| dbo:abstract
|
- La relació de Tully-Fisher és considerada una candela estàndard en astronomia. Fou publicada pels astrònoms R. Brent Tully i J. Richard Fisher el 1977 i permet estimar la distància a què es troba una galàxia espiral a partir de l'amplada de les línies del seu espectre. La relació, derivada de la forma empírica, estableix que la lluminositat d'una galàxia espiral és proporcional a la quarta potència de la seva velocitat màxima de rotació que, alhora, es determina a partir de l'amplada de les línies espectrals, en particular de la línia a 21 cm emesa per l'hidrogen neutre de la galàxia. Coneguda la lluminositat L és possible determinar la distància d per comparació entre la primera i la magnitud aparent m. Segueix la forma següent: L'amplada de la línia de 21 cm es deu, en les galàxies espirals, principalment a la rotació. Si una galàxia està giravoltant, l'espectre de l'hidrogen del lateral que gira cap a nosaltres tindrà un lleuger desplaçament cap al blau i el corresponent al que gira al contrari patirà un lleuger desplaçament cap al roig, comparats amb l'espectre mitjà de la galàxia en conjunt. La suma de tots aquests components, amb majors o menors desplaçaments cap al roig o cap al blau, produeix un eixamplament de la línia, tant més gran com més ràpida sigui la rotació. Per una altra part, com que la força centrífuga, que depèn de la velocitat de rotació, i la gravitació, que depèn de la massa, estan equilibrades, la massa i la velocitat de rotació estan relacionades. Finalment, la relació assumeix que les galàxies més massives tendeixen a tenir lluminositats absolutes proporcionalment majors, cosa que justifica la relació trobada entre amplada de les línies i lluminositat. Per a galàxies el·líptiques hi ha una relació similar anomenada relació Faber-Jackson, però basada en la velocitat de dispersió i no en la de rotació, ja que aquestes galàxies (en general) a penes tenen rotació. (ca)
- Die Tully-Fisher-Beziehung (veröffentlicht 1977 von Richard Brent Tully und Richard Fisher) beschreibt einen Zusammenhang zwischen der Rotationsgeschwindigkeit von Spiralgalaxien und ihrer Leuchtkraft. Man kann aus der Verschiebung ihrer Spektrallinien und der daraus folgenden Rotationsgeschwindigkeit auf ihre Leuchtkraft und damit bei bekannter Helligkeit auf ihre Entfernung schließen. Die Tully-Fisher-Beziehung lautet: Dieser empirisch gefundene Zusammenhang besagt, dass die Leuchtkraft einer Spiralgalaxie proportional zu einer Potenz ihrer maximalen Umdrehungsgeschwindigkeit ist. Der Exponent des Potenzgesetzes hängt ab vom Spektralbereich:
* im B-Band
* im I-Band
* im H-Band. Die maximale Umdrehungsgeschwindigkeit lässt sich aus der Verbreiterung der Spektrallinien errechnen. Zur Messung wird insbesondere die 21-cm-Linie im Radiospektrum des Wasserstoffs benutzt. Für die Entfernungsbestimmung wird das I-Band benutzt, da hier alle Sterne zur Leuchtkraft beitragen, wohingegen im B-Band die Leuchtkraft ausschließlich durch junge OB-Sterne dominiert wird. Die Berechnung beruht darauf, dass das Licht der Spiralarme, die sich auf uns zu bewegen, eine leichte Blauverschiebung erfährt, während das Licht der Arme, die sich von uns fort bewegen, eine Rotverschiebung aufweist (Doppler-Effekt). Je schneller die Umdrehung, desto stärker sind diese Verschiebungen, und die Spektrallinien werden entsprechend breiter; die Breite ist also ein Maß für die Drehgeschwindigkeit. Die Umdrehungsgeschwindigkeit steht ihrerseits in direkter Relation zur Masse der Galaxie, da die Gravitation als Zentripetalkraft wirkt. Schließlich wird angenommen, dass Galaxien mit ähnlichen Massen eine vergleichbare absolute Leuchtkraft besitzen und diese Leuchtkraft proportional zur Masse wächst. Aus dem Vergleich der errechneten absoluten mit der scheinbaren (beobachteten) Helligkeit ergibt sich die Entfernung zu der Galaxie. Ein Analogon zur Tully-Fisher-Beziehung für Elliptische Galaxien ist die Faber-Jackson-Beziehung, welche besagt, dass die Leuchtkraft proportional zur vierten Potenz der Geschwindigkeitsdispersion ist. (de)
