نوسان فیلتر کاربردی

آخرین مطالب

امکانات وب

نوسان فیلتر کاربردی

نامه به ویراستار

نوسانات در خورشید با آهنگ: تنظیم مقیاس برای تحقیقات Asterosemsmic

1 ، 1 ، S. Mathur 2 ، 3 ، R. A. Gacia 6 ، 7 ، T. Arentoft 1 ، C. Régulo ، 3 ، R. Trosgaard ، H. Kjelden-Dalsgaard 1

1 مرکز استرروفیزیک استر ، دانشگاه آرهوس ، 8000 آرهوس ج ، پست الکترونیکی دانمارک: madsfa@phys. au. dk 2 انستیتوی Astrofísica de Canarias ، ، تنها 38206 Laguna ، Tenerife ، اسپانیا 4 گروه نجوم ، چین غربی ، دانشگاه عادی ، شماره 1 Shi Da Road ، شهر Nanchong ، استان سیچوان ، PR China 5 موسسه سیدنی برای نجوم ، دانشکده فیزیک ، دانشگاه سیدنی ، کامپردون ، نیو ولز 2006 ، استرالیا 6 Université Paris Diderot ، AIM ، SORBONNE PARIS CITE ، CEA ، CNRS ، 91191 GI F-Sur-Yvette ، France 7 Irfu ، Cea ، Univessité Paris-Sallay ، 91191 GF-Sur-Yvet ، موسسه فضایی فرانسه ، دانشگاه فنی دانمارک ، Electrovej 328 ، 2800 کیلوگرم. لینگبی ، دانمارک

دریافت: 31 ژانویه 2019 پذیرفته شده: 25 فوریه

متن نوشتهما اولین مشاهدات با سرعت چند منظوره با سرعت چند منظوره با سرعت بالا از ستاره خورشید را ارائه می دهیم ، که در طی 57 روز متوالی انجام شده است ، از Stepar échelle Stecktograph در HertzScope که در تلسکوپ تلسکوپ Teide در Teide Telescope در Teide Telescope At Telescope At قرار دارد ، استفاده کردیم. تلسکوپ Teide در تلسکوپ Teide در تلسکوپ Teide در تلسکوپ Teide در تلسکوپ Teide در تلسکوپ Teide در تلسکوپ Teide در تلسکوپ Teide در تلسکوپ Teide در Observatoy Teled.

اهدافهدف ما تولید یک مجموعه داده با کیفیت بالا و مقادیر مرجع برای پارامترهای Helioseismic جهانی ν ν ν ν_{مکس ،}و δ ν_⊙از P-Modes با استفاده از ساز آهنگ. مجموعه داده های موزون یا مقادیر استنباط شده باید در هنگام استفاده از روابط مقیاس گذاری به سایر ستارگان که نوسانات خورشیدی مانند مشاهده شده با آهنگ یا سازهای مشابه را نشان می دهند ، استفاده شود.

متدما برای تجزیه و تحلیل طیف قدرت سری زمانی برای تعیین ν از روشهای اختلاف استفاده کردیم_{مکس ،}: اتصالات ساده گاوسی و هموار سازی سنگین طیف قدرت. ما δ ν را تعیین کردیم_⊙از روش همبستگی طیف قدرت استفاده کنید. دامنه در هر حالت شعاعی با استفاده از روش شرح داده شده در Kjeldsen و همکاران تعیین شد.(2008 ، APJ ، 682 ، 1370).

نتایجما مقادیر زیر را برای نوسانات خورشیدی با استفاده از آهنگ Stecktrograph: ν ν پیدا کردیم_{مکس ،}= 12 3141 μ هرتز ، δ ν ν_⊙= 0. 04 ± 0. 04 میکروگرم هرتز ، و دامنه متوسط قوی ترین حالت های شعاعی 0. 4 ± 6. 4 سانتی متر در ثانیه. این مقادیر با اندازه گیری های قبلی با سایر تکنیک ها سازگار است.

کلمات کلیدی: خورشید: نوسانات / آرستروس شناسی

براساس مشاهدات انجام شده در تلسکوپ آهنگ Hertzsprung که در رصدخانه اسپانیایی Del Teide در جزیره Tenerife توسط دانشگاه های Aarhus و Copenhagen و توسط موسسه Astrofísica de Canarias اداره می شود.

