Astronomie

Courbes de vitesse radiale

Courbes de vitesse radiale

Lorsque je mesure RV dans un programme pour plus de raies spectrales, sera-t-il équivalent ? Je veux dire que je mesure les RV d'une raie dans la région spectrale bleue, les RV d'une raie dans la région spectrale rouge… Merci beaucoup.


Cela dépend des lignes que vous mesurez et dans quel type d'étoile.

Lorsque vous mesurez la RV à partir d'une raie spectrale, vous mesurez une RV moyenne pondérée en intensité sur la région où la raie est formée.

Pour une étoile comme le Soleil, les raies photosphériques sont toutes formées dans une couche n'excédant pas environ 1000 km et les différences de RV avec la profondeur dans l'atmosphère sont faibles (mais non négligeables si vous êtes intéressé à trouver des exoplanètes de faible masse en utilisant le VR). D'un autre côté, si vous deviez commencer à mesurer les VR à partir de lignes provenant de la chromosphère ou de la couronne, vous pourriez trouver différents VR causés par les mouvements de masse du gaz émetteur.

De même, les étoiles chaudes sont entourées de vents rapides avec une structure de température. Différentes lignes peuvent provenir à différentes hauteurs de gaz avec une vitesse différente. Cela peut conduire à différents véhicules récréatifs de différentes lignes.

Une meilleure façon de mesurer la VR consiste à effectuer une corrélation croisée avec un modèle synthétique ou observé d'un similaire star avec un VR connu.


Orbite circulaire—décalage de vitesse radiale¶

La vitesse radiale est la composante radiale de la vitesse d'une source par rapport à un observateur et est généralement déduite par spectroscopie. La lumière d'un objet faisant partie d'un système binaire et en orbite autour du centre de masse commun sera soumise à l'effet Doppler. Étant donné une orbite circulaire, son changement de vitesse radiale montrera des variations sinusoïdales déterminées par les éléments orbitaux de l'objet.

classer PyAstronomy.modelSuite.radVel. SinRadVel

  • P - flottant, période orbitale [d]
  • T0 - float, temps de transit central [d]
  • K - flotteur, vitesse radiale semi-amplitude [km/s]
  • rv0 - float, décalage constant de la vitesse radiale [km/s]

Par défaut, tous les paramètres restent figés.

La convention est qu'à la phase zéro, la vitesse radiale orbitale est également nulle. Avec l'augmentation de la phase, l'objet devient d'abord plus bleu.

MCMCautoParameters (plages[, picky, …]) Fonction de commodité pour générer des paramètres pour l'ajustement MCMC.
addConditionalRestriction (*args) Définissez une restriction conditionnelle.
assignValue (specval) Attribuez de nouvelles valeurs aux variables.
assignValues ​​(specval) Attribuez de nouvelles valeurs aux variables.
autoFitMCMC (x, y, ranges[, picky, stepsize, …]) Fonction de commodité pour l'utilisation de paramètres d'échantillonnage générés automatiquement dans MCMC.
availableParamètres () Fournit une liste des paramètres existants.
delRestriction (parName) Supprimer la restriction
description ([parenthèse]) Renvoie une description du modèle basée sur les noms des composants individuels.
errorConfInterval (par[, dstat, statTol, …]) Calculer l'intervalle de confiance pour un paramètre.
évaluer (x) Calcule et renvoie le décalage de vitesse radiale en fonction des paramètres actuels du modèle.
fit (x, y[, yerr, X0, minAlgo, maAA, …]) Effectue un ajustement.
fitEMCEE ([x, y, yerr, nwalker, priors, …]) Échantillonnage MCMC à l'aide du package emcee.
fitMCMC (x, y, X0, Lims, Steps[, yerr, …]) Effectuer une estimation d'ajustement/d'erreur MCMC.
freeParamNames () Obtenez les noms des paramètres libres.
freeParamètres () Obtenez les noms et les valeurs des paramètres libres.
gel (spécificateurs) Considérez les variables libres de flotter.
congeléParamètres () Obtenez les noms et les valeurs des paramètres gelés.
getRelationsOf (spécificateur) Retourne les relations d'une variable.
obtenirRestrictions () Obtenez toutes les restrictions.
hasVariable (spécificateur) Déterminez si la variable existe.
numberOfFreeParams () Obtenez le nombre de paramètres libres.
paramètreSummary ([toScreen, préfixe, tri]) Écrit un résumé des paramètres sous forme de texte.
paramètres () Obtenez les noms et les valeurs des paramètres.
relier (dependentVar, IndependentVars[, func]) Définir une relation.
removeConditionalRestriction (*args) Supprimez une contrainte conditionnelle existante.
renameVariable (ancienNom, nouveauNom) Changer le nom de la variable.
restoreState (ressource) Restaure les valeurs des paramètres à partir d'un fichier ou d'un dictionnaire.
saveState (*args, **kwargs) Enregistrez l'état de l'objet de raccord.
setObjectiveFunction ([miniFunc]) Définir la fonction objectif.
setPenaltyFactor (penalFac) Modifiez le facteur de pénalité.
setRestriction (restreint) Définir les restrictions.
setRootName (root[, renommer]) Définissez le nom racine du modèle.
showConditionalRestrictions (**kwargs) Afficher les restrictions conditionnelles.
steppar (pars, ranges[, extractFctVal, quiet]) Permet de faire passer un paramètre dans une plage spécifiée.
dégel (spécificateurs) Considérez les variables fixes.
untie (parName[, forceFree]) Supprimez toutes les relations du paramètre parName, c'est-à-dire que le paramètre ne dépend pas d'autres paramètres.
updateModèle () Recalculez le modèle en utilisant les paramètres actuels.
évaluer ( X ) ¶

