Astronomie

Comment calculer la luminosité bolométrique d'une galaxie ?

Comment calculer la luminosité bolométrique d'une galaxie ?

Je suis un peu confus par les corrections bolométriques. Si j'ai une luminosité aux rayons X dans la bande 2-10 keV, comment peut-on la convertir en $L_{bol}$? Du livre de Netzer La physique et l'évolution des noyaux galactiques actifs J'ai obtenu ces facteurs de correction bolométriques :

Optique: $BC_{5100} = 53 - log(L_{5100})$

et radiographie : $log(L_{5100}) = 1,4fois log(L_X) - 16,8$

où la correction bolométrique pour la luminosité des rayons X ($L_X$) est obtenu en deux étapes, en utilisant à nouveau l'équation du BC optique. L'index $5100$ représente le continuum optique mesuré à $5100$ angström. Je n'arrive pas à comprendre ce que j'ai à faire avec ça $BC_{5100}$ une fois que je l'ai. Multiplier par $L_X$? Le livre dit "(… ) BC, qui peuvent être utilisés pour convertir une mesure monobande de $L$ dans une approximation $L_{bol}$."

Je suis heureux d'utiliser des facteurs de correction définis ailleurs au lieu de ceux que j'ai cités. Je veux juste calculer une estimation pour $L_{bol}$ pour mes galaxies.


La correction bolométrique est la différence entre une magnitude bolométrique et la magnitude dans une bande.

$$BC = M_{ m bol} - M_{5100} = -2.5logleft(frac{L_{ m bol}}{L_{5100}} ight) $$ $$log L_{ m bol} = log L_{5100} - 0.4BC ,$$ $$ log L_{ m bol} = log L_{5100} +0,4log L_{5100} - 21,2 ,$$ $$ log L_{ m bol} = 1.4(1.4 log L_x -16.8) - 21.2 , $$ $$ log L_{ m bol} = 1,96log L_x -44,72 .$$


Comment calculer la luminosité dans la bande g à partir de la magnitude AB absolue et de la distance de luminosité ?

Comment puis-je calculer la luminosité (non bolométrique) $L$ d'une galaxie (ou d'une étoile d'ailleurs) sur une bande donnée à partir de sa magnitude apparente AB $m_$ sur cette bande et sa distance de luminosité $d_L$ ?

Par exemple, considérons la bande g qui a généralement un $lambda_ = 467 ext< nm>$ et un $Delta lambda = 100 ext< nm>$. Étant donné que cette galaxie a une magnitude apparente AB de $m_g = 22,5$ et une distance de luminosité de $1991 ext< Mpc>$ (c'est-à-dire $z = 0,355$ si vous êtes curieux), quelle est sa luminosité ? Je sais que je dois utiliser l'équation suivante, mais je ne sais pas quelle valeur choisir pour $M_odot$.

J'ai essayé 5.12 à partir d'un site Web qui correspond à la valeur de $M_odot$ en bande g mais cela me donne une réponse différente par rapport au calcul de la luminosité à l'aide du flux :

$L = 4 pi d_^2 f_ u Delta u$

où $f_ u$ est la densité de flux et $Delta u$ est la largeur de fréquence de la bande (il s'agit d'une approximation de l'intégration sur la fréquence, en supposant que les bandes sont des fonctions échelonnées). Alors, comment puis-je trouver la luminosité en utilisant la magnitude absolue ?


Luminosité pour un corps noir

En astronomie, la luminosité est la quantité totale d'énergie émise par une étoile, une galaxie ou un autre objet astronomique par unité de temps. Elle est liée à la luminosité, qui est la luminosité d'un objet dans une région spectrale donnée. En unités SI, la luminosité est mesurée en joules par seconde ou en watts. Les valeurs de luminosité sont souvent exprimées en termes de luminosité du Soleil, qui a une puissance totale de 3,846 × 1026 W. Le symbole de la luminosité solaire est L⊙. La luminosité peut également être donnée en termes de magnitude. La magnitude bolométrique absolue (Mbol) d'un objet est une mesure logarithmique de son émission d'énergie totale.

L'équation de Stefan-Boltzmann appliquée à un corps noir donne la valeur de luminosité pour un corps noir, objet idéalisé, parfaitement opaque et non réfléchissant.


Réponses et réponses

Pour autant que je sache, vous devez avoir des comptes de photons pour des températures spécifiques pour les étoiles pour lesquelles vous souhaitez calculer la correction. C'est essentiellement parce qu'à une température donnée, il y a un nombre de photons que nous nous attendons à voir et un nombre de photons que nous voyons réellement, la différence est, en partie, due au fait que le détecteur que nous utilisons n'est pas sensible à toutes les longueurs d'onde.


La formule que je connais concernant la correction bolométrique est :

où Ni sont des nombres de photons et T sont des températures. BC2 est la correction bolométrique pour la deuxième étoile.

