| rdfs:comment
| - Die Geschwindigkeitsdispersion ist ein statistisches Maß für die Verteilung der Eigengeschwindigkeiten von Partikeln gegenüber einem gebundenen System. In der Astronomie wird die Geschwindigkeitsdispersion benutzt, um Galaxien zu charakterisieren: Spiralgalaxien haben eine kleine Dispersion von 10 bis 30 km/s, elliptische Galaxien eine Dispersion bis 400 km/s. (de)
- En astronomie, la dispersion des vitesses, notée σ, est l'amplitude des vitesses autour de la vitesse moyenne d'un groupe d'objets, tel qu'un amas d'étoiles dans une galaxie. En mesurant les vitesses radiales de plusieurs membres, la dispersion des vitesses au sein de l'amas peut être estimée et utilisée pour calculer la masse de l'amas à partir du théorème du viriel. (fr)
- In astronomy, the velocity dispersion (σ) is the statistical dispersion of velocities about the mean velocity for a group of astronomical objects, such as an open cluster, globular cluster, galaxy, galaxy cluster, or supercluster. By measuring the radial velocities of the group's members through astronomical spectroscopy, the velocity dispersion of that group can be estimated and used to derive the group's mass from the virial theorem. Radial velocity is found by measuring the Doppler width of spectral lines of a collection of objects; the more radial velocities one measures, the more accurately one knows their dispersion. A central velocity dispersion refers to the σ of the interior regions of an extended object, such as a galaxy or cluster. (en)
- 속도분산(速度分散, σ)은 천문학에서 산개성단, 구상성단, 은하, 은하단, 초은하단 같은 무리 지어진 천체의 평균속도에 대한 통계적 분산이다. 이들의 시선속도를 측정함으로 그 무리의 속도 분산을 추정할 수 있고 비리얼 정리로부터 그 무리의 질량을 알아낸다. 시선속도는 천체에서 구한 스펙트럼 선의 도플러 확장을 측정함으로 알아낼 수 있다. 중심 속도 분산은 은하나 성단 같은 전체의 내부 지역의 속도 분산을 나타낸다. 질량과 속도 분산 관계는 관측되는 천체를 토대로 천문학에서 몇 가지 형태를 가진다. 예를 들어 M-σ 관계는 블랙홀 주변을 돌고 있는 물질로, 페이버-잭슨 관계는 타원은하로, 툴리-피셔 관계는 나선은하로 알아냈다. 이를테면 우리은하의 초대질량블랙홀에 대한 천체의 속도 분산은 약 75 km/s이고, 우리은하보다 약 10배큰 초대질량블랙홀을 가지고있는 안드로메다은하(M31)의 속도 분산은 약 160 km/s이다. 나선은하에서 종족1별의 속도 분산의 증가는 각각의 별과 태양질량의 10만배 이상의 성간 가스와 먼지구름 사이의 임의의 운동량 변화인 동마찰의 결과와 같은 점차적인 과정이다. 위에서 바라본 나선 은하의 중심 속도 분산은 ≲ 90 km/s이다. (ko)
- Con dispersione di velocità (σ), in ambito astronomico, si intende la variabilità statistica delle velocità sulla velocità media per un gruppo di oggetti, ovvero la velocità intrinseca che ogni oggetto astronomico possiede, dall'ammasso aperto all'ammasso globulare, o una galassia, muovendosi all'interno di un sistema più esteso come gruppi e ammassi di galassie o un superammasso. La dispersione di velocità di un gruppo può essere stimata misurando le velocità radiali dei singoli oggetti e usata poi per derivare la massa del gruppo (o ammasso) tramite il teorema del viriale. La velocità radiale viene ricavata misurando la distanza Doppler tra le righe spettrali emesse da un gruppo di oggetti. Ovviamente, più velocità radiali si riescono a misurare, più sarà precisa la stima della dispersio (it)
- Дисперсия скоростей (σ) — это статистический разброс величин скорости около среднего значения для группы объектов, такой как рассеянное звёздное скопление, шаровое звёздное скопление, галактика, скопление или сверхскопление галактик. При измерении лучевых скоростей объектов в группе можно оценить дисперсию скоростей и на основе неё получить массу данной группы объектов, применив теорему вириала. Лучевые скорости можно определить по допплеровскому смещению спектральных линий. Центральная дисперсия скоростей относится к величине дисперсии в центральной области протяжённого объекта, такого как скопление или галактика. (ru)