Calcule et renvoie le décalage de vitesse radiale en fonction des paramètres actuels du modèle.


Courbes de vitesse radiale - Astronomie

Les étoiles avec les raies d'hydrogène les plus fortes (désignées par H dans l'image ci-dessus) ont été à l'origine classées comme type A, et les étoiles avec les raies d'hydrogène les plus faibles ont été classées comme type O. À l'origine, il y avait 15 types (AO), mais plus tard certains des les classes ont été omises, car elles avaient été inventées pour s'adapter à certains des spectres de mauvaise qualité. En 1920, un astronome indien nommé Saha a compris que les spectres pouvaient être triés par ordre de température, et le schéma de classification a été réorganisé :
OBAFGKM
Les étoiles O sont les étoiles les plus chaudes et les étoiles M sont les étoiles les plus cool. Une étoile a les raies d'hydrogène les plus fortes (c'est pourquoi Annie les a classées de cette façon !).

Les classes spectrales sont subdivisées en 10 sous-classes, 0-9. Une étoile O0 est la plus chaude, suivie d'une O1, O2, etc. O9 est juste un peu plus chaude qu'une B0, et ainsi de suite.

La plupart des étoiles peuvent être classées de cette façon. Il y en a quelques-uns qui ne correspondent tout simplement pas, un peu comme l'ornithorynque à bec de canard, qui ne rentre pas dans les classifications zoologiques. Avec ça, on fait ce qu'on peut.

Ainsi, la force des lignes indique la température, ainsi que l'abondance de l'élément. D'une certaine manière, c'est mauvais, car il est difficile de déterminer si une étoile a des lignes fortes parce qu'il y a beaucoup de cet atome là-bas, ou parce que c'est juste la bonne température. Nous avons donc besoin d'un moyen INDÉPENDANT pour déterminer la température.

Température: Les objets ont des couleurs pour l'une des deux raisons suivantes. Pensez à vos vêtements. Vos vêtements sont tous de couleurs différentes, car ils sont faits de toutes choses différentes. Ils ont été intentionnellement trempés dans la teinture pour qu'ils soient rouges, jaunes ou bleus ou une combinaison de ceux-ci. Mais les objets peuvent avoir de la couleur pour une autre raison. Pensez au brûleur d'une cuisinière électrique. Lorsque vous augmentez la température, le brûleur passe du noir au rouge. Cela vous indique que la température peut également changer la couleur.

Ceci est également vrai pour les étoiles. Dans ce cas, nous trouvons la température d'une étoile en comparant le spectre continu de l'étoile (la partie qui n'est PAS des lignes) avec un spectre de corps noir. Voici un ensemble de courbes de corps noir :

A partir de ces courbes, vous pouvez voir que les objets chauds sont plus bleus et les objets froids sont plus rouges. Les étoiles rouges sont donc plus froides que les étoiles bleues. "Quoi!?" Vous dites : "Les étoiles ont des couleurs ?!" Absolument. Si vous sortez la nuit et trouvez Orion dans le ciel, vous verrez Bételgeuse et Rigel, une étoile rouge et une étoile bleue, dans une constellation. C'est assez spectaculaire, et une fois que vous l'aurez remarqué, vous verrez de la couleur dans beaucoup d'étoiles.