Cependant, je ne sais pas si vous en avez besoin, mais il y a d'autres facteurs qui méritent d'être mentionnés. Par exemple, le détecteur utilisé pour trouver les comptes ci-dessus est susceptible non seulement de ne pas être sensible à toutes les longueurs d'onde, mais est également susceptible d'incorporer involontairement un biais - il ne sera pas également sensible à toutes les longueurs d'onde. Il existe également d'autres facteurs tels que : votre nombre de photons est-il soumis à l'absorption interstellaire ? Je ne sais pas si tout cela est pertinent.

la correction bolométrique peut-elle être calculée si tout ce que je sais des propriétés des variables d'une céphéide est sa période? par exemple, si la variable céphéide a une période de 3 jours, je peux utiliser une relation période-luminosité pour calculer la luminosité, à partir de là, je peux alors calculer la magnitude bolométrique. ma question est vraiment la suivante, puis-je ensuite calculer la correction bolométrique requise pour trouver la magnitude visuelle absolue? ou existe-t-il un moyen plus simple d'obtenir la magnitude visuelle absolue à partir des informations fournies.

j'espère que quelqu'un pourra m'orienter dans la bonne direction, merci

(c'est une question qui a été soulevée dans l'un des livres que je lis, donc si c'est dans le mauvais forum, je m'en excuse)

Pour une Céphéide, si tu sais rien que la période, vous ne seriez pas en mesure d'utiliser la relation période-luminosité pour obtenir une magnitude bolométrique ou quoi que ce soit, y compris la distance. C'est parce qu'il existe des " céphéides classiques " de la population I avec des périodes de 2 à 40 jours et des " étoiles W-Virginis " qui sont des céphéides de la population II.

Pour une période donnée, les étoiles W-Virginis sont d'environ 1,5 à 2,0 magnitudes de moins que les céphéides classiques, vous auriez donc au moins besoin d'une analyse spectrale pour déterminer si l'étoile est une céphéide Pop I ou Pop II. C'est sur ce point particulier que les premières mesures (des années 20 je pense) à la galaxie d'Andromède ont montré

1,1 million de Ly alors qu'il est en fait

2,2 à 2,5 millions de Ly. Les premières mesures de céphéides et les relations période-luminosité ont été effectuées uniquement sur des céphéides classiques, d'où la ou les erreurs d'origine.


Comment calculer la luminosité bolométrique d'une galaxie ? - Astronomie

le Calculatrice d'astronomie comprend des fonctions utiles pour l'étude de l'astronomie. Les formules sont organisées dans différents onglets à droite comme suit : T 2 = (4π • R 3 )/(G•M)
Kepler&aposs Troisième loi

Calculatrices d'astronomie

  • Kepler&aposs 3 ème loi formule T² = (4π • R³)/(G • M)
    • (M) - masse du système .
    • (T) - période de l'orbite .
    • (R) - distance de séparation entre les deux objets .
    • (G) - constante de gravité universelle
    • (α) - angle
    • (D) - distance à l'objet astronomique
    • (S) - taille ou diamètre de l'objet astronomique
    • Changement de magnitude par rapport au ratio de flux
    • Flux Ratio de Magnitudes
    • Pouvoir de résolution d'un télescope
    • Grossissement d'un télescope
    • Masse de Luminosité
    • Masse de l'accélération et du rayon
    • Masse de la vitesse et de la séparation
    • Masse de la planète extra-solaire à partir de la masse de l'étoile, du rayon de l'orbite de l'étoile et du rayon de l'orbite de l'exoplanète
    • Masse de la planète extra-solaire à partir de la masse et de la vitesse de l'étoile et de la vitesse de la planète
    • Taille relative à partir de la température et de la luminosité relatives
    • Température relative à partir de la taille relative et de la luminosité
    • Luminosité relative à partir de la température et de la taille relatives
    • Vitesse du décalage dans la longueur d'onde et la longueur d'onde non décalée
    • Décalage de la longueur d'onde de la longueur d'onde et de la vitesse
    • Longueur d'onde du corps noir à partir de la température
    • Température du corps noir à partir de la longueur d'onde maximale
    • Énergie des photons à partir de la longueur d'onde
    • Longueur d'onde du photon à partir de l'énergie
    • Distance de la magnitude absolue et apparente
    • Rayon de la vitesse et de la période
    • Vitesse de mouvement circulaire
    • Heure de Hubble
    • Luminosité de la masse

    Calculatrices Astro associées :