- 在天文学中，速度离散（“σ”）是一群天体（如疏散星团、球状星团、星系、星系团或超星系团）速度的离散程度。使用天体光谱学测量天体成员的视向速度可以测量出天体的速度离散，再由维里定理得到天体的质量。通过测量天体谱线的多普勒致宽效应得到视线速度。天体的视向速度测量得越多，其离散程度就越精确。中心速度离散指的是分散的天体（如星系或星系团）内部区域σ的离散程度。 在天文学中，天体的速度离散和物质（或由物质喷射的电磁辐射）之间的关系能以数种形式表达。例如，用于围绕黑洞的物质质量计算，法贝尔-杰克逊关系用于椭圆星系。银河系超大质量黑洞的σ值约为75km/h。仙女座星系（M31）的超大质量黑洞比银河系超大质量黑洞大10倍，它的σ值约为160km/s。 星系群核星系团的速度离散范围比小天体更宽。例如，我们所处的“贫”星系群——本星系群的σ值为61±8km/s。但“富”星系群，如后发座星系团，其σ值约为1000km/s。特别地，后发座星系群的矮椭圆星系有它们自己内部恒星的离散速度，σ值约为80km/s。相比之下，普通的椭圆星系的σ值约为200km/s。 (zh)
- Дисперсія швидкості (σ) в астрономії — це статистичний розкид швидкості об'єктів у групі (такій, як розсіяне зоряне скупчення, кулясте зоряне скупчення, галактика, скупчення або надскупчення галактик) навколо середнього значення швидкості. Шляхом вимірювання променевої швидкості об'єктів у групі можна оцінити дисперсію швидкості й на основі неї обчислити масу такої групи, застосувавши теорему віріалу. Променеву швидкість можна визначити за доплерівським зміщенням спектральних ліній. «Центральна дисперсія швидкості»[невідомий термін] стосується дисперсії на центральній ділянці протяжного об'єкта, такого як скупчення або галактика[джерело?]. (uk)
|
| has abstract
| - Die Geschwindigkeitsdispersion ist ein statistisches Maß für die Verteilung der Eigengeschwindigkeiten von Partikeln gegenüber einem gebundenen System. In der Astronomie wird die Geschwindigkeitsdispersion benutzt, um Galaxien zu charakterisieren: Spiralgalaxien haben eine kleine Dispersion von 10 bis 30 km/s, elliptische Galaxien eine Dispersion bis 400 km/s. (de)
- En astronomie, la dispersion des vitesses, notée σ, est l'amplitude des vitesses autour de la vitesse moyenne d'un groupe d'objets, tel qu'un amas d'étoiles dans une galaxie. En mesurant les vitesses radiales de plusieurs membres, la dispersion des vitesses au sein de l'amas peut être estimée et utilisée pour calculer la masse de l'amas à partir du théorème du viriel. La vitesse radiale est trouvée en mesurant la largeur Doppler des raies spectrales d’un objet. Plus les vitesses radiales mesurées sont nombreuses, plus leur dispersion est connue avec précision. La dispersion des vitesses centrale fait référence au σ des régions intérieures d’un objet étendu, comme une galaxie ou un amas. La relation prend diverses formes en astronomie selon les objets observées. Ainsi, la relation M-sigma décrit la dispersion des vitesses dans le bulbe galactique, la relation de Faber-Jackson concerne les galaxies elliptiques et la loi de Tully-Fisher les galaxies spirales. Par exemple, la valeur de σ ainsi trouvée pour les objets proches du trou noir supermassif de la Voie lactée est d’environ 75 kilomètres par seconde. La Galaxie d'Andromède héberge quant à elle un trou noir super massif 10 fois plus grand que le nôtre, et dans son bulbe galactique, σ ≈ 160 km/s. Les groupes ou amas de galaxies ont un intervalle de dispersions de vitesse encore plus large que ceux des plus petits objets. Par exemple, au sein du Groupe local (le petit groupe auquel appartient notre galaxie), σ = 61±8 km/s. En revanche, la plupart des grands amas de galaxies, comme l’Amas de la Chevelure de Bérénice, ont un σ d’environ 1000 km/s. Les galaxies elliptiques naines à l’intérieur de cet amas ont leur propre dispersion des vitesses, typiquement telle que σ ≲ 80 km/s. En comparaison, les galaxies elliptiques normales possèdent un σ d’environ 200 km/s. (fr)
