Astronomy
Líneas espectrales y clasificación
Descompón la luz estelar en un espectrógrafo 3D, resuelve el doblete de sodio y compara un modelo con un espectro registrado con ruido.
Qué ocurre
Divida la luz estelar en el espectrógrafo a 3D, resuelva el doblete de sodio, mida la absorción y combine un espectro ruidoso grabado.
Modelo de enseñanza: 14 referencias atómicas redondeadas y 2 amplias envolventes de TiO; fuerzas de temperatura empíricas, no LTE/NLTE o una escala de abundancia cuantitativa. Las referencias de aire se convierten al vacío con dispersión Ciddor estándar de aire seco. El ancho gaussiano intrínseco combina el movimiento térmico y la dispersión de velocidad elegida; sin perfil rotacional o Stark. Una respuesta gaussiana normalizada del instrumento involucra el flujo en la cuadrícula de longitud de onda a log-; R se controla independientemente del diseño óptico ilustrativo. El tamaño estelar, la granulación, el oscurecimiento de los extremos, el brillo del haz y los colores visibles son ilustrativos. Las observaciones usan píxeles 3 por elemento de resolución y ruido gaussiano independiente con continuum constante S/N por píxel. Cambiar el objetivo, S/N o la plantilla nunca reescribe una observación existente; vuelva a grabar explícitamente. Las etiquetas de clasificación indican solo la temperatura de la plantilla.
El modelo y sus límites
Modelo de enseñanza: 14 referencias atómicas redondeadas y 2 amplias envolventes de TiO; fuerzas de temperatura empíricas, no LTE/NLTE o una escala de abundancia cuantitativa. Las referencias de aire se convierten al vacío con dispersión Ciddor estándar de aire seco. El ancho gaussiano intrínseco combina el movimiento térmico y la dispersión de velocidad elegida; sin perfil rotacional o Stark. Una respuesta gaussiana normalizada del instrumento involucra el flujo en la cuadrícula de longitud de onda a log-; R se controla independientemente del diseño óptico ilustrativo. El tamaño estelar, la granulación, el oscurecimiento de los extremos, el brillo del haz y los colores visibles son ilustrativos. Las observaciones usan píxeles 3 por elemento de resolución y ruido gaussiano independiente con continuum constante S/N por píxel. Cambiar el objetivo, S/N o la plantilla nunca reescribe una observación existente; vuelva a grabar explícitamente. Las etiquetas de clasificación indican solo la temperatura de la plantilla.
Ecuaciones del módulo
Ecuaciones D = sqrt((1 + v/c)/(1 - v/c)); lambda_observed = D lambda_rest , positivo v = retrocediendo; longitudes de onda de vacío sigma_intrinsic/c = sqrt(kT/m + sigma_velocity^2)/c ; TiO utiliza envolventes fenomenológicos amplios u = ln(lambda); sigma_instrument = 1/(2 sqrt(2 ln 2) R) ; convolución gaussiana normalizada de los continuos lambda F_lambda y lambda EW = integral_window (1 - F/F_continuum) d lambda ; centroide = integral lambda (1 - F/F_continuum) d lambda / EW Las ventanas combinadas tienen total EW y no una sola línea FWHM El recorte de ventana finito y la pendiente del continuo afectan EW . Rejilla: sin(theta) = m lambda / d, m=1 , incidencia normal; hardware esquemático, no un solucionador de diseño óptico Observación: 3 píxeles por elemento de resolución; promedio de píxeles + independiente N(0, 1/SNR^2) ; chi^2/N sobre toda la banda grabada Solo plantillas de temperatura aproximadas OBAFGKM , no un solucionador de atmósfera o una solución inversa única.
