This post, leveraging AI, summarizes and analyzes the key aspects of the research paper “MEASURING REDDENING WITH SDSS STELLAR SPECTRA AND RECALIBRATING SFD”. For in-depth information, please refer to the original PDF.
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English Summary
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The paper focuses on measuring dust reddening using stellar spectra from the SDSS survey. By comparing observed colors with predicted intrinsic colors, they present measurements of reddening coefficients different by −3%, 1%, 1%, and 2% in u −g, g −r, r −i, i −z respectively after removing a normalization factor from earlier blue tip work. The paper confirms calibration results previously reported by SFD. Subject headings: dust, extinction — Galaxy: stellar content — ISM: clouds
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Key Technical Terms
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- dust reddening law [Wikipedia (Ko)] [Wikipedia (En)] [나무위키] [Google Scholar] [Nature] [ScienceDirect] [PubMed]
Explanation: A method used to measure the difference between colors due to dust scattering and absorption in stars relative to intrinsic colors. This helps determine stellar parameters such as temperature, metallicity, and gravity. - SSPP stellar parameters [Wikipedia (Ko)] [Wikipedia (En)] [나무위키] [Google Scholar] [Nature] [ScienceDirect] [PubMed]
Explanation: The SEGUE Stellar Parameter Pipeline is a technique that measures stellar spectra from SDSS data by transforming them into reddening measurements for each star targeted according to program labels. These parameters can be used to predict intrinsic colors of stars independently from observed colors, providing an accurate measurement of dust intervening between us and stars. - Fitzpatrick reddening law [Wikipedia (Ko)] [Wikipedia (En)] [나무위키] [Google Scholar] [Nature] [ScienceDirect] [PubMed]
Explanation: A method recommended in this work that uses photometry data from SDSS targets for calibration purposes. It helps determine ratios Ra−b by comparing colors observed over a wide range of star target types used to get the sample g-r, providing an accurate measurement of dust intervening between us and stars.
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Draft version May 28, 2018 Preprint typeset using LATEX style emulateapj v. 11/10/09 MEASURING REDDENING WITH SDSS STELLAR SPECTRA AND RECALIBRATING SFD Edward F. Schlafly1, Douglas P. Finkbeiner1,2 Draft version May 28, 2018 ABSTRACT We present measurements of dust reddening using the colors of stars with spectra in the Sloan Digital Sky Survey. We measure reddening as the difference between the measured and predicted colors of a star, as derived from stellar parameters from the SEGUE Stellar Parameter Pipeline (Lee et al. 2008a). We achieve uncertainties of 56, 34, 25, and 29 mmag in the colors u −g, g −r, r −i, and i−z,2011 per star, though the uncertainty varies depending on the stellar type and the magnitude of the star. The spectrum-based reddening measurements confirm our earlier “blue tip” reddening measurements (Schlafly et al. 2010, S10), finding reddening coefficients different by −3%, 1%, 1%, and 2% in u −g, g −r, r −i, and i −z from those found by the blue tip method, after removing a 4% normalizationSep difference. These results prefer an RV = 3.1 Fitzpatrick (1999, F99) reddening law to O’Donnell 22 (1994)SchlegeloretCardellial. (1998,et al.SFD)(1989)mapsreddeningof E(B −Vlaws.) toWeextinctionprovide ina table88 bandpassesof conversionfor 4coefficientsvalues of RVfrom, usingthe this reddening law and the 14% recalibration of SFD first reported by S10 and confirmed in this work. Subject headings: dust, extinction — Galaxy: stellar content — ISM: clouds 1. INTRODUCTION ilar to that of Peek and Graves (2010) and Jones et al. (2011), which use SDSS galaxy and M-dwarf spectra, re- Dust is composed of heavy elements produced by the spectively, to similar effect. nuclear burning of stars. These heavy elements are blown The eighth data release of the SDSS has spectra for out of the stars in winds and explosions, and are re- about 500,000 stars (Aihara et…
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한글 요약 (Korean Summary)
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이 논문은 SDSS 설문 조사의 항성 스펙트럼을 사용하여 먼지 붉은 색을 측정하는 데 중점을 둡니다. 관찰 된 색상을 예측 된 고유 색상과 비교함으로써, 초기 블루 팁 작업에서 정규화 인자를 제거한 후 각각 U -g, G -R, R -I, I -Z에서 서로 다른 붉은 계수의 측정을 제시한다. 이 논문은 SFD가 이전에보고 한 교정 결과를 확인합니다. 제목 제목 : 먼지, 멸종 – 은하 : 별 내용 – ISM : 클라우드
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주요 기술 용어 (한글 설명)
- dust reddening law
설명 (Korean): 먼지 산란으로 인한 색상의 차이와 고유 색상에 대한 별의 흡수를 측정하는 데 사용되는 방법. 이것은 온도, 금속성 및 중력과 같은 항성 파라미터를 결정하는 데 도움이됩니다.