L'autre chose importante que vous devriez remarquer à propos de cette figure est que les lignes n'ont pas exactement la même forme. Si vous les déplacez vers le haut ou vers le bas, ils ne culmineront pas au même endroit et ne s'aligneront pas non plus si vous les déplacez vers la gauche ou la droite ! Cela signifie que vous pouvez trouver la température d'une étoile simplement en mesurant le spectre du continuum à quelques endroits et en comparant les pentes des courbes du corps noir pour différentes températures.

Mouvement: Pendant tout ce temps, j'ai parlé des étoiles comme si elles étaient fixées dans le ciel. Mais ce n'est pas tout à fait vrai. Ils se déplacent, juste très lentement ! Les étoiles se déplacent dans toutes sortes de directions dans le ciel par rapport à la Terre. Lorsque les astronomes tentent de comprendre comment une étoile se déplace, ils le font généralement en deux étapes, car chaque partie doit être déterminée d'une manière différente. Le mouvement à travers le ciel s'appelle le mouvement propre, et le mouvement vers ou loin de nous s'appelle le mouvement radial.

    Mouvement correct : C'est le mouvement à travers le ciel, et est mesuré comme un changement dans l'Ascension Droite et la Déclinaison d'une étoile. Le mouvement correct a été découvert par Halley (de la comète de Halley). Il a comparé les positions d'Arcturus, Sirius et Aldebaran avec les positions notées par les anciens Grecs, et avec cette ligne de base de plusieurs milliers d'années, a pu déterminer qu'ils s'étaient déplacés de 0,5 degré, ce qui n'est pas très loin, si vous y réfléchissez.

  1. Ces trois étoiles sont parmi les plus brillantes.
  2. Cela signifie qu'ils sont peut-être aussi parmi les plus proches.
  3. Ces étoiles les plus proches sont les seules étoiles que je vois bouger.
  4. Par conséquent, peut-être que TOUTES les étoiles bougent, et si mes mesures étaient plus précises, je pourrais le voir.

L'étoile de Barnard est le moteur le plus rapide dans le ciel, et se déplace d'environ 10".25 par an. (Rappelez-vous à quel point une seconde d'arc est petite --- une balle de tennis à huit miles de distance !)

Pour comprendre cela, nous avons besoin d'une digression.

L'effet Doppler : Imaginez que vous êtes allongé sur le canapé en train de regarder des feuilletons. Un camion de pompiers descend la rue. Alors qu'il s'approche de vous, le ton de la sirène est plus élevé. Pendant qu'elle s'éloigne de vous, le ton de la sirène est plus faible. Si vous pouviez entendre les étoiles, elles feraient la même chose. Les étoiles qui s'approchent de vous auraient une hauteur plus élevée, et celles qui s'éloignaient de vous auraient une hauteur plus faible.

Malheureusement, le bruit ne voyage pas dans l'espace. Heureusement, le même effet s'applique également à la lumière, si nous remplaçons simplement la hauteur du mot par la fréquence du mot.

L'effet Doppler décale la fréquence de la lumière, selon que l'objet se déplace vers vous ou s'éloigne de vous. Si l'objet se déplace vers vous, il rattrape un peu la lumière lorsqu'elle est émise et la fréquence augmente. C'est ce qu'on appelle le « blue-shifting », et la lumière est plus bleue. Si l'objet s'éloigne de vous, la lumière s'étire et la fréquence diminue. C'est ce qu'on appelle "le décalage vers le rouge", et la lumière est plus rouge. La source dans l'image suivante est le point jaune. Il se déplace vers la gauche.

Comment pouvez-vous faire la différence entre un objet qui a été décalé vers le bleu et un autre qui est plus chaud ?

La réponse est d'utiliser les « lignes » discutées ci-dessus, qui montrent de quoi est faite l'étoile. Ceux-ci ont un motif particulier, ainsi qu'un ensemble particulier de longueurs d'onde lorsqu'ils sont au repos. Nous regardons les spectres des étoiles et mesurons de combien les raies se sont déplacées.

