Astronomía

Cómo buscar binarios en Simbad usando tipos espectrales

Cómo buscar binarios en Simbad usando tipos espectrales


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

En la base de datos de Simbad hay muchas estrellas binarias listadas con la clasificación espectral de cada componente. Por ejemplo, para $ alpha $ Centauri, Simbad produce un tipo espectral de G2V + K1V.

Mi pregunta es, ¿qué criterios debo ingresar para buscar todos los binarios con un componente G y K? ¿Y si quiero buscar específicamente binarios GV + KV?

No sé si esta búsqueda se puede hacer con elsptypesyesputoCriterio de búsqueda.


Astronomía

Actualmente estoy realizando mi investigación de doctorado con Emily Levesque en la Universidad de Washington y mi tesis se centra en la fracción binaria de las supergigantes rojas en las galaxias del grupo local M31, M33 y las nubes de Magallanes. Los modelos evolutivos muestran que los RSG binarios siempre existirán en sistemas con estrellas de tipo B y, por lo tanto, espectroscópicamente mostrarán las fuertes bandas de TiO características de los RSG, así como las líneas balmer superiores que se encuentran en las estrellas de tipo B. La combinación de los espectros de estos dos tipos de estrellas crea una distribución de energía espectral & # 8220 más plana & # 8221 de lo esperado y, por lo tanto, pueden seleccionarse fotométricamente. Al colocar cortes de color en fotometría de archivo, se me ocurrió una lista de candidatos binarios en estrella RSG + B. Luego, los candidatos fueron observados espectroscópicamente y terminé encontrando

250 de ellos! Estoy ahora en el proceso de observar cómo cambia la fracción binaria en función de la metalicidad. ¡Mi defensa de tesis está programada para el 25 de febrero de 2021!

Comencé a trabajar con Phil Massey como su estudiante de REU en el verano de 2009. A pesar de que el proyecto que eligió para mí fue una elección ridícula para un estudiante de verano (obtenga más información al respecto a continuación), decidí continuar trabajando con él después de volviendo a Wellesley en el otoño. Esta colaboración ha continuado ya que yo & # 8217 he intercambiado entre un empleado de tiempo parcial y completo en Lowell mientras vivía en Flagstaff y trabajaba de forma remota. Durante estos últimos 9 años, Phil y yo hemos realizado una gran cantidad de investigaciones sobre una variedad de proyectos interesantes.

Levantamiento de M31, M33 y las Nubes de Magallanes en busca de estrellas Wolf-Rayet

Las estrellas Wolf-Rayet (WR) son estrellas masivas evolucionadas, y el número relativo de estrellas ricas en carbono (tipo WC) y WR ricas en nitrógeno (tipo WN) debería variar con la metalicidad de la galaxia anfitriona, proporcionando una prueba sensible de la teoría de la evolución estelar. Sin embargo, los estudios anteriores de WR se han inclinado hacia la detección de estrellas WC, ya que sus firmas de líneas de emisión son mucho más fuertes que las de los WN. Utilizando una técnica de filtro de interferencia, encuestamos M31, M33 y las Nubes de Magallanes en busca de estrellas Wolf-Rayet. Como era de esperar, ¡hemos encontrado bastantes nuevos WN!

Caracterizando un nuevo tipo de estrella Wolf-Rayet: WN3 / O3s

Como parte de nuestro estudio Wolf-Rayet en la Nube de Magallanes, ¡nos topamos con un nuevo tipo de estrella Wolf-Rayet! Hemos encontrado 9 de ellos en la Gran Nube de Magallanes y hemos modelado sus espectros utilizando CMFGEN. Nos hemos convencido de que estas nuevas estrellas no son binarios (por diversas razones) y hemos descubierto que podemos modelar sus espectros utilizando un único conjunto de parámetros físicos. Todavía estamos tratando de descubrir las propiedades evolutivas de estas estrellas, pero la teoría actual dice que son una fase de corta duración de la evolución normal de una sola estrella en algunas metalicidades, ¡pero estad atentos!

Examinando la frecuencia binaria de Wolf-Rayets en M31 y M33

Los modelos evolutivos de estrellas masivas generalmente predicen la proporción correcta de estrellas Wolf-Rayet de tipo WC y WN en metalicidades bajas, pero subestiman la proporción en metalicidades más altas (solares y superiores). Una posible explicación de esta falla es que quizás los modelos de una sola estrella no son suficientes y que el desbordamiento del lóbulo de Roche en binarios cercanos es necesario para producir las estrellas WC & # 8220extra & # 8221 con metalicidades más altas. Sin embargo, esto requeriría que la frecuencia de binarios masivos cercanos dependa de la metalicidad. Como parte de esta investigación, probamos esta hipótesis mediante la búsqueda de binarios Wolf-Rayet cercanos en los entornos de alta metalicidad de M31 y el centro de M33, así como en los entornos de baja metalicidad de las regiones media y externa de M33. Después de identificar

Con 100 binarios Wolf-Rayet basados ​​en variaciones de velocidad radial, llegamos a la conclusión de que la frecuencia binaria cercana de Wolf-Rayets no depende de la metalicidad y, por lo tanto, otros factores deben ser responsables de la sobreabundancia de estrellas WC a altas metalicidades. Sin embargo, nuestras identificaciones y observaciones iniciales de estos binarios cercanos ya se han utilizado bien, ya que actualmente estamos observando épocas adicionales para eventuales determinaciones de órbita y masa.

