We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
مرحبًا ، أود أن أسأل ما هي الخطوات للحصول على منحنى خفيف من قاعدة بيانات Kepler / K2. لنفترض أنني سأحتاج إلى الحصول على منحنيات ضوئية لعشرة نجوم عشوائية من النوع K. كيف يمكنني الوصول إلى قواعد البيانات وماذا أفعل بعد ذلك ؟؟
انتقل إلى قاعدة بيانات Kepler / K2 MAST https://archive.stsci.edu/kepler/data_search/search.php أو https://archive.stsci.edu/k2/epic/search.php
ابحث عن نطاق درجة حرارة ($ T _ { rm eff} $): على سبيل المثال لـ K-stars 4500… 5200
سيتم العثور على قائمة (كبيرة) من الأشياء وتقديمها لك في جدول. حدد العناصر التي تريدها (يجب أن تحتوي جميع كائنات Kepler على البيانات المتاحة ، ولكن لن يتم توفير جميع كائنات K2 ما لم تقصر بحثك على حملات K2 السابقة) ثم انقر فوق "إرسال البيانات المحددة للاسترجاع من STDADS"
سيطلب منك بعد ذلك تأكيد رغبتك في تنزيل البيانات بخيارات متنوعة للوصول إلى البيانات وقائمة مربعات الاختيار لما تريد (بما في ذلك منحنيات الضوء).
ثم بمجرد حصولك على البيانات ، تحتاج إلى إلقاء نظرة على الأسئلة الشائعة وأوصاف تنسيق البيانات وما إلى ذلك والتي يمكن العثور عليها في صفحات أرشيف Kepler الرئيسية https://archive.stsci.edu/kepler/
من ناحية أخرى ، إذا كنت ترغب فقط في إلقاء نظرة على منحنيات الضوء ، فيمكنك القيام بذلك دون تنزيل البيانات عن طريق النقر فوق "منحنيات الضوء المميزة برسم الرسم" في صفحة نتائج البحث.
الحصول على منحنيات ضوئية من Kepler / K2 - علم الفلك
نقدم منحنى ضوئي رائعًا مدته 30 دقيقة كبلر (K2) للمستعر الأعظم من النوع Ia (SN Ia) 2018oh (ASASSN-18bt) ، بدءًا من أسابيع قبل الانفجار ، ويغطي لحظة الانفجار والارتفاع اللاحق ، واستمرار ذروة السطوع السابقة. يتم استكمال هذه البيانات من خلال تلسكوب المسح البانورامي متعدد الألوان (Pan-STARRS1) ونظام الاستجابة السريعة 1 و Cerro Tololo Inter-American Observatory 4 m كاميرا الطاقة المظلمة (CTIO 4-m DECam) الملاحظات التي تم الحصول عليها في غضون ساعات من الانفجار. منحنى الضوء K2 له شكل غير عادي مكون من عنصرين ، حيث يرتفع التدفق مع تدرج خطي حاد في الأيام القليلة الأولى ، متبوعًا بارتفاع تربيعي كما يظهر في المستعرات الأعظمية النموذجية (SNe) Ia. تم تأكيد هذا "التدفق الزائد" بالنسبة لسلوك SN Ia الكنسي في منحنى الضوء i-band الخاص بنا ، علاوة على ذلك ، يكون SN 2018oh أزرق بشكل خاص خلال العصور المبكرة. ذروة التدفق الزائد 2.14 ± 0.04 يومًا بعد الانفجار ، لديها FWHM من 3.12 ± 0.04 يومًا ، ودرجة حرارة الجسم الأسود T = 17 ، <500> -9000 +11،500 K ، ذروة لمعان 4.3 +/- 0.2 × <10> 37
تمت إضافة 23 جسمًا جديدًا إلى المجموعة المتزايدة من النجوم التي لوحظ وجود انخفاضات غير عادية في منحنياتها الضوئية. تفحص دراسة حديثة هذه النجوم والأسباب المحتملة لسلوكهم الغريب. قدمت مهمة كبلر الأولية منحنيات ضوئية لأكثر من 100000 نجم ، واستمرارها K2 يرصد 20000 نجم آخر كل ثلاثة أشهر. مع دخولنا عصرًا أصبحت فيه مجموعات البيانات الضوئية الضخمة هذه شائعة - ستحصل Gaia على قياس ضوئي لملايين النجوم ، و LSST المليارات - من الأهمية بمكان