Le décalage de fréquence, la fréquence de repos et la vitesse sont tous liés :

c est la vitesse de la lumière.

Donc. Pour terminer. Que venons-nous de découvrir ? Ah d'accord. La vitesse radiale, ou le mouvement de l'étoile vers ou loin de vous. Pour comprendre cela, vous devez savoir que les lignes de signature d'un atome sont décalées lorsque l'objet se déplace et que l'ampleur du décalage est déterminée par la vitesse de l'étoile.

Ce sont donc toutes les choses que nous pouvons observer sur les étoiles. Ensuite, nous commencerons à parler de ce que nous pouvons déterminer SUR les étoiles à partir de ces caractéristiques observables.


Courbes de vitesse radiale théoriques

D'accord. alors voici le problème sur lequel je travaille. Supposons que vous observiez un corps céleste dans l'espace qui suit une orbite elliptique (relativement petite) autour d'un corps céleste distant plus grand (disons que c'est à une distance d telle que d>>a, où a est le demi-grand axe de l'orbite) . Par souci de simplicité, considérons à la fois la Terre et le plus grand corps céleste comme fixes, de sorte que le seul objet en mouvement est le plus petit corps.

Je voudrais trouver un moyen d'exprimer la vitesse radiale (c'est-à-dire la composante de la vitesse de l'objet qui se trouve le long de la ligne de mire de la terre) en fonction du temps, exprimée en termes d'angle d'inclinaison i, le demi- grand axe a (ou peut-être un sin i comme paramètre), l'excentricité e, la période P, la longitude du nœud ascendant en oméga majuscule et l'argument du périhélie en minuscule oméga.

Je suis relativement familier avec toutes les équations reliant chacun des paramètres les uns aux autres, et je peux même calculer pour un temps spécifique t ce que vous attendez de la vitesse radiale (avec des conditions initiales données), mais si c'est possible je le ferais comme une sorte d'équation pour cela (encore une fois, "it" étant la vitesse radiale) même s'il contient des fonctions trigonométriques inverses, afin que je puisse tracer mes propres courbes de vitesse radiale à regarder, sans grande quantité (ou plutôt, n'importe quelle quantité) de connaissances en programmation. En d'autres termes, j'aimerais pouvoir le faire avec Mathmematica, si possible.

Je ne m'attends pas à ce que quelqu'un me remette une équation ou quoi que ce soit, mais toute information, idée, référence, etc. concernant cette question serait utile.

J'ai lu de la littérature sur les systèmes stellaires binaires, qui semble inclure ce genre de choses. Cela a été utile, et j'ai vu un certain nombre d'endroits où les gens ont tracé ce genre de courbes, mais ils ne font pas le meilleur travail pour expliquer comment cela a été fait.


Composante de la vitesse le long de la ligne de visée vers l'observateur. Les objets avec une vitesse radiale négative se déplacent vers l'observateur tandis que ceux avec une vitesse radiale positive s'éloignent.

En astronomie, les vitesses radiales peuvent être déterminées en examinant le décalage vers le rouge des raies spectrales dans le spectre d'une étoile ou d'une galaxie. Cela permet aux astronomes de calculer la distance aux galaxies en utilisant la loi d'expansion de Hubble et également d'étudier les orbites des étoiles dans les binaires.

En raison de l'expansion de l'Univers, presque toutes les galaxies (sauf certaines des plus proches) ont des vitesses radiales positives.

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Représentation schématique du chemin d'instanciation de tous les modules EXOSIMS. Les flèches représentent l'instanciation d'un objet, et les références d'objet à chaque module sont toujours transmises directement au module appelant supérieur afin qu'un module donné ait accès à tout autre module qui lui est connecté par un chemin direct d'instanciations. Par exemple, TargetList a accès à la fois à PostProcessing et à BackgroundSources, tandis que Observatory n'a accès à aucun autre module. Le point d'entrée typique d'EXOSIMS est la construction d'un objet MissionSimulation, qui provoque l'instanciation de SurveySimulation, qui à son tour instancie tous les autres modules.

