Astronomie

Que sont les homologues optiques ?

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Il n'y a étonnamment aucune définition appropriée de ce terme disponible sur google. Il existe de nombreux articles de recherche basés sur la « recherche des homologues optiques ».

Que sont exactement les contreparties optiques et comment les « trouver » ?


Les observations peuvent être faites en utilisant différentes parties du spectre électromagnétique. Beaucoup d'entre eux ne sont pas dans la gamme du spectre qui peut être réalisé avec des télescopes optiques. D'autres messagers que les photons (e.g. ondes gravitationnelles, neutrinos,…) peuvent également être observés.

Les contreparties optiques sont des observations faites dans le spectre observable à l'aide de télescopes optiques qui peuvent être mises en correspondance avec des observations faites à l'aide d'autres méthodes d'observation, notamment la radiotélémétrie, les détecteurs de rayons gamma et les détecteurs d'ondes de gravité.

Les observateurs sont intéressés à aligner des observations composées de toute combinaison de méthodes d'observation, car cela offre la possibilité d'identifier des corrélations qui sont une riche source de nouvelles découvertes.


Validation des clusters Planck SZ2 avec des homologues optiques

Augmente considérablement le nombre de contreparties optiques des amas de Planck détectés.

Caractérise les propriétés optiques lorsqu'il existe plusieurs identifications dans différents catalogues.

Analyse l'échantillon de Planck Cosmology pour détecter d'éventuelles erreurs de détermination de masse dues à des problèmes d'alignement de la ligne de visée.

Fournit des estimations de décalage vers le rouge et de masse pour les amas de Planck sans contrepartie optique précédemment répertoriée.

Identifie les clusters SZ potentiels qui pourraient être inclus dans le catalogue Planck.


Les plus faibles galaxies naines

Josué D. Simon
Vol. 57, 2019

Abstrait

Les galaxies satellites de la Voie Lactée à luminosité la plus faible (L) représentent la limite inférieure extrême de la fonction de luminosité des galaxies. Ces naines ultra-faibles sont les systèmes stellaires les plus anciens, les plus dominés par la matière noire, les plus pauvres en métaux et les moins évolués chimiquement. Lire la suite

Documents supplémentaires

Figure 1 : Recensement des galaxies satellites de la Voie lactée en fonction du temps. Les objets montrés ici incluent toutes les galaxies naines confirmées par spectroscopie ainsi que celles suspectées d'être des naines basées sur l.

Figure 2 : Répartition des satellites de la Voie lactée en magnitude absolue () et rayon de demi-lumière. Les galaxies naines confirmées sont affichées sous forme de cercles remplis de bleu foncé et les objets suspectés d'être des galaxies naines.

Figure 3 : Dispersions des vitesses en ligne de visée des satellites ultra-faibles de la Voie lactée en fonction de la magnitude absolue. Les mesures et les incertitudes sont représentées par des points bleus avec des barres d'erreur, et 90 % c.

Figure 4 : (a) Masses dynamiques des satellites ultra-faibles de la Voie lactée en fonction de la luminosité. (b) Rapports masse/lumière dans le rayon de demi-lumière pour les satellites ultra-faibles de la Voie lactée en fonction.

Figure 5 : Métallicités stellaires moyennes des satellites de la Voie lactée en fonction de la magnitude absolue. Les galaxies naines confirmées sont affichées sous forme de cercles remplis de bleu foncé et les objets suspectés d'être nains.

Figure 6 : Fonction de distribution de la métallicité des étoiles chez les naines ultra-faibles. Les références pour les métallicités présentées ici sont répertoriées dans le tableau supplémentaire 1. Nous notons que ces données sont assez hétérogènes.

Figure 7 : Modèles d'abondance chimique des étoiles dans les UFD. Voici les rapports (a) [C/Fe], (b) [Mg/Fe] et (c) [Ba/Fe] en fonction de la métallicité, respectivement. Les étoiles UFD sont tracées sous forme de diamo coloré.