1. معرفی

گروه شبکه مشاهدات ستاره ای ، Song ، هدف از ساخت شبکه ای از تلسکوپ های 1M پخش شده در طول جغرافیایی ، در نیمکره های شمالی و جنوبی است. هر گره در شبکه به گونه ای طراحی شده است که کاملاً اتوماتیک باشد. هیچ تعامل انسانی در سایت لازم نیست (اندرسن و همکاران 2014 ، 2019). یکی از اهداف اصلی آهنگ ، هدف قرار دادن ستارگان فردی به طور جدی برای مطالعات آستروسیزمیک با استفاده از اندازه گیری سرعت شعاعی با دقت بالا است (به عنوان مثال گروندال و همکاران 2006 ، 2014 ، 2017). علاوه بر این ، با مأموریت های ماهواره ای مکمل مانند ماهواره Survey Survey Exoplanet ، TESS (Ricker et al. 2015) ، مشاهدات همزمان با ترکیب فتومتری مبتنی بر فضا و سرعت شعاعی از آهنگ بینش جدید و ارزشمندی در درک ما از ستاره ها ارائه می دهد.

پارامترهای لرزه ای جهانی به دست آمده از مشاهدات ، خصوصیات اساسی جهانی ستاره ها ، مانند جرم و شعاع ، با استفاده از روابط مقیاس گذاری به خوبی تثبیت می شود (براون و همکاران 1991 ؛ Kjeldsen & Redding 1995 ؛ Stello et al. 2009 ؛ Kallinger et al. 2010). این روابط مبتنی بر مقیاس بندی دو ویژگی اصلی نوسانات حالت فشار ( P-mode) از خورشید به سایر ستاره ها است ، یعنی جداسازی فرکانس بزرگ (δ ν) و فرکانس حداکثر توان (ν_حداکثر). در حالی که δ ν باید تا حد زیادی از ابزار مورد استفاده مستقل باشد ، مقدار ν_حداکثربه عمق لایه های صدا حساس است ، که به تکنیک مشاهده بستگی دارد. تعدادی از مشاهدات با سرعت شعاعی برای خورشید با استفاده از چندین شبکه زمینی (بیسون ، گونگ ، و در حال حاضر آهنگ) و مأموریت های فضایی (گلف/Soho و HMI/SDO) انجام شده است که در Pallé و همکاران خلاصه شده اند.(2018). هر ساز برای تعیین سرعت شعاعی به بخش خاصی از طیف خورشیدی نگاه می کند ، و بنابراین به اعماق مختلف در جو خورشیدی حساس است. مشخصات پاکت قدرت P-Mode به عملکرد پاسخ هر خط طیفی به عنوان تابعی از ارتفاع در جو بستگی دارد. از این رو پروفایل های مختلف پاکت هنگام استفاده از ابزارهای مختلف تک رنگ که در آن از خطوط طیفی منفرد استفاده می شود مشاهده می شود (به عنوان مثال K-7699 Å برای بیسون ، NI-6768 Å برای گونگ). این به تفاوت در خصوصیات اندازه گیری شده نوسانات تبدیل می شود. با استفاده از طیف سنجی آهنگ و تکنیک ید که در آن از بسیاری از خطوط طیفی برای استخراج سرعت استفاده می شود ، باعث می شود اندازه گیری متوسط نسبت به تأثیرات منشأ در ارتفاعات خاص در جو خورشیدی بی حس شود. بنابراین ، مشاهدات خورشید ارائه شده در اینجا برای استفاده از روابط مقیاس پذیر هنگام مشاهده نوسانات در سایر ستاره ها با استفاده از همان ابزار (یا مشابه) به منظور به حداقل رساندن اثرات سیستماتیک بسیار مهم است.

همانطور که در Pallé و همکاران نشان داده شده است.(2013) ، مشاهدات همزمان خورشید با استفاده از ابزارهای مختلف (از جمله طیف نگاری آهنگ) منجر به پروفایل های مختلف پاکت نوسان می شود ، و از این رو در مقادیر مختلف ν_حداکثربشرعلاوه بر این ، پس زمینه ستاره ای از گرانول در سرعت کمتری نسبت به شدت دارد (به عنوان مثال Pallé و همکاران 1999 ؛ Kjeldsen & Redding 2011). در این نامه ما بر اهمیت مقایسه مقادیر ستاره ای تعیین شده از داده های آهنگ به مشاهدات ما از خورشید با استفاده از آهنگ تأکید می کنیم. سری زمانی به دست آمده و طیف قدرت از بایگانی داده های آهنگ 1 برای استفاده در آینده در دسترس است.