Medir las masas de binarios de tipo O

Nuestra búsqueda de sistemas binarios de tipo O en las Nubes de Magallanes comenzó tomando muchas fotografías de regiones ricas en estrellas masivas. Después de buscar estrellas que variaran en brillo a lo largo del tiempo, identificamos 48 variables periódicas. Luego confirmamos espectroscópicamente estas estrellas como binarias identificando variaciones dentro de sus espectros que mostraban que los sistemas se estaban moviendo. Al medir el movimiento de las estrellas, pudimos obtener soluciones orbitales y luego masas muy precisas de las estrellas individuales dentro del sistema. Luego comparamos nuestros resultados con modelos evolutivos.

Probando la teoría de la evolución estelar usando supergigantes amarillas y rojas en las Nubes de Magallanes

El contenido de supergigantes amarillas de las galaxias cercanas proporciona una prueba crítica de la teoría evolutiva de estrellas masivas. Al determinar el número de supergigantes amarillas en una galaxia, podemos comparar nuestros resultados con las pistas evolutivas de Ginebra. Originalmente completamos esta comparación utilizando el contenido de supergigantes amarillas de la Pequeña Nube de Magallanes y descubrimos que los modelos predecían la vida útil de las supergigantes amarillas en un factor de 10. Sin embargo, nuestros amigos en Ginebra volvieron a la mesa de dibujo e hicieron algunos de sus aproximaciones un poco menos aproximadas. Cuando hicimos la misma prueba usando supergigantes amarillas y supergigantes rojas en la Gran Nube de Magallanes, descubrimos que los nuevos modelos evolutivos de Ginebra hacen un trabajo ejemplar al predecir tanto las ubicaciones como la vida útil de estos objetos transitorios.

Comparación de dos programas de modelado espectral: CMFGEN y FASTWIND

Generalmente, los asesores de REU eligen proyectos que el estudiante de verano puede completar durante el verano (es decir, 3 meses). En cambio, mi proyecto REU tardó 3 años en completarse. Durante esos tres años, comparé los resultados de dos programas de modelado espectral (CMFGEN y FASTWIND) modelando estrellas de tipo O en las Nubes de Magallanes. Los dos códigos tratan el proceso de modelado de manera muy diferente. FASTWIND adopta un enfoque aproximado para lidiar con todos los diversos elementos, mientras que CMFGEN, en cambio, resuelve cada detalle esencial. Por lo tanto, mientras FASTWIND toma

8 minutos en ejecutarse, CMFGEN puede tardar hasta 48 horas. Ambos códigos se han utilizado ampliamente para modelar los espectros de estrellas de tipo O, pero no se había hecho ninguna comparación utilizando los diferentes códigos en los mismos espectros. Después de completar el modelado, encontramos que no había una diferencia significativa en las determinaciones de temperatura, pero las densidades superficiales diferían sistemáticamente. Puede encontrar más información en nuestro documento & # 8220Bake Off & # 8221.

Brillo del cielo en el Observatorio Nacional de Kitt Peak

Uno de mis proyectos de investigación con Phil Massey consistió en medir el brillo del cielo nocturno en el Observatorio Nacional Kitt Peak cerca de Tucson, AZ. Luego comparamos nuestros datos de 2010 con las medidas tomadas por Phil en 1990 y 2000. Sorprendentemente, encontramos que el brillo del cielo nocturno de Kitt Peak en el cenit es tan oscuro como lo era hace 20 años. Esto sugiere que las ordenanzas de iluminación establecidas en Tucson y el condado de Pima a principios de la década de 2000 han sido increíblemente efectivas. Nuestros esfuerzos fueron destacados por el periódico de Tucson, así como por muchas otras fuentes como Sky & amp Telescope y un comunicado de prensa de NOAO.

Durante mis años junior y senior en Wellesley trabajé con el profesor Richard French analizando datos de Saturn Cassini. Pasé el primer semestre investigando las asimetrías azimutales en Saturno & # 8217s A y B anillos usando datos VIMS. Estas asimetrías son causadas por formaciones de partículas en anillo llamadas estelas. Las estelas son creadas por el deseo inherente de las partículas de unirse mediante fuerzas gravitacionales. Sin embargo, estas partículas están dentro del límite de Roche, lo que significa que no pueden unirse y formar una luna debido a las interrupciones de las mareas de la atracción gravitacional de Saturno. Sin embargo, las interrupciones de las mareas hacen que formen pequeños arroyos llamados estelas. Estas corrientes están inclinadas 20 grados con respecto al plano del anillo de Saturno. Por lo tanto, dependiendo de la inclinación de los anillos de Saturno & # 8217 y su ángulo de visión, es más fácil ver a través de los anillos y los anillos aparecen más oscuros (cuadrante posterior) o es más difícil ver a través de los anillos y, por lo tanto, los anillos reflejan más luz. volver a usted y parecer más claro (cuadrante principal).

Observe el brillo (en el cuadrante inicial) y el oscurecimiento (en el cuadrante final). (French et al., 2007)

Luego pasé el segundo semestre mirando datos de ocultación de anillos y midiendo la ubicación de diferentes características prominentes de anillos (como las divisiones de Cassini y Encke). Estos datos se pueden usar para ayudar a determinar la solución de polos precisa para Saturno. Aquí hay una imagen dibujada por cierto profesor & # 8220clever & # 8221 en el monitor de mi computadora mientras tomaba un descanso de la medición de la ubicación de varias características del anillo.