Figure 8 : Détectabilité des systèmes stellaires faibles en fonction de la distance, de la magnitude absolue et de la profondeur du relevé. La courbe rouge montre la luminosité de la 20e étoile la plus brillante d'un objet en tant que fonction.

Figure 9 : (a) Diagramme couleur-amplitude de Segue 1 (photométrie de Muñoz et al. 2018). Les régions de magnitude ombrées en bleu et en rose indiquent la profondeur approximative pouvant être atteinte avec le milieu existant.


À la recherche d'homologues galactiques aux sursauts radio rapides

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Résultats de recherche : Contribution à la revue › Article › peer-review

50 ks d'observation de Chandra. Avec cinq coups détectés, nous estimons la luminosité de repos de la source à LX

9,1 × 1030 erg s-1 dans la bande 0,5-10 keV (adoptant une distance de 8,6 kpc). Cette valeur est conforme aux luminosités au repos trouvées parmi d'autres binaires de rayons X de trous noirs avec des périodes orbitales similaires. En utilisant des images prises avec le télescope Faulkes North, nous dérivons une position affinée de H 1705-250. Nous présentons également la courbe de lumière à long terme de la contrepartie optique de 2006 à 2012, et montrons des preuves de la variabilité de la quiescence.",

T1 - Contreparties radiographiques/optiques au repos du transitoire de trou noir H 1705-250

N2 - Nous rapportons le résultat d'une nouvelle observation de Chandra du transitoire de rayons X du trou noir H 1705-250 au repos. H 1705-250 a été à peine détecté dans le nouveau

50 ks d'observation de Chandra. Avec cinq coups détectés, nous estimons la luminosité de repos de la source à LX

9,1 × 1030 erg s-1 dans la bande 0,5-10 keV (adoptant une distance de 8,6 kpc). Cette valeur est conforme aux luminosités au repos trouvées parmi d'autres binaires de rayons X de trous noirs avec des périodes orbitales similaires. En utilisant des images prises avec le télescope Faulkes North, nous dérivons une position affinée de H 1705-250. Nous présentons également la courbe de lumière à long terme de la contrepartie optique de 2006 à 2012, et montrons des preuves de variabilité de la quiescence.

AB - Nous rapportons le résultat d'une nouvelle observation Chandra du transitoire de rayons X du trou noir H 1705-250 en repos. H 1705-250 a été à peine détecté dans le nouveau

50 ks d'observation de Chandra. Avec cinq coups détectés, nous estimons la luminosité de repos de la source à LX

9,1 × 1030 erg s-1 dans la bande 0,5-10 keV (adoptant une distance de 8,6 kpc). Cette valeur est conforme aux luminosités au repos trouvées parmi d'autres binaires de rayons X de trous noirs avec des périodes orbitales similaires. En utilisant des images prises avec le télescope Faulkes North, nous dérivons une position affinée de H 1705-250. Nous présentons également la courbe de lumière à long terme de la contrepartie optique de 2006 à 2012, et montrons des preuves de variabilité de la quiescence.


Que sont les homologues optiques ? - Astronomie


Observatoire de Rossbank, vers 1866 (ALMFA, SLT)

La première phase active de l'astronomie européenne en Tasmanie a commencé en 1840 lorsque Sir John Franklin a établi l'observatoire de Rossbank dans ce qui est maintenant l'enceinte de Government House. Les mesures géomagnétiques et les observations météorologiques dominaient les travaux de l'observatoire mais il fournissait également un service temporel, vital pour la navigation, par les observations du transit stellaire. Après le départ de Franklin, l'intérêt du gouvernement a diminué et Rossbank a été fermée en 1854.

L'année suivante, Francis Abbott, horloger et ancien condamné, a repris la responsabilité du chronométrage et de la météorologie, continuant de manière non officielle et non rémunérée pendant 25 ans. Abbott était l'un des principaux astronomes amateurs d'Australie. Son observatoire de Murray Street, Hobart a été utilisé pour observer les comètes, les transits de Mercure et de Vénus et l'étoile variable Eta Carinae. Un membre du Société royale de Tasmanie et la Royal Astronomical Society de Londres, Abbott a publié de nombreux articles. Ses opinions controversées sur la variabilité de la nébuleuse Eta Carinae ont été contestées par le célèbre astronome britannique Sir John Herschel. La « grande découverte » d'Abbott n'a été généralement acceptée qu'avec l'avènement de la photographie astronomique quelques années après sa mort.