Le rendement est calculé à partir d'un ensemble d'enquête généré, qui contient les sorties de N simulations d'enquête, chacune pour un univers simulé donné, tous les autres paramètres de mission et d'instrument étant constants. L'univers simulé est régénéré pour chaque simulation de mission individuelle en rééchantillonnant les distributions de population de la planète et en synthétisant des planètes entièrement nouvelles. L'exécution d'une simulation de mission unique se produit dans une boucle de niveau supérieur, qui sélectionne chaque cible suivante dans le pool de cibles « actuellement » (à l'heure de mission simulée actuelle) disponibles, calcule le temps d'intégration requis, simule l'observation (et le suivi caractérisation, si les règles de mission sélectionnées l'exigent), puis simule le résultat, qui peut être un vrai positif (détection), un faux positif (moucheté ou objet d'arrière-plan mal identifié), un vrai négatif (détection nulle) ou un faux négatif (manqué détection). La fonctionnalité de l'exécution de l'enquête par défaut est étendue et augmentée dans plusieurs implémentations de simulation d'enquête supplémentaires conçues spécifiquement pour analyser HabEx et LUVOIR. Ci-dessous, nous détaillons deux d'entre eux, qui ont été largement utilisés pour produire les résultats de ce rapport.

Planification des observations

Le module de planification est l'épine dorsale d'EXOSIMS. Il pilote la séquence d'observation dynamique et contient la logique de sélection autonome de la cible. Plusieurs ordonnanceurs existent pour EXOSIMS, chacun étant adapté à une architecture et à un scénario d'observation. L'ordonnanceur de fonction de coût linéaire pondéré (WLCF) est utilisé pour les architectures ayant un ombrage (HabEx 4S et HabEx 4H). Dans le cas de l'architecture HabEx 4H, qui utilise à la fois un abat-jour et un coronographe, un ordonnanceur à plusieurs niveaux est en outre utilisé. Pour les architectures à coronographe uniquement, un programmateur WLCF simplifié est utilisé. Ci-dessous, nous présentons l'approche de planification de base utilisée, comment elle est adaptée pour servir le cas hybride coronographe/étoiles, et comment elle s'adapte aux observations répétées d'étoiles uniquement pour la détermination de l'orbite.

Planificateur de fonction de coût linéaire pondéré

L'ordonnanceur WLCF, implémenté dans EXOSIMS en tant que « linearJScheduler », est basé sur une méthodologie d'ordonnancement d'observations entièrement décrite par Savransky et al. 11 Un ordonnanceur Starshade doit trouver un compromis entre les cibles à haute complétude et les cibles à faible vitesse. Le problème de la maximisation de l'exhaustivité d'une série d'observations soumise à une contrainte de balayage global est lié au TSP bien connu, mais avec des différences clés qui rendent une approximation temporelle mais dynamique plus efficace. 11 Une description détaillée de l'approche et des termes de la fonction de coût se trouve à l'annexe B.

La modification des facteurs de pondération sur les termes de la fonction de coût modifie les priorités de la mission. Les facteurs de pondération optimaux peuvent être déterminés en enveloppant l'ensemble de la simulation dans un schéma d'optimisation avec une fonction objectif définie de manière appropriée (par exemple, le nombre de caractérisations spectrales jumelles de la Terre dans un ensemble fixe d'univers simulés). Cette approche a été utilisée à plusieurs reprises pour évaluer les choix de paramètres pour cet ordonnanceur dans différentes conditions de fonctionnement.

Planificateur à plusieurs niveaux

Le planificateur à plusieurs niveaux a été développé pour l'architecture hybride HabEx d'ombre stellaire et de coronographe. Il s'agit d'un programmateur hiérarchique qui programme l'ombre des étoiles au niveau supérieur et remplit les observations du coronographe au niveau inférieur. Les observations sont programmées séquentiellement pour permettre une réponse dynamique aux découvertes et au succès ou à l'échec des observations. Les observations de l'ombre des étoiles ont la première priorité, en utilisant le planificateur WLCF ci-dessus pour trouver un chemin d'ombre des étoiles efficace. Pendant les rotations de l'ombre des étoiles, les observations du coronographe sont programmées dans le deuxième niveau. Également pendant les rotations, le temps d'observation de l'observatoire général (GO) est alloué au taux spécifié (50% pour le concept de mission de base HabEx). Le temps GO est alloué chaque fois que l'accumulation de temps GO « dû” dépasse 1 jour, à moins qu'une observation d'ombre stellaire n'ait lieu, auquel cas le temps dû est alloué à la fin de l'observation d'ombre. Cela distribue le temps GO uniformément tout au long de la mission. Des détails supplémentaires se trouvent dans la section des résultats pour le cas hybride HabEx 4H (Sec. 2.3.2).

