We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
In verskeie boeke vind ek dat die eerste wetenskaplike wat spektrografiese waarnemings van hemelse voorwerpe gedoen het, Fraunhofer was met die spektrograwe wat hy self vervaardig het. Ek vind egter geen verwysing, 'n referaat waarin hy hierdie werk aanbied nie.
Met behulp van die NASA-astrofisika-datastelsels vind ek slegs die referate rakende sy tegniese werk met 'n bril, maar nie die waarnemings van Venus, Mars en ander hemelliggame nie.
Ek vind boeke op Google Books wat sulke waarnemings aandui, maar ek kan ongelukkig beperkte dele van hierdie boeke sien en nie hul bibliografieë nie.
Kan iemand 'n verwysing vir enige van hierdie waarnemings vind?
Met verdere ondersoek het ek 'n antwoord in 'The Cosmic Century' van Longair (Cambridge) gevind.
As Longair sê
In 1823 het Fraunhofer verdere waarnemings gedoen oor die spektrums van die planete en die helderste sterre, met die verwagting van die volgende ernstige pogings om die spektra van die sterre te meet (ongeveer 40 jaar) (Fraunhofer, 1823).
die artikel waarna verwys word, is Kurzer Bericht von den Resultaten neuerer Versuche über die Gesetze des Lichtes, und die Dieorie derselben ('N Kort weergawe van die resultate van onlangse eksperimente bevat 'n weergawe van die wette van die lig en die teorie daarvan.) Wat my navorsing in die NASA ADS (https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1823AnP… 74 ... 337F / abstrak). Maar die titel het geen planeet of ster genoem nie, en ek kon nie toegang tot die volledige teks kry nie, daarom het ek gedink dat dit nie die regte verwysing was nie.
Die opkoms van astrofisika
In 1835 noem die Franse positivistiese filosoof Auguste Comte die chemiese samestelling van die sterre as 'n voorbeeld van kennis wat vir ewig verborge kan wees. Onbekend vir Comte, het die ontwikkeling van spektroskopie egter al die samestelling van die sterre geopenbaar en die opkoms van 'n ware astrofisika moontlik gemaak. In 1802 sien die Engelse dokter William Hyde Wollaston verskeie donker gapings of lyne in die Son se spektrum en vermoed dat dit die natuurlike grense tussen kleure kan wees. Die donker lyne in die sonspektrum is omstreeks 1814 in München herontdek deur Fraunhofer, wat ongeveer 500 daarvan gekatalogiseer het. Fraunhofer het opgemerk dat sy donker D-lyn in die geel gedeelte van die sonspektrum ooreenstem met die bekende helder lyn in die spektrum van 'n kersvlam. Fraunhofer het ook getoon dat die lig van Venus dieselfde struktuur as sonlig toon, en hy het donker lyne in die spektra van 'n aantal helder sterre waargeneem.
'N Belangrike stap is in 1849 geneem deur die Franse fisikus Jean Foucault, wat getoon het dat die helder oranje lyne wat gesien word in die lig wat deur 'n koolstofboog uitgestraal word, ook waargeneem kan word as donker absorberingslyne in sonlig wat deur die gas rondom die boog gelei word. Dus, 'n gas wat gestimuleer kan word om 'n spesifieke kleur uit te straal, sal ook dieselfde kleur verkieslik absorbeer. Rondom 1859 het die Duitse chemikus Robert Wilhelm Bunsen en die natuurkundige Gustav Robert Kirchhoff gewys hoe om spektrale lyne met bepaalde chemiese elemente te verbind. Uit 'n ontleding van die donker lyne in die sonspektrum kom Kirchhoff tot die gevolgtrekking dat yster, kalsium, magnesium, natrium, nikkel en chroom in die son voorkom. In 1868 het die Engelse sterrekundige Joseph Norman Lockyer 'n oranje lyn geïdentifiseer in 'n spektrum met 'n sonkrag wat geen eweknie gehad het in enige bekende element nie, en hy het dit toegeskryf aan 'n nuwe element wat hy helium genoem het (na helios, die Griekse naam vir die son en die songod). Helium is eers op 1895 deur die Skotse chemikus William Ramsay op die aarde geïsoleer.
In die 1860's het die Italiaanse astrofisikus Angelo Secchi die spektrums van ongeveer 4 000 sterre beskryf en in vier groepe ingedeel. Die spektrum van 'n ster is deurlopend, met al die kleure aanwesig, alhoewel dit helderder kan wees in die een of ander deel van die spektrum volgens die temperatuur van die ster. (Koeler sterre is rooier.) Gewoonlik word die deurlopende spektrum ook bedek met 'n aantal donker absorpsielyne. Secchi se klassifikasieskema was gebaseer op die algehele kleur van die ster, die aantal en soort absorberingslyne en ander kenmerke van die spektrum. Hierdie werk, wat uitgevoer is voor die toepassing van fotografie op spektroskopie, was stadig en baie vervelig.