- En astronomio, la rilato de Tully-Fisher estas empiria rilato inter la esenca lumeco de spirala galaksio (proporcia al ĝia maso da steloj) kaj la amplitudo de ĝia rotacia kurbo.Tiu rilato estis publikata en februaro 1977 de la astronomoj kaj . La orbitaj rapidecoj de la galaksiaj steloj estas mezureblaj per efiko de Doppler, la rilato permesas kalkuli la absolutan magnitudon de spirala galaksio, kaj sekve ties malproksimecon. Teorie, la galaksia lumeco, kiun donas la rilato de Tully-Fisher ne estas , tie estas ekzakte konata lumeco de iu kosma objekto, sed tiu rilato estas sufiĉe ekzakta por esti rigardita kiel « duaranga standarda kandelo ». La rilato de Tully-Fisher ne estas aplikebla al la elipsaj galaksioj; sed pri tiuj aliaj samtipaj metodoj ekzistas, kiel la kaj la . (eo)
- La relación de Tully-Fisher es considerada una candela estándar en Astronomía. Fue publicada por los astrónomos R. Brent Tully y J. Richard Fisher en 1977 y permite estimar la distancia a la que se encuentra una galaxia espiral a partir de la anchura de las líneas de su espectro. La relación, derivada de forma empírica, establece que la luminosidad de una galaxia espiral es proporcional a la cuarta potencia de su velocidad máxima de rotación que, a su vez, se determina a partir de la anchura de las líneas espectrales, en particular de la línea a 21 cm emitida por el hidrógeno neutro de la galaxia. Conocida la luminosidad es posible determinar la distancia por comparación entre la primera y la magnitud aparente . Sigue la siguiente forma: La anchura de la línea de 21 cm se debe, en las galaxias espirales, principalmente a la rotación. Si una galaxia está rotando, el espectro del hidrógeno del lateral que gira hacia nosotros tendrá un ligero desplazamiento al azul y el correspondiente al que gira al contrario sufrirá un ligero desplazamiento al rojo comparados con el espectro promedio de la galaxia en conjunto. La suma de todas estas componentes, con mayores o menores desplazamientos al rojo o al azul, produce un ensanchamiento de la línea, tanto mayor cuanto más rápida sea la rotación. Por otra parte, debido a que la fuerza centrífuga, que depende de la velocidad de rotación, y la gravitación, que depende de la masa, están equilibradas, la masa y la velocidad de rotación están relacionadas. Finalmente, la relación asume que las galaxias más masivas tienden a tener luminosidades absolutas proporcionalmente mayores, lo que justifica la relación encontrada entre anchura de las líneas y luminosidad. Para galaxias elípticas existe una relación similar llamada Relación Faber-Jackson pero basada en la velocidad de dispersión y no en la de rotación, ya que estas galaxias (en general) apenas tienen rotación. (es)
- La loi de Tully-Fisher est en astronomie une relation empirique établie entre la luminosité intrinsèque d'une galaxie spirale (proportionnelle à sa masse stellaire) et l'amplitude de sa courbe de rotation. Cette relation a été publiée en février 1977 par les astronomes R. Brent Tully et J. Richard Fisher. Celle-ci permet de calculer la magnitude absolue d'une galaxie spirale et par suite sa distance. La relation de Tully-Fisher relie la vitesse de rotation des étoiles autour du centre d'une galaxie spirale avec la luminosité de celle-ci. La luminosité d'une galaxie ne peut être déterminée sans la connaissance de sa distance, et inversement, la connaissance de sa luminosité permet de déduire la distance une fois connu l'éclat de la galaxie vue depuis la Terre appelé magnitude apparente. La vitesse de rotation de la galaxie est elle-même aisément mesurable par effet Doppler. Finalement, la relation de Tully-Fisher permet donc de déterminer la distance de la galaxie. Techniquement, la relation de Tully-Fisher n'est pas une chandelle standard, c'est-à-dire basée sur des objets astrophysiques de luminosité fixe, comme peuvent l'être les supernovae thermonucléaires. Cependant, la relation est relativement directe entre des quantités observables (vitesse de rotation et magnitude apparente) et la distance, aussi peut-on parler de « chandelle standard secondaire ». Une étude mesurant le comportement de 47 galaxies de toute forme vérifie cette loi de façon systématique. (fr)
