Astronomi

Dela upp en stjärnkatalog för att optimera stjärnsökning

Dela upp en stjärnkatalog för att optimera stjärnsökning


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.

Jag fortsätter att arbeta med min Planetarium-programvara och jag tvivlar.

Just nu är min stjärnkatalog väldigt liten, men jag planerar att använda en större. För att optimera sökningen i denna katalog tror jag att jag måste dela upp den i regioner.

Dessa regioner kommer att avgränsas av höger uppstigning och deklination.

Hur kan jag dela stjärnorna för att optimera min sökning med hjälp av stjärnornas höjning och deklination?

Jag vill hämta alla stjärnor som är synliga just nu. Kanske inte alla, bara det synliga av användaren. Om användaren till exempel tittar mot norr ser han / hon inte stjärnorna i söder. Regionen kommer att vara det område som användaren kan se i detta ögonblick, och jag vill få alla stjärnor för den aktuella regionen med en begränsningsstorlek.


Detta är verkligen ett datorproblem, men jag antar att den enda punkten ur ett astronomiskt perspektiv är hur RA, Dec-distributioner av dina kataloger ser ut.

Jag är inte så bekant med optimala söktekniker men jag antar att du vill ha ungefär lika många stjärnor i varje region.

Om din katalog bara är av de ljusaste stjärnorna, är dessa ganska jämnt fördelade runt himlen, så att dela upp dem i lika höga högerband skulle förmodligen göra.

Men om du har att göra med mycket större kataloger kommer det sannolikt att finnas en betydande koncentration mot det galaktiska planet. Under dessa omständigheter är det bättre att du delar upp dina regioner när det gäller deras galaktiska latitud. Så du skulle beräkna galaktiska koordinater genom att transformera RA, Dec och sedan plotta fördelningen av antal stjärnor kontra galaktiska latitud för att se var du skulle dela dina regioner.


19 kändisar som fick sin start på "Star Search"

Innan de blev kända tävlade dessa A-listor om ära i realityshowen.

TV-programföretag via YouTube

amerikansk idol och Rösten kan vara rörledningar till stardom nu, men under körningen 1983 till 1995, Stjärnsökning var de reality-tävlingsprogram att vara på. Oavsett om du var en wannabe-sångare, komiker eller dansare, att säkra en plats i showen innebar att du var ett steg närmare stjärnan. Och även om du inte vann i din kategori var exponeringen du kunde få från att tävla ofta tillräckligt för att starta din karriär. Fråga bara tidigare tävlande som Beyoncé, Britney Spears, Kevin Jamesoch Drew Carey. Nyfiken vilka andra A-listor som en gång dykt upp i showen? Fortsätt läsa för att lära dig om några av de största stjärnorna som började Stjärnsökning. Och för bekanta ansikten som fick sin stora paus senare i livet, här är 40 stjärnor som inte blev berömda förrän efter 40.

Shutterstock

Som många pojkbandfanatiker redan vet, Justin Timberlake fick inte sin start i * NSYNC. Snarare tävlade en ung JT - som sedan gick av Justin Randall - faktiskt på Stjärnsökning 1992, även om han förlorade för Anna Nardona. Hans val av sång? Alan Jacksons "Love's Got a Hold on You."

Även om JT inte vann Stjärnsökning, den förlusten kan ha varit det bästa som någonsin hänt honom. Justin Timberlake: En biografi konstaterar att han i en intervju en gång sa, "Det är roligt. Om jag hade vunnit på Stjärnsökning bara en gång skulle jag inte ha gjort auditionen [för Den helt nya Mickey Mouse Club]. Jag tror att Gud har sin huvudplan och han kommer att lägga ut den för dig. Men du måste gå den vägen. "

Och för skådespelare som gick bort från affären är här 15 stjärnor som slutar agera efter att ha slagit det stort.

Shutterstock / Tinseltown

1993 uppträdde ett band som heter Girl's Tyme Stjärnsökning—Och förlorade. Normalt skulle den förlorande gruppen inte göra historia, men den här var ett undantag, eftersom två av dess medlemmar var Beyoncé och Kelly Rowland.

År 1996 hade Girl's Tyme förlorat och fått några medlemmar för att bli Destiny's Child - och vann 2000 sin första Grammy för "Say My Name". Historiens sensmoral? Du behöver inte vinna Stjärnsökning för att lyckas - du behöver bara visas på den.

Everett Collection / Shutterstock

Redan innan hon var en Mouseketeer var 10-åriga Britney Spears tävlande Stjärnsökning tillbaka 1992. Den blivande stjärnan för en sångare som heter Marty Thomas, men det hindrade henne inte från att bli en popsensation. Hittills har hon fem nummer 1-hits på Billboard Hot 100-listan, för att inte tala om ett framgångsrikt parfymmärke och en stjärna på Hollywood Walk of Fame. Vem behöver vinna på Stjärnsökning, hur som helst?

För kända människor som blev uppmärksammade under projektet, här är 25 stjärnor du inte visste fick sin start i reklam.

Shutterstock

Inte alla känner igen eller uppskattar rå naturlig talang när det är precis framför dem. Fall i punkt: 1990, när hon dök upp på Stjärnsökning, en nioåring Christina Aguilera förlorade för en 12-åring som heter Christopher Eason.

"Jag var en bra sport om det. Min mamma fick mig att gå ut igen och skaka hand och berätta för honom att jag var glad att han vann. Tårarna rann ner i mitt ansikte," berättade Aguilera. Rullande sten 1999 om henne Stjärnsökning erfarenhet. Som tidningen lämpligt uttryckte det då förlorade popstjärnan striden men vann kriget.

Tsuni / USA / Alamy Stock Photo

Fastän Stjärnsökning missade ofta topptalenter, det är inte att säga att showen alltid fick det om bakfoten. Faktum är att när 13-åring Usher Raymond IV dök upp i realitykonkurrensserien 1991, vann han bästa tonårssångare! Hans första självbetitlade album släpptes bara några år senare - och även om det inte såg massiv framgång, hans andra album, Min väg, kom hela vägen till nr 4 på Billboard 200-listan. Resten är, som de säger, historia.

För stjärnor som du har glömt testat deras färdigheter i balsalen, kolla in 25 kändisar som du inte tror att "dansade med stjärnorna".

Shutterstock / Kathy Hutchins

Innan han satte sig bakom ratten på Cash Cab, komiker (och licensierad taxichaufför) Ben Bailey dök upp på Stjärnsökning. Det, tillsammans med platser på flera andra shower, hjälpte honom så småningom att hysa värdspelningen för den prisbelönta showen där passagerare svarar på triviafrågor för att tjäna pengar medan de kommer till sin destination.

Shutterstock

Du borde veta det Alanis Morissette tävlade på Stjärnsökning 1990. Hennes valda låt var "One Bad Apple" - och även om hon hade mer material förberedd fick hon inte uppträda det, eftersom hon förlorade i den första omgången mot en ung countrysångerska vid namn Tchad. Morissette var dock inte så upprörd över att förlora: Enligt Alanis Morissette: En biografi, "att få exponering var det verkliga målet."

Och för mer underhållning trivia levereras direkt till din inkorg, registrera dig för vårt dagliga nyhetsbrev.

Everett Collection / Shutterstock

Countrysångare LeAnn Rimes fick henne igång Stjärnsökning bara åtta år gammal. Och till skillnad från några av de andra kändisarna som dök upp i showen, gjorde hon faktiskt ganska bra: hon förblev showens mästare i två veckor i början av 90-talet och framförde låtar som "Don't Worry" Bout Me "av Marty Robbins. Bara några år senare 1996 fick hon sin första singel nr 1 med "Blue" och tog landvärlden med storm.

DFree / Shutterstock

Inte bara gjorde det Yngre stjärna Sutton Foster förlora på Stjärnsökning 1990 - hon förlorade mot den framtida Broadway-kollega, Richard H. Blake. "Varje gång jag ser honom ger jag honom skarpa ögon", skämtade hon om deras (falska) pågående fejd under ett utseende på The Late Show med Stephen Colbert.

Shutterstock / Everett Collection

När 10-åring Aaliyah Haughton tävlade på Stjärnsökning 1990 gick hon inte bort med en seger. Det spelade dock ingen roll: Senare samma år spelade den framtida R & ampB-stjärnan med ingen ringare än Gladys Knight, före detta fru till sin farbror och chef Barry Hankerson. Bara några år senare 1994 väckte 15-åriga Aaliyah musikvärlden med sitt platinumdebutalbum, Ålder är inget annat än ett tal.

Shutterstock

1995, King of Queens stjärnan Kevin James tävlade (och vann) i showens komedikategori flera gånger. Dessa vinster var inte det som katapulterade honom till berömmelse, men hans stora paus kom 1996 på Just for Laughs Montreal komedifestival, där Ray Romano såg honom uppträda och gav honom en återkommande roll Alla älskar Raymond.

YouTube / Nickelodeon

Kommer inte ihåg att jag någonsin sett framtida Nickelodeon-värd Marc Summers ta Stjärnsökning skede? Det beror på att du fysiskt hade varit tvungen att spela in för att fånga hans handling. Summers var killen som skulle "värma upp" publiken innan live-showen började. Enligt Indiana Public Media var han också uppvärmningskomikern för tejpningar av Tvål och Alice.

Shutterstock

En annan komiker som dök upp på Stjärnsökning är Martin Lawrence. Till skillnad från James var Lawrens utseende i showen dock tillräckligt för att få honom att märkas av de människor som spelar roll. Även om han inte vann på Stjärnsökning, hans prestation fick uppmärksamhet från Columbia Pictures-chefer och tjänade honom rollen som Maurice Warfield på Vad händer nu!

Shutterstock

David Archuleta var bekant med reality-tv: ns långa innan han tävlade på amerikansk idol. Han var inte på originalet Stjärnsökning, men 2004 kom "Crush" sångaren på kortvarig tid Stjärnsökning starta om, vinna juniorsångerdivisionen med låtar som "Fallin '" av Alicia Keys.

"Det som är unikt med David är hans känsla för musikalisk styling och frasering. Det som är svårt att lära ut är känslan av musiken, känslan av musiken och rytmen," Archuletas tidigare vokalcoach Dean Kaelin sa i en intervju med Pittsburgh Post-Gazette. "Det är intuitivt. Som en sjätte känsla."

Shutterstock

Komikern Drew Carey är bekant med tävlingsshower - inte bara som värd, utan också som tävlande. Som hans biografi på Priset är rättwebbplatsens anteckningar, den roliga mannen fick sin första stora paus tävlar på Stjärnsökning 1988. Därefter uppträdde han på HBO 14: e årliga Young Comedians Special, på Tonight Show med Johnny Carson, och så småningom på sin egen serie, Det goda livet. År 1995 hade Carey en självbetitlad sitcom på ABC.

Shutterstock

Även om hon är mest känd som skådespelerska, Fresh Prince i Bel Air stjärna Tatyana Ali fick henne faktiskt börja som sångare. Vid sju år gammal uppträdde hon i några avsnitt av Stjärnsökning, sjunga låtar som "Ain't No Mountain High Enough" och "Why Fools Fall in Love?"