Enseignant et comptable, Alfred Gros of Launceston a également apporté d'importantes contributions à la fois en tant qu'observateur amateur et en tant que vulgarisateur de la science. En 1874, il assista une équipe de recherche américaine en visite qui observa le transit de Vénus à Campbell Town, sur le terrain de The Grange, domicile de l'astronome amateur local, le Dr William Valentine. Biggs a utilisé un réfracteur de 216 mm pour observer les comètes et les étoiles doubles, et publié dans des revues locales et dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Une renaissance de la recherche astronomique a été l'un des résultats de la recherche et de la fabrication de munitions optiques au cours de la Deuxième Guerre mondiale, dirigé par les physiciens Lester McAulay et Donald Cruickshank. Au cours des années 1960, Michael Waterworth a commencé le développement de l'observatoire du mont Canopus dans les chaînes Meehan, à 10 km au sud-est de Hobart. Le télescope optique de 1 mètre de l'observatoire est utilisé dans un programme international de recherche de planètes extra-solaires à l'aide de la technique des microlentilles et d'étude de la structure atmosphérique des étoiles géantes. Parmi les autres réalisations notables, citons la détection d'une atmosphère dense autour de la planète Pluton, l'identification et l'étude des homologues optiques des pulsars à rayons X et des transitoires, et de nombreux articles issus du programme de microlentilles.

Immédiatement après la guerre, McAulay et son étudiant Geoff Fenton ont lancé des recherches sur la nature et l'origine des rayons cosmiques. L'équipe de Fenton a découvert une faible anisotropie sidérale dans le flux de rayons cosmiques et a publié de nombreux articles sur les interactions solaires terrestres. Leurs recherches sur la technologie des détecteurs de rayonnement ont conduit à des expériences à bord de fusées et de ballons pour étudier les sources de rayons X astronomiques. L'un des premiers succès d'une fusée Skylark lancée depuis Woomera a été la première détection d'un transitoire aux rayons X - un système stellaire contenant un trou noir ou une étoile à neutrons. Une expérience de ballon lors du test de la bombe à hydrogène de l'île Johnston en 1961 a détecté des déchets nucléaires injectés dans les ceintures de radiation au-dessus de Hobart. Un télescope à rayons X monté sur ballon de 1 mètre de diamètre, le plus grand du genre au monde, a volé plusieurs fois depuis Alice Springs et depuis le Brésil. Parmi les résultats significatifs, citons la découverte que le pulsar à rayons X GX 1+4 avait cessé de tourner et la preuve d'un champ magnétique super puissant dans ce système. En 1986, il a été sélectionné comme charge utile principale pour le satellite australien « Mirrabooka » abandonné par la suite.

La Tasmanie présente plusieurs avantages pour les observations de radioastronomie. Les interférences provenant de sources artificielles sont relativement faibles et l'ionosphère est plus mince, ce qui permet aux rayonnements célestes de plus basse fréquence d'atteindre la terre. Cela a attiré le premier radioastronome au monde, Grote Reber, passer la majeure partie de sa carrière de chercheur dans le sud de la Tasmanie. En 1955, lui et Bill Ellis ont utilisé un réseau de fils géants à Kempton pour mesurer les émissions radio galactiques à des fréquences aussi basses que 0,9 mégahertz. En 1960, Ellis a été nommé professeur de physique à l'Université de Tasmanie et a créé un groupe de recherche actif étudiant les émissions radio planétaires, solaires et galactiques à l'aide de grands réseaux de fils près de l'aéroport de Hobart. Ellis et ses collaborateurs ont apporté une contribution importante à notre compréhension des émissions radio à basse fréquence de la magnétosphère terrestre, de Jupiter et du Soleil.