2. مشاهدات و کاهش داده ها

تلسکوپ ترانه Hertzsprung در رصدخانه Teide در جزیره Tenerife از مارس 2014 در حالت علمی فعالیت می کند (اندرسن و همکاران 2016). این امر بسیاری از اهداف آرستریزیسم را با استفاده از طیف نگاری اچل با وضوح بالا برای اندازه گیری های شعاعی با سرعت مشاهده کرده است (به عنوان مثال Grundahl و همکاران 2017 ؛ Stello et al. 2017 ؛ Frandsen et al. 2018 ؛ Arentoft et al. 2019).

در سال 2017 ، ابتکار عمل مکمل موسوم به Solar-Song تأمین شد و یک ردیاب خورشیدی در کنار تلسکوپ آهنگ نصب شد. این اجازه می دهد تا نور از خورشید با استفاده از مونتاژ فیبر نوری با اپتیک های مکمل ، مستقیماً در طیف نگاری آهنگ تغذیه شود تا نور خورشید را تقلا کند (هالورسون و همکاران 2015). فیبر نوری بر روی یک ردیاب خورشیدی اختصاصی ALT/AZ نصب شده و مستقیماً به سمت خورشید قرار می گیرد (شکل 1 را ببینید). فیبر در یک طرف ردیاب نصب شده است ، و یک پیرولومومتر و یک واحد راهنمای فعال از طرف دیگر. با این ابزار توانستیم به طور همزمان تابش خورشیدی (TSI) و طیف های خورشیدی را جمع آوری کنیم. TSI برای تمیز کردن نقاط بد از داده ها ، در درجه اول موارد ناشی از ابرها استفاده می شد. یک دیفیوزر در ورودی فیبر قرار داده شد و همراه با لنزهای توپ در رابط بین الیاف هشت ضلعی و دایره ای ، برای اطمینان از برطرف شدن دیسک خورشیدی در نظر گرفته شده بود ، حتی اگر ردیاب به طور دقیق به همان نقطه روی نقطه اشاره کندخورشید همیشهواحد راهنمای فعال برای مشاهدات ارائه شده در این مقاله کار نمی کند و همانطور که در زیر مورد بحث قرار می گیرد ، برخی از اثرات دیسک خورشیدی در داده ها در داده ها مشاهده می شود.

ردیاب خورشیدی با مونتاژ فیبر نوری پیوست شده برای تغذیه نور خورشید به طیف نگاری آهنگ استفاده می شود. گنبد آهنگ و کانتینر در پس زمینه دیده می شود.

این مشاهدات از 27 مه تا 22 ژوئیه 2018 انجام شد ، که مربوط به حداقل عمیق چرخه فعالیت خورشیدی است. فعالیت با کاهش دامنه p-mode بر نوسانات خورشیدی تأثیر می گذارد و بنابراین مشاهده در طول فعالیت حداقل بسیار مطلوب است. هر روز بیش از 10 ساعت از داده ها جمع آوری می شد. هر طیف دارای زمان قرار گرفتن در معرض 0. 5 ثانیه و زمان بازخوانی 3. 5 ثانیه بود ، در نتیجه تقریباً 12000 طیف (حدود 100 گیگابایت) در روز و در کل بیش از 500000 اندازه گیری سرعت شعاعی پس از حذف نقاط بد. استخراج طیف 2D به طیف طول موج شار در زمان واقعی کار می کند. درایزونگاز خط لوله برای تولید مقادیر سرعت شعاعی استفاده شد (Corsaro et al. 2012 ؛ Antoci et al. 2013) و بر روی یک خوشه رایانه در موسسه Instituto de Astrofísica de Canarias در Tenerife تنظیم شد ، جایی که کارهای کاهش توسط یک HTCONDOR انجام می شدپخش کننده.