(Original English: A method used to measure the difference between colors due to dust scattering and absorption in stars relative to intrinsic colors. This helps determine stellar parameters such as temperature, metallicity, and gravity.) - SSPP stellar parameters
설명 (Korean): Segue Stellar Parameter Pipeline은 프로그램 레이블에 따라 타겟팅 된 각 별에 대한 붉은 색 측정으로 변환하여 SDSS 데이터의 별 스펙트럼을 측정하는 기술입니다. 이 매개 변수는 관찰 된 색상과 독립적으로 내재 된 별의 색상을 예측하는 데 사용될 수 있으며, 우리와 별 사이에 개입하는 먼지를 정확하게 측정합니다.
(Original English: The SEGUE Stellar Parameter Pipeline is a technique that measures stellar spectra from SDSS data by transforming them into reddening measurements for each star targeted according to program labels. These parameters can be used to predict intrinsic colors of stars independently from observed colors, providing an accurate measurement of dust intervening between us and stars.) - Fitzpatrick reddening law
설명 (Korean): 이 작업에서 권장되는 방법은 교정 목적으로 SDSS 대상의 광도계 데이터를 사용하는 방법입니다. 그것은 샘플 G-R을 얻는 데 사용되는 광범위한 별 표적 유형에서 관찰 된 색상을 비교하여 RA-B의 비율을 결정하는 데 도움이되며, 우리와 별 사이의 먼지를 정확하게 측정합니다.
(Original English: A method recommended in this work that uses photometry data from SDSS targets for calibration purposes. It helps determine ratios Ra−b by comparing colors observed over a wide range of star target types used to get the sample g-r, providing an accurate measurement of dust intervening between us and stars.)
발췌문 한글 번역 (Korean Translation of Excerpt)
초안 버전 2018 년 5 월 28 일 라텍스 스타일 Emulateapj v. 11/10/09 SDSS 스펙트럼으로 붉어지는 측정 및 SFD Edward F. Schlafly1, Douglas P. Finkbeiner1,2 초안 버전 2018 년 5 월 28 일 초록 우리는 SLOAN 디지털 스카이 설문 조사에서 스타의 색상을 사용하여 먼지 붉은 색의 측정을 제시합니다. 우리는 Segue Stellar 매개 변수 파이프 라인 (Lee et al. 2008a)의 항성 매개 변수에서 파생 된 것처럼 별의 측정 된 색상과 예측 된 색상의 차이로 붉어지는 것을 측정합니다. 별당 U -G, G -R, R -I 및 I -Z, 2011 색상에서 56, 34, 25 및 29mmag의 불확실성을 달성하지만, 불확실성은 별의 별 유형과 크기에 따라 다릅니다. The spectrum-based reddening measurements confirm our earlier “blue tip” reddening measurements (Schlafly et al. 2010, S10), finding reddening coefficients different by −3%, 1%, 1%, and 2% in u −g, g −r, r −i, and i −z from those found by the blue tip method, after removing a 4% normalizationSep 차이. 이 결과는 RV = 3.1 Fitzpatrick (1999, F99) O’Donnell 22 (1994) Schlegeloretcardellial에 붉어지는 법을 선호합니다. (1998, et al.sfd) (1989) Mapsreddeningof e (b – vlaws.) toweexextinctionprovide ina table88 rvfr의 4coe e -cients values에 대한 전환의 대역 통과와 S10과 Cont의 14% 재 계산. 주제 제목 : 먼지, 멸종 – 은하 : 별 함량 – ISM : Clouds 1. 소개 Peek and Graves (2010) 및 Jones et al. (2011)은 SDSS 갤럭시 및 M-Dwarf 스펙트럼을 사용하는 (2011)은 유사한 효과를 위해 관능적으로 생성 된 무거운 요소로 구성됩니다. 별의 핵 연소. 이 무거운 요소는 SDSS의 8 번째 데이터 릴리스가 바람과 폭발의 별을위한 스펙트럼을 가지고 있으며 약 50 만 개의 별입니다 (Aihara et …
Source: arXiv.org (or the original source of the paper)
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