أن نفهم فئات التباين المختلفة التي لوحظت في هذه النجوم. وجد المؤلفون ثلاثة أنواع مختلفة من منحنيات الضوء بين 23 نجمًا غير عادي. تُظهر منحنيات صدفة الصدفة (أعلى) العديد من التموجات المستمرة لمنحنيات فئة التدفق والانحدار (الوسط) المنفصلة على شكل انحدار تدفق عابر ، ومنحنيات فئة الانحدار الضيقة (أسفل) لها غمس واحد فقط متغير في العمق. يتكهن المؤلفون بوجود سبب شائع لصدفة الإسكالوب ونجوم انحدار التدفق المستمر ، وسبب مختلف لنجوم الانحدار العابر. [ستوفر وآخرون. 2017] تحقيقًا لهذه الغاية ، قام فريق من العلماء بقيادة John Stauffer (مركز Spitzer Science في Caltech) بالبحث مؤخرًا عن المزيد من الإضافات إلى هذه العينة في مجموعة بيانات K2. على وجه الخصوص ، بحثوا في منحنيات الضوء من النجوم في منطقة تشكيل النجوم ρ Oph و Upper Scorpius - وهي مجموعة بيانات تشكل أكبر مجموعة من منحنيات الضوء عالية الجودة للنجوم ذات الكتلة المنخفضة والتي كانت متسلسلة مسبقًا على الإطلاق تم الحصول عليها. في هذه المنحنيات الضوئية ، وجد ستوفر ومعاونوه مجموعة من 23 قزمًا من النوع M منخفض الكتلة جدًا ومتوسط إلى متأخر من النوع M مع تغير غير عادي في منحنيات الضوء الخاصة بهم. يتوافق التباين مع فترة دوران النجوم حيث يتم قياسها - مما يشير إلى أنه مهما كان سبب الانخفاضات في منحنى الضوء ، فإنه يدور بنفس معدل دوران النجم. توضح هذه المخططات كيف يمكن مقارنة خصائص هذه النجوم الـ 23 بخصائص بقية النجوم في عنقودها (انقر لإلقاء نظرة فاحصة!). بالنسبة للجميع باستثناء معدل الدوران ، فهي نموذجية. لكن النجوم ذات المنحنيات الضوئية على شكل أسقلوب لها من بين أقصر الفترات في Upper Sco ، مع اقتراب بعضها من الانقسام النظري للنجوم في عصرهم. [ستوفر وآخرون. 2017] يقوم Stauffer والمتعاونون حاليًا بتطوير نماذج أكثر تفصيلاً لهذه النجوم بناءً على سيناريوهات التباين المحتملة. ويذكرون أن الخطوة التالية هي تحديد ما إذا كان الغاز في هذه الهياكل له خصائص ضرورية لتوليد ميزات منحنى الضوء التي نراها. جون ستوفر وآخرون 2017 AJ 153 152. دوى: 10.3847 / 1538-3881 / aa5eb9 Aigrain ، S. ، Hodgkin S.T. ، Irwin ، M.J. ، Lewis ، J.R. ، Roberts ، SJ: القياس الضوئي الدقيق للسلسلة الزمنية لمهمة Kepler-2.0. MNRAS 447، 2880 - 2893 (2015). https://doi.org/10.1093/mnras/stu2638. 1412.6304 Aigrain، S.، Parviainen، H.، Pope، BJ.S: K2SC: تصحيح منهجي مرن وإلغاء منحنيات الضوء K2 باستخدام عملية الانحدار الغاوسي. MNRAS 459، 2408-2419 (2016). https://doi.org/10.1093/mnras/stw706. 1603.09167 Armstrong، DJ، Kirk، J.، Lam، KWF، McCormac، J.، Walker، SR، Brown، DJA، Osborn، HP، Pollacco، DL، Spake، J: K2 Variable Catalog: Variable stars and eclipsing baries in K2 الحملات 1 و 0. A & amp A 579، A19 (2015). https://doi.org/10.1051/0004-6361/201525889. 1502.04004 Bohlin، RC، Landolt، AU: The CALSPEC Stars P177D and P330E. AJ 149[4) ، 122 (2015). https://doi.org/10.1088/0004-6256/149/4/122. 1502.01754 Borucki، WJ، Koch، D.، Basri، G.، Batalha، N.، Brown، T.، Caldwell، D.، Caldwell، J.، Christensen-Dalsgaard، J.