شکل 2 (پانل فوقانی) نشان می دهد که سری کامل سرعت شعاعی پس از اصلاح و فیلتر استفاده شده است. تنها دو مورد از 57 روز در این کمپین وقفه های قابل توجهی داشتند که منجر به چرخه وظیفه 40 ∼ ٪ شد. در تاریخ 2 ژوئن ، ردیاب پس از دو ساعت مشاهدات به دلیل درخشش نرم افزاری شکست خورد و در 29 ژوئن ابرها رصدخانه را پوشش می دادند. اندازه گیری سرعت شعاعی خام برای هر روز برای اولین بار به دلیل حرکت برقی زمین در اطراف خورشید اصلاح شد (کد از Piskunov و Valenti 2002 ، صادر شده به پایتون). سری زمانی باقیمانده یک روز کامل در شکل 2 (پانل سمت چپ پایین) نشان داده شده است که در آن هنوز برخی از اثرات ابزاری وجود دارد. روند نزدیک ظهر از ردیاب سرچشمه می گیرد که به طور کامل به همان نقطه در خورشید اشاره نمی کند. این همچنین در جایی است که هنگام استفاده از کوه ALT/AZ بیشترین اثرات را انتظار می رود. مشاهدات مطابق با حل و فصل دیسک خورشیدی است ، به این معنی که این مجموعه به طور کامل خورشید را به عنوان یک ستاره مشاهده نمی کند. شیب نزولی در باقیمانده ها در آغاز و انتهای این سریال یک اثر شناخته شده است (بلمونته و همکاران 1988) و در اثر انقراض دیفرانسیل در جو زمین ایجاد می شود. روند با فرکانس پایین با استفاده از هموار سازی رگرسیون خطی وزنی محلی (Lowess ؛ Cleveland 1978) حذف شد ، که به عنوان منحنی قرمز در شکل 2 (پانل سمت چپ پایین) دیده می شود. هر نقطه داده با استفاده از رگرسیون خطی وزنی در زیر مجموعه ای از اندازه گیری های سرعت شعاعی صاف شد. زیر مجموعه مورد استفاده در اطراف نقاط جداگانه به عنوان بخشی از تعداد کل نقاط داده مشخص شد و در مورد ما مقدار کسری 0. 05 را انتخاب کردیم. با تقریباً 12000 نقطه داده در روز ، این مربوط به یک فیلتر گذر بالا با فرکانس برش نزدیک به 450 میکرون هرتز است. تعدادی از فیلترهای مختلف به منظور انتخاب موردی که هیچ تاثیری در نتایج اصلی ما در نوسانات حالت P ندارد ، مورد آزمایش قرار گرفتند. هر فیلتر ، پس از اعمال در سری زمان اصلاح شده با سرعت بارسیک ، با تعیین ν ، بررسی شد_{m a x}از مقدار P-mode بیش از حد ، و تفاوت بین فیلترها در چند میکروگرم هرتز بود. سرانجام ، فیلتری که صبح ، ظهر و عصر به حداقل می رساند ، انتخاب شد. شکل 2 (پانل سمت راست پایین) بزرگنمایی از سری زمانی اصلاح شده و فیلتر شده را برای یک روز نشان می دهد که در آن نوسانات خورشیدی به وضوح قابل مشاهده است.

پانل فوقانی: سری کامل 57 روزه خورشیدی پس از اعمال اصلاحات و فیلتر. پانل سمت چپ پایین: سرعت بارسنتیک سری زمانی را از یک روز از مشاهدات خورشیدی اصلاح می کند. برخی از روندها در منحنی RV باقیمانده به وضوح قابل مشاهده است. خط قرمز فیلتر هموار سازی رگرسیون محلی است. پانل سمت راست پایین: بزرگنمایی سری زمانی فیلتر شده و اصلاح شده را نشان می دهد ، که در آن 5 دقیقه نوسانات به وضوح دیده می شود.

3. تجزیه و تحلیل نوسانات

برای تعیین پارامترهای جهانی Helioseismic ، طیف های قدرت سری زمانی اصلاح شده و فیلتر شده با استفاده از اتصالات موج سینوسی با حداقل مربعات مرتفع و بدون وزن محاسبه شد. طیف قدرت از 57 روز کامل در شکل 3 (پانل فوقانی) نشان داده شده است.

پانل فوقانی: طیف قدرت از سری زمانی 57 روز فیلتر شده و تصحیح شده. inset (سیاه) پنجره طیفی (∼ 40 ٪ چرخه وظیفه) و (خاکستری) یک بزرگنمایی را نشان می دهد که نام مستعار فردی را نشان می دهد. پانل پایین: طیف قدرت یک روز (سیاه). منحنی قرمز یک گاوسی متناسب با قدرت بیش از حد است ، منحنی سیان یک نسخه صاف شده 8δ ν از طیف قدرت است ، و رنگ آبی منحنی صاف 4δ ν است. برای این روز ، صاف کردن 4δ ν منجر به یک ضربه مضاعف می شود و به یک ν ضعیف می بخشد_حداکثربشربرای تشخیص بهتر سه منحنی رنگی در پانل پایین ، نسخه های صاف 8δ ν و 4δ ν به ترتیب توسط یک عامل 2 و 2. 5 ضرب شدند.

