Mingjie's Blog

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快过程和慢过程

上上下下左右左右BA!

先来复习一下 衰变 原子喷出一个粒子(或者说氦原子核);质量数-4,原子序数-2。基本上只会在比较重的原子里面发生,由核力和电磁力主导。在恒星核合成中比较少见,因为需要重的原子。 衰变 原子里面的某一个中子喷出一个电子,自己变成质子;原子质量数不变,原子序数+1,原子变得更稳定(衰变)。可以有反过程,原子里面的某一个质子喷出一个反电子,自己变成中子(衰变)。原子吸收一个电子使...

PANDORA使用记录

高级的MOOG

Fortran 编译器选择 安装Perl 文件准备 格式大坑 元素数据输入(WUP Section 10) 原子结构文件以及原子数密度 一般信息 原子能级 能级之间的跃迁 ...

逃离东京的24小时

一次说走就很久之后才走的看星星之夜

缘起 我印象中最早说起去看星星是在地铁解谜人齐之后,大家高兴地说着去看星星吧,就有了这个想法。当然实际上组织的时候大家都各种有事情、回家什么的(虽然是预料之中),结果群里7个人最后只去了4个。 哪里? 去哪里看?这是个大问题。当然网络上有很多很多的地点可供选择,我主要参考的是这个网站。虽然它题目说的是做巴士或者火车可以去到的观星地,但是还有一些是只有开车才能去(或者就是在高速公路路边)...

TOPCAT大型星表筛选交叉方法

你看这个SQL它又长又宽,就像这个Gaia它又大又圆

星团证认:M4 一、获取M4附近的Gaia数据 二、通过自行挑出星团成员 三、验证成员星 四、确定M4的视差 相空间的星团证认:毕星团 获取太阳附近的Gaia数据 TAP教程 下载整个星表 选择星表的前n行:SELECT 排序:...

OASP笔记 - 16

化学丰度分析

恒星的化学丰度所包含的信息我认为超过了其他恒星参数所含信息的量。现在的恒星演化模型、星团模型以及星系模型都可以给出恒星或者恒星群在HR图上的分布;但是恒星的化学丰度并不容易从模型中导出。这是因为化学丰度不仅和恒星自身的状况有关,还反映了形成时的星际环境状况。最近再次变得热门的银河考古学就是希望通过低质量恒星的长寿命以及它们的元素丰度去推断银河系早期的状况以及之后的演化。而对于恒星自身来说,锂...

ASP491-Bulge会议总结

架起认知的第二座桥梁

这个会议是2015年开的。 Bulge研究的概况:R.M.Rich 20世纪对于银河系核球的研究最早可以追溯到Shapley用球状星团和Baade用核球的RR Lyraes来确定太阳的距离。因为多数的望远镜都在北半球,所以并不能很好地观测核球。而CTIO的望远镜们很好地发挥了台址的这个优势,做出了很多的成果。 最早是CTIO的1.5米望远镜,Whitford+1978用它来观测了整个核...

銀河考古学总结

架起认知的桥梁

千叶征司老师的银河考古学是我看见的对银河系近年研究成果叙述最清晰的书。毕竟是日语的,就在这总结一下。 中日词语对比 先看看一些好玩的,下面列出中日之间的一些词语对比,也是我一眼看过去猜不到意思的;按照日常用语、数学、物理/天文用语的顺序排列。 日语 中文 丁度 刚刚好 ...

銀河考古学总结 - 附录

图片里的故事

这里主要讲讲銀河考古学总结用到的论文图片背后的故事。论文不一定细读,但是至少要到能解释图片怎么来的、结果意味着什么的地步。 1 序章 Hopkins & Beacom 2006中的Fig. 1 不同来源的数据给出了一致的结果 SFR(Stellar Forming Rate):一个点;SFH(Stellar Forming History):一条线 通过不同方法...

OASP笔记 - 15

压强的确定

恒星大气压强变化的一个明显结果就是,光度变大了。这是因为压强变小之后整个恒星膨胀。所以压强和光度是联系在一起的。一般来说,压强引起的光谱特征变化没有温度变化那么敏感,但是在赫罗图上,温度的变化只有几千K,但是压强的变化可以到10的五/六次方,所以光谱特征还是可以有很大变化的。 大体来说我们可以通过测量连续谱、中性/电离谱线以及强线的线翼来确定电子压强。不幸的是这些东西都对温度敏感,所以我们...

OASP笔记 - 14

半径与有效温度的确定

这俩参数是恒星的基本参数。假设有俩以某恒星为中心的同心球,一个半径万为恒星半径,另一个的半径为恒星到观测者的距离;在这两个球面上接收到的辐射量为,则有 将有效温度的定义代入并积分,有 自然是角半径了。测量得到和角直径和距离之后就可以算出恒星半径以及有效温度了。例外是食双星,可以直接得出线直径。 不同波段是有不同的半径的,毕竟光深和几何深度的关系随着频率而变化。同时有效温度实际上...