، Cochran، WD، DeVore، E.، دنهام ، إي دبليو ، دوبري ، إيه كيه ، غوتييه ، تينيسي ، جيري ، جي سي ، جيليلاند ، آر ، جولد ، إيه ، هاول ، إس بي ، جينكينز ، جي إم ، كوندو ، واي ، لاثام ، دي دبليو ، مارسي ، جي دبليو ، ميبوم ، إس . ، كيلسن ، هـ. ، ليسور ، جي جي ، مونيه ، دي جي ، موريسون ، دي ، ساسيلوف ، دي ، تارتر ، جي ، بوس ، إيه ، براونلي ، دي ، أوين ، تي ، بوزاسي ، دي ، شاربونو ، دي ، دويل ، إل ، فورتني ، جيه ، فورد ، إي بي ، هولمان ، إم جي ، سيجر ، إس ، ستيفن ، جي إتش ، ويلش ، دبليو إف ، رو ، جي ، أندرسون ، إتش ، بوخاف ، إل. ، Ciardi، D.، Walkowicz، L.، Sherry، W.، Horch، E.، Isaacson، H.، Everett، ME، Fischer، D.، Torres، G.، Johnson، JA، Endl، M.، MacQueen ، P.، Bryson، ST، Dotson، J.، Haas، M.، Kolodziejczak، J.، Van Cleve، J.، Chandrasekaran، H.، Twicken، JD، Quintana، EV، Clarke، BD، Allen، C. ، Li، J.، Wu، H.، Tenenbaum، P.، Verner، E.، Bruhweiler، F.، Barnes، J.، Prsa، A: Kepler Planet-Detection Mission: Introduction and fir نتائج شارع. علم 327، 977 (2010). https://doi.org/10.1126/science.1185402 كريستيانسن ، جيه إل ، فاندربيرج ، أ ، بيرت ، جيه ، فولتون ، بج ، باتيجين ، ك ، بينيكي ، ب ، بروير ، جي إم ، شاربونو ، دي ، سياردي ، دكتور ، كولير كاميرون ، إيه ، كوغلين ، JL، Crossfield، IJM، Dressing، C.، Greene، TP، Howard، AW، Latham، DW، Molinari، E.، Mortier، A.، Mullally، F.، Pepe، F.، Rice، K.، Sinukoff، E. ، Sozzetti ، A. ، Thompson ، SE ، Udry ، S. ، Vogt ، SS ، Barman ، TS ، Batalha ، NE ، Bouchy ، F. ، Buchhave ، LA ، Butler ، RP ، Cosentino ، R. ، Dupuy ، TJ ، Ehrenreich، D.، Fiorenzano، A.، Hansen، BMS، Henning، T.، Hirsch، L.، Holden، BP، Isaacson، HT، Johnson، JA، Knutson، HA، Kosiarek، M.، López-Morales، M.، Lovis، C.، Malavolta، L.، Mayor، M.، Micela، G.، Motalebi، F.، Petigura، E.، Phillips، DF، Piotto، G.، Rogers، LA، Sasselov، D. ، Schlieder ، JE ، Ségransan ، D. ، Watson ، CA ، Weiss ، LM: شركة Threeś: أرض فائقة إضافية غير عابرة في نظام HD 3167 المشرق ، وكتل لجميع الكواكب الثلاثة. AJ 154، 122 (2017). https://doi.org/10.3847/1538-3881/aa832d. 1706.01892 كليم ، جيه إل ، لاندولت ، الاتحاد الأفريقي: حقول النجوم المعيارية الباهتة لـ UBVRI. AJ 146[4) ، 88 (2013). https://doi.org/10.1088/0004-6256/146/4/88 Clem ، J.L. ، Landolt ، AU: Faint UBVRI Standard Star Fields at + 50 deg Declination. AJ 152[4) ، 91 (2016). https://doi.org/10.3847/0004-6256/152/4/91 كروسفيلد ، IJM ، Petigura ، E. ، Schlieder ، JE ، Howard ، AW ، Fulton ، BJ ، Aller ، KM ، Ciardi ، DR ، Lépine ، S. ، Barclay ، T. ، de Pater ، I. ، de Kleer ، K. ، Quintana، EV، Christianen، JL، Schlafly، E.، Kaltenegger، L.، Crepp، JR، Henning، T.، Obermeier، C.، Deacon، N.، Weiss، LM، Isaacson، HT، Hansen، BMS، Liu، MC، Greene، T.، Howell، SB، Barman، T.، Mordasini، C: A Star M قريب مع ثلاثة أراضٍ فائقة عابرة اكتشفها K2. أبج 804، 10 (2015). https://doi.org/10.1088/0004-637X/804/1/10. 