Un grand pas en avant est venu en 1985 avec le don à l'Université de la NASA du télescope de poursuite par satellite de 26 mètres à Orroral Valley près de Canberra. Deux anciens étudiants d'Ellis, Pip Hamilton et Peter McCulloch, ont reconstruit le télescope et l'ont adapté pour l'astronomie sur un nouveau site près de Cambridge. En 1995, l'Université a acquis une ancienne antenne Telstra de 30 mètres à Ceduna, en Australie-Méridionale et l'a modifiée pour l'astronomie. Ces télescopes sont utilisés individuellement et dans le cadre de réseaux VLBI australiens et internationaux étudiant les noyaux galactiques actifs qui contiendraient des trous noirs massifs, des pulsars et des sources de raies d'émission maser. Ils sont également utilisés dans le cadre du réseau géodynamique de la NASA pour mesurer le taux de dérive des continents. Une parabole de 14 mètres sur le site de Cambridge est dédiée aux observations du pulsar Vela et a détecté plusieurs changements soudains dans la période du pulsar. Ces mesures sont essentielles pour notre compréhension de la physique des étoiles à neutrons.

Lectures complémentaires : R Haynes et al, Explorateurs du ciel austral, New York, 1996 W Orchiston, 'La contribution de Francis Abbott à l'astronomie tasmanienne et australienne', Vistas en astronomie 35, 1992 et 'Le rôle de l'amateur dans la vulgarisation de l'astronomie : une étude de cas australienne', Journal australien d'astronomie 7, 1997.


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Dans : Astrophysical Journal, Vol. 769, n° 2, 108, 01.06.2013.

Résultats de recherche : Contribution à la revue › Article › peer-review

T1 - Découverte des homologues optiques de quatre pulsars énergétiques de Fermi millisecondes

N2 - Au cours des dernières années, plus de 43 pulsars radio millisecondes ont été découverts grâce à des recherches ciblées de sources de rayons γ non identifiées trouvées par le télescope spatial Fermi Gamma-Ray. Une grande partie de ces pulsars millisecondes sont dans des binaires compacts avec des compagnons de faible masse. Ces systèmes montrent souvent des éclipses du signal du pulsar et sont communément appelés veuves noires et redbacks parce que le pulsar détruit progressivement son compagnon. Dans cet article, nous rapportons la découverte optique de quatre compagnons pulsars millisecondes fortement irradiés. Les quatre sources montrent des modulations de leur couleur et de leur luminosité aux périodes orbitales connues à partir de la synchronisation radio. La modélisation de la courbe de lumière de nos données exploratoires montre que la température d'équilibre atteinte du côté jour du compagnon par rapport à son côté nuit est cohérente avec environ 10 à 30 % de l'énergie de spin-down disponible du pulsar en cours de retraitement pour augmenter la température du côté jour du compagnon. Cette valeur se compare bien à la plage observée dans d'autres binaires de pulsars irradiés et offre des informations sur l'énergétique du vent du pulsar et la production d'émission de rayons . De plus, cela fournit un moyen simple d'estimer la luminosité des compagnons de pulsar irradiés étant donné la luminosité de spin-down du pulsar. Notre analyse suggère également que deux des quatre nouveaux compagnons pulsars irradiés ne remplissent que partiellement leur lobe de Roche. Certaines de ces sources sont relativement brillantes et représentent de bonnes cibles pour le suivi spectroscopique. Ces mesures pourraient permettre, entre autres, de déterminer la masse des étoiles à neutrons dans ces systèmes.