Shutterstock

1993, en tonåring Dave Chappelle dök upp på Stjärnsökning tre gånger och slutligen förlorade mot komikern Lester Barrie. Hans karriär led knappast av denna förlust, dock: År 2017, Forbes rapporterade att stand-up-geniet satte in 47 miljoner dollar.

Shutterstock

Rosie O'Donnell dök upp på Stjärnsökning fem gånger och tog hem topppriset varje gång hon tävlade. Enligt hennes webbplats använde hon pengarna som hon vann från showen för att flytta till Los Angeles, och därifrån fick hon sin första roll som Maggie O'Brien på Ge mig en paus.

Shutterstock / DFree

Innan du blev ett känt namn, komiker Sinbad tävlade på Stjärnsökning i mitten av 80-talet. Han vann sin första omgång och bestade ytterligare en framtida framgång, Dennis Miller, men förlorade så småningom mot en serie som heter John Kassir. Även om du kanske inte känner igen det namnet skulle du förmodligen känna hans röst: Kassir är en produktiv röstskådespelare som har spelat alla från Cryptkeeper till Buster Bunny.


PhotoRed (fotometriska reduktioner)

PhotoRed är ett verktyg inom MPO Canopus som gör det snabbt och enkelt att reducera Canopus-data till standardstorlekar. PhotoRed bestämmer nattlig utrotning, transformationer och nollpunkter med dina bilder av standardfält. När du väl har dessa värden importerar du Canopus-data till PhotoRed, konverterar storheterna till standardvärden och exporterar tillbaka data för Canopus att använda.

PhotoRed innehåller bestämmelser för att konvertera tydliga (ofiltrerade) observationer till standard V, förutsatt att du har åtminstone några bilder i V av målet och ett referensfält. Högre noggrannhet kan uppnås genom att ha ytterligare bilder i B eller R.


2. OBSERVATIONER

Målet med ACS Survey of Globular Clusters (GO-10775, PI A. Sarajedini) var att avbilda de centrala regionerna i ett stort antal globulära kluster för att generera en homogen uppsättning stjärnkataloger. Klusterna är alla på olika avstånd och alla har olika centrala densiteter och radiella profiler, så det finns naturligtvis inget sätt att få samma data för varje kluster, men vårt mål var att komma så nära detta ideal som möjligt.

Varje kluster observerades för en bana i F606W (V) och en bana i F814W (Jag), med undantag för NGC 6715, som observerades för två banor i varje filter. I varje bana tog vi en kort exponering och antingen fyra eller fem djupare exponeringar, beroende på hur många vi kunde passa in i banan. Vi valde exponeringstiderna för varje kluster så att de horisontella grenstjärnorna skulle vara omättade i den korta exponeringen och avstängnings- och sub-gigantgrenstjärnorna (SGB) skulle vara omättade i djupa exponeringar. För det typiska klustret når vi cirka 6 mag under avstängningen till cirka 0,2 M. Tabell 1 ger information om våra observationer för varje kluster.

Bord 1. Sammanfattning av klusterobservationer

Cluster Data set Datum R.A. Decl. PA_V3 F606W F814W
Arp2 j9l925 4/22 19:28:44 −30:21:14 83.24 40 s, 5 & # x00d7 345 s 40-talet, 5 & # x00d7 345 s
E3 j9l906 4/15 09:20:59 −77:16:57 245.09 5 s, 4 & # x00d7 100 s 5s, 4 & # x00d7 100 s
Lynga7 j9l904 4/07 16:11:02 −55:18:52 124.32 35 s, 5 & # x00d7 360 s 35s, 5 & # x00d7 360 s
NGC 0104 j9l960 3/13 00:24:05 −72:04:51 346.17 3 s, 4 & # x00d7 50 s 3s, 4 & # x00d7 50 s
NGC 0362 j9l930 6/02 01:03:14 −70:50:54 44.24 10 s, 4 & # x00d7 150 s 10s, 4 & # x00d7 170 s
NGC 0288 j9l9ad 7/31 00:52:45 −26:34:43 92.32 10 s, 4 & # x00d7 130 s 10s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 1261 j9l909 3/10 03:12:15 −55:13:01 294.90 40 s, 5 & # x00d7 350 s 40-talet, 5 & # x00d7 360 s
NGC 1851 j9l910 5/01 05:14:06 −40:02:49 317.14 20 s, 5 & # x00d7 350 s 20-talet, 5 & # x00d7 350 s
NGC 2298 j9l911 6/12 06:48:59 −36:00:19 337.87 20 s, 5 & # x00d7 350 s 20-talet, 5 & # x00d7 350 s
NGC 2808 j9l947 3/01 09:12:02 −64:51:46 205.10 23 s, 5 & # x00d7 360 s 23s, 5 & # x00d7 370 s
NGC 3201 j9l946 3/14 10:17:36 −46:24:39 205.05 5 s, 4 & # x00d7 100 s 5s, 4 & # x00d7 100 s
NGC 4147 j9l949 4/11 12:10:06 +18:32:31 343.98 50 s, 5 & # x00d7 340 s 50-talet, 5 & # x00d7 340 s
NGC 4590 j9l932 3/07 12:39:27 −26:44:33 142.48 12 s, 4 & # x00d7 130 s 12s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 4833 j9l931 6/02 12:59:34 −70:52:29 296.05 10 s, 4 & # x00d7 150 s 10s, 4 & # x00d7 170 s
NGC 5024 j9l950 3/02 13:12:55 +18:10:08 77.47 45 s, 5 & # x00d7 340 s 45-tal, 5 & # x00d7 340 s
NGC 5053 j9l902 3/06 13:16:27 +17:41:52 73.41 30 s, 5 & # x00d7 340 s 30-talet, 5 & # x00d7 350 s
NGC 5139 j9l9a7 7/22 13:26:45 −47:28:36 290.54 4 s, 4 & # x00d7 80 s 4s, 4 & # x00d7 90 s
NGC 5272 j9l953 2/20 13:41:11 +28:22:31 81.00 12 s, 4 & # x00d7 130 s 12s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 5286 j9l912 3/03 13:46:26 −51:22:23 133.74 30 s, 5 & # x00d7 350-talet 30-talet, 5 & # x00d7 360 s
NGC 5466 j9l903 4/12 14:05:27 +28:32:04 20.07 30 s, 5 & # x00d7 340-talet 30-talet, 5 & # x00d7 350 s
NGC 5904 j9l956 3/13 15:18:33 +02:04:57 92.14 7 s, 4 & # x00d7 140 s 7 s, 4 & # x00d7 140 s
NGC 5927 j9l914 4/13 15:28:00 −50:40:22 138.13 30 s, 5 & # x00d7 350 s 25 s, 5 & # x00d7 360 s
NGC 5986 j9l915 4/16 15:46:03 −37:47:09 126.51 20 s, 5 & # x00d7 350 s 20 s, 5 & # x00d7 350 s
NGC 6093 j9l916 4/09 16:17:02 −22:58:30 101.42 10 s, 5 & # x00d7 340 s 10 s, 5 & # x00d7 340 s
NGC 6101 j9l917 5/31 16:25:48 −72:12:06 181.91 35 s, 5 & # x00d7 370 s 35 s, 5 & # x00d7 380 s
NGC 6121 j9l964 3/05 16:23:35 −26:31:31 99.90 1,5 s, 2 & # x00d7 25 s, 1,5 s, 4 & # x00d7 30 s
2 & # x00d7 30 s
NGC 6144 j9l943 4/15 16:27:14 −26:01:29 103.41 25 s, 5 & # x00d7 340 s 25 s, 5 & # x00d7 350 s
NGC 6171 j9l933 3/30 16:32:31 −13:03:12 93.29 12 s, 4 & # x00d7 130 s 12 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 6205 j9l957 4/02 16:41:41 +36:27:36 66.23 7 s, 4 & # x00d7 140 s 7 s, 4 & # x00d7 140 s
NGC 6218 j9l944 3/01 16:47:14 −01:56:51 97.68 4 s, 4 & # x00d7 90 s 4 s, 4 & # x00d7 90 s
NGC 6254 j9l962 3/05 16:57:08 −04:05:57 96.12 4 s, 4 & # x00d7 90 s 4 s, 4 & # x00d7 90 s
NGC 6304 j9l918 4/14 17:14:32 −29:27:44 98.88 20 s, 5 & # x00d7 340 s 20 s, 5 & # x00d7 350 s
NGC 6341 j9l958 4/11 17:17:07 +43:08:11 62.25 7 s, 4 & # x00d7 140 s 7 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 6352 j9l959 4/10 17:25:29 −48:25:22 105.79 7 s, 4 & # x00d7 140 s 7 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 6362 j9l934 5/30 17:31:54 −67:02:53 106.79 10 s, 4 & # x00d7 130 s 10 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 6366 j9l907 3/30 17:27:44 −05:04:36 87.53 10 s, 4 & # x00d7 140 s 10 s, 4 & # x00d7 140 s
NGC 6388 j9l919 4/06 17:36:17 −44:44:06 100.71 40 s, 5 & # x00d7 340 s 40 s, 5 & # x00d7 350 s
NGC 6397 j9l965 5/29 17:40:41 −53:40:24 148.54 1 s, 4 & # x00d7 15 s 1 s, 4 & # x00d7 15 s
NGC 6441 j9l951 5/28 17:50:12 −37:03:04 122.48 45 s, 5 & # x00d7 340 s 45 s, 5 & # x00d7 350 s
NGC 6496 j9l9a9 5/31 17:59:03 −44:15:58 134.74 30 s, 5 & # x00d7 340 s
j9l920 4/01 17:59:03 −44:15:58 94.46 30 s, 5 & # x00d7 350 s
NGC 6535 j9l935 3/30 18:03:50 −00:17:48 86.04 12 s, 4 & # x00d7 130-talet 12 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 6541 j9l936 4/01 18:08:02 −43:42:57 92.60 8 s, 4 & # x00d7 140-talet 8 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 6584 j9l921 5/27 18:18:37 −52:12:54 131.18 25 s, 5 & # x00d7 350-talet 25 s, 5 & # x00d7 360 s
NGC 6624 j9l922 4/14 18:23:40 −30:21:39 90.06 15 s, 5 & # x00d7 350-talet 15 s, 5 & # x00d7 350 s
NGC 6637 j9l937 5/22 18:31:23 −32:20:53 99.28 18 s, 5 & # x00d7 340-talet 18 s, 5 & # x00d7 340 s
NGC 6652 j9l938 5/27 18:35:45 −32:59:24 101.82 18 s, 5 & # x00d7 340-talet 18 s, 5 & # x00d7 340 s
NGC 6656 j9l948 4/01 18:36:24 −23:54:12 86.47 3 s, 4 & # x00d7 55-talet 3 s, 4 & # x00d7 65 s
NGC 6681 j9l939 5/20 18:43:12 −32:17:30 96.43 10 s, 4 & # x00d7 140-talet 10 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 6715 j9l923 5/25 18:55:03 −30:28:41 94.18 2 & # x00d7 30 s, 2 & # x00d7 30 s,
10 & # x00d7 340 s 10 & # x00d7 350 s
NGC 6717 j9l940 3/29 18:55:06 −22:42:03 84.61 10 s, 4 & # x00d7 130 s 10 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 6723 j9l941 6/02 18:59:33 −36:37:54 106.02 10 s, 4 & # x00d7 140 s 10 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 6752 j9l966 6/24 19:10:52 −59:59:04 119.42 2 s, 4 & # x00d7 35 s 2 s, 4 & # x00d7 40 s
NGC 6779 j9l905 5/11 19:16:35 +30:11:05 59.22 20 s, 5 & # x00d7 340 s 20 s, 5 & # x00d7 350 s
NGC 6809 j9l963 4/19 19:39:59 −30:57:44 81.46 4 s, 4 & # x00d7 70 s 4 s, 4 & # x00d7 80 s
NGC 6838 j9l9a8 5/12 19:53:46 +18:46:42 65.46 4 s, 4 & # x00d7 75 s 4 s, 4 & # x00d7 80 s
NGC 6934 j9l927 3/31 20:34:11 +07:24:15 89.61 45 s, 5 & # x00d7 340 s 45 s, 5 & # x00d7 340 s
NGC 6981 j9l942 5/17 20:53:27 −12:32:12 72.88 10 s, 4 & # x00d7 130 s 10 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 7078 j9l954 5/02 21:29:58 +12:10:01 77.40 15 s, 4 & # x00d7 130 s 15 s, 4 & # x00d7 150 s
NGC 7089 j9l952 4/16 21:33:26 −00:49:23 78.04 20 s, 5 & # x00d7 340 s 20 s, 5 & # x00d7 340 s
NGC 7099 j9l955 5/02 21:40:22 −23:10:45 69.63 7 s, 4 & # x00d7 140 s 7 s, 4 & # x00d7 140 s
Pal1 j9l901 3/17 03:33:23 +79:34:50 236.85 15 s, 5 & # x00d7 390 s 15 s, 5 & # x00d7 390 s
Pal2 j9l908 8/08 04:46:06 +31:22:51 87.56 5 & # x00d7 380 s 5 & # x00d7 380 s
Pal12 j9l928 5/21 21:46:38 −21:15:03 63.70 60 s, 5 & # x00d7 340 s 60 s, 5 & # x00d7 340 s
Terzan7 j9l924 6/03 19:17:43 −34:39:27 99.90 40 s, 5 & # x00d7 345 s 40 s, 5 & # x00d7 345 s
Terzan8 j9l926 6/03 19:41:44 −34:00:01 95.01 40 s, 5 & # x00d7 345 s 40 s, 5 & # x00d7 345 s