Como estudiante de segundo año en Wellesley, participé en el Programa de Investigación Temprana para Estudiantes de Segundo Año. Esta investigación me emparejó con el profesor de astronomía Steve Slivan y su trabajo sobre los asteroides de la familia Koronis. Durante mi primer año de investigación astronómica & # 8220real & # 8221, aprendí cómo usar el telescopio de 24 pulgadas en el Observatorio Whitin de Wellesley & # 8217s para recolectar y reducir imágenes CCD. Luego utilicé estas imágenes para determinar los períodos y H magnitudes para tres miembros diferentes de la familia Koronis: (3032) Evans, (1443) Ruppina y (2268) Szmytowna. La curva de luz para (2268) Szmytowna escalonada al período apropiado se muestra a continuación.

A finales de año, el profesor Slivan y yo publicamos un artículo en el Minor Planet Bulletin detallando nuestros hallazgos.


1. INTRODUCCIÓN

Las estrellas binarias son numerosas (del 50 al 90% en el grupo local). Los binarios eclipsantes de doble línea proporcionan el único método mediante el cual los parámetros estelares fundamentales (como la masa, el radio, la luminosidad, etc.) pueden estimarse de forma independiente sin tener que resolver espacialmente el binario o depender de suposiciones astrofísicas. Desafortunadamente, solo una pequeña fracción de todos los eclipses binarios, y la espectroscopía, con suficiente resolución, solo se puede realizar para estrellas brillantes. La intersección de estos dos grupos deja solo varios cientos de estrellas, una cantidad que no está creciendo significativamente.

Mientras tanto, los importantes avances recientes en los detectores CCD y la implementación de técnicas de análisis de diferencia de imagen permiten mediciones fotométricas simultáneas de decenas de miles de estrellas en una sola exposición, lo que lleva a un crecimiento dramático en el número de estrellas con alta calidad, multi-época, datos fotométricos. Hay muchos millones de curvas de luz disponibles de una variedad de estudios, como el ASAS terrestre (Pojmański 2002), MACHO (Alcock et al. 1998), OGLE (Rucinski & amp Maceroni 2001), EROS (Grison et al. 1995) ), TrES (Alonso et al.2004), HAT (Bakos et al.2004) y el espacio Kepler (Matijevič et al. 2012) y CoRoT (Loeillet et al. 2008) proyectos. Por lo tanto, los binarios eclipsantes representan el tipo más numeroso de binarios con período orbital conocido, porque se puede determinar fácilmente a partir de conjuntos de observación fotométricos no muy largos. Sin embargo, el número de binarios eclipsantes completamente caracterizados no ha aumentado significativamente, ya que no ha habido un crecimiento correspondiente en la cantidad de datos espectroscópicos. Por tanto, sería aconsejable desarrollar un procedimiento para la estimación de los valores de los parámetros fundamentales para las variables eclipsantes con elementos espectroscópicos desconocidos. Obviamente, se debe realizar una evaluación del estado evolutivo binario eclipsante antes del inicio de la estimación del parámetro fundamental, ya que el conjunto de reglas para la parametrización varía de un estado evolutivo a otro.

Svechnikov, Istomin & amp Grekhova (1980) propusieron por primera vez un procedimiento para la determinación de la clase evolutiva a partir del resto de los datos de observación. El procedimiento se basa en un número restringido de sistemas con clases conocidas contenidas en el antiguo catálogo de Svechnikov (1969) que, como ha demostrado nuestro análisis (Malkov et al. 2006), no es lo suficientemente preciso. También se pueden encontrar ideas útiles para la clasificación de binarios eclipsantes en un estudio estadístico realizado por Giuricin, Mardirossian & amp Mezzetti (1983a), sin embargo, en su mayoría se ocuparon de solo tres clases de sistemas (separados, semi-separados y de contacto).

En este artículo, presentamos un procedimiento novedoso, que utiliza el conjunto de reglas más completo para la clasificación de binarios eclipsantes, mientras que solo requiere parámetros de curva de luz y una estimación del tipo espectral o índice de color del binario. Este procedimiento se puede utilizar para caracterizar rápidamente un gran número de binarios eclipsantes (lo que puede ser aconsejable, por ejemplo, para investigaciones estadísticas) y permite al usuario clasificarlos, incluso si el conjunto de los parámetros mencionados está incompleto. El procedimiento se probó con el catálogo de variables eclipsantes (CEV Avvakumova, Malkov & amp Kniazev 2013), que es la principal base de datos mundial de sistemas binarios eclipsantes con clasificación disponible.

El esquema de clasificación se presenta en la Sección 2. Una prueba y aplicación del procedimiento se describe en la Sección 3. La discusión de sistemas con clasificaciones ambiguas o contradictorias, así como sistemas pertenecientes a etapas de evolución extremas e inusuales, también se puede encontrar en esa sección. En la Sección 4, sacamos nuestras conclusiones. El Apéndice A contiene una discusión de los binarios seleccionados. En el Apéndice B, damos un ejemplo de aplicación de nuestro procedimiento de clasificación, mientras que los binarios de clúster se enumeran en el Apéndice C.


Catálogos astronómicos

Hay MUCHOS catálogos con información sobre objetos celestes, cada uno de los cuales da a sus objetos una designación diferente. Puede resultar confuso tratar de recordar una combinación aleatoria de caracteres, así que permítanme intentar proporcionar un poco de antecedentes y una descripción de los catálogos principales. Me concentraré en catálogos estelares, pero incluiré algunos otros que aparecen con frecuencia.

alfa Orionis Las estrellas brillantes se nombran con una letra griega minúscula y el genitivo del nombre de su constelación. Estas designaciones se remontan a 1603, cuando Johann Bayer publicó un atlas de estrellas llamado Uranometria. Las letras se asignan aproximadamente en orden de brillo aparente (más brillante = &alfa, segundo más brillante = &beta, etc.), pero ocasionalmente se estropean. El alfabeto griego tiene solo 24 letras minúsculas, por lo que si una constelación tenía más de 24 estrellas en el catálogo de Bayer, continuaba con la "A" latina en mayúscula, y luego las letras latinas en minúscula "b", "c". , etc., pero omitiendo "j" y "v". Por ejemplo, una estrella variable elipsoidal en Perseo, HR 1324, se conoce como "b Persei".