1501.03798 دمينغ ، د. ، كنوتسون ، هـ. ، كامر ، جيه ، فولتون ، بي جيه ، إينغلس ، جيه ، كاري ، إس ، بوروز ، إيه ، فورتني ، جي جي ، تودوروف ، كيه ، أغول ، إي ، كوان ، N. ، Desert ، JM ، Fraine ، J ، Langton ، J ، Morley ، C ، Showman ، AP: الكسوف الثانوي لسبيتزر للكواكب الخارجية العملاقة الكثيفة والمتواضعة المشعة HAT-P-20b باستخدام علاقة الديكور على مستوى البكسل. أبج 805، 132 (2015). https://doi.org/10.1088/0004-637X/805/2/132. 1411.7404 Howell، SB، Sobeck، C، Haas، M، Still، M، Barclay، T، Mullally، F، Troeltzsch، J، Aigrain، S، Bryson، ST، Caldwell، D، Chaplin، WJ، Cochran، WD، Huber، D، Marcy، GW، Miglio، A، Najita، JR، Smith، M، Twicken، JD، Fortney، JJ: مهمة K2: التوصيف والنتائج المبكرة. باسب 126، 398 (2014). https://doi.org/10.1086/676406. 1402.5163 Huang، CX، Penev، K، Hartman، JD، Bakos، GÁ، Bhatti، W، Domsa، I، de Val-Borro، M: قياس ضوئي عالي الدقة لحملة K2 1. MNRAS 454، 4159-4171 (2015). https://doi.org/10.1093/mnras/stv2257. 1507.07578 Landolt AU: النجوم القياسية الضوئية UBVRI حول السماء عند انحراف -50 درجة. AJ 133، ٢٥٠٢-٢٥٢٣ (٢٠٠٧). https://doi.org/10.1086/518000. 0704.3034 Landolt ، AU: UBVRI القياسي الضوئي للنجوم حول خط الاستواء السماوي: تحديثات وإضافات. AJ 137، 4186-4269 (2009). https://doi.org/10.1088/0004-6256/137/5/4186. 0904.0638 Landolt ، A.U: النجوم القياسية الضوئية UBVRI حول السماء عند الانحراف + 50 درجة. AJ 146(5) ، 131 (2013). https://doi.org/10.1088/0004-6256/146/5/131 Landolt ، AU ، Uomoto ، AK: القياس الضوئي البصري متعدد الألوان للنجوم القياسية الطيفية. AJ 133(3) ، 768-790 (2007). https://doi.org/10.1086/510485. 0704.3030 Luger، R، Agol، E، Kruse، E، Barnes، R، Becker، A، Foreman-Mackey، D، Deming، D: EVEREST: ارتباط مستوى البكسل لمنحنيات الضوء K2. AJ 152، 100 (2016). https://doi.org/10.3847/0004-6256/152/4/100، 1607.00524 Lund، MN، Handberg، R، Davies، GR، Chaplin، WJ، Jones، CD: K2P 2 - خط أنابيب قياس الضوء لمهمة K2. أبج 806، 30 (2015). https://doi.org/10.1088/0004-637X/806/1/30، 1504.05199 Raschka، S.، Mirjalili، V: Python machine Learning، 2nd edn. Packt Publishing ، برمنغهام (2017) من خلال K2 / كبلر مسح خارج المجرات (KEGS) ، K2 / كبلر رصد الآلاف من المجرات وقدم ثروة من المعلومات عن العابرين التي تم اكتشافها في أهداف المجرات المجدولة (على سبيل المثال Garnavich et al. 2016 Rest et al. 2018 Dimitriadis et al. 2019). على الرغم من اكتشاف العديد من العابرين في البحث الموجه ، إلا أن هناك المزيد من العابرين المخفية في ملف K2 / كبلر البيانات. كل علم هدف في K2 / كبلر يحتوي على العديد من وحدات البكسل في الخلفية التي يتم ملاحظتها بإيقاع عالٍ. أثناء الحملة ، قد تجمع وحدات البكسل الخلفية هذه بالصدفة إشارات عابرة ، والتي لم يتم اكتشافها من قبل. رايدن هاربر وآخرون. (2019) يقدم K2: BS ، الذي يجري بحثًا منهجيًا عن العابرين في K2 / كبلر بكسل الخلفية. K2: BS تحلل كل بكسل بشكل مستقل لاكتشاف السلوك غير الطبيعي. يتم ذلك من خلال البحث عن وحدات البكسل التي ترتفع فوق حد سطوع معين من متوسط السطوع والانحراف المعياري خلال الحملة. تمثل حركة التلسكوب تحديًا في اكتشاف المرشح حيث قد تنجرف الأهداف العلمية إلى بكسل الخلفية ، مما يؤدي إلى أحداث خاطئة. يتم فحص المشغلات الكاذبة عن طريق فحص الأحداث التي تستمر لمدة & lt1 d ، ويتم اختيارها للمرشحين مع إعادة تعيين التلسكوب كل 6 ساعات. يتم تجميع وحدات البكسل المتوافقة التي تمرر إجراء الفحص في قناع حدث. يتم فحص جميع الأحداث المرشحة مقابل قاعدة بيانات NASA / IPAC Extragalactic Data (NED) 1 وقاعدة بيانات SIMBAD (Wenger وآخرون 2000) لتحديد المضيفين المحتملين. تنتج K2: BS أرقام الأحداث ومقاطع الفيديو ومعلومات الكاشف ذات الصلة ، والتي تُستخدم للتدقيق اليدوي. تم اكتشاف عابر ساطع ، KSN: BS-C11a ، في K2 / كبلر ملف بكسل الهدف المؤرشف (TPF) لـ EPIC 203830112 Campaign 11 (C11). تم اقتراح الهدف العلمي EPIC 203830112 للمراقبة من خلال عدة برامج في C02 و C11 كما هو موضح في الجدول 1. الهدف العلمي هو قزم من النوع F تم اختياره لإجراء دراسات استقصائية محدودة الحجم لنجوم FGK القزمية بهدف فهم معدل الحدوث وخصائص الكواكب القريبة من الأرض. لوحظ موقع KSN: BS-C11a في كل من C02 و C11 ، ومع ذلك ، فقد كان في حالة هدوء في C02. أنا مؤلف نظام برمجيات واسع النطاق قائم على Windows يسمى LcTools لعرض وتحليل منحنيات الضوء لمشاريع TESS و K2 و Kepler. يتكون نظام LcTools من أربعة تطبيقات رئيسية: بالاقتران مع البرنامج ، يمكن تنزيل ملفات منحنى الضوء المبنية مسبقًا للاستخدام مع LcViewer و LcSignalFinder من موقع LcTools على الويب. كل من أصول البرامج والبيانات مجانية لمستخدمي LcTools المسجلين. منحنيات الضوء هي أدوات أساسية لعلم فلك النجوم المتغير. إنها بسيطة نسبيًا وسهلة الفهم. إنها مجرد رسوم بيانية لـ سطوع (المحور ص) مقابل. زمن (المحور X). يزداد السطوع كلما تقدمت في الرسم البياني ويزداد الوقت كلما انتقلت إلى اليمين. فيما يلي منحنى ضوئي لنجم متغير يسمى إبسيلون Aurigae: يوضح منحنى الضوء هذا أن النجم بدأ بدرجة سطوع تبلغ 3 درجات في عام 1982. حوالي منتصف العام بدأ في التعتيم بسرعة حتى وصل سطوعه إلى 3.8 درجة بنهاية العام. بقي هناك حتى بداية عام 1984 عندما بدأ في التسلق البطيء للعودة إلى السطوع الطبيعي. بحلول منتصف عام 1984 ، عاد تقريبًا إلى السطوع الطبيعي. يعتبر منحنى الضوء مثاليًا ، حيث تمت معالجته ليشمل فقط أفضل الملاحظات لتوضيح ذلك. الآن دعونا ننظر إلى منحنى ضوء أكثر تعقيدًا في العالم الحقيقي. في ما يلي منحنى ضوئي حديث للنجم الساطع Betelgeuse (المعروف أيضًا باسم Alpha Ori لعلماء الفلك) المصنوع من مولد منحنى الضوء عبر الإنترنت الخاص بـ AAVSO: كل نقطة في منحنى الضوء هذا هي ملاحظة بصرية للنجم مقدمة إلى قاعدة بيانات AAVSO الدولية. الأرقام الموجودة على المحور X هي تواريخ جوليان. هذا تنسيق قياسي يستخدمه علماء الفلك ، وخاصة علماء الفلك المتغيرون ، لتسجيل التواريخ. يغطي هذا المنحنى الخفيف بشكل أساسي الملاحظات التي تمت من منتصف عام 2007 إلى منتصف عام 2009. لاحظ أن هناك العديد من