- In astronomy, the Tully–Fisher relation (TFR) is an empirical relationship between the mass or intrinsic luminosity of a spiral galaxy and its asymptotic rotation velocity or emission line width. It was first published in 1977 by astronomers R. Brent Tully and J. Richard Fisher. The luminosity is calculated by multiplying the galaxy's apparent brightness by , where is its distance from us, and the spectral-line width is measured using long-slit spectroscopy. Several different forms of the TFR exist, depending on which precise measures of mass, luminosity or rotation velocity one takes it to relate. Tully and Fisher used optical luminosity, but subsequent work showed the relation to be tighter when defined using microwave to infrared (K band) radiation (a good proxy for stellar mass), and even tighter when luminosity is replaced by the galaxy's total baryonic mass (the sum of its mass in stars and gas). This latter form of the relation is known as the baryonic Tully–Fisher relation (BTFR), and states that baryonic mass is proportional to velocity to the power of roughly 3.5–4. The TFR can be used to estimate the distance to spiral galaxies by allowing the luminosity of a galaxy to be derived from its directly measurable line width. The distance can then be found by comparing the luminosity to the apparent brightness. Thus the TFR constitutes a rung of the cosmic distance ladder, where it is calibrated using more direct distance measurement techniques and used in turn to calibrate methods extending to larger distance. In the dark matter paradigm, a galaxy's rotation velocity (and hence line width) is primarily determined by the mass of the dark matter halo in which it lives, making the TFR a manifestation of the connection between visible and dark matter mass. In Modified Newtonian dynamics (MOND), the BTFR (with power-law index exactly 4) is a direct consequence of the gravitational force law effective at low acceleration. The analogues of the TFR for non-rotationally-supported galaxies, such as ellipticals, are known as the Faber–Jackson relation and the fundamental plane. (en)
- 툴리-피셔 관계(Tully-Fisher Relation)는 R. 브렌트 툴리(R. Brent. Tully)와 J. 리처드 피셔(J. Richard Fisher)가 1977년에 발표한 경험법칙이다. 이는 나선 은하의 (별의 질량에 비례하는)고유 광도와 이 은하의 속도폭(의 폭) 사이의 경험적인 관계를 나타낸 것이다. 광도는 단위 시간 당 은하에서 방출되는 빛 에너지의 양을 말하며, 은하와의 거리를 알 때 광도는 은하의 겉보기 밝기를 이용하여 측정할 수 있다. 또한 속도폭은 긴 슬릿을 이용한 분광학(long-slit spectroscopy)을 이용한 스펙트럼선의 이동 정도 또는 그 폭을 통해 측정할 수 있다. 또 중입자 툴리-피셔 관계(Baryonic Tully-Fisher Relation)라는 용어는 은하의 중입자의 질량을 고려하였을 때 사용된다. 이는 광도만으로부터 추론된 질량 값에 반대된다. 광도와 속도폭 사이의 양적인 관계는 광도가 측정이 되었을 때 파장 길이의 함수이다. 그러나 대략적으로 광도는 회전속도의 네제곱에 비례한다. 이 관계로 관측하기 어려운 고유 광도를 비교적 쉽게 관측할 수 있는 속도로부터 계산하는 것이 가능하게 된다. 관측된 실시등급의 이용과 역제곱 법칙을 적용한 대상에 대한 거리에 대해 추정할 수 있다. 천문학 용어로 이러한 거리측정은 '2차 표준촉광'으로 알려져있다. 은하 안에서의 항성의 내부 역학은 중력에 의해 작동된다. 이러한 이유로 은하 회전속도 곡선의 폭은 은하의 질량에 비례한다. 툴리-피셔 관계는 (광도가 일정한)은하의 질량과 (회전속도 곡선의 진폭이 일정한)총 중력적 질량 사이의 밀접한 관계의 직접적인 관측이라 할 수 있다. 이 관계는 첫번째 표준촉광을 이용하여 측정하고 보정한다. 또 이 관계는 일반적인 자전을 하지 않는 타원 은하에 관해서는 적용되지 않는다. 그러나 이에 관한 유사한 방법이 존재하는데 페이버-잭슨 관계와 [[기본 평면]등이 있다. 이 경험적 관계의 존재에 관한 하나의 잠재적인 설명은 수정된 뉴턴 역학(MOND) 이론 이라고 불리는 것에 있다. (ko)