AB - Au cours des dernières années, plus de 43 millisecondes de pulsars radio ont été découverts grâce à des recherches ciblées de sources de rayons γ non identifiées trouvées par le télescope spatial Fermi Gamma-Ray. Une grande partie de ces pulsars millisecondes sont dans des binaires compacts avec des compagnons de faible masse. Ces systèmes montrent souvent des éclipses du signal du pulsar et sont communément appelés veuves noires et redbacks parce que le pulsar détruit progressivement son compagnon. Dans cet article, nous rapportons la découverte optique de quatre compagnons pulsars millisecondes fortement irradiés. Les quatre sources montrent des modulations de leur couleur et de leur luminosité aux périodes orbitales connues à partir de la synchronisation radio. La modélisation de la courbe de lumière de nos données exploratoires montre que la température d'équilibre atteinte du côté jour du compagnon par rapport à son côté nuit est cohérente avec environ 10 à 30 % de l'énergie de spin-down disponible du pulsar en cours de retraitement pour augmenter la température du côté jour du compagnon. Cette valeur se compare bien à la plage observée dans d'autres binaires de pulsars irradiés et offre des informations sur l'énergétique du vent du pulsar et la production d'émission de rayons γ. De plus, cela fournit un moyen simple d'estimer la luminosité des compagnons de pulsar irradiés étant donné la luminosité de spin-down du pulsar. Notre analyse suggère également que deux des quatre nouveaux compagnons pulsars irradiés ne remplissent que partiellement leur lobe de Roche. Certaines de ces sources sont relativement brillantes et représentent de bonnes cibles pour le suivi spectroscopique. Ces mesures pourraient permettre, entre autres, de déterminer la masse des étoiles à neutrons dans ces systèmes.


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Dans : Astrophysical Journal, Vol. 433, n° 2 PARTIE 2, 01.10.1994, p. L89-L92.

Résultats de recherche : Contribution à la revue › Article › peer-review

T1 - Une contrepartie optique possible pour le système triple pulsar PSR B1620-26

N2 - Nous avons recherché des images optiques profondes de l'amas globulaire M4 pour une éventuelle contrepartie optique pour le troisième corps dans le système PSR B1620-26. Nous identifions comme contrepartie optique possible une étoile située à moins de 0,3 de la position nominale du pulsar avec V 20. Cette magnitude est cohérente avec un membre de l'amas de la séquence principale avec M ≈ 0,45 M⊙. Cependant, cette étoile peut se confondre avec des étoiles plus faibles, et la probabilité d'une superposition fortuite est non négligeable.

AB - Nous avons recherché des images optiques profondes de l'amas globulaire M4 pour une éventuelle contrepartie optique du troisième corps dans le système PSR B1620-26. Nous identifions comme contrepartie optique possible une étoile située à moins de 0,3 de la position nominale du pulsar avec V 20. Cette magnitude est cohérente avec un membre de l'amas de la séquence principale avec M ≈ 0,45 M⊙. Cependant, cette étoile peut se confondre avec des étoiles plus faibles, et la probabilité d'une superposition fortuite est non négligeable.


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Dans : Astrophysical Journal, Vol. 620, n° 1 II, 10.02.2005, p. L31-L34.

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T1 - La contrepartie optique du M101 ULX-1

N1 - Informations sur le financement : Ce travail est basé sur des observations obtenues à l'Observatoire Gemini, qui est exploité par l'Association of Universities for Research in Astronomy, Inc., dans le cadre d'un accord de coopération avec la NSF au nom du partenariat Gemini : le National Science Foundation (États-Unis), Particle Physics and Astronomy Research Council (Royaume-Uni), National Research Council (Canada), CONICYT (Chili), Australian Research Council (Australie), CNPq (Brésil) et CONICET (Argentine). Nous remercions M. Mountain et J.-R. Roy pour avoir accordé le temps discrétionnaire du directeur Gemini et P. Gomez pour avoir exécuté les observations GMOS, I. Jorgensen, M. Bergman et RC Smith pour nous avoir conseillés sur l'étalonnage et la réduction des données GMOS, et N. Walborn pour des discussions utiles concernant la classification spectrale . Ce programme est soutenu par la subvention Chandra SAO GO-5600587.