- In astronomy, the velocity dispersion (σ) is the statistical dispersion of velocities about the mean velocity for a group of astronomical objects, such as an open cluster, globular cluster, galaxy, galaxy cluster, or supercluster. By measuring the radial velocities of the group's members through astronomical spectroscopy, the velocity dispersion of that group can be estimated and used to derive the group's mass from the virial theorem. Radial velocity is found by measuring the Doppler width of spectral lines of a collection of objects; the more radial velocities one measures, the more accurately one knows their dispersion. A central velocity dispersion refers to the σ of the interior regions of an extended object, such as a galaxy or cluster. The relationship between velocity dispersion and matter (or the observed electromagnetic radiation emitted by this matter) takes several forms in astronomy based on the object(s) being observed. For instance, the M–σ relation was found for material circling black holes, the Faber–Jackson relation for elliptical galaxies, and the Tully–Fisher relation for spiral galaxies. For example, the σ found for objects about the Milky Way's supermassive black hole (SMBH) is about 100 km/s. The Andromeda Galaxy (Messier 31) hosts a SMBH about 10 times larger than our own, and has a σ ≈ 160 km/s. Groups and clusters of galaxies have a wider range of velocity dispersions than smaller objects. For example, our own poor group, the Local Group, has a σ = 61±8 km/s. But rich clusters of galaxies, such as the Coma Cluster, have a σ ≈ 1,000 km/s. The dwarf elliptical galaxies within Coma have their own internal velocity dispersion for their stars, which is a σ ≲ 80 km/s, typically. Normal elliptical galaxies, by comparison, have an average σ ≈ 200 km/s. For spiral galaxies, the increase in velocity dispersion in population I stars is a gradual process which likely results from the random momentum exchanges, known as dynamical friction, between individual stars and large interstellar media (gas and dust clouds) with masses greater than 105 M☉. Face-on spiral galaxies have a central σ ≲ 90 km/s; slightly more if viewed edge-on. (en)
- 속도분산(速度分散, σ)은 천문학에서 산개성단, 구상성단, 은하, 은하단, 초은하단 같은 무리 지어진 천체의 평균속도에 대한 통계적 분산이다. 이들의 시선속도를 측정함으로 그 무리의 속도 분산을 추정할 수 있고 비리얼 정리로부터 그 무리의 질량을 알아낸다. 시선속도는 천체에서 구한 스펙트럼 선의 도플러 확장을 측정함으로 알아낼 수 있다. 중심 속도 분산은 은하나 성단 같은 전체의 내부 지역의 속도 분산을 나타낸다. 질량과 속도 분산 관계는 관측되는 천체를 토대로 천문학에서 몇 가지 형태를 가진다. 예를 들어 M-σ 관계는 블랙홀 주변을 돌고 있는 물질로, 페이버-잭슨 관계는 타원은하로, 툴리-피셔 관계는 나선은하로 알아냈다. 이를테면 우리은하의 초대질량블랙홀에 대한 천체의 속도 분산은 약 75 km/s이고, 우리은하보다 약 10배큰 초대질량블랙홀을 가지고있는 안드로메다은하(M31)의 속도 분산은 약 160 km/s이다. 은하단은 작은 천체보다 속도 분산 범위가 넓다. 예를 들어 소규모 그룹인 우리 국부 은하군의 속도 분산은 61±8 km/s인 반면 코마은하단(머리털자리 은하단) 같은 풍부한 은하단의 속도 분산은 약 1000 km/s이다. 코마은하단에 속한 왜소 타원 은하에서는 별들이 일반적으로 속도 분산이 ≲ 80 km/s이다. 보통 타원은하의 속도 분산은 평균적으로 200 km/s정도를 가진다. 나선은하에서 종족1별의 속도 분산의 증가는 각각의 별과 태양질량의 10만배 이상의 성간 가스와 먼지구름 사이의 임의의 운동량 변화인 동마찰의 결과와 같은 점차적인 과정이다. 위에서 바라본 나선 은하의 중심 속도 분산은 ≲ 90 km/s이다. (ko)