3. 1تعیین ν_حداکثر

برای برآورد عدم قطعیت در پارامترهای Helioseismic ، سری زمانی هر روز به تکه های یک روز تقسیم می شد. در یک روز ، نوسانات 5 دقیقه ای هنوز سیگنال قابل توجهی در طیف قدرت (40 ∼ S / N) تولید می کند ، که در شکل 3 (پانل پایین) مشاهده می شود. روشهای مختلفی برای تعیین فرکانس حداکثر توان استفاده شد (ν_حداکثر) از طیف قدرت فردی. یکی این بود که یک گاوسی ساده را با بیش از حد قدرت قرار دهد. روش دیگر استفاده از روش Kjeldsen و همکاران بود.(2008) ، جایی که طیف قدرت توسط یک گاوسی با FWHM از 4δ ν و ν صاف می شود_حداکثربه عنوان حداکثر منحنی صاف تعیین شده است. ضریب هموار سازی هنگام استفاده از روش دوم بسیار کم است و بنابراین مقدار به FWHM از 8δ ν افزایش یافته است. مقدار پایین تر در بعضی موارد منجر به چندین تپه می شود که منجر به ν بد تعیین شده می شود_حداکثر(به صفحه پایین شکل 3 مراجعه کنید).

برخی از تست ها با استفاده از مدل های پس زمینه مختلف ، هنگام استفاده از تناسب گاوسی ، با تأثیراتی بسیار پایین تر از عدم اطمینان محاکمه شدند و بنابراین تصمیم گرفتیم یک اصطلاح پس زمینه را حذف کنیم. با این دو روش ما یک سری از اندازه گیری های مستقل ν به دست آوردیم_حداکثرهر روز برای خورشید (شکل 4 را ببینید). محاسبه انحراف استاندارد (σ) این مقادیر خطای میانگین استاندارد را نشان می دهد ، جایی که n = 55 تعداد تعیین های مستقل (روزهای مورد استفاده) است. دو روز با تنها چند نقطه داده حذف شد. عدم قطعیت های تعیین شده 12 میکروگرم هرتز برای روش گاوسی و 11 میکروگرم هرتز با استفاده از روش هموار سازی 8δ ν بود. ما از این پس مقدار را از روش گاوسی اتخاذ می کنیم.

ν_حداکثرسری زمانی که مقادیر تعیین شده در طیفهای یک روزه را با استفاده از تناسب گاوسی نشان می دهد. تغییرات بزرگ به دلیل ماهیت تصادفی حالت هایی است که تحریک ، میرایی و تعامل باعث می شود که ارتفاع حالت های فردی با زمان متفاوت باشد. خط قرمز میانگین مقدار است و خطوط سیکن متراکم 1 σ σ نشان می دهد.

سپس ν را اندازه گرفتیم_{مکس ،}با قرار دادن یک گاوسی به قدرت بیش از حد از طیف کامل قدرت و مقدار آن بود

میانگین مقادیر از 55 اندازه گیری مستقل ν_حداکثردر مقادیر مشابه برای دو روش نتیجه می گیرد: ν_{مکس ،}= 12 3139 ± 12 میکرون هرتز (گاوسی ؛ در شکل 4 نشان داده شده است) و ν_{مکس ،}= 3140 3140 میکروگرم هرتز (8δ ν هموار سازی). ما همچنین از دو خط لوله به طور گسترده استفاده شده برای استخراج ν استفاده کردیم_حداکثرو δ ν: خط لوله سید (هوبر و همکاران 2009) ν_{مکس ،}= 18 3141 μ هرتز ، و خط لوله A2Z (ماتور و همکاران 2010) ν_{مکس ،}= 147 ± 3151 میکروگرم هرتز ، که در صورت عدم قطعیت موافق هستند.

3. 2تعیین δ ν

برای تعیین δ ν ، ما از روش محاسبه همبستگی طیف قدرت کامل استفاده کردیم. ما قبل از محاسبه همبستگی ، طیف قدرت را کمی صاف کردیم و مقدار را با قرار دادن یک گاوسی به قله مشخص شده به عنوان منشأ δ ν تعیین کردیم. مقدار با خطای استاندارد مناسب گاوسی بود

که با ادبیات مطابقت دارد (به عنوان مثال کیفر و همکاران 2015 ؛ کجلدن و همکاران 2008). نتایج حاصل از خطوط لوله δ ν بود_⊙= 0. 09 ± 0. 09 میکرومتر هرتز (سید) و δ ν_⊙= 3. 11 ± 134. 11 میکرومتر هرتز (A2Z) ، که به خوبی در مورد عدم قطعیت ها موافق هستند.