- タリー・フィッシャー関係(Tully-Fisher relation)は、1977年にR. ブレント・タリーとJ. リチャード・フィッシャーが発表した、渦巻銀河の絶対等級（質量に比例する）と速度幅（回転曲線の大きさ）の間の経験論的な関係である。光度とは、単位時間当たりに銀河から放出される光エネルギーの量であり、銀河までの距離が分かっている場合には相対光度から計算できる。速度幅はスペクトル線の偏移とドップラー効果から計算できる。 光度と速度幅の量的関係は、波長の関数となり、光度はおおよそ速度の4乗に比例する。 この関係により、絶対等級の測定が難しい銀河でも、比較的測定の容易な速度から計算することができる。相対光度と逆2乗の法則を用いれば、天体までの距離を推定することができる。 銀河の中の恒星の内部の動きは重力によって進められる。そのため、銀河の回転曲線の大きさは銀河の質量と関係する。タリー・フィッシャー関係は、光度を決める銀河の恒星質量と回転曲線の大きさを決める銀河の重力質量との間の深い関係として直接観測される。 この関係は楕円銀河では成り立たないが、という似たような経験的な関係がある。 この経験則について、修正ニュートン力学で説明がつく可能性が指摘されている。 (ja)
- De Tully–Fisher-relatie (TFR) is in de sterrenkunde een empirische relatie tussen de massa, of de intrinsieke lichtkracht van een spiraalvormig sterrenstelsel en zijn asymptotische rotatiesnelheid, of de breedte van zijn emissielijnen. De relatie werd voor het eerst gepubliceerd in 1977 door de astronomen en . De lichtkracht wordt berekend door de magnitude van het sterrenstelsel te vermenigvuldigen met , waar de afstand van het stelsel is en de lijnbreedte gemeten wordt door spectroscopie. Er bestaan verschillende vormen van de Tully–Fisher-relatie, afhankelijk van hoe de massa, lichtkracht, of rotatiesnelheid worden bepaald. Tully en Fisher gebruikten de optische lichtkracht, maar later werk liet zien dat de relatie nauwer is als het nabij-infrarood (K-band) wordt gemeten om de stellaire massa te bepalen. De nauwkeurigste relatie wordt verkregen als de som van de massa in sterren en gas wordt gebruikt, wat de Baryonische Tully–Fisher-relatie wordt genoemd: de baryonische massa is evenredig met de rotatiesnelheid tot de macht 3,5 tot 4. De TFR kan gebruikt worden om de afstand van spiraalvormige sterrenstelsels te schatten door de lichtkracht af te leiden uit de gemeten lijnbreedte. De afstand kan dan worden gevonden door de lichtkracht te vergelijken met de schijnbare helderheid. Dus de Tully-Fischer-relatie vormt een stap in de ladder van de astronomische afstandsmeting, die gekalibreerd kan worden door directere afstandsbepalingen van meer nabije sterrenstelsels en uitgebreid kan worden door met behulp van de TFR andere afstandsbepalingen van objecten op grotere afstand te kalibreren. Het analoog van de TFR voor sterrenstelsels die niet roteren, zoals elliptische sterrenstelsels wordt de genoemd, waarbij in combinatie met het van elliptische stelsels hun afstand bepaald kan worden. (nl)
- Związek Tully'ego-Fishera – empiryczna zależność, jaka zachodzi między jasnością galaktyki spiralnej a prędkością rotacji znajdujących się w niej gwiazd. Po raz pierwszy została opublikowana w 1977 roku przez astronomów R.B. Tully’ego i J.R. Fishera. (pl)
- In astronomia, la relazione di Tully-Fisher, presentata da e nel 1977, è una relazione empirica tra la (proporzionale alla massa stellare) di una galassia a spirale e la velocità asintotica. La luminosità è la quantità di energia emessa dalla stella per unità di tempo; può essere misurata a partire dalla luminosità apparente una volta nota la distanza della galassia. La larghezza di velocità viene misurata dalla larghezza o dallo spostamento delle righe spettrali e dallo studio dell'effetto Doppler. La relazione quantitativa fra la luminosità e la larghezza di velocità è una funzione della lunghezza d'onda alla quale viene misurata la luminosità, ma sostanzialmente la luminosità è proporzionale alla velocità alla quarta. La relazione permette di esprimere la larghezza di velocità (osservabile direttamente e facilmente misurabile) in termini della luminosità intrinseca, che è invece difficile da valutare. (it)