    • Loi Hubble&aposs
    • Kepler&aposs 3 rd Law Calc a Kepler&aposs 3 rd Law résolue pour chaque paramètre.
    • La calculatrice d'astronomie contient des formules de base pour un niveau collégial Introduction à l'astronomie
    • Exoplanet Calculator contient des formules pour étudier les planètes en dehors de notre système solaire.
    • Le calculateur de distance astronomique fournit la distance entre la Terre et de nombreux corps astronomiques (par exemple, le soleil, la lune, les planètes, les étoiles, le centre et le bord de la Voie lactée, la galaxie d'Andromède)
    • Le calculateur de temps de trajet à distance astronomique calcule le temps nécessaire pour se rendre dans des parties éloignées de l'espace à différentes vitesses.
    • Calculatrice d'ellipse
    • Calculatrice vectorielle 3D :
    • Calculatrice d'équation de Drake
    • Calculateur d'équation de Seager
    • Calculatrice d'équation de Friedman

    Calculatrice d'astronomie et créateur d'aposs

    Remerciements particuliers au Dr Stephen Spicklemire, directeur du département Physique et sciences de la Terre et de l'espace, professeur agrégé de physique à l'Université d'Indianapolis. Le Dr Spicklemire a créé cette calculatrice et toutes les équations (fonctions) sous-jacentes pour aider ses étudiants en astronomie.

    "vCalc est impressionnant pour mes étudiants en astronomie. Avec vCalc je peux leur poser de vrais problèmes qui nécessiteraient normalement un raisonnement assez sophistiqué et mathématiques, et maintenant ils peuvent fais le raisonnement, parce qu'ils ne sont pas découragés par les mathématiques. C'est génial." Dr Steve Spicklemire


    Réponses et réponses

    Les vitesses radiales ne sont-elles pas très éloignées de la mécanique newtonienne/relativiste et calculées sur la base d'un modèle théorique de la matière noire ? Je vois que MOND peut être un excellent prédicteur des vitesses des étoiles pour des types de galaxies très spécifiques, mais cela semble être juste une astuce mathématique, donc ce n'est vraiment pas une bonne explication pour les vitesses plus élevées que nous voyons.

    Quel serait un exemple de formule de base utilisée pour calculer la masse sans rechercher une précision significative ?

    La masse lumineuse, je crois, est mesurée expérimentalement par le nombre d'étoiles et est une estimation assez approximative. Son seul but réel est d'obtenir l'ordre de grandeur correct, qui est clairement un ordre de grandeur inférieur à la masse totale, c'est donc une estimation juste assez précise pour nous dire qu'il y a beaucoup de masse ailleurs.

    Le calcul de la masse de la galaxie peut être fait en utilisant une vitesse radiale du système solaire :

    disons qu'un système solaire orbite autour du centre d'une galaxie de rayon d. L'orbite est circulaire, mais si vous dessinez une sphère autour du centre de la galaxie, toujours de rayon d pour que le système solaire tourne le long du bord de la sphère, alors la masse contenue dans le volume de cette sphère est :

    P = période orbitale
    G = grav. constant

    masse dans la sphère : M = 4*pi^2*d^3/(GP^2) = d*v^2/G

    La majeure partie de la masse, en particulier la "masse sombre", sera située dans une orbite du système solaire, c'est donc une approximation suffisante.


    Il n'y a aucun moyen de calculer une telle chose à partir des premiers principes : la luminosité d'une galaxie dépend de l'efficacité avec laquelle elle a réussi à former des étoiles à partir de la matière à sa disposition. La formation des étoiles est bien trop compliquée pour admettre un calcul de premier principe.

    Mais il existe des relations empiriques entre masse et luminosité, qui sont utilisées et affinées depuis de nombreuses années. Lorsque nous essayons de comprendre la structure à grande échelle de l'Univers, nous voulons savoir où se trouve la masse, mais ce que nous pouvons mesurer, c'est où se trouve la lumière. D'où le grand intérêt pour les relations masse-luminosité. Le lien que vous fournissez dans votre édition est un exemple de ce travail. Pour en trouver d'autres, un bon mot à la mode à rechercher est « rapport masse/lumière ». Par exemple, cet article pourrait être un bon point de départ (même si je ne l'ai pas lu).