مقدار تعیین شده δ ν با ایجاد یک نمودار échelle که در آن طیف قدرت کمی صاف به قطعات با طول δ ν بریده شده و در بالای یکدیگر قرار گرفت ، بیشتر مورد بررسی قرار گرفت. با مقدار صحیح پشته های عمودی δ ν که از حالت هایی با مقادیر مختلف L ناشی می شود و نام مستعار روزانه مربوطه ظاهر می شود. نمودار échelle از طیف قدرت در شکل 5 مشاهده می شود.

پانل فوقانی: نمودار échelle از نسخه کمی صاف از طیف قدرت. پشته های موجود از مدل های P با L-Value مختلف به وضوح قابل مشاهده هستند ، همانطور که قله های Alias از عملکرد پنجره هستند. پانل پایین: نمودار اچل فرو ریخته با برچسب هایی که در بالای قله ها قرار دارد که دارای پشته های L و 1 ± و 3 ± نام مستعار روزانه هستند (هیچ نام مستعار ثانویه وجود ندارد).

3. 3دامنه نوسان

دامنه نوسانات خورشیدی با خط لوله SYD تعیین شد ، که از روش توصیف شده توسط Kjeldsen و همکاران استفاده می کند.(2008). این شامل ابتدا تبدیل طیف قدرت 57 روز کامل به چگالی طیفی قدرت (PSD) با ضرب با زمان مشاهده مؤثر (22. 6 د) ، که ما به عنوان متقابل منطقه در زیر پنجره طیفی محاسبه می کنیم. PSD سپس توسط یک گاوسی با FWHM از 4δ ν به شدت صاف شد_⊙و توسط δ ν ضرب شد_⊙/ C ، جایی که ما C = 4. 09 را گرفتیم ، که نشان دهنده تعداد مؤثر حالت ها در هر سفارش است (Kjeldsen و همکاران 2008). ما سپس با استفاده از یک مدل دو جزء هاروی ، زمینه را تعبیه و تفریق کردیم (هاروی 1985). ترکیبی از اجزای موجود در مدل معادل تناسب خطی بود. سرانجام ، ما با گرفتن ریشه مربع به دامنه تبدیل شدیم و دامنه اندازه گیری شده از این روش (یعنی دامنه در هر حالت شعاعی) را پیدا کردیم

با استفاده از همان روش اما یک ابزار متفاوت (BISON) ، Kjeldsen و همکاران.(2008) نشان داد که میانگین طولانی مدت (11 سال) دامنه خورشیدی 0. 7 ± 18. 7 سانتی متر در ثانیه است ، با پراکندگی قابل توجهی در طول زمان به دلیل ماهیت تصادفی حالت ها و فعالیت خورشیدی. با توجه به این نکته ، به نظر می رسد اندازه گیری ما با نتیجه قبلی سازگار است. دامنه های نوسان به طور کلی تحت تأثیر عملکرد پنجره قرار می گیرند که دامنه ها را کاهش می دهد (Arentoft و همکاران 2019). شبیه سازی ها برای بررسی تأثیر در مجموعه داده های ما انجام شد و تأثیر آن زیر سطح عدم قطعیت بیان شده در Eq بود.(3).

4. نتیجه گیری

ما اولین مشاهدات با سرعت بالا با سرعت بالا با سرعت بالا را از Sun-as-A-Star تا به امروز ارائه داده ایم ، با استفاده از طیف سنجی آهنگ در Tenerife. ما از روشهای استاندارد برای تعیین مقادیر جهانی هلیوزیسم ν استفاده کردیم_{مکس ،}و δ ν_⊙بشرمقدار ν_{مکس ،}= 12 3141 ± 12 میکرومتر هرتز تعیین شده در اینجا یک روش تعیین ν را نشان می دهد_حداکثرهنگام تجزیه و تحلیل داده های آهنگ. مقدار ما به طور متوسط بیش از عمق مختلف در جو خورشیدی است که باعث می شود (داده و روش) مرجع خوبی برای استفاده در آینده در روابط مقیاس بندی ستاره ای باشد. روش قرار دادن یک گاوسی به پاکت حالت P از طیفهای قدرت روزانه و به طیف کامل قدرت برای تعیین ν_حداکثرو خطای مرتبط با آن می تواند به طور مستقیم در مورد سایر اهداف آرستروسیسم مشاهده شده با استفاده از آهنگ اعمال شود و منجر به یک روش همگن و قوی برای تعیین ν شود_حداکثربا عدم اطمینان واقع بینانهما مقدار δ ν را تعیین کردیم_⊙برای خورشید با استفاده از همبستگی 0. 04 ± 0. 04 میکرون هرتز. مقدار ν_{مکس ،}و δ ν_⊙تعیین شده در اینجا همچنین عملکرد ابزار و خط لوله را برای اندازه گیری سرعت شعاعی آهنگ تأیید می کند. سرانجام ، ما متوجه شدیم که دامنه قوی ترین حالت های شعاعی 0. 4 ± 16. 6 سانتی متر در ثانیه است ، که با اندازه گیری های قبلی سازگار است. این مقادیر ، به خصوص ν_{مکس ،}، هنگامی که روابط مقیاس گذاری در سایر ستاره ها که نوسانات خورشیدی مانند را مشاهده می کنند با آهنگ یا سازهای مشابه ، بسیار مهم خواهد بود ، بسیار مهم خواهد بود. در این مورد که روش های دیگر برای استخراج مقادیر آرستروزیسم جهانی اهداف آهنگ استفاده می شود ، ما سری زمانی فیلتر شده و تصحیح شده و طیف قدرت مربوطه را در بایگانی داده های آهنگ (SODA) در دسترس قرار داده ایم.