Notera. Alla observationer togs 2006.

För att ge undersökningen så mycket rumslig enhetlighet som möjligt, steg vi våra observationer så att ingen stjärna skulle falla i mellanchipgapet i mer än en av de djupa exponeringarna. Eftersom WFC-synfältet faktiskt är ganska rombformat gjorde vi också steg åt sidan så att det resulterande fältet skulle vara så kvadrat som möjligt. Figur 1 visar täckningen för ett typiskt kluster som hade fyra djupa exponeringar.


3. Stjärnklusterjaktrörledning

3.1. FoF Star Cluster Finder

3.1.1. Domänpartition

SHiP antar en FoF-klusterfinder för att identifiera stjärnkluster i det galaktiska fältet. För att underlätta denna procedur delar vi upp hela sökvolymen i flera domäner. Denna operation gör det möjligt för oss att utföra klusteridentifieringsprocessen parallellt, vilket avsevärt förbättrar beräkningseffektiviteten.

Stjärnor tilldelas olika domäner enligt deras 3D-rumsliga koordinater (l, boch). Den specifika partitionsstrategin tar tre hänsyn till:

Enligt ovanstående tre kriterier antar vi följande partitioneringsschema:

3.1.2. Cluster Identification with FoF

Vi använder FoF-metoden för att identifiera stjärnkluster i 5D-parameterutrymmet. Ett kluster identifieras när avståndet från en stjärna till närmaste granne är mindre än länkfaktorn, bFoF, gånger det genomsnittliga avståndet i domänen. Vi normaliserar var och en av parametrarna i 5D-parameterutrymmet till intervallet (0, 1) så att det är skalningsfritt. Vikten av parametrar,

tillämpas på de normaliserade parametrarna. Den första terminen,, beror på sammandragningen av l vid en given b i sfärisk geometri. Eftersom osäkerheten i parallaxen är större än de andra parametrarna sätter vi parallaxens vikt till 0,5 för att minska dess inflytande i klusteridentifieringen. För avståndsberäkningar använder vi L 2-norm (euklidisk norm). Normaliseringsfaktorn i nämnaren garanterar det. Länklängden är inställd på. bFoF är inställt på 0,2, vilket ofta antas vid identifiering av mörk kosmologiska simuleringar med mörk materia (Springel et al. 2001). Nstjärna är antalet stjärnor i varje domän. Valet av vikt och länklängd tillsammans med partitioneringsschemat (avsnitt 3.1.1) är något godtyckligt och medför oundvikligen viss buller och osäkerhet. Därför bör karaktären av dessa stjärnklusterkandidater som identifierats på detta sätt bekräftas ytterligare genom isokronmontering och klusterklassificering (avsnitt 3.2 och 3.3). Vi har stjärnkluster med mer än 50 medlemsstjärnor för ytterligare sammanslagning och validering. Inom 4311-domänerna i det primära urvalet upptäcks kandidater för 4885 stjärnklusterkandidater. Vissa kandidater till stjärnkluster visas i mer än en domän. Om mer än 50% av medlemmarna i sådana stjärnkluster är identiska slår vi samman dessa två kluster. Denna sammanslagningsprocess minskar antalet stjärnklusterkandidater till 2443.

3.2. Isochrone Fitting Scheme

Vi bekräftar ytterligare stjärnklusterkandidater (avsnitt 3.1.2) genom att anpassa deras färg-magnituddiagram (CMD) med en uppsättning isokroner av olika åldrar och metalliciteter. Tillförlitligheten för upptäckt av stjärnklusterkandidater kommer att bedömas utifrån de härledda parametrarna under isokronmontering.

3.2.1. Padova-isokronerna

De isokroner som antagits i detta arbete erhålls från Padova-databasen (Marigo et al. 2017) av stjärniga evolutionära spår. 5 The Gaia DR2 passband fotometriskt system är hämtat från Evans et al. (2018). Vi antar en log-normal initial massfunktion (Chabrier 2001). En serie isokroner genereras från i steg för metalliciteter som sträcker sig från till 0,5 med steg om 0,25.

3.2.2. Parametrar från Isochrone Fitting

Nyckeln till pålitlig isochrone-montering är inpassningsfunktionen, som bestämmer inpassningsnoggrannheten. Samtidigt utförs optimering för att minimera skillnaden mellan data och anpassningsfunktionen genom att söka i parameterutrymmet, som inkluderar ålder, metallicitet, avståndsmodul och utrotning. Anpassningsfunktionens form tillsammans med optimeringsmetoden bestämmer anpassningshastigheten. Flera studier producerade rörledningar för isokronmontering baserat på ovanstående idé. Perren et al. (2015) använde Bayesian-metoden och genetisk algoritm för att maximera sannolikheten för de anpassade parametrarna. En annan optimeringsfunktion är den återstående hyperytan (avvikelsen mellan de observerade och simulerade Hess-diagrammen) som används av Bonatto (2019), vilket minimerar funktionen med simulerad glödgning.

Automatiserad isochrone-montering av 2443 stjärnklusterkandidater kräver ett effektivt anpassningsschema, vilket samtidigt ger god noggrannhet. För att uppfylla dessa krav föreslår vi följande anpassningsfunktion:

Här är positionen för kstjärna i CMD med absoluta magnituder. är kstjärns motsvarande närliggande punkt i isochron-tabellen. Fyra parametrar erhålls från isokronmontering: ΔG (avståndsmodul in G magnitude), (färgöverskott,)), metallicitet (Z) och ålder (t). Vi minimerar, vilket är det genomsnittliga kvadratavståndet mellan klusterstjärnor och deras närmaste angränsande punkter i isochronen. Detta tillvägagångssätt är enkelt att implementera och känsligt för skillnaden mellan isokroner och den faktiska informationen. Den närmaste grannen i isochronen kan lätt hittas med k-D Tree-metoden, som underlättar för att påskynda anpassningsprocessen för de 770 isokronerna (varje isokron innehåller över 1500 poäng) för varje stjärnklusterkandidat. Dessutom utförs optimeringen enkelt av Nelder – Mead-algoritmen (Nelder & amp Mead 1965) som tillhandahålls av "scipy" -paketet.

Huvudsekvensen (MS) breddas avsevärt i den svaga änden på grund av osäkerheten i ljusstyrka hos svaga stjärnor vid G & gt 17 mag (5G

0,072 mag), vilket är tre gånger större än de med G & lt 17 mag (5G

0,023 mag). Cirka 30% av medlemmarna bland våra identifierade kluster är svagare än G = 17 mag, vilket i hög grad påverkar kvaliteten på isokronmonteringen. Därför begränsar vi isochrone-anpassningen till stjärnor ljusare än G = 17 mag. Denna behandling minskar antalet stjärnor i beslaget med cirka 50% men förbättrar passformens kvalitet avsevärt.

3.3. Klassificering av stjärnkluster

För att utvärdera tillförlitligheten för detekteringar av stjärnklusterkandidater med FoF-klusterfönstret, utför vi en klassificering baserad på parametrar erhållna från isokronmontering. På grund av osäkerheter i observationer finns det ingen unik parameter som kan representera tillförlitligheten hos en stjärnklusterdetektering exakt. Istället kan en kombination av flera parametrar användas för att minimera osäkerhetens inflytande. Därför klassificerar vi kandidater baserat på följande parametrar.

Figur 2. Fördelning av isokronmonterade åldrar av stjärnkluster. Den svarta streckade linjen representerar 5 Myr åldersskärning.

Enligt de fyra ovanstående kriterierna delar vi upp kandidaterna för 2443-stjärnkluster i tre klasser:

Antalet kandidater för stjärnkluster i varje grupp är: Klass 1: 569 (23,3%), Klass 2: 127 (5,2%) och Klass 3: 1747 (71,5%). nG& lt17 ≥ 50 begränsar klass 1 och 2 till närliggande stjärnkluster, huvudsakligen inom 4 kpc. Klassificeringen av stjärnklusterkandidater påverkas av resultatet av vår pipeline i identifieringsprocessen och bör inte direkt kopplas till den fysiska existensen av dessa stjärnklusterkandidater. Enligt vår analys är medlemmar i klass 1 sannolikt kandidater till stjärnkluster. Klass 2 och 3 är kandidater som behöver ytterligare bekräftelse. Äkta stjärnkluster kan dock existera bland medlemmarna i klass 2 och klass 3 (se avsnitt 4.2). Allmänna parametrar för alla 2443 kandidater presenteras i tabell 1.

