Astronomy
Raies spectrales et classification
Décomposez la lumière stellaire dans un spectrographe 3D, séparez le doublet du sodium et comparez un modèle à un spectre enregistré avec du bruit.
Ce qui se passe
Séparer la lumière des étoiles dans le spectrographe a 3D, résoudre le doublet de sodium, mesurer l'absorption et comparer un spectre bruyant enregistré.
Modèle d'enseignement: 14 références atomiques arrondies et 2 larges enveloppes de TiO; les forces de température empiriques, pas LTE/NLTE ou une échelle d'abondance quantitative. Les références de l'air sont converties en vide avec la dispersion Ciddor standard de l'air sec. La largeur gaussienne intrinsèque combine le mouvement thermique et la dispersion de vitesse choisie; pas de profil de rotation ou de Stark. Une réponse gaussienne normalisée de l'instrument implique le flux sur la grille de longueur d'onde a log-; R est contrôlé indépendamment de la disposition optique illustrée. La taille stellaire, la granulation, l'assombrissement des extrémités, la luminosité du faisceau et les couleurs visibles sont illustrées. Les observations utilisent 3 pixels par élément de résolution et bruit gaussien indépendant avec continuum constant S/N par pixel. Changer la cible, S/N ou le modèle ne réécrit jamais une observation existante; enregistrer à nouveau explicitement. Les étiquettes de classification indiquent la température du modèle seulement.
Le modèle et ses limites
Modèle d'enseignement: 14 références atomiques arrondies et 2 larges enveloppes de TiO; les forces de température empiriques, pas LTE/NLTE ou une échelle d'abondance quantitative. Les références de l'air sont converties en vide avec la dispersion Ciddor standard de l'air sec. La largeur gaussienne intrinsèque combine le mouvement thermique et la dispersion de vitesse choisie; pas de profil de rotation ou de Stark. Une réponse gaussienne normalisée de l'instrument implique le flux sur la grille de longueur d'onde a log-; R est contrôlé indépendamment de la disposition optique illustrée. La taille stellaire, la granulation, l'assombrissement des extrémités, la luminosité du faisceau et les couleurs visibles sont illustrées. Les observations utilisent 3 pixels par élément de résolution et bruit gaussien indépendant avec continuum constant S/N par pixel. Changer la cible, S/N ou le modèle ne réécrit jamais une observation existante; enregistrer à nouveau explicitement. Les étiquettes de classification indiquent la température du modèle seulement.
Équations du module
Équations D = sqrt((1 + v/c)/(1 - v/c)); lambda_observed = D lambda_rest , positive v = reculant; longueurs d'onde sous vide sigma_intrinsic/c = sqrt(kT/m + sigma_velocity^2)/c ; TiO utilise de larges enveloppes phénoménologiques u = ln(lambda); sigma_instrument = 1/(2 sqrt(2 ln 2) R) ; convolution gaussienne normalisée des continuums lambda F_lambda et lambda EW = integral_window (1 - F/F_continuum) d lambda ; centroïde = integral lambda (1 - F/F_continuum) d lambda / EW Les fenêtres fusionnées ont un total EW et pas de ligne unique FWHM .La fenêtre finie et la pente du continuum affectent EW . Réseau: sin(theta) = m lambda / d, m=1 , incidence normale; matériel schématique, pas un solveur de conception optique Observation: 3 pixels par élément de résolution; pixels moyens + indépendants N(0, 1/SNR^2) ; chi^2/N sur toute la bande enregistrée Modèles de température approximatifs OBAFGKM seulement, pas un solveur d'atmosphère ou une solution inverse unique.