61 Cygni El astrónomo inglés John Flamsteed creó un atlas, Historia Coelestis Britannica, en el que las estrellas dentro de cada constelación recibieron números. Los números corren por la posición de cada estrella (su Ascensión Recta), no por el brillo. Estas designaciones tienden a usarse para estrellas que son algo más tenues que aquellas con letras griegas, pero aún visibles a simple vista.

  • El Catálogo Interactivo NGC tiene imágenes y descripciones de algunos (¡pero no todos!) Objetos NGC. También brinda acceso rápido a copias escaneadas de Digital Sky Survey en la posición de cada uno.
  • Dado que muchos (¿la mayoría?) De los objetos en NGC e IC son extragalácticos, NED (Base de datos extragaláctica de la NASA) es un buen lugar para buscarlos.
  • Descripción de SIMBAD del Catálogo SAO
  • La herramienta Aladin de SIMBAD proporciona imágenes basadas en escaneos digitalizados de las placas POSS.
  • El STScI Digitized Sky Survey también proporciona imágenes basadas en las placas digitalizadas.
  • La herramienta SkyView es otra forma de ver estas imágenes; puede solicitar superposiciones del Catálogo SAO.
  • Descripción de SIMBAD del Catálogo GSC (versión GSC 2.3.2)
  • La versión 1.0 de GSC se describe en una serie de tres grandes artículos en Astronomical Journal:
    • El catálogo Guide Star. I - Fundamentos astronómicos y procesamiento de imágenes, Lasker y col., AJ 99, 2019 (1990).
    • El catálogo Guide Star. II - Modelos y soluciones fotométricas y astrométricas Russell y col., AJ 99, 2059 (1990).
    • El catálogo Guide Star. III - Producción, organización de bases de datos y estadísticas de población Jenkner y col., AJ 99, 2082 (1990).
    • Descripción de SIMBAD de los catálogos Hipparcos y Tycho
    • La descripción de SIMBAD del Catálogo Tycho-2, que probablemente sea la mejor fuente de estrellas más débiles.
    • Descripción de SIMBAD de la Nueva Reducción de Hipparcos según lo publicado por van Leeuwen en 2007.
    • Página de inicio de la misión Hipparcos en la Agencia Espacial Europea.
    • El sitio web de SDSS contiene enlaces a su interfaz web "SkyServer". Uno de los más útiles es el formulario de búsqueda radial.
    • La herramienta SDSS CasJobs le permite consultar toda la base de datos SDSS con SQL.
    • La herramienta de gráficos de búsqueda SDSS DR7 crea imágenes en color de cualquier región del cielo cubierta por la encuesta.
    • Descripción de SIMBAD del catálogo SDSS DR7
    • Esta descripción de un proyecto de SDSS proporciona información básica sobre el equipo y los métodos de la encuesta.

    Para realizar una búsqueda eficiente a través de cualquiera de los catálogos almacenados en SIMBAD, puede utilizar la herramienta de búsqueda de catálogos Vizier. Esta herramienta le permitirá seleccionar objetos de cualquier catálogo de acuerdo con su elección de criterios. Por ejemplo, hagamos una búsqueda juntos: busquemos todas las estrellas en el Catálogo de estrellas brillantes que sean más brillantes que la magnitud V = 0.0.

    Ejercicios

    • Encuentra todas las estrellas con paralaje (Plx) más de 500 milisegundos de arco, esas estrellas están muy cerca, a unos pocos años luz de la Tierra.
    • ¿Cuál de estas estrellas podría ser visible desde Rochester?
    • ¿Puedes hacer una tabla de hallazgos para esta estrella? Intente utilizar la herramienta Aladin. Busque un compañero en la clase que se siente a su lado. Haga que una persona haga una tabla usando y la otra persona usando
    • Compare su imagen con la de su pareja.

    Para más información

    Me encanta leer sobre la historia de la astronomía. Uno de mis libros favoritos es Copyright & copy Michael Richmond de J. B. Hearnshaw. Este trabajo tiene una licencia Creative Commons.


    3 RBM

    Teniendo en cuenta que RBM es una versión generalizada de Boltzmann Machine (BM), primero revisamos BM en esta sección. Para obtener información detallada de BM, se remite a los lectores a Ackley, Hinton y Sejnowski (Referencia Ackley, Hinton y Sejnowski 1985).

    BM se puede considerar como un modelo generativo gráfico bipartito compuesto por dos capas en las que hay una serie de unidades con conexiones entre capas y capas internas. Una capa es una capa visible $ textbf < textit > $ con metro unidades visibles binarias vI, es decir, $ v_i = 0 textrm v_i = 1 $ (I = 1, 2, . . ., metro). Para cada unidad en la capa visible, el valor correspondiente es observable. La otra capa es una capa oculta (latente) $ textbf < textit > $ con norte unidades ocultas binarias hj. Como en la capa visible, $ h_j = 0 textrm h_j = 1 $ (j = 1, 2, . . ., norte). Para cada unidad o neurona en la capa oculta, el valor correspondiente está oculto, latente o no observable, y debe inferirse.