    Comment calculer la luminosité bolométrique d'une galaxie ? - Astronomie


    Objectifs : Nous visons à étudier la fraction de rayonnement stellaire absorbée par la poussière, f abs , dans 814 galaxies de différents types morphologiques. Les cibles constituent la grande majorité (93 %) de l'échantillon de DustPedia, y compris presque toutes les grandes galaxies (diamètre optique supérieur à 1') proches (v 3000 km s -1 ) observées avec l'observatoire spatial Herschel.
    Méthodes : Pour chaque objet, nous avons modélisé la distribution spectrale de l'énergie de l'ultraviolet au sous-millimétrique à l'aide de la photométrie DustPedia dédiée et adaptée à l'ouverture et du Code Investigating GALaxy Evolution (CIGALE). La valeur de f abs a été obtenue à partir de la luminosité totale émise par les poussières et de la luminosité bolométrique, qui sont estimées par l'ajustement.
    Résultats : En moyenne, 19% du rayonnement stellaire est absorbé par la poussière dans les galaxies DustPedia. La fraction monte à 25 % si l'on ne considère que les galaxies de type tardif. La dépendance de f abs sur la morphologie, montrant un pic pour les galaxies Sb-Sc, est faible, elle reflète une corrélation positive plus forte, mais large, avec la luminosité bolométrique, qui est identifiée pour le type tardif, dominé par les disques, à haute spécificité. taux de formation d'étoiles, objets riches en gaz. Nous ne trouvons aucune variation de f abs avec l'inclinaison, en contradiction avec les modèles de transfert radiatif des galaxies de bord. Ces résultats appellent à une modélisation auto-cohérente de l'évolution de la masse de poussière et de la géométrie tout au long de la constitution du contenu stellaire. Nous fournissons également des modèles de distribution d'énergie spectrale dans des groupes de morphologie et de luminosité et étudions la variation de f abs avec la masse stellaire et le taux de formation d'étoiles spécifique. Nous confirmons qu'il manque à l'Univers local les objets à f abs élevé, lumineux et activement stellaires nécessaires pour expliquer le bilan énergétique dans les observations de la lumière de fond extragalactique.


    Comment calculer la luminosité bolométrique d'une galaxie ? - Astronomie

    Nous présentons une étude des propriétés multi-longueurs d'onde, de l'infrarouge moyen aux rayons X durs, d'un échantillon de 255 AGN de ​​type 2 sélectionnés par spectroscopie dans le sondage XMM-COSMOS. La plupart d'entre eux sont obscurcis et la densité de la colonne absorbant les rayons X est déterminée soit par des analyses spectrales aux rayons X (pour 45 % de l'échantillon), soit à partir des rapports de dureté. Les distributions d'énergie spectrale (SED) sont calculées pour toutes les sources de l'échantillon. Les SED moyens dans la bande optique sont dominés par la lumière de la galaxie hôte, en particulier aux faibles luminosités des rayons X et aux décalages vers le rouge. Il existe également une tendance entre la luminosité des rayons X et celle de l'infrarouge moyen : la contribution de l'AGN dans l'infrarouge est plus élevée à des luminosités de rayons X plus élevées. Nous calculons les luminosités bolométriques, les corrections bolométriques, les masses stellaires et les taux de formation d'étoiles (SFR) pour ces sources en utilisant une modélisation multi-composants pour démêler correctement l'émission associée à la lumière stellaire de celle due à l'accrétion des trous noirs. Pour 90 % de l'échantillon, nous disposons également des classifications morphologiques obtenues avec une version améliorée de l'estimateur zurichois des types structuraux (ZEST+). Nous constatons qu'en moyenne les AGN de ​​type 2 ont des corrections bolométriques plus faibles que les AGN de ​​type 1. De plus, nous confirmons que les morphologies des galaxies hôtes AGN indiquent qu'il existe une préférence pour ces AGN de ​​type 2 pour être hébergés dans des galaxies à dominance renflée avec des masses stellaires supérieures à 10 10 masses solaires.


    Comment calculer la luminosité bolométrique d'une galaxie ? - Astronomie


    Objectifs : Nous étudions l'influence de l'environnement sur l'évolution des galaxies en étudiant la fonction de luminosité (LF) de galaxies de différents types morphologiques et de couleurs à différents niveaux de densité environnementale.
    Méthodes : Nous construisons les LF séparément pour des galaxies de morphologie différente (spirale et elliptique) et de couleurs différentes (rouge et bleu) en utilisant les données du Sloan Digital Sky Survey (SDSS), en corrigeant les luminosités pour l'absorption intrinsèque. Nous utilisons le champ global de densité de luminosité pour définir différents environnements et analyser la dépendance environnementale de la morphologie et de la couleur des galaxies. La méthode bootstrap lissée est utilisée pour calculer les régions de confiance des fonctions de luminosité dérivées.
    Résultats : Nous trouvons une forte dépendance environnementale pour la LF des galaxies elliptiques. La LF des galaxies spirales est presque indépendante de l'environnement, ce qui suggère que les mécanismes de formation des galaxies spirales sont similaires dans différents environnements. L'absorption par la poussière intrinsèque influence l'extrémité brillante de la LF des galaxies spirales. Après correction de l'atténuation, les galaxies spirales les plus brillantes sont encore environ 0,5 mag moins lumineuses que les galaxies elliptiques les plus brillantes, sauf dans l'environnement le moins dense, où les galaxies spirales dominent le LF à chaque luminosité. Malgré l'étendue du relevé SDSS, l'influence de simples superamas riches est présente dans le LF galactique de l'environnement le plus dense.


    Voir la vidéo: Projet déclairage Partie 5 (Août 2021).