- A relação Tully-Fisher, é uma relação empírica da velocidade de rotação de galáxias espirais com sua luminosidade absoluta, publicada em 1977 pelos astrônomos R. Brent Tully and J. Richard Fisher. A velocidade de rotação pode ser obtida pela largura da linha 21cm do HI, devido ao efeito Doppler, e a luminosidade absoluta pode ser calculada usando a magnitude aparente e a distância da galáxia. Onde L é a luminosidade absoluta e W a largura da linha espectral. Para determinar a relação, inicialmente foram usadas galáxias próximas que tivessem uma distância bem determinada, propriedades fotométricas precisas já conhecidas, largura do perfil da linha de hidrogênio já conhecida e uma inclinação suficiente para que os erros para correção de efeitos de projeção do perfil de hidrogênio fossem pequenos. Posteriormente, comprovou-se a relação para o aglomerado de Virgem e Ursa Maior. Tentativas foram feitas para explicar a relação com base em princípios físicos e evolução de galáxias. Podemos chegar na relação a partir do teorema do virial: Temos que:Considerando também que a proporção do brilho superficial e da luminosidades, para galáxias espirais não varia muito temos: LogoPorém as medidas indicam que um valor típico para e não 4. Alguns modelos conseguem prever aproximadamente a relação, eles não explicam a dispersão intrínseca da relação ser tão pequena. (pt)
- Tully-Fisher-relationen betraktas som en standardiserad ljuskälla inom astronomin. Den är ett empiriskt samband, som publicerades av astronomerna och 1977 och gör det möjligt att uppskatta avståndet till en spiralgalax ur bredden på linjerna i dess spektrum. Sambandet säger att en spiralgalax’ luminositet är proportionell mot fjärde potensen av dess rotationshastighet. Denna hastighet i sin tur bestäms från bredden på spektrallinjerna, särskilt linjen på 21cm som avges från det neutrala vätet i galaxen. När luminositeten är känd, så kan avståndet bestämmas genom jämförelse mellan den absoluta och den skenbara magnituden. (sv)
- Зависимость Талли — Фишера (англ. Tully–Fisher relation) — это эмпирически полученное соотношение, связывающее массу или собственную светимость спиральной галактики и скорость её вращения или ширину линий излучения в её спектре. Впервые была опубликована в 1977 году Ричардом Талли и Джеймсом Фишером. Светимость галактики определяется по данным о видимой звёздной величине и расстоянии до галактики, ширина спектральных линий измеряется методами спектроскопии с длинной щелью. Существуют различные варианты данной зависимости. Талли и Фишер рассматривали светимость в оптическом диапазоне спектра, однако последующие исследования показали, что зависимость является более тесной для микроволнового и инфракрасного диапазонов спектра, по наблюдениям в которых получают оценки массы звёздной составляющей галактик. Связь светимости и максимальной скорости вращения имеет вид: причём показатель степени зависит от диапазона излучения:
* для излучения в полосе B (λ = 400 нм),
* для излучения в полосе I (λ = 800 нм),
* для излучения в полосе H (λ = 1200 нм). Более тесной зависимость становится при рассмотрении полной барионной массы галактики вместо светимости. Подобный вид зависимости называется барионным соотношением (зависимостью) Талли — Фишера, в соответствии с которым полная барионная масса галактики пропорциональна скорости вращения в степени 3,5—4. Данная зависимость может быть использована для определения расстояния до спиральных галактик, поскольку позволяет оценить светимость (и абсолютную звёздную величину) галактики на основе данных о ширине линий в спектре. Затем расстояние можно определить путём сопоставления абсолютной и видимой звёздных величин. Следовательно, зависимость Талли — Фишера является частью шкалы расстояний в астрономии. В рамках парадигмы тёмной материи скорость вращения галактики (и, следовательно, ширина спектральных линий) во многом определяется массой гало тёмной материи, в которое погружена галактика, вследствие чего зависимость Талли — Фишера в том числе показывает связь массы видимой и тёмной материи. В рамках модифицированной ньютоновской динамики (MOND) барионное соотношение Талли — Фишера с показателем степени, в точности равным 4, является прямым следствием закона для гравитационной силы, справедливого при малых ускорениях. Для линзовидных галактик соотношение также выполняется, но при равных массах (или светимостях) линзовидные галактики вращаются быстрее спиральных. Аналогом данной зависимости для эллиптических галактик является соотношение Фабер — Джексона. (ru)