In die 1860's het die Engelse sterrekundige William Huggins die spektrum van 'n helder newel waargeneem en gevind dat dit slegs uit helder emissielyne bestaan. Dit was dus 'n gloeiende gas - 'n geval van ware newelagtigheid. Huggins het ongeveer 70 newels waargeneem. Hy het bevind dat die newels uit twee hoofgroepe bestaan. Ongeveer een derde was gasagtig en ongeveer twee derdes het die deurlopende spektrum getoon wat van onopgeloste sterre verwag sou word.
Die belangrikste sentrum vir spektroskopie in die volgende generasie was die Harvard College Observatory, onder leiding van die Amerikaanse sterrekundige Edward Charles Pickering. Deur 'n prisma voor die voorwerplens van 'n teleskoop te plaas, kon sy span die spektra van baie sterre tegelykertyd fotografeer. Die gevolglike Henry Draper-katalogus (genoem om die finansiële steun vir die projek wat deur Draper se weduwee gelewer is, te erken) verskyn in nege volumes tussen 1918 en 1924 en bevat meer as 225 000 spektra. Die sleutel tot hierdie werk was 'n nuwe ster-klassifikasieskema (wat vandag nog gebruik word - byvoorbeeld, die Sun is 'n G-tipe ster) wat verfyn is deur die Amerikaanse sterrekundige Annie Jump Cannon, wat in 1895 by Pickering se span aangesluit het.
In die middel van die 19de eeu was daar 'n groot dispuut oor die werklikheid en aard van die Doppler-effek. 'N Verskuiwing in die ligfrekwensie wat van 'n bewegende bron ontvang is, is in 1842 voorgestel deur die Oostenrykse fisikus Christian Doppler, wat (verkeerdelik) gedink het dat hy op hierdie manier die kleure van binêre sterre kan verklaar. Die Doppler-effek is deur die Nederlandse fisikus Christophorus Henricus Didericus Buys-Ballot in 1845 vir klank gedemonstreer deur musikante in 'n bewegende trein te plaas. In 1868 het Huggins 'n klein verskuiwing in die posisie van die F-lyn in die waterstofspektrum vir Sirius gemeet, wat geïnterpreteer is as gevolg van die radiale beweging van die ster ten opsigte van die aarde. Sterk bevestiging van die Doppler-effek vir lig is in die 1870's verkry deur die Duitse sterrekundige Hermann Karl Vogel, wat die spektrale verskuiwing tussen die oostelike en westelike rand van die roterende Son gemeet het. In die 1880's het Vogel en die Duitse sterrekundige Julius Scheiner die radiale snelhede van sterre begin meet deur fotografiese spektra te gebruik. Die tabulering van spektraalsoorte en radiale snelhede het spoedig 'n standaardonderdeel van sterrekatalogisering geword.
Die katalogisering van stertspektra het die weg geopen vir nuwe ontdekkings, want dit het gou duidelik geword dat die spektraaltipe van 'n ster 'n verband het met die ster se intrinsieke helderheid. Aangesien 'n ster egter dowwer sal lyk hoe verder dit is, kan die intrinsieke helderheid (of absolute grootte) van 'n ster nie bekend wees nie, tensy 'n mens eers die manier het om die afstand te bepaal. Die Amerikaanse sterrekundige Henry Norris Russell het in 1913 'n spreidiagram gepubliseer wat die absolute grootte met die spektrale tipe korreleer, en slegs sterre gebruik waarvoor hy oordeel dat die afstande goed bepaal is. 'N Rukkie vroeër het die Duitse sterrekundige Hans Rosenberg en die Deense sterrekundige Ejnar Hertzsprung soortgelyke diagramme geteken, en slegs sterre uit 'n enkele groep gebruik, óf die Pleiades óf die Hyades. (Sterre in 'n enkele groep is almal ongeveer dieselfde afstand van die aarde af, dus kan hul skynbare groottes gebruik word as plaasvervanger vir hul absolute groottes.) Die resulterende verspreidingsdiagramme word Hertzsprung-Russell (HR) -diagramme genoem. Die HR-diagram het getoon dat die meeste sterre op 'n 'hoofreeks' lê, waarin die absolute grootte positief met die temperatuur gekorreleer word. Blouer hoofreekssterre (spektraaltipe O of B) is baie helderder as hoofreeksrooi sterre (spektraaltipe K of M). Die HR-diagram het ook 'n tweede tak getoon waarin daar rooierige sterre is wat baie helderder is as dié in die hoofreeks. As hierdie helderrooi sterre dieselfde oppervlaktemperatuur het (omdat hulle van dieselfde spektraaltipe is) as 'n hoofreeksster, maar baie helderder is, moet hulle fisies groter wees en word hulle gou 'rooi reuse' genoem. Wit dwerge is gou ontdek as nog 'n tak. Die HR-diagram het deurslaggewend geword vir bespiegelinge oor die evolusie van sterre.