La figure 3, disponible sous forme de vidéo, montre une séquence d'observation pour un univers possible pour le scénario hybride HabEx d'ombre stellaire et de coronographe, programmé avec le planificateur à plusieurs niveaux. (La version d'image fixe montre la tournée finale exécutée par la mission.) La région d'observabilité de l'ombre des étoiles compte tenu des contraintes d'interdiction solaire est l'anneau blanc à l'intérieur de la figure, et les rotations d'ombre des étoiles sont indiquées par les flèches noires. Alors que l'ombre se dirige vers sa prochaine cible, le télescope se repointe rapidement pour permettre au coronographe de rechercher de nouvelles exoplanètes. Les observations de révision sont indiquées par une taille de marqueur augmentée. Une fois que des observations suffisantes ont déterminé l'orbite, la cible est promue à l'ombre des étoiles pour la caractérisation spectrale.


Dictionnaire étymologique de l'astronomie et de l'astrophysiqueanglais-français-persan

Un particulier → Variable Mira avec un → pulsation période de 387 jours entourée d'une → nébuleuse en émission. R Aqr est un → symbiotiqueétoile binaire avec une perte de masse, palpitante → géant rouge et un compagnon chaud accréteur avec un jet → sortie qui ionise une nébuleuse en émission. La période orbitale du binaire R Aqr est d'environ 44 ans comme déduit des phases périodiques de luminosité réduite observées vers 1890, 1933 et 1977. Ces phases sont interprétées comme des obscurcissements partiels du mira par le compagnon avec son → disque d'accrétion et les flux de gaz et de poussières associés. La période orbitale déduite est supportée par → vitesse radiale mesures (Schmid et al., 2018, A&A 602, A53 et références y figurant).

Un → association stellaire contenant un certain nombre de → nébuleuse par réflexione. Les étoiles sont de masse faible ou intermédiaire et jeunes, âgées de moins d'un million d'années. Ils sont encore entourés de plaques de poussière qui réfléchissent et absorbent la lumière du nuage interstellaire dans lequel ils se sont formés. Ce type d'association a été suggéré pour la première fois par Sidney van den Bergh (1966, AJ 71, 900).

Un → nucléosynthèse processus dans lequel → élément chimiques plus lourd que → zinc sont créés par le bombardement intense d'autres éléments par → neutrons en succession rapide. La caractéristique essentielle du processus r est la libération d'un grand nombre de neutrons en un temps très court (moins de 100 secondes). Le r-process est une version "rapide" du → s-processus, se produisant en supernova → effondrement du noyau et éventuellement quand un → étoile à neutrons fusionne avec un → trou noir dans un → étoile binaire.

r signifie rapide, puisque le processus implique une succession de captures rapides de neutrons sur les noyaux des germes de fer → traiter.

Une sphère → front d'ionisation de → Région H IIs qui se déplace radialement vers l'extérieur du → étoile passionnante à une vitesse bien supérieure à → vitesse du son dans le gaz neutre froid environnant de densité uniforme (en avant du front). Les fronts d'ionisation de type R correspondent à l'évolution précoce des régions H II, et finiront par se transformer en → Front d'ionisation de type Ds. Si le mouvement du front est supersonique par rapport au gaz derrière et devant le front, le front est appelé faible R. le fort R front correspondent à une forte augmentation de la densité sur le front.

R se référant à un gaz raréfié → taperionisationde face.

L'objet central du → 30 Dorados nébuleuse dans la → Grand Nuage de Magellan. Également connue sous le nom de HD 38268, on pensait qu'il s'agissait d'une seule étoile de plusieurs milliers → masse solairees jusqu'à → interférométrie mouchetée les techniques l'ont résolu en un amas d'étoiles riche et compact. Des études récentes à haute résolution ont montré que R136 contient 39 étoiles O3 connues, ce qui est plus que connu pour être contenu dans le reste du → voie Lactée, → LMC, et → SMC combiné. R136 est un prototype de "super amas d'étoiles", avec une masse estimée à 10 5 masses solaires. Ses étoiles les plus massives ont moins de 1 à 2 millions d'années, tandis que ses étoiles de masse inférieure se sont formées il y a 4 à 5 millions d'années.