الملاحظات التي تمت في نفس التواريخ ، لكنهم لا يتفقون! هذا لأننا جميعًا بشر (باستثناء السياسيين) ولذا سنقوم بعمل تقديرات مختلفة لسطوع النجم. اخترنا هذه النجمة كمثال لأنها شديدة السطوع وحمراء للغاية. هذا يجعل الأمر أكثر صعوبة على البشر لإبداء ملاحظات متسقة. نسمي هذا الاختلاف في تقديرات السطوع مبعثر. لكن لا تخف ، يمكننا معالجة المشكلة بالإحصاءات الأساسية! يوجد أدناه نفس منحنى الضوء ، ولكن هذه المرة بخط أحمر مرسوم من خلاله: الخط الأحمر يعكس معدل الملاحظة التي تمت في ذلك الوقت. بتعبير أدق ، حسبنا متوسط سطوع النجم بزيادات قدرها 30 يومًا. ثم قام مولد منحنى الضوء برسم خط بين متوسط النقاط. الأشرطة الحمراء العمودية التي تراها على طول الخط هي تقدير للخطأ. إنها قيمة إحصائية تقدم فكرة عن مدى ثقتك بالخط الأحمر. (هناك احتمال بنسبة 67٪ أن البيانات الحقيقية تقع ضمن هذا الخطأ الأفقي - وهو مقياس مرجعي شائع يستخدمه العلماء). تتمثل إحدى القواعد الأساسية الجيدة في معرفة ما إذا كان يمكنك رسم خط أفقي ومستقيم بين أشرطة الخطأ. إذا استطعت ، فهذا يعني أنه لا يوجد اختلاف حقيقي في البيانات. اذا أنت لا تستطيع، يمكنك حينئذٍ أن تكون واثقًا من أن الاختلاف حقيقي. اذا أنت تستطيع، فهذا يعني أنه لا يوجد اختلاف واضح في البيانات. ربما لا يزال هناك تباين حقيقي ، لكنك ستحتاج إلى مزيد من التحليل لإثبات ذلك. هل يمكنك رسم خط مستقيم أفقي بين أشرطة الخطأ في منحنى الضوء هذا؟ جرب ذلك عن طريق حمل ورقة على الشاشة. لاحظ في المجموعة الأولى من البيانات في منحنى الضوء أنه لا يمكنك رسم مثل هذا الخط. ولكن يمكنك في معظم البيانات في المجموعة الثانية! هذا لأن المجموعة الثانية هي صاخبة (أي يحتوي على المزيد من التشتت) ونحن أقل ثقة في أنه يظهر التباين. هناك الكثير من الأشياء التي يمكنك القيام بها لمحاولة خفض أشرطة الخطأ في تلك البيانات ، لكننا سنحفظها للمناقشات المستقبلية. لكن أفضل شيء يمكننا القيام به هو جمع المزيد من البيانات عالية الجودة. هذا هو السبب في أننا نحتاج دائمًا إلى المزيد من الملاحظات. كلما كان لدينا المزيد ، يمكننا التغلب على أشرطة الخطأ هذه. من المهم أيضًا أن تأخذ وقتك في إجراء ملاحظة جيدة. لدينا وصف أكثر تفصيلاً لمنحنيات الضوء والتحليل الأساسي في الفصل 11 (PDF) من منهجنا على الإنترنت لعلم الفلك المتغير بالنجوم. يتم توفير منحنيات الضوء K2 HAT كملفات نصية بتنسيق CSV مضغوط. تتوفر وحدة Python لقراءة هذه الملفات في Python deb. تحتوي ملفات المنحنى الخفيف على رأس بيانات وصفية يصف هدف K2 ، وقائمة بجميع الأعمدة الموجودة في الملف ، وأخيراً ، خطوط مفصولة بفواصل لجميع الأعمدة. ويرد أدناه مثال على ذلك: يتوفر نوعان من منحنيات الضوء: منحنى الضوء الكامل يحتوي منحنى الضوء هذا على جميع قياسات المقدار المتاحة (K2 raw ، EPD ، TFA ، مرشح جيب التمام) لجميع الفتحات الضوئية المستخدمة بواسطة خط أنابيب القياس الضوئي K2 HAT. أفضل منحنى ضوئي للفتحة يحتوي منحنى الضوء هذا فقط على قياسات المقدار للفتحات الضوئية التي تعتبر أفضل ما هو متاح للكائن. أفضل الفتحات هي تلك التي يكون فيها متوسط الانحراف المطلق لقياسات حجم منحنى الضوء هو الأصغر. قد يكون لكل نوع من أنواع قياس المقدار المبلغ عنه فتحة "أفضل" خاصة به. ملاحظة: إذا لم ينجح الاستخراج الضوئي أو تمت الإشارة إليه على أنه غير موثوق به ، فقد لا يحتوي منحنى الضوء على فتحة قياس ضوئية "أفضل" ، وفي هذه الحالة ، سيحتوي منحنى الضوء "أفضل فتحة" على K2 raw (IM) ، EPD (EP) ، TFA (TF) ، وقياسات حجم جيب التمام (CF) من الفتحة الضوئية 17. استخدم ملف object-abstract.csv المرتبط بكل حقل حملة K2 للعثور على أفضل الفتحات لكل كائن. تحتوي ملفات منحنى الضوء على البيانات الأولية التالية: ستحتوي جميع ملفات منحنى الضوء دائمًا على الأعمدة التالية. يتم توفير أعمدة لقياسات المقدار كمجموعة لكل فتحة قياس ضوئي. هذه مذكورة أدناه. XX هو رقم الفتحة ، بدءًا من 00 ل 35. قد لا تكون كل هذه الأعمدة موجودة في منحنى الضوء. بالنسبة لبعض الحملات ، قد يتم تطبيع حجم (EPXX) المنحرف ، أو حجم TFA (TFXX) ، أو حجم مصفاة جيب التمام (CFXX) إلى متوسط حجم كبلر للكائن وتركز حول 0.0. يستخدم خط أنابيب القياس الضوئي K2 HAT الفتحات الضوئية التالية. لا يمكن استخدام كل هذه للتخفيض. العنقود البالغ من العمر 10 ملايين عام ، العقرب العلوي: من خلال مقارنة فترات الدوران التي نقيسها للنجوم الشابة في أعالي Sco بتلك التي تم قياسها للنجوم في العناقيد الأقدم ، يمكننا أن نفهم بشكل أفضل كيف تدور النجوم عندما تقترب من نصف قطر تسلسلها الرئيسي ، ونساعد تطوير تشخيص للعمر للنجوم غير المتجمعة. قمنا بقياس فترات الدوران من خلال حساب دالة الارتباط التلقائي لمنحنى الضوء Kepler K2 لكل هدف من أهدافنا. تحدد وظيفة الارتباط التلقائي وجود الهياكل الدورية في منحنى الضوء عن طريق قياس درجة التشابه بين منحنى الضوء والنسخة التي تم إزاحتها لبعض الوقت. لقياس الفترة الزمنية لكل هدف ، نقوم بالبحث في وظيفة الارتباط التلقائي عن التحول t الذي يزيد من تشابه منحنى الضوء ونسخته المزاحة بمرور الوقت. نقوم بتلخيص الحالة الحالية لخوارزمية قياس الفترة الخاصة بنا ووصف الخطط لمزيد من التطوير. النجوم - دوران التذبذبات النجمية يُسمح بنسخ هذا المستند كليًا أو جزئيًا للأغراض العلمية فقط. ومع ذلك ، من المفهوم أن أي نسخ أو نشر لهذه الوثائق لأغراض تجارية ، أو لتحقيق مكاسب مالية ، لن يُسمح به دون إذن كتابي من المؤلف. هذه الوثيقة ليست متوفرة هنا حاليا. قياس فترات دوران النجوم باستخدام منحنيات ضوء كبلر K2 هدفنا هو قياس فترات دوران النجوم من منحنيات الضوء Kepler K2 Campaign 2 لدراسة تطور محتوى الزخم الزاوي للنجوم. أهدافنا الأساسية هي أعضاء العنقود البالغ من العمر 10 ملايين عام ، العقرب العلوي: من خلال مقارنة فترات الدوران التي نقيسها للنجوم الشابة في أعالي Sco بتلك التي تم قياسها للنجوم في العناقيد الأقدم ، يمكننا أن نفهم بشكل أفضل كيفية دوران النجوم عند اقترابها من نصف قطر تسلسلها الرئيسي ، والمساعدة تطوير تشخيص عمر للنجوم غير المتجمعة. قمنا بقياس فترات الدوران من خلال حساب دالة الارتباط التلقائي لمنحنى الضوء Kepler K2 لكل هدف من أهدافنا. تحدد وظيفة الارتباط التلقائي وجود الهياكل الدورية في منحنى الضوء عن طريق قياس درجة التشابه بين منحنى الضوء والنسخة التي تم إزاحتها لبعض الوقت. لقياس الفترة الزمنية لكل هدف ، نقوم بالبحث في وظيفة الارتباط التلقائي