Bord 1. Parametrar för 2443 Star Cluster-kandidater som identifierats av SHiP i detta arbete

FoF ID l b rmax μ5 nparvel tålder Z Klass K13 ID CG18 + 19 ID B19 ID namn
(deg) (deg) (deg) (mas) (mas år −1) (mas år −1) (Gyr)
0 186.181 ± 0.182 −13.025 ± 0.173 0.817 0.549 ± 0.058 0.516 ± 0.252 −0.888 ± 0.221 567 1.41 ± 0.08 −0.250 1 352 687 5076 NGC_1817
1 184.719 ± 0.120 −13.510 ± 0.077 0.470 0.359 ± 0.052 0.355 ± 0.224 −2.500 ± 0.220 135 1.32 ± 0.08 0.000 1 −1 −1 5047
2 226.034 ± 0.110 −16.126 ± 0.116 0.461 0.252 ± 0.039 −0.538 ± 0.237 1.975 ± 0.282 384 1.38 ± 0.08 0.250 1 576 708 6219 NGC_2204
3 239.472 ± 0.069 −18.018 ± 0.062 0.331 0.257 ± 0.048 −1.261 ± 0.151 5.493 ± 0.164 361 3.39 ± 0.20 0.000 1 625 713 6569 NGC_2243
4 259.574 ± 0.073 −14.278 ± 0.089 0.384 0.258 ± 0.040 −1.476 ± 0.200 2.740 ± 0.255 330 2.69 ± 0.16 0.000 1 917 651 7005 Melotte_66
5 292.316 ± 0.216 −12.736 ± 0.129 0.559 0.506 ± 0.026 −6.873 ± 0.177 1.425 ± 0.215 171 3.16 ± 0.19 0.000 1 −1 −1 −1
6 325.553 ± 0.032 −17.569 ± 0.035 0.118 0.242 ± 0.031 −5.552 ± 0.208 −4.683 ± 0.316 126 10.70 ± 0.64 −2.000 3 2106 −1 9172
7 0.069 ± 0.027 −17.299 ± 0.031 0.133 0.280 ± 0.054 0.900 ± 0.379 −2.391 ± 0.401 206 0.85 ± 0.05 −2.000 3 2420 −1 10
8 5.617 ± 0.034 −14.071 ± 0.069 0.367 0.281 ± 0.063 −2.958 ± 0.399 −1.410 ± 0.429 176 0.0040 ± 0.0002 0.500 3 2412 −1 338
9 8.793 ± 0.054 −23.268 ± 0.054 0.265 0.341 ± 0.120 −3.412 ± 0.404 −9.270 ± 0.366 1798 12.90 ± 0.77 −2.000 1 2506 −1 473

Notera. Position, parallax och korrekt rörelse för varje stjärnkluster beräknas som medelvärdet för alla klusterelement med 1σ-dispersion angiven. Radien rmax definieras som det maximala avståndet för klustermedlemmar till genomsnittlig position. För enkelhets skull listas motsvarande ID i K13, CG18 + 19 och B19 (−1 betyder oöverträffad). Alla ID börjar med 0 och motsvarar radnumret i katalogen (inte MWSC-numret som i K13). För CG18 + 19 motsvarar ID i intervallen 0–1228 och 1229–1274 stjärnkluster i Cantat-Gaudin et al. (2018) och Cantat-Gaudin et al. (2019). För enkelhets skull presenteras också namnen på de matchade stjärnklusterna i CG18 + 19. Osäkerhet om ålder och metallicitet uppskattas som hälften av ett steg i isochrontabellen (se avsnitt 3.2.1 för mer information). Dessa är 6% () för åldrar och 0,125 för metalliciteter. Se data / cat_all.txt i github-arkivet för en fullständig version.

Endast en del av denna tabell visas här för att visa dess form och innehåll. En maskinläsbar version av hela tabellen finns tillgänglig.


Deep Star Maps

Denna uppsättning stjärnkartor skapades genom att plotta position, ljusstyrka och färg på drygt 100 miljoner stjärnor från Klar stjärna, Tycho-2och UCAC3 stjärnkataloger. Konstellationen gränser är de som grundades av International Astronomical Union 1930. Konstellationen siffror kommer också från IAU, även om de inte är officiella.

Kartorna presenteras i utskjutningar av plattor och eacutee med antingen himmelsk (J2000 geocentrisk höger uppstigning och deklination) eller galaktiska koordinater. De är utformade för sfärisk kartläggning i animationsprogramvara. De ovala formerna nära toppen och botten av stjärnkartorna är inte galaxer. Förvrängningen av stjärnorna i de delar av kartan är bara en effekt av projektionen.

Kartläggningen av himmelkoordinaterna kommer att vara den mer användbara för animering, eftersom kamerarotationer i programvaran på ett enkelt sätt kommer att motsvara rätt uppstigning och deklination i astronomihänvisningar. Den galaktiska koordinatmappningen fungerar som en fristående bild som visar kanten från vår hemgalax, inifrån.

Animationen visar användningen av kartorna vid en rundtur i himlen. Turnén börjar vid W-formad Cassiopeia, sedan söderut genom Perseus till vinterkonstellationen Orion Hunter och Hyades och Pleiades stjärnkluster i Oxen. Den rör sig sydost förbi Orions hundkamrat och dess stjärna, Sirius, ljusast på himlen och pausar så småningom vid den rika södra halvklotets del av Vintergatan i Carina och Crux, södra korset.

Öst om korset, i Centaurus, är den binära stjärnan Alpha Centauri, vid 4,4 ljusår det blotta ögats stjärnsystem närmast solen. Det globala klustret Omega Centauri syns också som en suddig plats nära toppen av ramen. Antalet stjärnor som används för att rita stjärnkartorna är tillräckligt stort för att avslöja många globulära och öppna stjärnhopar såväl som de stora och små magellanska molnen.

Efter att ha passerat nära den himmelska sydpolen rör sig turen norrut längs Vintergatan till mitten av vår galax nära tekannan i Skytten. Turen svänger nordväst därifrån och slutar slutligen vid den välkända asterismen Big Dipper eller Plough i Ursa Major.


Davis, M., Efstathiou, G., Frenk, C. S. & amp White, S. D. M. Utvecklingen av storskalig struktur i ett universum som domineras av kall mörk materia. Astrofys. J. 292, 371–394 (1985).

Clowe, D. et al. Ett direkt empiriskt bevis på existensen av mörk materia. Astrofys. J. Lett. 648, L109 – L113 (2006).

Dodelson, S. & amp Liguori, M. Kan kosmisk struktur bildas utan mörk materia? Phys. Pastor Lett. 97, 231301 (2006).

Jungman, G., Kamionkowski, M. & amp Griest, K. Supersymmetrisk mörk materia. Phys. Rep. 267, 195–373 (1996).

Klasen, M., Pohl, M. & amp Sigl, G. Indirekt och direkt sökning efter mörk materia. Prog. Del. Kärna. Phys. 85, 1–32 (2015).

Zel’dovich, Y. B. & amp Novikov, I. D. Hypotesen om kärnor fördröjd under expansion och den heta kosmologiska modellen. Sov. Astron. 10, 602 (1967).

Hawking, S. Gravitationellt kollapsade föremål med mycket låg massa. Mån. Inte. R. Astron. Soc. 152, 75–78 (1971).

Carr, B. J. & amp Hawking, S. W. Svarta hål i det tidiga universum. Mån. Inte. R. Astron. Soc. 168, 399–416 (1974).

Carr, B., Kühnel, F. & amp Sandstad, M. Ursprungliga svarta hål som mörk materia. Phys. Pastor D 94, 083504 (2016).

Capela, F., Pshirkov, M. & amp Tinyakov, P. Begränsningar på ursvarta hål som kandidater från mörk materia från fångst av neutronstjärnor. Phys. Pastor D 87, 123524 (2013).

Lane, R. R. et al. Testa newtonsk tyngdkraft med AAOmega: mass-till-ljus-profiler av fyra kula kluster. Mån. Inte. R. Astron. Soc. 400, 917–923 (2009).

Paczynski, B. Gravitationsmikrolinsering med den galaktiska halo. Astrofys. J. 304, 1–5 (1986).

Griest, K. et al. Gravitationsmikrolensning som en metod för att upptäcka skivans mörka materia och svaga skivstjärnor. Astrofys. J. Lett. 372, L79 – L82 (1991).

Alcock, C. et al. MACHO-projektet: mikrolinseringsresultat från 5,7 års stora Magellaniska molnobservationer. Astrofys. J. 542, 281–307 (2000).

Tisserand, P. et al. Begränsningar av MACHO-innehållet i den galaktiska halon från EROS-2-undersökningen av de magellanska molnen. Astron. Astrofys. 469, 387–404 (2007).

Sasaki, M., Suyama, T., Tanaka, T. & amp Yokoyama, S. Ursprungligt svarthålscenario för gravitationsvågshändelsen GW150914. Phys. Pastor Lett. 117, 061101 (2016).

Ali-Haïmoud, Y., Kovetz, E. D. & amp Kamionkowski, M. Fusionsgraden för ur-svart-hål-binärer. Phys. Pastor D 96, 123523 (2017).

Griest, K., Cieplak, A. M. & amp Lehner, M. J. Experimentella gränser för urmort svarthålsmateria från de första 2 års Kepler-data. Astrofys. J. 786, 158–167 (2014).

Miyazaki, S. et al. Hyper Suprime-Cam: systemdesign och verifiering av bildkvalitet. Publ. Astron. Soc. Jpn 70, S1 (2018).

Aihara, H. et al. Första datalanseringen av Hyper Suprime-Cam Subaru strategiska program. Publ. Astron. Soc. Jpn 70, S8 (2018).

Klypin, A., Zhao, H. & amp Somerville, R. S. Λ CDM-baserade modeller för Vintergatan och M31. I. Dynamiska modeller. Astrofys. J. 573, 597–613 (2002).

Aihara, H. et al. Hyper Suprime-Cam SSP Survey: översikt och enkätdesign. Publ. Astron. Soc. Jpn 70, S4 (2018).

Crotts, A. P. S. M31 - ett unikt laboratorium för gravitationell mikrolinsering. Astrofys. J. Lett. 399, L43 – L46 (1992).

Baillon, P., Bouquet, A., Giraud-Heraud, Y. & amp Kaplan, J. Detektion av bruna dvärgar genom mikrolinsering av olösta stjärnor. Astron. Astrofys. 277, 1–9 (1993).

Gould, A. Teori om pixellinsning. Astrofys. J. 470, 201–210 (1996).

Calchi Novati, S. Pixel linser. Mikrolinsning mot M31. Gen. relat. Grav. 42, 2101–2126 (2010).

Aurière, M. et al. En kort tidsskala kandidatmikrolinseringshändelse i POINT-AGAPE-pixellinsundersökningen av M31. Astrofys. J. Lett. 553, L137 – L140 (2001).

Alard, C. & amp Lupton, R. H. En metod för optimal bildsubtraktion. Astrofys. J. 503, 325–331 (1998).

Bosch, J. et al. Hyper Suprime-Cam-programvarupipelinen. Publ. Astron. Soc. Jpn 70, S5 (2018).