Le numéro de série Radcliffe 136 (Feast et al. 1960, MNRAS 121, 25).

1a) Un groupe de personnes apparentées par descendance commune ou par hérédité.
1b) Une population ainsi apparentée.
2) Un concours de vitesse, comme la course, l'équitation, la conduite ou la voile (Dictionary.com).

1) De M.Fr. course « race, race, lignée, famille », de Cela. razza, (cf. Sp. et Port. raza), d'origine inconnue.
2) M.E. raser), de l'O.N. ras "course, course", apparenté à O.E. ræs "une course, une ruée, un saut, un saut."

1) Nežâd, littéralement "né", finalement de Proto-Ir. *nizat-, cf. Un V. nizənta- "né", de → ni- + *zan- « donner naissance, naître », apparenté à âzâd, → libre voir aussi → produire.
2) Taz, tige actuelle de Tâxtan/tâz- "courir, foncer, attaquer" → monter.

1) Une croyance ou une doctrine selon laquelle les différences inhérentes entre les différentes races humaines déterminent la réussite culturelle ou individuelle, impliquant généralement l'idée que sa propre race est supérieure et a le droit de gouverner les autres.
2) Une politique, un système de gouvernement, etc., basé sur ou favorisant une telle discrimination de doctrine (Dictionary.com).

Une unité d'énergie absorbée par les rayonnements ionisants, égale à 100 → ergs par gramme, soit 0,01 → joules par kilogramme de matière irradiée. Rad a été remplacé par → gris (Gy).

Forme abrégée roentgen une dose absorbéeroentgen.

Un dispositif d'émission/réception dans lequel l'écho d'une impulsion de rayonnement micro-ondes est utilisé pour détecter et localiser des objets distants.

De ra (dio) d (détection) a (nd) r (angulation).

Affichage graphique des mesures par un → radar de gisements minéraux sur une surface planétaire.

Émanant d'un point central commun disposé comme les rayons d'un cercle.

De L. radiale, de → rayon-Al.

Le processus par lequel un → étoile du disque change son → distance galactocentrique. La migration radiale implique → transfert de moment angulaire, résultant de → résonances créé par transitoire → onde de densités comme → bars ou → bras en spirales dans → disque galactiques. Selon → dynamique galactique modèles, → barattage est la principale cause de migration radiale. La migration radiale des étoiles joue un rôle important dans la formation des propriétés des disques galactiques.

Mouvement s'éloignant ou se dirigeant vers un point ou un axe central.

Toute caractéristique radiale de courte durée (généralement moins de 24 heures) qui apparaît périodiquement sur la moitié externe de → Saturne's → Apporter, lorsque l'angle d'inclinaison de l'anneau est petit. Ces caractéristiques tournent au même rythme que celles de la planète → champ magnétique et conservent leur forme pendant une grande partie de leur existence même s'ils s'étendent sur des dizaines de milliers de kilomètres à travers les anneaux. On pense que les minuscules particules qui composent ces rayons sont chargées électriquement et temporairement « gelées » dans le champ magnétique de la planète (Ellis et al., 2007, Planetary Ring Systems, Springer).

Composante d'un vecteur vitesse tridimensionnel d'un objet dirigé le long de la ligne de visée. It is measured by examining the Doppler shift of lines in the spectrum of astronomical objects.

A curve describing the variation of the radial velocity of a star, due to the Doppler effect, under the gravitational effect of a secondary body (companion or exoplanet). The amplitude of these variations depends upon the mass of the secondary and its distance from the star.

The technique based on the analysis of the → radial velocity curve, used to detect the presence of an invisible secondary around a host star. This method holds the majority of exoplanet discoveries.

A unit of angular measure one radian is that angle with an intercepted arc on a circle equal in length to the radius of the circle.

From radi(us) + -an an originally adj. suffixe.