    Las unidades que provienen de las dos capas de un BM están conectadas con bordes ponderados completamente, con los pesos wij (vIhj) (I = 1, 2, . . ., metro, j = 1, 2, . . ., norte). Para las dos capas, las unidades dentro de cada capa específica también están conectadas entre sí y también con pesos.

    Para un BM, la función de energía se puede definir de la siguiente manera:

    Y en un RBM, el CI es el sesgo de la unidad visible vI en la siguiente fórmula:

    Luego, para cada par de un vector visible y un vector oculto $ ( textbf < textit >, textbf < textit >) $, la probabilidad de este par se puede definir de la siguiente manera:

    Además, un RBM es un modelo gráfico con las unidades para ambas capas no conectadas dentro de una capa específica, es decir, solo hay conexiones entre las dos capas para el RBM (Hinton & amp Salakhutdinov Reference Hinton y Salakhutdinov 2006). Matemáticamente, para una GBR, aij = 0 para I, j = 1, 2, . . ., metro y Dij = 0 para I, j = 1, 2, . . ., norte. Por tanto, los estados de todas las unidades ocultas hjSon independientes dado un vector visible específico $ textbf < textit > $ y también lo son las unidades visibles vISe le ha dado un vector oculto específico $ textbf < textit > $. Entonces, podemos obtener la siguiente fórmula:

    3.1 Divergencia contrastiva

    Hinton propone la divergencia contrastiva (CD) y se puede utilizar para entrenar la GBR (Hinton, Osindero y Teh Reference Hinton, Osindero y Teh 2006). Inicialmente, se nos da vI (I = 1, 2, . . ., metro), entonces podemos obtener hj (j = 1, 2, . . ., norte) por la función sigmoidea dada anteriormente. Y el valor de hj se determina comparando un valor aleatorio r que van de 0 a 1 con la probabilidad $ p (h_j = 1 | textbf < textit >) $. Entonces, podemos reconstruir $ textbf < textit > $ por $ p (v_i = 1 | textbf < textit >)$ .

    Podemos repetir el proceso anterior hacia atrás y hacia adelante hasta que el error de reconstrucción sea lo suficientemente pequeño o haya alcanzado el número máximo de iteraciones, que se establece de antemano. Para actualizar los pesos y sesgos en una GBR, es necesario calcular la siguiente derivada parcial:

    Luego, el peso se puede actualizar de acuerdo con la siguiente regla:

    En las ecuaciones (3) - (5), $ E _ < text> Los [ star] $ son fáciles de calcular. Para calcular o deducir el último término $ E _ < text> [ star] $, podemos recurrir a MCMC.

    3.2 Energía libre y suave-max

    Para aplicar la GBR para la clasificación, podemos recurrir a la siguiente técnica. Podemos entrenar un RBM para cada clase específica. Y para la clasificación, necesitamos la energía libre y la función soft-max para ayudar. Para un vector de entrada visible específico $ textbf < textit > $, su energía libre es igual a la energía que debe poseer una sola configuración y es igual a la suma de las probabilidades de todas las configuraciones que contienen $ textbf < textit > $. En este estudio, la energía libre (Referencia de Hinton Hinton, Montavon, Orr y Müller 2012) para un vector de entrada visible específico $ textbf < textit > $ se puede calcular de la siguiente manera:

    Para un vector de prueba específico dado $ textbf < textit > $, después de entrenar RBMC en una clase específica C, la probabilidad logarítmica de que RBMC asigna a $ textbf < textit > $ se puede calcular de acuerdo con la siguiente fórmula:

    En la ecuación (7), todas las funciones de partición $ widetildes $ se puede aprender mediante el entrenamiento de máxima verosimilitud (ML) de la función "soft-max", donde el método de máxima verosimilitud es una especie de método de estimación de parámetros, generalmente con la ayuda del logaritmo de probabilidad. Aquí, la función "soft-max" para una unidad específica se define generalmente de la siguiente forma:

    Para mayor claridad, mostramos el algoritmo RBM completo a continuación. El algoritmo RBM en su conjunto basado en el método CD se puede resumir de la siguiente manera:

    • Entrada: un vector de entrada visible $ textbf < textit > $, el tamaño de la capa oculta norteh, la tasa de aprendizaje η, y la época máxima METROmi

    • Salida: una matriz de pesos $ textbf < textmd > $, un vector de sesgos para la capa oculta $ textbf < textit > $, y un vector de sesgos para la capa visible $ textbf < textit >$

    Inicialización: establezca el estado visible con $ textbf < textit > _1 = textbf < textit > $, y establezca $ textbf < textmd > $, $ textbf < textit > $ y $ textbf < textit > $ con valores pequeños (aleatorios),

    Calcule el siguiente valor:

    Muestra h 1j de la distribución condicional $ P (h_ <1j> | textbf < textit > _1) $ con el método de muestreo de Gibbs

    Para I = 1, 2, . . ., nortev, //Aquí el nortev es el tamaño del vector de entrada visible $ textbf < textit >$

    Calcule el siguiente valor:

    Muestra v 2I de la distribución condicional

    $ P (v_ <2i> | textbf < textit > _1) $ con el método de muestreo de Gibbs

    Calcule el siguiente valor:

    Para la clasificación, después de entrenar el RBM usando el algoritmo anterior, necesitamos calcular la función de energía libre mediante la Ecuación (6) y luego podemos asignar una etiqueta para la muestra $ textbf < textit > $ con la ecuación (7).


    Estrellas

    400-700 K, emiten un millón de veces menos energía que el Sol, poseen espectros dominados por moléculas (por ejemplo, agua, metano y amoníaco) y atmósferas que son más parecidas a Júpiter que a cualquier estrella.