Williams, B. F. et al. Den Panchromatic Hubble Andromeda Treasury. X. Ultraviolett till infraröd fotometri av 117 miljoner lika stora stjärnor. Astrofys. J. Suppl. S. 215, 9–42 (2014).

Dalcanton, J. J. et al. Den Panchromatic Hubble Andromeda Treasury. Astrofys. J. Suppl. S. 200, 18 (2012).

Huang, S. et al. Karaktärisering och fotometrisk prestanda för Hyper Suprime-Cam-programvarupipelinen. Publ. Astron. Soc. Jpn 70, S6 (2018).

Witt, H. J. & amp Mao, S. Kan linsstjärnor betraktas som meningsfulla för mikrolinsning av MACHO? Astrofys. J. 430, 505–510 (1994).

Gould, A. Femtolensing av gammastrålburstare. Astrofys. J. Lett. 386, L5 – L7 (1992).

Nakamura, T. T. Gravitationslinser av gravitationsvågor från inspirerande binärer med en punktmassalins. Phys. Pastor Lett. 80, 1138–1141 (1998).

Musco, I., Miller, J. C. & amp Polnarev, A. G. Ursprungliga svarta hålbildningar i den strålande eran: undersökning av kollapsens kritiska natur. Klass. Kvantgravitation 26, 235001 (2009).

Kühnel, F., Rampf, C. & amp Sandstad, M. Effekter av kritisk kollaps på primordiala svarta hålsmassspektra. Eur. Phys. J. C 76, 93 (2016).

Kawasaki, M., Mukaida, K. & amp Yanagida, T. T. Enkel kosmologisk lösning på Higgs-fältets instabilitetsproblem i kaotisk inflation och bildandet av ursvarta hål. Phys. Pastor D 94, 063509 (2016).

Kawasaki, M., Kusenko, A., Tada, Y. & amp Yanagida, T. T. Ursprungliga svarta hål som mörk materia i supergravationsinflationsmodeller. Phys. Pastor D 94, 083523 (2016).

Inomata, K., Kawasaki, M., Mukaida, K., Tada, Y. & amp Yanagida, T. T. Inflationella primordiala svarta hål för LIGO gravitationella våghändelser och pulsar timing array-experiment. Phys. Pastor D 95, 123510 (2017).

Kühnel, F. & amp Freese, K. Begränsningar på ursvarta hål med utökade massfunktioner. Phys. Pastor D 95, 083508 (2017).

Inomata, K., Kawasaki, M., Mukaida, K., Tada, Y. & amp Yanagida, T. T. Inflationära ursvarta hål som all mörk materia. Phys. Pastor D 96, 043504 (2017).

Carr, B., Raidal, M., Tenkanen, T., Vaskonen, V. & amp Veermäe, H. Primordial black hole constraints for extended mass functions. Phys. Pastor D 96, 023514 (2017).

Carr, B. J., Kohri, K., Sendouda, Y. & amp Yokoyama, J. Nya kosmologiska begränsningar för ursprungliga svarta hål. Phys. Pastor D 81, 104019 (2010).

Barnacka, A., Glicenstein, J.-F. & amp Moderski, R. Nya begränsningar för uråldriga svarta hål överflöd från femtolensing av gammastrålning. Phys. Pastor D 86, 043001 (2012).

Ali-Haïmoud, Y. & amp Kamionkowski, M. Kosmiska mikrovågsbakgrundsbegränsningar för accreting primordial black holes. Phys. Pastor D 95, 043534 (2017).

Ricotti, M., Ostriker, J. P. & amp Mack, K. J. Effekt av primordiala svarta hål på den kosmiska mikrovågsbakgrunden och kosmologiska parameteruppskattningar. Astrofys. J. 680, 829–845 (2008).

Alcock, C. et al. MACHO-projektets första år Large Magellanic Cloud-resultat: mikrolinseringshastigheten och naturen hos den galaktiska mörka glansen. Astrofys. J. 461, 84–103 (1996).

Kerins, E. et al. Teori om pixellinsning mot M31: I. Densitetsbidraget och massan hos MACHO. Mån. Inte. R. Astron. Soc. 323, 13–33 (2001).

Riffeser, A., Fliri, J., Seitz, S. & amp Bender, R. Microlensing mot trånga fält: teori och applikationer till M31. Astrofys. J. Suppl. Ser. 163, 225–269 (2006).

Cieplak, A. M. & amp Griest, K. Förbättrade teoretiska förutsägelser av mikrolinseringshastigheter för detektering av urmaterial i svart hål. Astrofys. J. 767, 145–154 (2013).

Navarro, J. F., Frenk, C. S. & amp White, S. D. M. En universell densitetsprofil från hierarkiskt kluster. Astrofys. J. 490, 493–508 (1997).

Gondolo, P. Optisk djupvärdering i pixelmikrolinsering. Astrofys. J. Lett. 510, L29 – L32 (1999).

Ivezić, Z. et al. LSST: från vetenskapliga drivrutiner till referensdesign och förväntade dataprodukter. Förtryck på https://arxiv.org/abs/0805.2366v1 (2008).

Axelrod, T., Kantor, J., Lupton, R. H. & amp Pierfederici, F. Software and Cyberinfrastructure for Astronomy, en öppen källkodsram för applikationer för astronomiska bildrörledningar. Proc. SPIE 7740, 774015 (2010).

Jurić, M. et al. LSST-datahanteringssystemet. Förtryck på https://arxiv.org/abs/1512.07914 (2015).

Bertin, E. i Astronomisk dataanalysprogramvara och system XX (red. Evans, I. N. et al.) 435 (ASP Conf. Ser. 442, Astronomical Society of the Pacific, 2011).

Schlafly, E. F. et al. Fotometrisk kalibrering av de första 1,5 åren av Pan-STARRS1-undersökningen. Astrofys. J. 756, 158–171 (2012).

Tonry, J. L. et al. Pan-STARRS1 fotometriskt system. Astrofys. J. 750, 99–112 (2012).

Magnier, E. A. et al. Pan-STARRS1 fotometrisk referensstege, släpp 12.01. Astrofys. J. Suppl. Ser. 205, 20–32 (2013).

Alard, C. Bild subtrahering med hjälp av en utrymme-varierande kärna. Astron. Astrofys. Tillägg Ser. 144, 363–370 (2000).

Mandelbaum, R. et al. Den tredje utmaningshandboken för gravitationslinsnoggrannhet (GREAT3). Astrofys. J. Suppl. Ser. 212, 5–33 (2014).

Rowe, B. T. P. et al. GALSIM: den modulära verktygssatsen för bildsimulering av galaxen. Astron. Beräkna. 10, 121–150 (2015).

North, J. R. et al. Radien och massan av underjättestjärnan β Hyi från interferometri och asterosismologi. Mån. Inte. R. Astron. Soc. 380, L80 – L83 (2007).

de Jong, J. T. A. et al. MACHO i M31? Frånvaro av bevis men inte bevis för frånvaro. Astron. Astrofys. 446, 855–875 (2006).

Takahashi, R. & amp Nakamura, T. Wave-effekter i gravitationslinsen av gravitationsvågor från kvittrande binärer. Astrofys. J. 595, 1039–1051 (2003).

Katz, A., Kopp, J., Sibiryakov, S. & amp Xue, W. Femtolensing by dark matter revisited. J. Cosmol. Astropart. Phys. 12, 005 (2018).

Green, A. M. Microlensing och dynamiska begränsningar på urskild svart hål mörk materia med en utökad massfunktion. Phys. Pastor D 94, 063530 (2016).


Observera

Natthimlen förändras alltid. Observatörer ser planeter dansa på kvällen, stjärnor exploderar som supernovor och nya kometer pryder gryningen. Här samlar vi alla tips och resurser som du behöver för att se de härligheter som lyser upp himlen. Vår Sky at a Glance-kolumn guidar dig till de bästa himmelska sevärdheterna, vår astronomipodcast ger en månatlig ljudtur och våra interaktiva verktyg och guider är användbara resurser som hjälper dig att observera när som helst.


Dela en stjärnkatalog för att optimera stjärnsökning - Astronomi

Detta material (inklusive bilder) är upphovsrättsskyddat !. Se mitt upphovsrättsmeddelande för metoder för rättvis användning.

Nästan 4000 planeter har hittats som kretsar kring andra stjärnor ---exoplaneter (ibland kallas också extrasolar planeter) --- i nästan 3000 exoplanetsystem (över 600 är flerplanetsystem) från och med mitten av maj 2019. Detta avsnitt kommer först att titta på hur vi hittar exoplaneter och sedan kommer jag att dra några preliminära slutsatser baserat på statistiken över banorna och massor av exoplaneterna.

Hitta exoplaneter

Att upptäcka exoplaneter runt andra stjärnor är ett svårt projekt som kräver mycket noggranna observationer. Vid första upptäckten kan exoplaneter verka som en enkel sak att göra --- ta bilder av stjärnor och leta efter små svaga saker som kretsar kring dem. En exoplanet skulle verkligen vara en svag: en miljard eller fler gånger svagare än en stjärna i det synliga bandet - stjärnlysets bländning skulle skölja bort en svagt ljus från en exoplanet. De direkt bildteknik att hitta exoplaneter skulle bättre åstadkommas i det infraröda bandet eftersom exoplanets termiska spektrum skulle ha maximal emission i det infraröda bandet. Dessutom producerar stjärnor mindre infraröd energi än synlig bandenergi --- en exoplanet skulle bara vara tio tusen till hundra tusen gånger svagare än stjärnan. Exoplaneten skulle fortfarande vara mycket svag, men åtminstone förbättras kontrastförhållandet många tusen gånger. Den direkta avbildningstekniken kan hitta joviska exoplaneter långt ifrån sina moderstjärnor. Fyrtiofem exoplaneter (i mitten av maj 2019) har hittats på detta sätt.

Några av de avbildade exoplaneterna är väldigt unga och fortfarande ganska varma från bildandet. Därför är de unga exoplaneterna ganska ljusa i det infraröda och lättare att upptäcka. Vissa exoplaneter har avbildats genom att blockera ljuset från den mycket ljusare stjärnan med en enhet som kallas a coronagraph så att det svaga ljuset från exoplaneten kan detekteras. Användning av en coronagraph var avgörande för att skapa den första synliga ljusbilden (optisk) av en exoplanet: den som kretsar kring den mycket ljusa stjärnan, Fomalhaut, som visas nedan. Det svarta området i mitten är koronagrafen, den vita pricken visar stjärnans läge, ringen är en dammig skräpskiva som är analog med vårt solsystems Kuiperbälte (men mycket längre ut), den lilla vita rutan visar platsen för exoplanet cirka 115 AU från sin stjärna, och insatsen visar sin rörelse under åtta år av hela sin 1522-åriga bana. Dess rörelse bevisade att det var ett objekt som kretsar kring stjärnan.