1) Generally, the → Energie radiante per unit → solid angle per unit of → projected area of the → la source. It is usually expressed in → watt per → steradian per → carrémètre (W m -2 sr -1 ). Same as steradiancy.
2) Of any particular → longueur d'onde within the interval covered by a → spectral line, the → energy per unit → surface per steradian, per wavelength denoted je λ . The term radiance is often loosely replaced by "→ intensity." The radiance of the whole line is given by I = ∫ I λ dλ. The radiance of an → emission line depends, among other things, upon the → number of → atoms per unit area in the → line of sight (the → column density) in the → upper level of the line.

From radia(nt), → radiant, + → -ance.

Tâbešmandi, noun from tâbešmand "possessing radiation," from tâbeš, → radiation, + -mand a suffix denoting possession Mid.Pers. -ômand suffix forming adjectives of quality.

1) Sending out rays of light bright shining.
See also: → Energie radiante, → flux radiant, → radiant intensity.
2) The point in the sky from which → météores in a → meteor shower appear to radiate or come. See also: → radiant drift.

M.E., from M.Fr. radiant, from L. radiantem (nominative radians) "shining," pr.p. de radiare "to shine, radiate," → radiation.

1) Tâbandé, tâbeši adj. de tâbidan, → radiate.
2) Tâbsar, from tâb "light, radiation," → radiation, + sar "head, top, summit, point," → head.


Radial Velocity of Galaxies

I suppose this thread might be an appropriate place for me to add my request for assistance on the question of rotating galactic systems. I am interested in the problem of the observed asymmetry in left side/right side rotational velocity of curves of spirals and barred galaxies, but I cannot seem to find any thing that provides a general/comprehensive treatment of the subject, or even an introductory report on the nature and scope of the analytical issues involved. The advanced papers I have read on the subject are highly focused and, it appears to me, do not fully explicate the underlying issues involved in interpretating the "data". For example, I have canvassed probably 75 papers dealing with the kinematics and asymmetric velocity curves of these systems and not one of them identifies the adjustments required for interpreting the rotational velocity data on account of the Hubble shift. I have ordered Binney and Merrifield as it appears to be the go to resource in the field, but, I find it very hard to believe that there isnt a generally available resource that is addressed to the specific problem of sorting out the data evidencing the asymmetry in the rotational velocities of these systems. At this point, I am specifically interested in the modeling of the effects of the Hubble Flow on the interpretation of the Left/Right rotation curves of these galaxies across the scale of low to high z systems. Any assistance in pointing me to helpful sources/resources addressing this subject or the broader subject of asymmetric kinematics (exclusive of "lopsided" systems--spatial asymmetry of mass distribution), of these systems would be much appreciated.


Radial Velocity Studies of Galactic Cepheids

This seemed like an appropriate time to summarize the results of the Cepheid radial velocity studies which I have been carrying out at DDO for nearly 30 years now. The main thrust of the program has been radial velocity measurements of Cepheids, particularly binaries. This has been combined with satellite (IUE and HST) velocity work to measure Cepheid masses. These are still the best fiducial for testing evolutionary tracks of evolved objects, as well as quantitative measurements of primary distance indicators. In addition the program has produced a definitive distribution of mass ratios in intermediate mass binaries, important information on star formation. Finally the combined ground-based and satellite studies leave us poised to make use of newly resolved binary systems. The one program which I am currently working on is to try to measure the velocities of the bright companions of 3 Cepheids near 4000 A. This is particularly well-suited to DDO, since it requires spectral subtraction. If we (Evans, Vinko, Kiss, and Beattie) succeed - and I did many years ago with SU Cyg--three systems will be strong candidates for both resolution and HST velocity work. The program started in the 1970's and is still continuing. In 1989, a new mode of service observing has been started when I was associated with the Institute for Space and Terrestrial Science in Toronto. The first papers from this mode started appearing in 1994 since then we have had 6 papers in refereed journals and 9 papers in conference proceedings. The following persons contibuted to the program: Tom Bolton, John Percy, Ben Sugars, Jozsef Vinko, Ron Lyons, Jim Thomson, Irina Dashevsky and Andrzej Udalski. Below I include a list of publications, those either containing DDO data, or very directly following from DDO results such as orbits. (A couple of Southern stars are thrown in because they complete the Cepheid information.) DDO has been a wonderful facility to work on the multi-year orbits of Cepheids, and without the orbits, the breakthrough satellite results (double-lined spectroscopic binaries) would not have been possible. Nancy