عن التحول t الذي يزيد من تشابه منحنى الضوء ونسخته المزاحة بمرور الوقت. نلخص الحالة الحالية لخوارزمية قياس الفترة الخاصة بنا ونصف خططًا لمزيد من التطوير. يوجد أدناه مخطط Plot.ly مضمن لمنحنى الضوء K2 لـ HIP 41378. يُظهر منحنى الضوء هذا منحدرًا بطيئًا لأعلى (وهو أمر غير مهم) ، والعديد من الانخفاضات في جميع أنحاء منحنى الضوء بسبب عبور الكواكب. العبور الأول الذي يقفز هو العبور العميق BJD-2454833 = 2355. قم بتكبير هذا العبور وإلقاء نظرة فاحصة. يقع الجزء العلوي من العبور عند مستوى تدفق يبلغ حوالي 1.00145 ويكون قاع العبور عند مستوى تدفق يبلغ حوالي 0.9964. وبالتالي فإن عمق العبور هو 1.00145 - 0.9964 = 0.00505. من الصفحة الأولى من هذا البرنامج التعليمي ، نعلم أن نسبة نصف قطر الكوكب إلى نصف قطر النجم هي الجذر التربيعي 0.00505 ، أو 0.07106. لكن قبل أن نتمكن من قياس حجم الكوكب ، نحتاج إلى معرفة نصف قطر النجم. لحسن الحظ ، تم إجراء تقديرات نصف قطر معظم النجوم التي لاحظها K2 بواسطة علماء الفلك وهي متاحة على الإنترنت. تتوفر تقديرات نصف القطر هذه عبر نموذج بحث مرتبط هنا. للحصول على تقدير نصف القطر النجمي ، اكتب معرف EPIC أو اسم النجم أو إحداثيات السماء: بعد إرسال النموذج ، تظهر النتائج بالكثير من المعلومات حول النجم HIP 41378 ، بما في ذلك سطوعه وأسماء أخرى: التمرير على طول الطريق إلى اليمين يظهر عمودًا يعطي نصف قطر النجمة. يعطي هذا التقدير نصف قطر يبلغ 1.506 ضعف حجم الشمس. إذا استخدمنا نصف قطر نجمي يبلغ 1.5 ضعف حجم الشمس ، نحصل على نصف قطر كوكبي بحجم كوكب المشتري تقريبًا. من المحتمل أن يكون هذا الكوكب عملاق غازي ضخم مثل كوكب المشتري أو زحل في نظامنا الشمسي. لكن ما هي الفترة المدارية لهذا الكوكب؟ لا يوجد سوى عبور واحد في عمق منحنى الضوء ، لذا يجب أن تكون مدته المدارية أطول من حوالي 40 يومًا ، أو ربما رأينا عبورًا آخر! من الصعب تقييد فترة الكوكب التي تمر مرة واحدة فقط ، ولكن التحليل الدقيق للنظام يخلص إلى أن الفترة المدارية لهذا الكوكب ربما تكون قريبة من حوالي عام واحد - وهو مدار مشابه للأرض. يحتوي منحنى الضوء في HIP 41378 على أكثر بكثير من مجرد كوكب عابر واحد. ألقِ نظرة فاحصة على منحنى الضوء ، وانظر إلى عدد مرات العبور ، وحاول معرفة عدد الكواكب الخارجية التي تدور حول HIP 41378. ثم قارن نتائجك بما حدده العلماء بعد دراسة هذه الكواكب ، من خلال قراءة هذا الملخص.>> -1 ، وإجمالي طاقة متكاملة 1.27 +/- 0.01 × <10> 43
المزيد من منحنيات الضوء غير العادية من كبلر
تدفق البيانات
بناء حديقة الحيوانات
أسباب التقلب؟
الاقتباس
مراجع
2 البيانات
2.1 البحث عن العابرين في K2 / كبلر
2.2 اكتشاف KSN: BS-C11a
LcTools لتحليل منحنيات TESS و K2 و Kepler Light
حول منحنيات الضوء
الحصول على منحنيات ضوئية من Kepler / K2 - علم الفلك
أنواع منحنيات الضوء
البيانات الوصفية لمنحنى الضوء
أعمدة منحنى الضوء
الفتحات الضوئية
أسبوع العلماء
نوع الوثيقة
تاريخ البدء
تاريخ الانتهاء
قسم
النوع / النموذج
الموضوعات - موضوعي (LCSH)
حقوق
لغة
صيغة
يشارك
دراسة نظام الكواكب HIP 41378
رسالة جميلة
يا له من سؤال مفيد
تماما أشارك رأيك. ويبدو لي أنها فكرة ممتازة. تماما معك سوف أوافق.