- Співвідношення Таллі — Фішера — емпіричне співвідношення між абсолютною світністю спіральної галактики та шириною її емісійних ліній (яка залежить від швидкості обертання галактики). Вперше його опублікували 1977 року астрономи Річард Таллі і . Світність розраховується шляхом множення видимої яскравості галактики від 4πd2, де d — відстань до галактики, а ширина спектральної лінії вимірюється за допомогою довгої щілинною спектроскопії.[джерело?]Співвідношення має вигляд: де:
* LB — світність галактики у фільтрі B;
* vmax — максимальне значення швидкості обертання галактики. Існує кілька різних форм співвідношення Таллі — Фішера, залежно від того, як саме вимірюються маса, світність та швидкість обертання. Таллі та Фішер вимірювали ширину радіолінії нейтрального Гідрогену (H I), але подальші дослідження виявили, що співвідношення стає точнішим у діапазоні від мікрохвильового до інфрачервоного випромінювання (К-діапазон, краще враховує зоряну масу), і ще тіснішим, коли світність замінити загальною баріонною масою галактики (сумарна маса зір та газу). Ця остання форма співвідношення відома як «баріонне співвідношення Таллі — Фішера» (англ. Baryonic Tully–Fisher relation, BTFR), і стверджує, що баріонна маса пропорційна швидкості обертання у степені приблизно 3,5—4. Співвідношення Таллі — Фішера застосовується для оцінки відстані до спіральних галактик. Вимірявши ширину емісійних ліній галактики і, припускаючи, що галактика задовольняє співвідношенню, можна обчислити її світність. Далі зіставивши обчислену світність та виміряну видиму величину можна визначити відстань. Таким чином, співвідношення Таллі — Фішера утворює ще одну сходинку на шкалі космічних відстаней, де його можна відкалібрувати із застосуванням методів прямого вимірювання відстані і, у свою чергу, застосувати для калібрування методів, що поширюються на більші відстані. У парадигмі темної матерії, швидкість обертання галактики (і, отже, ширина лінії) визначається, в першу чергу, масою гало темної матерії, яке оточує галактику, що робить співвідношення Таллі — Фішера проявом зв'язку між масою видимої й темної матерії. У модифікованій ньютонівській динаміці (Mond), баріонне співвідношення Таллі — Фішера є прямим наслідком закону тяжіння при низькому прискоренні. Аналоги співвідношення Таллі — Фішера для еліптичних галактик відомі як співвідношення Фабер — Джексона і . (uk)
- 塔利-費舍爾關係（Tully-Fisher relation）是天文學家R·布伦特·塔利和J·理查德·费希尔在1977年發表的，是天文學中螺旋星系的速度寬度 (自轉曲線的振幅) 和本質光度 (正比於恆星質量) 之間的關聯性經驗公式。發光度是星系在單位時間發出的光能量；當星系的距離已知時，它可以從星系的表面光度測量得到。速度寬度的測量是透過都卜勒效應的譜線寬度或位移。光度和速度寬度之間的定量關係是測量光度的波長函數，但是粗略的說，光度與速度的四次方成正比。 這種關係直接聯繫到觀測到的速度寬度 (相對而言較容易) 取代了難以觀測的本質光度。因為光度 (容易觀察到) 與視亮度的關係和距離 (平方) 相關，所以塔利-費舍爾關係可以用來測量距離，或是，在天文學的說法是可以當成"輔助的 標準燭光"。 在星系內部的恆星動力來自於重力。由於這個理由，星系自轉曲線的幅度與星系的質量相關聯；塔利-費舍爾關係是直接觀測到的星系的恆星質量 (這設定了光度) 和總重力質量 (設定了自轉曲線的幅度)的密切關係。 這關係是使用主要的標準燭光測量和校準。 用於測量螺旋星系的距離：
* 測量自轉曲線的紅移和藍移
* 計算恆星環繞星系核心的速度
* 計算作用在恆星上的重力
* 由於星系的質量90%都是暗物質，因此將質量成上10倍
* 查找亮度和將它與視星等結合，最後得到距離。 這個關係不適用於沒有明顯自轉現象的橢圓星系，但是，還是有相似的方法存在著，像是法貝爾-杰克遜關係和基本平面。 對這些經驗關係的一種潛在性的解釋存在於所謂的，或MOND理論。 (zh)
|
| rdfs:comment
|
- タリー・フィッシャー関係(Tully-Fisher relation)は、1977年にR. ブレント・タリーとJ. リチャード・フィッシャーが発表した、渦巻銀河の絶対等級（質量に比例する）と速度幅（回転曲線の大きさ）の間の経験論的な関係である。光度とは、単位時間当たりに銀河から放出される光エネルギーの量であり、銀河までの距離が分かっている場合には相対光度から計算できる。速度幅はスペクトル線の偏移とドップラー効果から計算できる。 光度と速度幅の量的関係は、波長の関数となり、光度はおおよそ速度の4乗に比例する。 この関係により、絶対等級の測定が難しい銀河でも、比較的測定の容易な速度から計算することができる。相対光度と逆2乗の法則を用いれば、天体までの距離を推定することができる。 銀河の中の恒星の内部の動きは重力によって進められる。そのため、銀河の回転曲線の大きさは銀河の質量と関係する。タリー・フィッシャー関係は、光度を決める銀河の恒星質量と回転曲線の大きさを決める銀河の重力質量との間の深い関係として直接観測される。 この関係は楕円銀河では成り立たないが、という似たような経験的な関係がある。 この経験則について、修正ニュートン力学で説明がつく可能性が指摘されている。 (ja)
- Związek Tully'ego-Fishera – empiryczna zależność, jaka zachodzi między jasnością galaktyki spiralnej a prędkością rotacji znajdujących się w niej gwiazd. Po raz pierwszy została opublikowana w 1977 roku przez astronomów R.B. Tully’ego i J.R. Fishera. (pl)