    Mike Liu ha estado utilizando imágenes de alta resolución angular del sistema de óptica adaptativa de estrellas guía láser de Keck (LGS AO) para buscar binarios entre la población de enanas marrones de campo.

    Este programa tiene tres aspectos principales:

      Identificar objetos aún más fríos, que se encuentran como compañeros de las enanas marrones más geniales conocidas. El descubrimiento más extremo ha sido el sistema CFBDSIR J1458 + 10AB (que se muestra aquí), que es el binario más frío conocido hasta la fecha (500 K + 370 K binario).

    Estrellas pobres en metal

    Los elementos ligeros, litio, berilio y boro, proporcionan trazadores para muchos aspectos de la astronomía, incluida la estructura estelar, la evolución galáctica y la cosmología.

    Ann Boesgaard y tres estudiantes de posgrado han estado usando el telescopio Keck para medir la abundancia de Be en 117 estrellas pobres en metales y compararla con la abundancia de otros elementos como el hierro y el oxígeno. Descubrieron que es probable que la formación de Be en las estrellas de acumulación se produjera principalmente en las proximidades de las supernovas de tipo II, mientras que el de Be en las estrellas de disipación se formó principalmente por espalación de rayos cósmicos galácticos.

    Protoestrellas huérfanas

    Las estrellas, y quizás siempre, se forman en pequeños sistemas múltiples. Esto da lugar a fuertes interacciones dinámicas entre los embriones estelares: un sistema triple generalmente evoluciona hacia un binario estrecho y un solo objeto que es expulsado, ya sea en una órbita distante o en un escape.

    Bo Reipurth ha estado realizando simulaciones numéricas de cuerpos N que revelan que tales rupturas de sistemas triples ocurren con mayor frecuencia durante la etapa protoestelar, cuando los embriones estelares están incrustados en sus núcleos de nubes placentarias y aún están creciendo. Cuando un embrión es expulsado antes de que haya crecido a una masa de 0,08 masas solares, seguirá siendo para siempre una enana marrón.

    En muchos casos, los objetos protoestelares se expulsan con un impulso insuficiente para salir del pozo potencial del núcleo de la nube y el binario asociado. Estos compañeros sueltos pueden viajar fuera de sus densos núcleos de nubes a distancias de muchos miles de AU antes de retroceder y, finalmente, ser expulsados ​​en escapes a medida que los núcleos de las nubes desaparecen gradualmente y los enlaces gravitacionales se debilitan. Estas protoestrellas huérfanas ofrecen una visión intrigante de las estrellas recién nacidas que normalmente están ocultas a la vista. Se han identificado varios de estos huérfanos en regiones cercanas de formación de estrellas en las proximidades de protoestrellas profundamente incrustadas, lo que permite por primera vez estudios detallados de protoestrellas en el infrarrojo cercano e incluso en longitudes de onda ópticas.

    Biblioteca Cool Star

    John Rayner ha estado construyendo una biblioteca espectral de 0,8 - 5 & mum de 210 estrellas frías, observadas con un poder de resolución de 2000 con el espectrómetro y shygraph infrarrojo de resolución media, SpeX, en la Instalación del Telescopio Infrarrojo de la NASA (IRTF) de 3,0 m en Mauna Kea.

    Las estrellas tienen clasificaciones espectrales MK bien establecidas y en su mayoría están restringidas a metalicidades casi solares. La muestra no solo contiene los tipos espectrales F, G, K y M con clases de luminosidad entre I y V, pero también incluye algunas estrellas AGB, carbono y S.

    Los usos potenciales de la biblioteca incluyen estudiar la física de estrellas frías, clasificar y estudiar cúmulos jóvenes incrustados y regiones ópticamente oscurecidas de la Galaxia, y realizar síntesis de poblaciones evolutivas para estudiar poblaciones estelares no resueltas en regiones de galaxias oscurecidas ópticamente.

    Espectros de estrellas gigantes M, S y C de aproximadamente la misma temperatura efectiva que ilustran el efecto de aumentar la abundancia de carbono durante la evolución de AGB.


    SPLAT VO

    En un sistema Linux con Scisoft instalado, splat se puede iniciar usando el comando unix: salpicar.
    En todos los sistemas operativos puede iniciar (webstart) o instalar SPLAT VO visite: http://star-www.dur.ac.uk/

    pdraper / splat / splat-vo / splat-vo.html
    Una vez iniciado, el usuario puede abrir un espectro 1D eligiendo la opción & quotFile - & gt Open & quot, o simplemente presionando CTRL-O, o haciendo clic en la carpeta abierta (primer icono en la esquina superior izquierda), y luego navegar a la carpeta que contiene el espectro y selecciónelo haciendo clic en el botón & quotAbrir & quot. Aparecen dos nuevas ventanas:

    · El & quotStarlink SPLAT-VO: la ventana & ltplot0 & gt & quot muestra el espectro reducido por defecto (no el calibrado de flujo)

    · El & quotStarlink SPLAT-VO: Una ventana de la Herramienta de análisis espectral & quot, donde el usuario puede cambiar lo que se muestra eligiendo trazar la matriz FLUX calibrada en lugar de FLUX_REDUCED, en el menú desplegable "Datos".

    Actualización (25 / Nov / 2013): tenga en cuenta que se ha solucionado el problema del menú desplegable de datos que se informó anteriormente. Descargue la última versión de SPLAT VO desde la página GAVO SPLAT-VO. GAVO significa Observatorio Virtual Astrofísico Alemán.