Astronomer har upptäckt damm- och gasskivor runt unga stjärnor med hjälp av känsliga infraröda detektorer på världens största teleskop. En motsvarande mängd material som är låst i ett enda föremål kommer att ha en mindre total yta än om det bröts upp i många små partiklar. Skivorna har mycket yta och kan därför avge mycket infraröd energi. Några ljusa stjärnor på vår himmel har damm runt sig: Vega, Beta Pictoris och Fomalhaut. Dessa är system som möjligen är i början av planeterna. En skiva runt stjärnan HR 4796A verkar befinna sig mellan dammskivans scen och ett fullfjädrat planetsystem. Diskens inre del har rensats bort. Antagligen har dammmaterialet nu sammanfallit till större saker som planeter. Exoplaneterna skulle ha en mindre yta än om materialet fortfarande var i små partiklar, så exoplaneterna blir mycket svagare. Hubble-rymdteleskopet har också upptäckt gas- och dammskivor runt 50% av stjärnorna som fortfarande bildas i Orion-nebulosan. Det verkar som om bildandet av planetsystem är en vanlig process i universum.

Ett annat sätt att leta efter exoplaneter är att märka deras gravitationseffekt på stjärnorna de kretsar kring. En signatur för en exoplanet skulle vara att stjärnan tycks vackla när stjärnan och exoplaneten kretsar kring en punkt belägen mellan dem, proportionellt närmare den mer massiva stjärnan, kallad masscentrum. Denna teknik kallas astrometrisk teknik. Kom ihåg från gravitationskapitlet att allvaret tvinga att agera på stjärnan och exoplaneten måste vara densamma men den mycket mindre massexoplaneten kommer att ha mycket större acceleration och den massiva stjärnan kommer att ha en mycket mindre acceleration & mdashjust a & quotwobble & quot.

Vår sol vacklar på grund av allvaret hos planeterna som kretsar kring den. Det mesta av skakningen beror på Jupiter som innehåller mer massa än alla andra planeter tillsammans. Dock är skakningen liten! Eftersom solen är mer än tusen gånger mer massiv än Jupiter, masscentrum är över tusen gånger närmare solen, eller cirka 47 000 kilometer över solens yta (detta avstånd är mindre än 7% solens radie). Trots den lilla skakningen kunde astronomer på planeter som kretsar kring närliggande stjärnor upptäcka denna skakning med samma teknik som vi har här på jorden om de observerade solens rörelse mycket noggrant under ett par decennier. Ju starkare tyngdkraften mellan stjärnan och exoplaneten är, desto större blir stjärnskottet och desto lättare att upptäcka. Därför astrometrisk teknik är väl lämpad för att hitta massiva joviska exoplaneter nära sina föräldrar. Inte bara är vacklingen större utan det händer också snabbare, så man kan se den periodiska rörelsen på kort tid. På grund av den förvrängande effekten av jordens atmosfär har endast en exoplanet hittats med hjälp av denna teknik med hjälp av markbaserade teleskop (i skrivande stund). Det nu avbrutna SIM Lite-uppdraget var att använda denna teknik och Gaia-uppdraget, som lanserades i december 2013, använder denna teknik.


Sekvensen på höger sida är faktiskt från två olika utsiktspunkter. Den vacklande stjärnan är vad du skulle se om banan var ansikte mot ansiktet. Dopplerförskjutande absorptionslinjer är vad du skulle se om banan var kantad från en position till höger om stjärnexoplanetsystemet (så linjerna förskjuts mot den röda änden när stjärnan rör sig bort från observatören och exoplaneten rör sig mot observatören).

En annan signatur för en exoplanet skulle vara dopplerförskjutningar i stjärnans spektrallinjer när de kretsar kring deras gemensamma masscentrum. De doppler shift-teknik (även kallad ibland radiell hastighetsteknik) har varit det enklaste sättet att hitta exoplaneter så långt från marken. I skrivande stund har 751 exoplaneter hittats med hjälp av doppler shift-teknik. Som astrometrisk teknik, de doppler shift-teknik är väl lämpad för att hitta massiva joviska exoplaneter nära sina moderstjärnor. Men under 2016 kunde astronomer förfina tekniken tillräckligt för att upptäcka en exoplanet runt Proxima Centauri (den närmaste av de tre stjärnorna i det närmaste stjärnsystemet för oss) som är bara 1,3 gånger jordens massa. Det producerar en dopplerstjärnsvobling på bara 1,38 meter per sekund eller ungefär hastigheten för en person som går. Proxima Centauri b kretsar inom Proxima Centauri beboelig zon. De beboelig zon är regionen runt en stjärna där en exoplanet är yta skulle inte vara för varmt eller för kallt för att det skulle finnas flytande vatten på yta.

I en annan milstolpe för tekniken meddelade astronomer i slutet av juni 2013 efter flera år av radiella hastighetsmätningar av en närliggande stjärna Gliese 667C (bara 22 ljusår bort), upptäckten av tre exoplaneter som kretsar i beboelig zon av stjärnan. Medan andra exoplaneter har hittats i de beboeliga zonerna hos stjärnor, särskilt av Kepler-uppdraget som diskuteras nedan, var detta det största antalet exoplaneter i en beboelig zon fram till den tiden (TRAPPIST-1 tog titeln 2016) och för Gliese 667C, mycket sannolikt det största antalet exoplaneter som är möjligt i dess beboeliga zon (så den bebodda zonen sägs vara & quotdynamiskt packad & quot). I vårt solsystem finns det bara en beboelig planet, jorden. Mars kan ha varit beboelig om det var större för att behålla en tjockare atmosfär och ha plattektonik som arbetar på den för långvarig bebobarhet. Gliese 667C är en stjärna med låg massa, mindre än vår sol och de kallare, lägre massstjärnorna är vanligare i galaxen än stjärnor som solen.

Perioden för stjärnvacklingen mäts och därefter härleds avståndet (banans halvhuvudaxel) från Keplers tredje lag. Stjärnans hastighetsförändring mäts och systemets totala massa härleds från Newtons rörelselagar. Vi kan uppskatta stjärnans massa från dess spektraltyp, uppskatta exoplanethastigheten från stjärnsvängningsperioden och därefter härleda exoplanetens massa. Doppler-effekten berättar dock bara om rörelsen längs siktlinjen. Exoplanetens banor är utan tvekan lutade, eller tippade, till vår siktlinje och mängden lutning är osäker. Detta introducerar en osäkerhet i de härledda massorna av exoplaneterna. Vanligtvis kommer astronomer att citera massorna som & quotmass & # 215sin (bana lutningsvinkel) & quot, så de verkliga exoplanetmassorna kan vara högre. Star-wobble-teknikerna kan också ge oss banans excentricitet om vi har observationer från hela banan. De tre exoplaneterna i den bebodda zonen i Gliese 667C har minimimassor (& quotM sin (i) & quot) på 2,7 till 3,8 gånger jordens massa, så de kallas & quotsuper-Earths & quot. På grund av osäkerheten i lutningen av deras banor kan deras massor vara upp till två gånger större baserat på datormodeller av vilka gravitationsstabila planetbanor som skulle vara möjliga.

I samband med exoplanetforskning definieras vanligtvis en & quotsuper-jord & quot bara av massa: en värld mellan cirka 1,9 och tio gånger jordens massa (det nedre gränsvärdet på 1,9 jordmassor är inte allmänt överens om, så du kommer att hitta en olika mass- och diameterintervall i forskningsdokumenten). Uttrycket betyder inte nödvändigtvis att planeten är beboelig. Den övre gränsen på tio gånger jordens massa används för att man tror att planeter som är större än 10 gånger jordens massa kommer att ha tillräckligt med tyngdkraften för att suga upp väte och helium som omger den när den bildas och bli en jovian planet. NASA: s rymdskepp Kepler definierade superjorden efter diameter istället för massa eftersom den använde transitmetoden (definierad nedan) för att hitta exoplaneter. För Kepler är en superjord vilken exoplanet som helst mellan 1,25 och 2 jorddiametrar. Om superjorden har samma densitet som jorden, motsvarar det ett massområde från 1,95 till 8 jordmassor. Upptäckten av Kepler 10c tillkännagavs i juni 2014 med en massa på 17,2 gånger jorden men bara 2,35 gånger jordens diameter betyder att den har en densitet = 7,1 gånger vatten, så det är definitivt en stenig värld istället för något som Neptun eller Jupiter. (Naturen passar inte alltid in i våra fina, snygga lådor.)

En forskargrupp ledd av Benjamin Fulton kan ha hittat skiljelinjen mellan superjordar och mini-Neptunes. I denna förfining av & quotsuper-Earth & quot är en super-jord en planet som främst är en järnvärld medan en mini-Neptun-planet har en mycket större andel lättare väteföreningar --- vatten, ammoniak, metan --- och väte och helium. Om exoplaneten är mindre än cirka 1,75 gånger jordens diameter är det en superjord. Om den är över två gånger jordens diameter har den bildande exoplaneten tillräckligt med massa för att dra in tillräckligt med väte och helium från dess omgivande nebulosor för att bli något som Neptun. Fultons grupp har skarpt definierat den övre storleken för en beboelig värld. Världar som är större än två gånger jordens storlek har antingen ingen yta eller ytan är under en extremt djup atmosfär med ett så krossande högt tryck (mycket mer än det som finns vid den djupaste punkten i Marianas dike) att inget liv vi vet om kan existera.

Astronomer kan ännu inte bestämma både diametrar och massor på de flesta exoplaneterna, så deras densiteter och därför är deras sammansättning fortfarande okänd. Före Kepler-uppdraget hade bara en liten del av exoplaneterna observerats för att röra sig framför sina stjärnor och orsaka en förmörkelse eller dimning av stjärnljuset från markbaserade teleskop. Detta kallas a genomresa så detta sätt att upptäcka exoplaneter kallas transiteringsteknik. En transitering innebär att exoplanetens bana är i linje med vår siktlinje (och lutningsvinkeln är nästan 90 grader). Från exoplanettransit har astronomer kunnat mäta exoplanetens diameter exakt. Med hjälp av exoplanetmassan från stjärnsvängmetoderna kan du sedan bestämma densiteten.

Noggranna observationer av stjärnans spektrum medan exoplaneten passerar över gör det möjligt för astronomer att bestämma den kemiska sammansättningen av exoplanets atmosfär med hjälp av spektroskopi. I andra fall finns exoplanets spektrum från att ta stjärnans spektrum plus exoplanet och sedan ta spektrumet av bara stjärnan när exoplaneten är bakom stjärnan och subtrahera den från stjärnan plus exoplanetspektrum. En exoplanet, HD 189733b, har vatten, metan och koldioxid i sin atmosfär, men exoplaneten är alldeles för varm och massiv för att stödja livet.Det var inte förrän i januari 2010 som astronomer hade kunnat ta spektrumet av en exoplanet direkt --- ett viktigt steg för att så småningom kunna analysera spektrumet för en markbunden exoplanet för att se om den stöder livet på den.