- Tully-Fisher-relationen betraktas som en standardiserad ljuskälla inom astronomin. Den är ett empiriskt samband, som publicerades av astronomerna och 1977 och gör det möjligt att uppskatta avståndet till en spiralgalax ur bredden på linjerna i dess spektrum. Sambandet säger att en spiralgalax’ luminositet är proportionell mot fjärde potensen av dess rotationshastighet. Denna hastighet i sin tur bestäms från bredden på spektrallinjerna, särskilt linjen på 21cm som avges från det neutrala vätet i galaxen. När luminositeten är känd, så kan avståndet bestämmas genom jämförelse mellan den absoluta och den skenbara magnituden. (sv)
- La relació de Tully-Fisher és considerada una candela estàndard en astronomia. Fou publicada pels astrònoms R. Brent Tully i J. Richard Fisher el 1977 i permet estimar la distància a què es troba una galàxia espiral a partir de l'amplada de les línies del seu espectre. Per a galàxies el·líptiques hi ha una relació similar anomenada relació Faber-Jackson, però basada en la velocitat de dispersió i no en la de rotació, ja que aquestes galàxies (en general) a penes tenen rotació. (ca)
- Die Tully-Fisher-Beziehung (veröffentlicht 1977 von Richard Brent Tully und Richard Fisher) beschreibt einen Zusammenhang zwischen der Rotationsgeschwindigkeit von Spiralgalaxien und ihrer Leuchtkraft. Man kann aus der Verschiebung ihrer Spektrallinien und der daraus folgenden Rotationsgeschwindigkeit auf ihre Leuchtkraft und damit bei bekannter Helligkeit auf ihre Entfernung schließen. Die Tully-Fisher-Beziehung lautet:
* im B-Band
* im I-Band
* im H-Band. (de)
- En astronomio, la rilato de Tully-Fisher estas empiria rilato inter la esenca lumeco de spirala galaksio (proporcia al ĝia maso da steloj) kaj la amplitudo de ĝia rotacia kurbo.Tiu rilato estis publikata en februaro 1977 de la astronomoj kaj . La orbitaj rapidecoj de la galaksiaj steloj estas mezureblaj per efiko de Doppler, la rilato permesas kalkuli la absolutan magnitudon de spirala galaksio, kaj sekve ties malproksimecon. La rilato de Tully-Fisher ne estas aplikebla al la elipsaj galaksioj; sed pri tiuj aliaj samtipaj metodoj ekzistas, kiel la kaj la . (eo)
- La relación de Tully-Fisher es considerada una candela estándar en Astronomía. Fue publicada por los astrónomos R. Brent Tully y J. Richard Fisher en 1977 y permite estimar la distancia a la que se encuentra una galaxia espiral a partir de la anchura de las líneas de su espectro. Para galaxias elípticas existe una relación similar llamada Relación Faber-Jackson pero basada en la velocidad de dispersión y no en la de rotación, ya que estas galaxias (en general) apenas tienen rotación. (es)
- La loi de Tully-Fisher est en astronomie une relation empirique établie entre la luminosité intrinsèque d'une galaxie spirale (proportionnelle à sa masse stellaire) et l'amplitude de sa courbe de rotation. Cette relation a été publiée en février 1977 par les astronomes R. Brent Tully et J. Richard Fisher. Celle-ci permet de calculer la magnitude absolue d'une galaxie spirale et par suite sa distance. La relation de Tully-Fisher relie la vitesse de rotation des étoiles autour du centre d'une galaxie spirale avec la luminosité de celle-ci. La luminosité d'une galaxie ne peut être déterminée sans la connaissance de sa distance, et inversement, la connaissance de sa luminosité permet de déduire la distance une fois connu l'éclat de la galaxie vue depuis la Terre appelé magnitude apparente. La (fr)
- In astronomy, the Tully–Fisher relation (TFR) is an empirical relationship between the mass or intrinsic luminosity of a spiral galaxy and its asymptotic rotation velocity or emission line width. It was first published in 1977 by astronomers R. Brent Tully and J. Richard Fisher. The luminosity is calculated by multiplying the galaxy's apparent brightness by , where is its distance from us, and the spectral-line width is measured using long-slit spectroscopy. (en)