    Plantillas espectrales

    Se requieren plantillas espectrales (generalmente estrellas de tipo tardío) para el análisis de datos cinemáticos en galaxias externas (u otros conjuntos estelares). En el IR cercano, las características más comúnmente utilizadas son las bandas de armónicos de CO en & lambda & gt 2,3 y microm. Aunque existen bibliotecas observacionales y teóricas a resoluciones espectrales más bajas (R & lt3000), no se dispuso de un conjunto completo de plantillas cinemáticas estelares para usar con dos de las configuraciones de los instrumentos Gemini NIR utilizados para estudios cinemáticos de poblaciones estelares en galaxias externas: NIFS y GNIRS 111 l / mm de rejilla (tanto longslit como IFU), y todos los programas que usan esas configuraciones invariablemente pasarían algo de tiempo científico tomando un pequeño conjunto de espectros estelares para usarlos como plantillas. Esto condujo a una constante duplicación de la toma de datos, ya que esos objetivos son calibraciones de programas y no se ponen a disposición de otros usuarios hasta el final del período de propiedad predeterminado de 18 meses.

    Durante el período 2006B en Gemini South, dadas las condiciones inusualmente malas durante todo el semestre, y el final eventual de los programas de "clima pobre" en la cola, se llevó a cabo un programa de Director & # 39s Discrecional & quot; clima pobre & quot GS-2006B-DD-3 para proporcionar la comunidad NIR con un conjunto más grande de espectros estelares tardíos (F7 a M3 tipos I, II, III y V), con S / N intermedio (30-50), incluidas las cuatro bandas armónicas de CO (2.24-2.42 & microm) en R

    6000 de resolución. También se observó un subconjunto de los objetivos en un rango espectral ligeramente más azul para mejorar la utilidad para los usuarios de NIFS, superponiéndose con el ajuste rojo en las dos primeras bandas de CO.

    A la muestra original de 29 estrellas observadas con GNIRS, se agregaron otras 31 a partir de observaciones NIFS obtenidas como parte de los programas GN-2006A-SV-123, GN-2006B-Q-107, GN-2007A-Q-25 y de archivos datos públicos (de los programas GN-2006A-C-11, GN-2007A-Q-45 y GN-2007A-Q-62), que cubren el rango completo de 2.1 a 2.5 & microm con una resolución similar.

    Detailed description of the observations, data reduction, template usage and systematic effects related to differences in resolution, the range of CO band equivalent width spanned by the templates, and further analysis in the "template mismatch" issue, can be found in "The Gemini Spectral Library of Near-IR Late-Type Stellar Templates and Its Application for Velocity Dispersion Measurements". Winge, Cláudia Riffel, Rogemar Storchi-Bergmann, Thaisa, 2009, ApJS, 185, 186.

    Quick Links:

    Library Description

    GNIRS sample (at Gemini South)
    Instrument configuration GNIRS IFU + 111 l/mm grating in the K band
    "Red" setting &lambdac=2.335µm (2.24-2.43µm), d&lambda=1.84Å/pixel
    "Blue" setting &lambdac= 2.245µm (2.15-2.33µm), d&lambda=1.85Å/pixel
    Combined spectrum 2.15-2.43µm, rebinned to d&lambda = 1Å/pixel
    Observed sample 29 objects in the "red" setting, from F7III to M3III
    Of these, 23 objects were also observed in the "blue" setting
    NIFS sample 1 (v1.5)
    Instrument configuration NIFS IFU + K grating + HK filter, 3.0arcsec or KG3+ND masks
    Original sampling &lambdac=2.20 and 2.25µm (2.07-2.47µm), d&lambda=2.13Å/pixel
    Observed sample 3 objects centred at 2.20µm, 8 centred at 2.25µm, spectral types from G8II to M5III
    NIFS sample 2 (v2.0)
    Instrument configuration NIFS IFU + K grating + HK filter, 3.0arcsec or KG3+ND masks
    Original sampling &lambdac=2.20 (2.04-2.43µm), d&lambda=2.13Å/pixel
    Observed sample Spectral types from G8III to M3I

    The observed sample was selected from a list kindly provided by Greg Doppmann, compiled from the literature (mostly based in Cayrel de Strobel et al 1997), and the selection was based exclusively on observability: targets which were visible for as long as possible during the 06B semester, bright enough to provide the desired S/N on a reasonable on-source time under CC=90, IQ=ANY conditions , and having a hot (A0-A7) star close enough (and bright enough!) to be used for telluric correction. The fact that both target and telluric stars also had to have a bright (V<13mag) guide star available as well, restricted even more the choices.

    The observing conditions also determined the instrument configuration: to achieve R=5900 with GNIRS in long slit mode, one would have to use the 0.30" slit - implying in very large slit losses under IQ=Any (FWHM>0.80" in K) seeing. Given the superior performance of the original GNIRS IFU in the K band (over 90% of that of the equivalent long slit mode), there was only a small loss in sensitivity by using the IFU+111 l/mm grating configuration.

    The data were obtained either as programme calibrations for GN-2006A-SV-123 and GN-2007A-Q-25, and therefore based solely in observability and brightness or as part of another "poor weather" programme GN-2006B-Q-107, and in this case following the same rationale as the GNIRS sample (bright enough for poor conditions, with proper telluric and guide stars available). The stars observed as part of N06A-SV-123 and N07A-Q-25 used the AOWFS for guiding, while for N06B-Q-107, the AO fold was parked and guiding was done using the PWFS2.

    This extra set was derived from archived public data, originally obtained for programmes GN-2006A-C-11, GN-2007A-Q-45 and GN-2007A-Q-62, retrieved and processed by M. R. Diniz, as part of an undergraduate research project at the Universidade Federal de Santa Maria, in Brazil (with R. Riffel as supervisor).