تصدیق

ما می خواهیم سهم مهندسان در IAC ، فلیکس گراسیا (نوری) ، Ezequiel Ballesteros (الکترونیکی) و آنتونیو دورتا (HTCONDOR) و پشتیبانی از اپراتور روز در Solarlab ، Teide Observatoration را در این خورشیدی تصدیق کنیم. ابتکار عمل و کمپین. ما همچنین می خواهیم بنیاد ویلوم ، صندوق تحقیقات مستقل دانمارک و بنیاد کارلسبرگ را برای حمایت از آنها در ساخت نمونه اولیه آهنگ در Tenerife تصدیق کنیم. مرکز اخترفیزیک ستاره ای توسط بنیاد تحقیقات ملی دانمارک (Grant DNRF106) تأمین می شود. بودجه برای ترانه های خورشیدی توسط برنامه عالی "Severo Ochoa" در IAC و وزارت MINECO تحت برنامه AYA-2016-76378-P تهیه شده است. R. A. G. توسط Golf/Soho Grant توسط CNES پشتیبانی می شود. s. m. حمایت از شماره کمک هزینه Ramon y Cajal RYC-2015-17697 را تأیید می کند.

منابع

Andersen ، M. F. ، Grundahl ، F. ، Christensen-Dalsgaard ، J. ، et al. 2014 ، روحانی مکس. اخترشناسیآستروفیسکنفرانسSer. ، 45 ، 83 [ADS NASA] [Google Scholar]
Andersen ، M. F. ، Grundahl ، F. ، Beck ، A. H. ، & Pallé ، P. 2016 ، Rev. Mex. اخترشناسیآستروفیسکنفرانسSer. ، 48 ، 54 [ADS NASA] [Google Scholar]
Andersen ، M. F. ، Handberg ، R. ، Weiss ، E. ، et al. 2019 ، PASP ، 131 ، 998 [Google Scholar]
Antoci ، V. ، Handler ، G. ، Grundahl ، F. ، et al. 2013 ، MNRAS ، 435 ، 1563 [ADS NASA] [CrossRef] [Google Scholar]
Arentoft ، T. ، Grundahl ، F. ، White ، T. R. ، et al. 2019 ، A& A ، 622 ، A190 [NASA ADS] [CrossRef] [EDP Science] [Google Scholar]
Belmonte ، J. A. ، Elsworth ، Y. P. ، Isaak ، G. R. ، et al. 1988 ، ESA SP ، 286 [Google Scholar]
Brown ، T. M. ، Gilliland ، R. L. ، Noyes ، R. W. ، & Ramsey ، L. W. 1991 ، APJ ، 368 ، 599 [ADS NASA] [CrossRef] [Google Scholar]
Cleveland ، W. S. 1978 ، J. Am. آمارAssoc. ، 74 ، 829 [Google Scholar]
Corsaro ، E. ، Grundahl ، F. ، Leccia ، S. ، et al. 2012 ، A& A ، 537 ، A9 [NASA ADS] [CrossRef] [EDP Science] [Google Scholar]
Frandsen ، S. ، Fredslund Andersen ، M. ، Brogaard ، K. ، et al. 2018 ، A& A ، 613 ، A53 [NASA ADS] [CrossRef] [EDP Science] [Google Scholar]
Grundahl ، F. ، Kjeldsen ، H. ، Frandsen ، S. ، et al. 2006 ، مم. SOC. اخترشناسیIT. ، 77 ، 458 [NASA ADS] [Google Scholar]
Grundahl ، F. ، Christensen-Dalsgaard ، J. ، Pallé ، P. L. ، et al. 2014 ، IAU Symp. ، 301 ، 69 [NASA ADS] [Google Scholar]
Grundahl ، F. ، Fredslund Andersen ، M. ، Christensen-Dalsgaard ، J. ، et al. 2017 ، APJ ، 836 ، 142 [ADS NASA] [CrossRef] [Google Scholar]
Halverson ، S. ، Roy ، A. ، Mahadevan ، S. ، et al. 2015 ، APJ ، 806 ، 61 [NASA ADS] [CrossRef] [Google Scholar]