De flesta av de transiterande exoplaneter som upptäcktes under de tidiga åren upptäcktes först via doppler shift-tekniken, men med den utsökta instrumenteringen på rymdskeppet Kepler blev transittekniken ett mycket produktivt sätt att söka efter exoplaneter runt andra stjärnor. I slutet av uppdraget i oktober 2018 hade Kepler hittat 2687 exoplaneter med ytterligare 2898 kandidater som fortfarande skulle bekräftas. Kandidat exoplaneter är de som ännu inte har verifierats genom uppföljningsobservationer för att se till att stjärndämpningen inte beror på en annan stjärna som i ett förmörkande binärt system eller en död stjärna som kallas en vit dvärg. I skrivande stund hade totalt 3059 exoplaneter hittats genom transiteringstekniken, inklusive femton (hittills) av efterföljaren till Kepler, TESS-rymdfarkosten. De flesta planetsystem har inte sina banor så utsökt anpassade till vår siktlinje, så mycket av stjärnor skulle behöva ses för att förbättra chanserna att hitta till och med några få passager. En fördel med transiteringstekniken jämfört med star-wobble-metoderna för detektion av exoplanet är att du skulle kunna upptäcka exoplaneter med markdiameter (dvs. små exoplaneter). Små exoplaneter som jorden producerar för liten vackling i sin moderstjärna på grund av deras lilla massa för att detekteras med hjälp av stjärnsvängningsmetoderna. COROT-uppdraget (ESA) hittade en exoplanet som var mindre än dubbelt så stor som jordens diameter. Denna exoplanet ligger dock så nära sin stjärna att exoplanetens yttemperatur är 1000 till 1500 ° C! Kepler kunde upptäcka exoplaneter så små som månen.

NASA: s rymdskepp Kepler tittade på cirka 156 000 stjärnor samtidigt i en del av Cygnus-konstellationen för att söka efter jordstora exoplaneter under en fyraårsperiod. Rymdfarkosten fokuserade på exoplaneter som kan vara i stjärnornas bebodda zoner. Endast 0,5% av stjärnorna förväntas ha sina planeter i banor i de beboeliga zonerna ordentligt inriktade för upptäckt av Kepler. En markbunden exoplanet med en massa mellan 0,5 och 10 jordmassor kommer att få sin stjärna att dimma med en bråkdel av mellan 0,00005 till 0,0004 respektive, och genomgångarna kommer att pågå bara några timmar. Varje exoplanettransit måste vara repeterbar minst två gånger till efter den första detekterade transiteringen med samma tidsintervall mellan transitering och transittdjup. En sådan repeterbarhet av transiterna skulle innebära att något kretsade kring stjärnan och inte bara någon chans att ett orelaterat objekt passerade framför stjärnan. För en stjärna av soltyp med en exoplanet i den beboeliga zonen skulle exoplaneten passera stjärnan en gång om året. Detta förutsätter dock att stjärnorna är lugna och stabila som vår sol. Kepler-teamet fann att ett antal stjärnor är lite mer aktiva, mer variabla än vår sol, så de fick en förlängning på uppdraget att få fler observationer för att reta ut dimningarna på grund av transiterande exoplaneter från de på grund av själva stjärnornas inneboende variation. Uppdragets förlängning var att genomföra uppdraget till år 2016 men hårdvarufel hos ett par av dess stabiliseringsreaktionshjul gjorde att observationen av Cygnus-sektionen upphörde i början av 2013. Även om Cygnus-observationen är klar är Kepler-teamet fortfarande har många tusentals passager att sikta igenom, så det finns gott om upptäckter att göra. Med hjälp av antalet bekräftade exoplaneter från kandidatlistan tillsammans med antalet kandidater som senare avvisades, har vi nu en mycket god uppfattning om hur väl Kepler-teamets transiteringsprocess fungerar för att hitta möjliga planeter. Bara tio procent av kandidaterna till exoplaneten visar sig vara något annat. Det lämnar 90% av exoplanetkandidaterna som faktiska exoplaneter. (Se en annan studie av detektionseffektivitet och även denna studie av automatisk klassificering av kandidater.)


Keplers ursprungliga synfält i Cygnus.

Minst sextiofem av de bekräftade exoplaneterna i Exoplanet Archive (i skrivande stund) är definitivt steniga exoplaneter med densiteter 3,0 gånger eller större än för vatten. Den första steniga exoplaneten som upptäcktes, kallad Kepler-10b, har en densitet på 5,8 gånger den för vatten. Kepler-10b kretsar dock mindre än 0,017 AU från sin stjärna (kvicksilver kretsar kring vår sol vid 0,39 AU), så dess yttemperatur är över 1800 K! Haven där skulle finnas flytande järn. En annan bekräftad exoplanet, Kepler-22b, är den första från Kepler-uppdraget som är känd för att vara i sin stjärnas bebodda zon. Vid 2,4 gånger jordens diameter anses Kepler-22b vara en & quotmini-Neptun & quot, istället för en & quotsuper-Earth & quot. En jämförelse av Kepler-22b och dess stjärns bebodda zon med vårt solsystem visas i bilden nedan. Bilden av Kepler-22b är en konstnärs fantasi om hur Kepler-22b kan se ut. Eftersom stjärnan Kepler-22 är något svalare än solen är dess bebodda zon något mindre än solens.

Den första bekräftade exoplaneten med storleken på jorden i en stjärns bebodda zon är Kepler 186f med bara 1,1 gånger jordens storlek. Om Kepler 186f har samma densitet som jorden, det skulle vara drygt 1,3 gånger jordens massa. Statistiken över de kända densiteterna av exoplaneter plus sofistikerad modellering berättar att cirka 75% av exoplaneterna som är mindre än 1,5 jordradier är steniga världar. Därför är det mycket troligt att Kepler 186f är en stenig värld som mest består av silikater, järn, nickel och magnesium som jorden. En jämförelse av Kepler 186-systemets fem planeter med de inre tre planeterna i vårt solsystem visas nedan. Observera att stjärnan Kepler 186 är svalare och bara 4% av solens ljusstyrka, så dess bebodda zon är betydligt mindre än solens bebodda zon.

Ett annat bekräftat exoplanetsystem, Kepler 20, har fem exoplaneter inklusive två exoplaneter som är lika stora som jorden. Kepler-20e är mindre än Venus och Kepler-20f är bara 3% större än jorden. Tyvärr kretsar de båda väl in i Kepler-20s beboeliga zon, men denna upptäckt visar tydligt att rymdskeppet Kepler kunde upptäcka exoplaneter på jorden och att sådana exoplaneter definitivt existerar. Ännu ett annat bekräftat exoplanetsystem, Kepler 37, har en exoplanet som är något större än månen, en sekund något mindre än Venus och en tredje som är dubbelt så stor som jorden. I den senaste datautgivningen för Cygnus-fältprojektet (före K2-fasen) gav Kepler-teamet en lista över fyrtioåtta exoplaneter (28 bekräftade och 20 kandidater) med diametrar mindre än 1,8 gånger jordens diameter som ligger inom deras stjärnas beboeliga zon . Planeten som jord-solsystemet är mest kandidat KOI 7711.01 med en diameter 1,31 gånger jordens diameter som kretsar kring sin stjärna var 302,8 dag. Den tar emot 87% av den energi som jorden får från solen och stjärnan är något svalare än solen. Även om Kepler-teamet inte har hittat den exakta jordanalogen av en exoplanet av samma storlek som jorden som kretsar kring en stjärna med samma temperatur som solen på exakt samma avstånd som jorden är från solen, har det blivit ganska tydligt att det finns är rikligt med små steniga världs exoplaneter som kretsar inom den beboeliga zonen för deras stjärna i bara denna lilla del av Vintergatan vi har sökt.

Andra statistiska resultat från Kepler-uppdraget inkluderar: naturen gör planeter i olika storlekar upp till 3 jorddiametrar med lika lätthet och har svårare med större planeter som Saturnus eller Jupiter. 22% av solliknande stjärnor (det är 1 av 5) har en planet med 1 till 2 jorddiametrar i storlek som kretsar kring stjärnans bebodda zon minst 70% av vanliga stjärnor inklusive de hetare än solen och den största majoriteten svalare än solen har en planet av någon storlek som kretsar kring dem och cirka 50% eller så av de mycket vanliga svala stjärnorna har en planet mellan 0,5 och 1,4 jorddiametrar som kretsar inom deras beboeliga zon. Den sista statistiken betyder att den närmaste exoplaneten på jorden som har sin bana precis i linje med vår siktlinje så att exoplaneten passerar sin stjärna är bara 29 ljusår borta - inom mycket lätt räckhåll från TESS-uppdraget som letar efter transitering exoplaneter runt stjärnor i alla riktningar men på närmare avstånd än Kepler-uppdraget.

Transiteringsmetoden kan vanligtvis bara hitta exoplanetens diameter och doppler shift-tekniken måste användas för att bestämma exoplanetens massa. I några få system med flera exoplaneter kan det vara möjligt att hitta exoplanetmassorna. Precisionen i Kepler-mätningarna är tillräckligt hög för att Kepler-teamet har kunnat upptäcka förändringar i exoplanetperioderna orsakade av att exoplaneterna drar i varandra. Exoplanetmassan följer av att observera mängden accelerationsförändringar i exoplaneternas rörelser. Detta kräver också att exoplaneterna har tätt placerade banor. En sista sak att notera är att för att ens se ett system med flera transiterande exoplaneter överhuvudtaget måste exoplaneterna ha mycket nära varandra omloppsbanor, ännu närmare än planeterna i vårt eget solsystem och det finns några mycket platta system där ute!

Medan Kepler-uppdraget fick största delen av medieuppmärksamheten avslöjade Spitzer-rymdteleskopet med hjälp av transitteknik i början av 2017 att den röda dvärgstjärnan TRAPPIST-1, bara 40 ljusår bort, har sju exoplaneter i storlek i jorden som kretsar kring den. Tre av planeterna (TRAPPIST-1e, f, g) är mitt i den bebodda zonen och de fyra andra kan ha flytande vatten om de hade precis rätt atmosfäriska förhållanden. TRAPPIST-1 exoplaneterna ligger inom 0,062 AE från stjärnan (det är bara en sjätte avståndet som kvicksilver är från solen), så de är mycket nära varandra. Stående på en planet, skulle dess granne verka större än månen på vår himmel. Deras närhet till varandra gör det också möjligt för oss att få massorna. Ett år efter tillkännagivandet släppte NASA resultat från Spitzer-, Kepler- och Hubble-observationer av TRAPPIST-1-systemet som visade att alla planeter är gjorda av sten och vissa kan ha mycket mer vatten än jorden. Hubble-observationer visar att de fem inre planeterna inte har tjocka, väterika som Neptun. TRAPPIST-1e är den tätaste av gänget med en densitet 1,02 gånger den för jorden. Den tar emot cirka 60% av den energi jorden får från solen.

En annan metod för exoplanetdetektering använder gravitationslinseffekten som diskuteras i Einsteins relativitetskapitel. När en stjärna passerar nästan framför en annan avlägsen stjärna sett från jorden (stjärnorna kretsar inte om varandra), kan ljuset från den avlägsna stjärnan skevas och fokuseras mot oss av tyngdkraften hos den närmare stjärnan för att producera flera bilder av den avlägsna stjärnan eller till och med en ljusring om de är inriktade exakt rätt. Denna linseffekt är för liten och teleskopens upplösningskraft är för liten för att se flera bilder. De flera bilderna smälter samman till en enda suddig blob som är ljusare än när flera bilder inte finns (a mikrolinser händelse). När den närmare stjärnan rör sig framför den avlägsna stjärnan, kommer den närmare stjärnans suddiga blob att se ut att lysa upp och sedan dimma när den närmare stjärnan rör sig ur linje. Mikrolinshändelsen för typiska stjärnor i vår galax som rör sig i typiska hastigheter kommer att pågå några veckor till några månader och mängden ljusförstoring beror på hur nära de nära och avlägsna stjärnorna är i linje med vår siktlinje.