- In astronomia, la relazione di Tully-Fisher, presentata da e nel 1977, è una relazione empirica tra la (proporzionale alla massa stellare) di una galassia a spirale e la velocità asintotica. La luminosità è la quantità di energia emessa dalla stella per unità di tempo; può essere misurata a partire dalla luminosità apparente una volta nota la distanza della galassia. La larghezza di velocità viene misurata dalla larghezza o dallo spostamento delle righe spettrali e dallo studio dell'effetto Doppler. (it)
- 툴리-피셔 관계(Tully-Fisher Relation)는 R. 브렌트 툴리(R. Brent. Tully)와 J. 리처드 피셔(J. Richard Fisher)가 1977년에 발표한 경험법칙이다. 이는 나선 은하의 (별의 질량에 비례하는)고유 광도와 이 은하의 속도폭(의 폭) 사이의 경험적인 관계를 나타낸 것이다. 광도는 단위 시간 당 은하에서 방출되는 빛 에너지의 양을 말하며, 은하와의 거리를 알 때 광도는 은하의 겉보기 밝기를 이용하여 측정할 수 있다. 또한 속도폭은 긴 슬릿을 이용한 분광학(long-slit spectroscopy)을 이용한 스펙트럼선의 이동 정도 또는 그 폭을 통해 측정할 수 있다. 또 중입자 툴리-피셔 관계(Baryonic Tully-Fisher Relation)라는 용어는 은하의 중입자의 질량을 고려하였을 때 사용된다. 이는 광도만으로부터 추론된 질량 값에 반대된다. 광도와 속도폭 사이의 양적인 관계는 광도가 측정이 되었을 때 파장 길이의 함수이다. 그러나 대략적으로 광도는 회전속도의 네제곱에 비례한다. 이 관계는 첫번째 표준촉광을 이용하여 측정하고 보정한다. (ko)
- De Tully–Fisher-relatie (TFR) is in de sterrenkunde een empirische relatie tussen de massa, of de intrinsieke lichtkracht van een spiraalvormig sterrenstelsel en zijn asymptotische rotatiesnelheid, of de breedte van zijn emissielijnen. De relatie werd voor het eerst gepubliceerd in 1977 door de astronomen en . De lichtkracht wordt berekend door de magnitude van het sterrenstelsel te vermenigvuldigen met , waar de afstand van het stelsel is en de lijnbreedte gemeten wordt door spectroscopie. (nl)
- A relação Tully-Fisher, é uma relação empírica da velocidade de rotação de galáxias espirais com sua luminosidade absoluta, publicada em 1977 pelos astrônomos R. Brent Tully and J. Richard Fisher. A velocidade de rotação pode ser obtida pela largura da linha 21cm do HI, devido ao efeito Doppler, e a luminosidade absoluta pode ser calculada usando a magnitude aparente e a distância da galáxia. Onde L é a luminosidade absoluta e W a largura da linha espectral. (pt)
- Зависимость Талли — Фишера (англ. Tully–Fisher relation) — это эмпирически полученное соотношение, связывающее массу или собственную светимость спиральной галактики и скорость её вращения или ширину линий излучения в её спектре. Впервые была опубликована в 1977 году Ричардом Талли и Джеймсом Фишером. Светимость галактики определяется по данным о видимой звёздной величине и расстоянии до галактики, ширина спектральных линий измеряется методами спектроскопии с длинной щелью. причём показатель степени зависит от диапазона излучения: (ru)
- 塔利-費舍爾關係（Tully-Fisher relation）是天文學家R·布伦特·塔利和J·理查德·费希尔在1977年發表的，是天文學中螺旋星系的速度寬度 (自轉曲線的振幅) 和本質光度 (正比於恆星質量) 之間的關聯性經驗公式。發光度是星系在單位時間發出的光能量；當星系的距離已知時，它可以從星系的表面光度測量得到。速度寬度的測量是透過都卜勒效應的譜線寬度或位移。光度和速度寬度之間的定量關係是測量光度的波長函數，但是粗略的說，光度與速度的四次方成正比。 這種關係直接聯繫到觀測到的速度寬度 (相對而言較容易) 取代了難以觀測的本質光度。因為光度 (容易觀察到) 與視亮度的關係和距離 (平方) 相關，所以塔利-費舍爾關係可以用來測量距離，或是，在天文學的說法是可以當成"輔助的 標準燭光"。 在星系內部的恆星動力來自於重力。由於這個理由，星系自轉曲線的幅度與星系的質量相關聯；塔利-費舍爾關係是直接觀測到的星系的恆星質量 (這設定了光度) 和總重力質量 (設定了自轉曲線的幅度)的密切關係。 這關係是使用主要的標準燭光測量和校準。 用於測量螺旋星系的距離：
* 測量自轉曲線的紅移和藍移
* 計算恆星環繞星系核心的速度
* 計算作用在恆星上的重力
* 由於星系的質量90%都是暗物質，因此將質量成上10倍
* 查找亮度和將它與視星等結合，最後得到距離。 (zh)
- Співвідношення Таллі — Фішера — емпіричне співвідношення між абсолютною світністю спіральної галактики та шириною її емісійних ліній (яка залежить від швидкості обертання галактики). Вперше його опублікували 1977 року астрономи Річард Таллі і . Світність розраховується шляхом множення видимої яскравості галактики від 4πd2, де d — відстань до галактики, а ширина спектральної лінії вимірюється за допомогою довгої щілинною спектроскопії.[джерело?]Співвідношення має вигляд: де:
* LB — світність галактики у фільтрі B;
* vmax — максимальне значення швидкості обертання галактики. (uk)
|