Die bron van die energie wat die sterre dryf, was 'n groot raaisel. In die 19de eeu was chemiese verbranding en verhitting as gevolg van gravitasiekrimping die enigste moontlikhede, maar die Skotse fisikus William Thomson (Lord Kelvin) het daarop gewys dat 'n chemiese proses beswaarlik meer as 3000 jaar kan duur. In verskillende weergawes van verhitting deur die vrystelling van gravitasie-energie, was die son veronderstel om stadig saam te trek (ongeveer 75 meter per jaar) of anders te verhit deur die voortdurende val van meteoriese materiaal. Na die ontdekking van radioaktiwiteit in die 1890's en die besef dat die binneland van die aarde deur hierdie meganisme verwarm is, is verskillende skemas voorgestel om sterre-energie in terme van radioaktiewe verval te verklaar. Die ware verklaring kom eers na die publikasie van die massa-energie-verhouding in 1905 deur die Duitse Amerikaanse fisikus Albert Einstein (E = mc 2, 'n gevolg van spesiale relatiwiteit). In die 1920's het die Engelse astrofisikus Arthur Eddington die proton-proton-reaksie voorgestel, waarin vier atome waterstof saamgevoeg word om een heliumatoom te produseer, met die massaverskil vrygestel in die vorm van energie. As gevolg van die destydse primitiewe toestand van kernfisika, kon hy nie in detail sê hoe dit sou kon plaasvind nie, maar het hy gewys op die blote bestaan van helium in die sterre as die sekerste bewys dat so 'n proses moet bestaan. Kernfisika het in die vroeë dertigerjare 'n vaste grondslag gekry met die ontdekking van die neutron en deuterium ('n swaar isotoop van waterstof met 'n proton en 'n neutron in sy kern). Van toe af was die vordering vinnig. In 1937 ontdek die Duitse natuurkundige Carl Friedrich von Weizsäcker die CNO-siklus waarin koolstof, stikstof en suurstof as katalisator optree in 'n reeks kernreaksies wat lei tot die omskakeling van waterstof in helium. In 1939 publiseer die Duitse Amerikaanse fisikus Hans Bethe 'n meer gedetailleerde en kwantitatiewe studie van die CNO-siklus wat uiteindelik die sterre astrofisika op 'n veilige basis plaas. Bethe het ook die proton-proton-reaksie wat Eddington nog net geraai het, breedvoerig behandel. In 'n botsing by hoë temperatuur kan twee protone naby mekaar bly vir die kort tydjie wat nodig is om een van hulle in 'n neutron om te skakel deur die emissie van 'n positron, dus word deuterium gevorm. Van deuterium kan helium dan op verskillende maniere opgebou word. Bethe het ook getoon dat die CNO-siklus belangriker is by hoë temperatuursterre en dat die proton-protonreaksie belangriker is in koeler sterre. Kernfisika is suksesvol geïntegreer met wat bekend was oor die toestande van temperatuur en digtheid in die binnekant van sterre.
Fraunhofer-lyne
Sonlig kan met behulp van 'n prisma in sy samestellende kleure gebreek word. Die kleure is die optiese spektrum van die son. Hulle het dieselfde kleure op reënboë. By noukeurige waarneming is die spektrum nie perfek deurlopend nie, maar dit het donker lyne wat oor die hele spektrum versprei is. Dit het geblyk dat ons uit die lyne die samestelling van die son kan sien sonder om fisies daar te kom.
Sommige plataarders dink dat dit vir ons onmoontlik is om die samestelling van die son te bepaal, want dit is onmoontlik vir enigiemand om die son te besoek sonder om in die proses gebraai te word. Hulle is verkeerd. Die samestelling van die son kan bepaal word uit die spektrale lyne, of meer spesifiek vir die son: die Fraunhofer-lyne.