هاروی ، جی. 1985 ، ESA SP ، 235 [Google Scholar]
Huber ، D. ، Stello ، D. ، Redding ، T. R. ، et al. 2009 ، ارتباطات. Asteroseismol. ، 160 ، 74 [NASA ADS] [CrossRef] [Google Scholar]
Kallinger ، T. ، Weiss ، W. W. ، Barban ، C. ، et al. 2010 ، A& A ، 509 ، A77 [NASA ADS] [CrossRef] [EDP Science] [Google Scholar]
Kiefer ، R. ، Schad ، A. ، Herzberg ، W. ، & Roth ، M. 2015 ، A& A ، 578 ، A56 [NASA ADS] [CrossRef] [EDP Science] [Google Scholar]
Kjeldsen ، H. ، & Bedding ، T. R. 1995 ، A& A ، 293 ، 87 [NASA ADS] [Google Scholar]
Kjeldsen ، H. ، & Bedding ، T. R. 2011 ، A& A ، 529 ، L8 [NASA ADS] [CrossRef] [EDP Science] [Google Scholar]
Kjeldsen ، H. ، Bedding ، T. R. ، Arentoft ، T. ، et al. 2008 ، APJ ، 682 ، 1370 [ADS NASA] [CrossRef] [Google Scholar]
Mathur ، S. ، García ، R. A. ، Régulo ، C. ، et al. 2010 ، A& A ، 511 ، A46 [ADS NASA] [CrossRef] [EDP Science] [Google Scholar]
Pallé ، P. L. ، Roca Cortés ، T. ، Jiménez ، A. ، Team Golf ، & Virgo Team 1999 ، ASP Conf. Ser. ، 173 ، 297 [NASA ADS] [Google Scholar]
Pallé ، P. L. ، Grundahl ، F. ، Triviño Hage ، A. ، et al. 2013 ، J. Phys. کنفرانسSer. ، 440 ، 012051 [NASA ADS] [CrossRef] [Google Scholar]
Pallé ، P. L. ، Appourchaux ، T. ، Christensen-Dalsgaard ، J. ، & Garcia ، R. A. 2018 ، Arxiv E-Prints [Arxiv: 1802. 00674] [Google Scholar]
Piskunov ، N. E. ، & Valenti ، J. A. 2002 ، A& A ، 385 ، 1095 [NASA ADS] [CrossRef] [EDP Science] [Google Scholar]
Ricker ، G. R. ، Wi ، J. N. ، Vanderspek ، R. ، et al. 2015 ، J. Astron. تلسکسازSyst. ، 1 ، 014003 [NASA ADS] [CrossRef] [Google Scholar]
Stello ، D. ، Chaplin ، W. J. ، Basu ، S. ، Elsworth ، Y. ، & Bedding ، T. R. 2009 ، Mnras ، 400 ، L80 [ADS NASA] [CrossRef] [Google Scholar]
Stello ، D. ، Huber ، D. ، Grundahl ، F. ، et al. 2017 ، MNRAS ، 472 ، 4110 [ADS NASA] [CrossRef] [Google Scholar]

همه ارقام

معیارهای استفاده فعلی ، تعداد تجمعی از نماهای مقاله را نشان می دهد (نمایش مقاله کامل از جمله نمایش HTML ، بارگیری PDF و EPUB ، طبق داده های موجود) و نظرات خلاصه ای در پلت فرم Vision4Press.

داده ها با استفاده در صفحه بعد از سال 2015 مطابقت دارد. معیارهای استفاده فعلی 48-96 ساعت پس از انتشار آنلاین در دسترس است و روزانه در روزهای هفته به روز می شود.

بارگیری اولیه معیارها ممکن است مدتی طول بکشد.

فارکس وکسب درامد...

ما را در سایت فارکس وکسب درامد دنبال می کنید

برچسب : نویسنده : آرش اصل زاد بازدید : <-PostHit-> تاريخ : دوشنبه 16 مرداد 1402 ساعت: 14:23

نوسان فیلتر کاربردی

آخرین مطالب

امکانات وب