    All the GNIRS data collected under programme GS-2006B-DD-3 has been made public from the start in the Gemini Science Archive. The NIFS data were subject to the standard proprietary period. This page contains links to the table of final processed spectra. Details on the data reduction, template usage and systematic effect, can be found in the paper cited above. The community at large is welcome to download all or part of the library as needed, and users of GNIRS or NIFS are encouraged to explore its use as an alternative to requesting further observation of spectral standards with their science programmes. If the raw data are re-processed to be used in papers or publications, please use the standard Gemini acknowledgement text and the above programme IDs. For the processed data contained in this page, the authors would appreciate acknowledgement of the library use (Winge, Riffel and Storchi-Bergmann, 2009).

    The data are presented in standard FITS format, and the user can select either the GNIRS red (2.24-2.42µm) or blue (2.15-2.32µm) spectral ranges at their native spectral binning or the combined spectrum (when available), rebinned to 1 Å/pix. The NIFS spectra are also presented at native binning and rebinned to 1 Å/pix.

    The authors would like to thank the former Gemini Deputy Director and Head of Science, Jean-Rene Roy, and the former Gemini South Head of Science Operations, Michael West, for the support and time allocation for our GNIRS programme. Many thanks as well to all the Gemini South observers and SSAs that so positively believed that no conditions were ever too poor to give GS-2006B-DD-3 a chance!

    Current release is Version 2.0 - Additional NIFS data included.

    • Jump to the current version of the library (individual spectra and plots).
    • Details on the observations and data reduction procedure, as well as examples on the use of the templates can be found in Winge et al 2009, ApJS, 185, 186. (astroph e-print: arXiv:0910.261)
    • All processed spectra in a single tar gzipped file (and README):
      • GNIRS BLUE setting - RED setting - COMB INED spectra
      • NIFS sample 1 V1.5 original sampling - rebbined
      • NIFS sample 2 V2.0 original sampling - rebbined

      History and release notes:

      2012 Jun 25 - Version 2.0 uploaded to the Gemini Web Site - this corresponds to additional templates observed with NIFS, retrieved from the Gemini Science Archive. No changes made to the already existing spectra (GNIRS and NIFS sample 1). All files include full headers, and the data have been corrected to rest wavelength.

      2009 Jan 31 - Version 1.5 uploaded to the Gemini Web Site

      • Highlights
        • NIFS data added!
        • Complete headers from the last step of reduction before extracting the spectra to 1-D added back to all spectra.
        • Continuum shape removal improved prior to combining the GNIRS settings.
        • Final spectra are corrected to rest velocity. This was done by taking a strong, isolated line at 2.2814µm and using that as a reference point to all the remaining spectra. The procedure allowed for correcting in one step the intrinsic radial velocity and any zero-point offset that could remain from the wavelength calibration.

        2007 Apr 10 - Version 1.0 uploaded to the Gemini Web Site.

        • Highlights and ToDo list
          • The "blue" setting spectral range currently starts at 2.18µm. After tinkering with the telluric correction for a while, I'm still not satisfied with the result in the Br&gamma region.
          • The image headers are NOT complete. The original GNIRS files are MEF, so most of the information is located in the primary header unit (extension [0]), and gets lost when the spectrum is extracted. This is also in the list for the next release.
          • Final spectra are:
            • NOT flux calibrated. The continuum shape has been removed by fitting a low order polynomial. I decided to go this way rather than tackle the issue of flux calibrating the spectra for this release.
            • NOT corrected for Galactic extinction.
            • NOT corrected for heliocentric radial velocity.

            A broad spectral band Indian Astronomy satellite ‘Astrosat’

            Astrosat will be the first full-fledged Indian Astronomy mission aimed at multiwavelength studies in the optical, near- and far-UV and a broad X-ray spectral band covering 0.5–100 keV. This mission will have the capability of high time-resolution X-ray studies (10 μs timing), low and medium energy-resolution spectral studies and high angular-resolution (about 2″) imaging observations in the UV and optical bands simultaneously. This is realized by using a set of three co-aligned X-ray astronomy instruments and one UV imaging telescope consisting of two similar instruments. Detection and timing studies of X-ray transients and persisting sources will be done by a Scanning Sky X-ray Monitor. This mission will enable studies of different classes of galactic and extragalactic sources in the frontier area of high energy astronomy. Scientific objectives of the mission are highlighted in this paper. A brief summary of the design and characteristics of the X-ray and UV instruments and their expected sensitivities are presented.

            On Behalf of Astrosat Collaboration


            ACKNOWLEDGEMENTS

            This work has been supported in part by the Scientific and Technological Research Council of Turkey (TÜBİTAK) grant numbers 106T688 and 111T224. Authors would like to thank anonymous referee who provided valuable comments for improving the manuscript and Mr. Muzaffer Karasulu for proof reading. This research has made use of the SIMBAD database, operated at CDS, Strasbourg, France and NASA’s Astrophysics Data System. We would like to thank Dr. Nilda Oklay for helping online material.


            Ver el vídeo: binarios (Julio 2022).


Comentarios:

  1. Kazilabar

    Lo siento, no va conmigo. ¿Quién más, qué puede pedir?

  2. Morrie

    Considero, que estás equivocado. Puedo defender la posición. Escríbeme en PM, hablaremos.

  3. Bardawulf

    Yo, lo siento, pero ciertamente no soy todo. ¿Hay otras variaciones?

  4. Lynford

    Creo que se cometen errores. Escríbeme por MP.



Escribe un mensaje