Animationen ovan visar en extremt förstorad vy av två möjliga mikrolinshändelser (vad du skulle se om du hade ett optiskt teleskop flera hundra meter över i rymden). Ringens ljusstyrka och den kombinerade ljusstyrkan för de två förvrängda bilderna överstiger den avlägsna stjärnans ljusstyrka när den inte är objektivad. Denna animering är anpassad från en figur av Penny Sackett i ett samtal om sökandet efter planetariska system med hjälp av mikrolinser (länken fungerar inte längre så se WayBack Machine-versionen).

Om den närmare stjärnan har ett planetsystem med en exoplanet i rätt position kommer en mindre och kortare mikrolinshändelse att hända ovanpå stjärnans mikrolinser. Genom att leta efter korta avvikelser i den annars mjuka ökningen och sedan jämn minskning av en stjärnmikrolenshändelse kan du upptäcka förekomsten av en exoplanet. Denna metod kallas mikrolins teknik och sammanfattas i figuren nedan & välj bilden för att se versionen i full storlek i ett annat fönster. Exoplanetens massa och omloppsstorlek kunde bestämmas utifrån noggranna mätningar av de korta avvikelserna. Mikrolins-händelsemetoden kan användas för att upptäcka jovianmassa och markmassaexoplaneter nära deras moderstjärnor och moderstjärnorna ligger långt ifrån jorden. Som transitmetoden, mycket av stjärnor måste övervakas för att ta upp till och med en enda stjärnmikrolinshändelse. Mikrolinshändelserna beror på chansinriktningar som inte kan repeteras. Sjuttiofem exoplaneter som kretsar kring stjärnor har hittats med hjälp av mikrolins teknik från och med maj 2019.

I maj 2011 meddelade två lag som använde mikrolins-tekniken upptäckten av flera andra exoplaneter som inte kretsar kring en stjärna & mdash & quotfree floaters & quot. Lagen hade observerat cirka 50 miljoner stjärnor i riktning mot Vintergatans utbuktning var 10: e till 50: e minut 2006 och 2007 och letade efter de här chanserna. De hittade ett överraskande stort antal upplysningar orsakade av enbart planetmassobjekt. En statistisk extrapolering av resultaten säger att de fria flottörplaneterna kan vara nästan dubbelt så många som vanliga huvudsekvensstjärnor i galaxen!

Sökningarna har hittills fokuserat på stjärnor som liknar solen, men exoplaneter har också hittats runt andra typer av stjärnor, från de som är mycket större och varmare än solen till stjärnor som är mycket mindre och svalare än solen, och minst fyra system har exoplaneter som kretsar kring en pulsar (en typ av ultrakompakt, död stjärna som diskuteras i stjärnutvecklingskapitlet & mdashexoplaneter som hittades med användning av en variation av doppler shift-tekniken som kallas timingteknik). Antalet upptäckta system och detaljerna om dem förändras så snabbt att det bästa stället att hitta aktuell information på exoplaneter finns på internet. Vissa webbplatser finns i slutet av detta kapitel.

Transiterings- och mikrolinsteknikerna är inte bra för att titta på exoplaneter runt en viss intressant stjärna. Stjärnsvängande och direktbildningsmetoder är bättre. Transiterings- och mikrolinsmetoderna är dock användbara för att bestämma statistiken för planetsystem i vår galax, särskilt antalet stjärnsystem med markbundna exoplaneter i de beboeliga zonerna. En annan möjlig metod för detektering av exoplanet använder mängden litium i en stjärna. En jämförelse av stjärnor med planeter och stjärnor utan planeter visar att stjärnor med planeter har cirka 1% av litium i stjärnan än i stjärnor utan planeter. En sådan detektionsmetod kan erbjuda mycket mer kostnadseffektivt att söka efter planetariska system än de andra tekniker som används nu.

Resultat och testning av teorin

Den vänstra uppsättningen figurer sammanfattar omloppsstorlekarna för exoplaneterna med kända omloppsstorlekar och massor från december 2018 från Exoplanet Archive. Den övre vänstra siffran är för exoplaneterna med massor större än 0,5 gånger Jupiters massa och den nedre vänstra siffran är för de mindre massiva exoplaneterna. Observera att de lågmassiga exoplaneterna längre bort från deras stjärna kommer att bli mycket svårare att upptäcka med våra nuvarande tekniker, så staplarna för de större banorna är mycket troligtvis kortare än de borde vara. Rätt siffra ovan är för exoplaneter med kända excentriciteter. De flesta av dessa exoplaneter med kända omloppscentriciteter är Saturn-Jupitermassa eller större och de flesta av dem som passerar sin stjärna har densiteter som Saturn-Jupiter eller mindre.

Två saker att lägga märke till är hur nära de stora exoplaneterna (50% Jupiters massa eller större) är sina stjärnor och de stora excentriciteterna hos några av exoplanetbanorna. De stora exoplaneterna mycket nära deras stjärnor (inom 0,5 AU) kallas & quotheta Jupiters& quot eftersom deras temperaturer kan komma upp till 1000 ° C i deras molntoppar (molnen skulle troligen vara gjorda av bergdammmineraler istället för ammoniak, ammoniumhydrosulfid och vattenmoln från den mycket kallare Jupiter och Saturnus). De heta jupiterna med låga densiteter har atmosfärer uppblåsta av den extrema soluppvärmningen --- som blåser upp deras diameter.

Kondensmodellen som beskrivs i föregående avsnitt förutspår att stora planeter bara kommer att bildas långt från den unga stjärnan. Jätteplaneter börjar från en kärna av sten och isar som kunde stelna långt från den unga stjärnans intensiva värme. Bergis-kärnorna drar sedan in den omgivande gasen med sin allvar. Nära stjärnan är temperaturen för hög för att bilda iskärnorna.

Över ett decennium före upptäckten av de första exoplaneterna förutspådde astronomer som en del av kondensationsmodellen att stora gas / bergklumpar skulle bildas långt från en ung stjärna och spiral inåt mot stjärnan på grund av friktion med gasen kvar i skivan runt formande stjärna. Gasklumparna kan också interagera med varandra och skicka en i en liten bana medan den andra matas ut ur systemet. Sådana interaktioner kan också förklara de elliptiska banorna vi ser. Vissa astronomer som arbetar med planetformationsmodeller letar efter sätt att stoppa den inre spiralen hos gasjättplaneterna nära stjärnan genom tidvatteninteraktioner mellan planeten och stjärnan. Kanske de gasjättplaneter vi ser är helt enkelt de som inte hade tid att spira sig helt in i stjärnorna innan gasskivan rensades bort av de starka T-Tauri-vindarna som åtföljer starten av kärnfusion. Kanske i vårt solsystem hade andra jätteplaneter bildats men inte överlevt eller kastats ut. Bevis för utstötningsmöjligheten kommer från det potentiellt stora antalet fria flottörplaneter som mikrolinsundersökningarna säger måste finnas i Galaxy.

Nya datorsimuleringar av vårt solsystems dynamiska historia visar att Saturnus allvar hjälpte till att förhindra att Jupiter spiralformade in i solen och att deras banor kan ha börjat längre ut än de är nu, sedan flyttat närmare än de är nu och sedan äntligen flyttade längre ut till deras nuvarande avstånd. Simuleringarna visar också att Uranus ursprungliga omlopp kan ha varit större än Neptuns ursprungliga omlopp och att båda planets banor var mindre än de är nu. Denna blandning av gasjättplaneterna skulle också ha påverkat materialet som bildade de markbundna planeterna och förändrat fördelningarna av olika typer av asteroider och kometer. Kepler-uppdraget har gett starka bevis till förmån för den inre migrationsidén för hur de heta Jupiter-systemen bildades. En studie från 2012 tittade på över 60 heta Jupiter-system i Kepler-katalogen och ingen av dem hade flera planeter medan andra system med stora planeter längre ut kan ha flera planeter.Observationer av andra stjärnor / planetbildningsplatser och andra planetariska system tillsammans med mer sofistikerade datorsimuleringar har bekräftat olika funktioner i kondensationsmodellen och de har också lett till modifieringar och förlängningar av teorin i den kontinuerliga interaktionen av observationsteori-testfelet. vetenskapens korrigeringsprocess.

En förbryllande statistik från Kepler-uppdraget har att göra med exoplaneternas storlekar (diametrar). Mer än tre fjärdedelar av planetkandidaterna i Kepler-katalogen har storlekar mellan jordens och Neptuns. Varför har vårt solsystem inte en planet i det storleksområdet? I det avseendet verkar vårt solsystems arkitektur vara en ovanlig i Galaxy. Ytterligare förfining av kondensmodellen måste göras för att förklara varför superjordar / mini-Neptunes är så vanliga och vad som hände i vårt solsystem för att förhindra att en sådan planet bildas eller fortsätter att existera i vårt solsystem. En möjlighet är att det faktiskt finns en mini-Neptun som kretsar mycket långt från solen som ännu inte hittats. En sådan avlägsen men stor planet (& quotPlanet Nine & quot) i vårt solsystem kan förklara gruppering av omloppsegenskaper hos nyligen upptäckta spridda diskobjekt.

Under de närmaste åren kommer markbaserade interferometrar att slutföras som kan avbilda stora exoplaneter. Det är osannolikt att liv kan uppstå på en gasjätteplanet på grund av den starka konvektionen i deras atmosfärer som skulle flytta organismer vertikalt mellan enorma temperaturer. Vad sägs om jordliknande planeter? NASA: s föreslagna Terrestrial Planet Finder (TPF), ett rymdbaserat uppdrag, skulle kunna få infraröda eller optiska bilder av livbärande planeter. Med TPF skulle astronomer också kunna analysera planetens spektrum för att bestämma sammansättningen av deras atmosfärer. Det kommande James Webb-rymdteleskopet ska kunna ta spektra av närliggande exoplanetatmosfärer. Spektrala linjer från vatten skulle säga att en planet har en viktig ingrediens för livet men det betyder inte att livet är närvarande. Om syre, särskilt ozon (en molekyl med tre syreatomer) finns i atmosfären, skulle det vara möjligt att livet verkligen finns på planeten. Detta diskuteras vidare i avsnittet Biomarkörer i kapitlet Liv i universum tillsammans med möjligheten att syre är ett & falskt positivt & livstecken. Uppställningen och teknologier som ett uppdrag som TPF kommer att använda kommer att baseras på erfarenheterna från tidigare projekt som Keck Interferometer, Large Binocular Telescope Interferometer, Kepler, CoRot, NESSI spektroskopi av närliggande exoplaneter och Gaia Mission. Tyvärr finns det inga planer på att utveckla TPF under åtminstone nästa decennium.