- Con dispersione di velocità (σ), in ambito astronomico, si intende la variabilità statistica delle velocità sulla velocità media per un gruppo di oggetti, ovvero la velocità intrinseca che ogni oggetto astronomico possiede, dall'ammasso aperto all'ammasso globulare, o una galassia, muovendosi all'interno di un sistema più esteso come gruppi e ammassi di galassie o un superammasso. La dispersione di velocità di un gruppo può essere stimata misurando le velocità radiali dei singoli oggetti e usata poi per derivare la massa del gruppo (o ammasso) tramite il teorema del viriale. La velocità radiale viene ricavata misurando la distanza Doppler tra le righe spettrali emesse da un gruppo di oggetti. Ovviamente, più velocità radiali si riescono a misurare, più sarà precisa la stima della dispersione di velocità. La dispersione di velocità centrale si riferisce al σ delle regioni interne di un oggetto esteso, come ad esempio un ammasso stellare o una galassia. (it)
- Дисперсия скоростей (σ) — это статистический разброс величин скорости около среднего значения для группы объектов, такой как рассеянное звёздное скопление, шаровое звёздное скопление, галактика, скопление или сверхскопление галактик. При измерении лучевых скоростей объектов в группе можно оценить дисперсию скоростей и на основе неё получить массу данной группы объектов, применив теорему вириала. Лучевые скорости можно определить по допплеровскому смещению спектральных линий. Центральная дисперсия скоростей относится к величине дисперсии в центральной области протяжённого объекта, такого как скопление или галактика. Соотношение между дисперсией скоростей и веществом (или электромагнитным излучением, испускаемым данным веществом) может быть выражено в разной форме в зависимости от типа наблюдаемых объектов. Например, для вещества, вращающегося вокруг чёрной дыры, справедливо отношение M–сигма, для эллиптических галактик — соотношение Фабер-Джексона, для спиральных галактик — зависимость Талли-Фишера. Например, дисперсия скоростей объектов, вращающихся вокруг сверхмассивной чёрной дыры в центре Млечного Пути, равна 75 км/с. Для центральной области Туманности Андромеды, содержащей чёрную дыру, превосходящую в 10 раз по массе чёрную дыру в центре Млечного Пути, дисперсия скоростей составляет приблизительно 160 км/с. Группы и скопления галактик обладают более широким диапазоном дисперсий скоростей по сравнению с меньшими системами объектов. Дисперсия скоростей в Местной группе составляет σ = 61±8 км/с. Более крупное скопление Волос Вероники обладает дисперсией σ ≈ 1000 км/с. Карликовые эллиптические галактики в этом скоплении имеют внутренние дисперсии скоростей звёзд, обычно не превосходящие 80 км/с. Обычные эллиптические галактики в среднем имеют дисперсию скоростей σ ≈ 200 км/с. Для спиральных галактик увеличение дисперсии скоростей звёзд первого типа населения является постепенным процессом, происходящим, вероятно, вследствие случайных обменов импульсом, известных как динамическое трение, между отдельными звёздами и крупными областями межзвёздного газа и пыли с массой более . Наблюдаемые плашмя галактики имеют дисперсии скоростей около 90 км/с, видимые с ребра — несколько больше. (ru)
- 在天文学中，速度离散（“σ”）是一群天体（如疏散星团、球状星团、星系、星系团或超星系团）速度的离散程度。使用天体光谱学测量天体成员的视向速度可以测量出天体的速度离散，再由维里定理得到天体的质量。通过测量天体谱线的多普勒致宽效应得到视线速度。天体的视向速度测量得越多，其离散程度就越精确。中心速度离散指的是分散的天体（如星系或星系团）内部区域σ的离散程度。 在天文学中，天体的速度离散和物质（或由物质喷射的电磁辐射）之间的关系能以数种形式表达。例如，用于围绕黑洞的物质质量计算，法贝尔-杰克逊关系用于椭圆星系。银河系超大质量黑洞的σ值约为75km/h。仙女座星系（M31）的超大质量黑洞比银河系超大质量黑洞大10倍，它的σ值约为160km/s。 星系群核星系团的速度离散范围比小天体更宽。例如，我们所处的“贫”星系群——本星系群的σ值为61±8km/s。但“富”星系群，如后发座星系团，其σ值约为1000km/s。特别地，后发座星系群的矮椭圆星系有它们自己内部恒星的离散速度，σ值约为80km/s。相比之下，普通的椭圆星系的σ值约为200km/s。 对于漩涡星系来说，第一星族恒星的速度离散增长是一种渐进过程，多半是由随机的动量改变导致的，这种动量改变被认为是独立恒星与质量大于或约等于105 M☉的星际尘和星际云间的动态摩擦产生的。正面漩涡星系的中心速度离散值大于或约等于90km/s，若是侧向的漩涡星系，会稍微更大一点。 (zh)
- Дисперсія швидкості (σ) в астрономії — це статистичний розкид швидкості об'єктів у групі (такій, як розсіяне зоряне скупчення, кулясте зоряне скупчення, галактика, скупчення або надскупчення галактик) навколо середнього значення швидкості. Шляхом вимірювання променевої швидкості об'єктів у групі можна оцінити дисперсію швидкості й на основі неї обчислити масу такої групи, застосувавши теорему віріалу. Променеву швидкість можна визначити за доплерівським зміщенням спектральних ліній. «Центральна дисперсія швидкості»[невідомий термін] стосується дисперсії на центральній ділянці протяжного об'єкта, такого як скупчення або галактика[джерело?]. Співвідношення між дисперсією швидкості й масою речовини (або електромагнітним випромінюванням речовини) можна подати в різній формі, залежно від типу спостережуваних об'єктів. Для речовини, що обертається навколо чорної діри, справедливе співвідношення M-σ, для еліптичних галактик — співвідношення Фабер — Джексона, для спіральних галактик — залежність Таллі — Фішера. Наприклад, дисперсія швидкості об'єктів, що обертаються навколо надмасивної чорної діри в центрі Чумацького Шляху, становить 75 км/с. Для центральної ділянки Туманності Андромеди, що містить чорну діру, яка вдесятеро масивніша чорної діри в центрі Чумацького Шляху, дисперсія швидкості становить приблизно 160 км/с. Групи й скупчення галактик мають ширший діапазон дисперсії швидкості, порівняно з меншими системами об'єктів. Дисперсія швидкості в Місцевій групі становить σ = 61±8 км/с. Більше скупчення Волосся Вероніки має дисперсію σ ≈ 1000 км/с. Карликові еліптичні галактики в цьому скупченні мають внутрішню дисперсію швидкості зір, яка зазвичай не перевищує 80 км/с. Звичайні еліптичні галактики в середньому мають дисперсію швидкості σ ≈ 200 км/с. Для спіральних галактик збільшення дисперсії швидкості зір першого типу населення є поступовим процесом, що відбувається, імовірно, внаслідок випадкових обмінів імпульсу, відомих як , між окремими зорями та великими ділянками міжзоряного газу і пилу з масою більше . Спостережувані плазом галактики мають дисперсію швидкості близько 90 км/с, видимі з ребра — дещо більшу. (uk)
|
![[RDF Data]](/fct/images/sw-rdf-blue.png)
![[cxml]](/fct/images/cxml_doc.png)
![[csv]](/fct/images/csv_doc.png)
![[text]](/fct/images/ntriples_doc.png)
![[turtle]](/fct/images/n3turtle_doc.png)
![[ld+json]](/fct/images/jsonld_doc.png)
![[rdf+json]](/fct/images/json_doc.png)
![[rdf+xml]](/fct/images/xml_doc.png)
![[atom+xml]](/fct/images/atom_doc.png)
![[html]](/fct/images/html_doc.png)