N2 - Nous avons identifié la contrepartie optique de la source de rayons X ultralumineuse M101 ULX-1 (CXOKM101 J140332.37+542102), en comparant les images de Hubble Space Telescope Advanced Camera for Surveys avec les images Chandra ACIS-S. La contrepartie optique a V = 23,75 et des couleurs cohérentes avec celles d'une supergéante moyenne B. Les observations d'archives de la caméra planétaire à grand champ 2 montrent que la luminosité de la source est constante à 0,1 mag près. L'association physique de cette source avec l'ULX est confirmée par les observations du spectrographe multi-objets Gemini qui montrent des émissions He II λ4686 et He I λ5876 non résolues spatialement. Ces résultats suggèrent que M101 ULX-1 est un binaire de rayons X de masse élevée, mais des observations de surveillance spectroscopiques en profondeur sont nécessaires pour déterminer les propriétés détaillées de ce système.

AB - Nous avons identifié la contrepartie optique de la source de rayons X ultralumineuse M101 ULX-1 (CXOKM101 J140332.37+542102), en comparant les images de Hubble Space Telescope Advanced Camera for Surveys avec les images Chandra ACIS-S. La contrepartie optique a V = 23,75 et des couleurs cohérentes avec celles d'une supergéante moyenne B. Les observations d'archives de la caméra planétaire à grand champ 2 montrent que la luminosité de la source est constante à 0,1 mag près. L'association physique de cette source avec l'ULX est confirmée par les observations du spectrographe multi-objets Gemini qui montrent des émissions He II λ4686 et He I λ5876 non résolues spatialement. Ces résultats suggèrent que M101 ULX-1 est un binaire de rayons X de masse élevée, mais des observations de surveillance spectroscopiques en profondeur sont nécessaires pour déterminer les propriétés détaillées de ce système.


LSU Digital Commons

Le Chandra Galactic Bulge Survey (GBS) est un levé de terrain peu profond et large pour rechercher et classer les sources de rayons X dans le Galactic Bulge. Plus précisément, nous recherchons des binaires à rayons X à faible masse (LMXB) : des systèmes contenant soit une étoile à neutrons soit un trou noir qui accrète de la matière à partir d'un compagnon de masse à peu près stellaire via le débordement Roche-Lobe. Ma recherche utilise la photométrie optique et chronologique de l'instrument DECam sur le télescope Blanco de 4,0 m de l'Observatoire interaméricain de Cerro Tololo pour identifier les homologues des nouvelles sources de rayons X dans le GBS. Pour les systèmes à luminosité variable dans l'optique, j'utilise la morphologie des courbes lumineuses et la proportion relative de lumière optique et de rayons X, pour identifier les systèmes à forte inclinaison par éclipses, et pour déterminer quelle périodicité, le cas échéant, est présent dans la lumière optique. En combinant ces propriétés avec des campagnes de spectroscopie optique, je peux classer partiellement ou totalement les sources de rayons X et leurs homologues. Le GBS contient une variété de sources de rayons X, y compris les binaires de rayons X de faible masse, les variables cataclysmiques, les pôles intermédiaires, les noyaux galactiques actifs, les étoiles W Ursa Majoris, les étoiles RS Canum Venaticorum, les étoiles actives, les étoiles évasées, les étoiles B à pulsation lente et polaires intermédiaires. Seule une poignée de sources sont identifiées comme de nouveaux binaires à rayons X de faible masse potentiels en repos, ce qui limite le nombre de tels systèmes dans la Galaxie. En plus du travail GBS, j'ai travaillé sur les variables cataclysmiques, en me concentrant sur les courbes de lumière archivées et historiques pour avoir un aperçu de l'évolution de ces systèmes. Dans le cas des novae classiques, un modèle évolutif populaire suggère qu'après l'éruption, la luminosité du système devrait faiblir sur une échelle de temps de 50 à 100 ans entre 0,2 et 1,0 mag/siècle. J'utilise les archives des plaques de l'observatoire du Harvard College pour rechercher des plaques photographiques contenant les systèmes cibles et extraire manuellement les magnitudes et les dates pour rechercher des tendances dans la courbe de lumière à long terme.



Commentaires:

  1. Machk

    Oui bien vous! Arrêt!

  2. Machar

    Une phrase très drôle

  3. Sagar

    Cela a trébuché dessus! Cela vous est venu!

  4. Zapotocky

    Just fly away !!!!!!!!!!!!!!



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