In 1802 was William Hyde Wollaston die eerste persoon wat die voorkoms van donker verskynsels in die sonspektrum opmerk. In 1814 het Joseph von Fraunhofer dieselfde verskynsel onafhanklik ontdek en hierdie kenmerke deeglik gemeet.
45 jaar later het Kirchoff en amp Bunsen ontdek dat sommige Fraunhofer-lyne saamval met die emissielyne van verhitte elemente. Dit blyk dat die lyne veroorsaak word deur die opname van chemiese elemente op die buitenste laag van die son en ook die atmosfeer van die aarde.
Spectroskopie - en meer spesifiek astronomiese spektroskopie - is die studie van sterrekunde met behulp van die meting van die spektrum van elektromagnetiese straling. Hieruit kan ons baie eienskappe van sterre bepaal, soos samestelling, temperatuur, digtheid, massa, afstand, helderheid en relatiewe beweging.
Plataarders dink dat die samestelling van die son slegs geken kan word deur fisies daarheen te gaan en die oppervlak van die son te proe. Hulle is verkeerd. Ons kan die samestelling van die son op 'n veilige afstand bepaal met behulp van die kennis van astronomiese spektroskopie.
Versamelings
- Jodrell Bank: gestig deur radiosterrekundige Sir Bernard Lovell (gebore 1913) in 1945
- Norman Lockyer-sterrewag: gestig deur Sir Joseph Norman Lockyer (1836-1920) in Devon in 1913
- Durham University Observatory: gestig in 1839
- Balfour Stewart Auroral Laboratory: versamelde waarnemings van regoor die wêreld
- William Herschel (1738 - 1822) musikant en sterrekundige wat die planeet Uranus ontdek het
- Sir Joseph Norman Lockyer (1836-1920): baanbreker van spektroskopie
- Alfred Fowler (1868-1940): sterrekundige, skrywer van Hoe om 'n 2-duim-teleskoop te maak en wat om daarmee te sien (1896)
- Erwin Finlay Freundlich (1885-1964): sterrekundige en fisikus
- Herbert Dingle (1890-1978): sterrekundige, filosoof en wetenskaplike historikus
- Sir Robert Watson-Watt (1892-1973): fisikus bekend as die & quotvader van radar & quot
Spektrografiese waarnemings van Nova Cygni 1975
Nova Cygni 1975 is van 30 Augustus 1975 tot 24 Januarie 1976 in die Peking-sterrewag waargeneem, met 'n traliespektrograaf aan die Cassegrain-fokus van die Schmidt-teleskoop van 60/90 cm.
Hierdie referaat gee die belangrikste spektroskopiese kenmerke en 'n kort beskrywing van die spektrale eienskappe asook die veranderinge daarvan. Breë HI- en FeII-emissies was die belangrikste kenmerke van die spektrum gedurende die tydperk kort na maksimum helderheid. Fe [VII] 6086 en 3760A was op 9 Oktober sigbaar, wat 'n redelike hoë mate van ionisasie aandui.
Die uitbreidingsnelheid, afgelei van metings van absorpsiespektra, beloop ongeveer 2000 km / s op 31 Augustus – Sept. 3.
Die absorpsiekomponente van die spektrum was taamlik diffus. Ons kon nie die diffus versterkte en die Orion-absorpsiestelsels opspoor wat die meeste van die gewone novae kenmerk nie.
Vier emissiepieke is op elkeen van die H geplaasβ, Hγ en Hδ emissielyne is op 2 September waargeneem, en soortgelyke strukture verskyn later ook in ander breë emissies van die spektrum.
Die stap in & lsquobig & rsquo wetenskap met die radioheliograaf en 'n unieke radioteleskoop
Die werk by Dapto het van 1952 tot 1963 geduur toe dit voor die hand liggend geword het dat CSIRO & rsquos sonradio-sterrekundiges die stap na & lsquobig science & rsquo sou moes neem as waardevolle werk sou voortgaan. Een van die finale prestasies van Pawsey & rsquos met CSIRO was om die Ford Foundation of America te oorreed om die US $ 630 000 te benodig wat nodig is vir 'n radiografie en 'n unieke radioteleskoop ontwerp deur Paul Wild en sy kollegas wat tweedimensionele beelde van die son opneem in die & lsquolight & rsquo van radio golwe. Elke sekonde word 'n vars radiobeeld vervaardig. Die radioheliograaf is in Augustus 1967 by die CSIRO Solar Observatory in Culgoora, 480 kilometer noordwes van Sydney, ontvang.
Die radioheliograaf het 96 lugantenne in 'n sirkel van 9 kilometer. Elke antenne is 13 meter breed en gekoppel aan 'n sentrale ontvangstasie wat effektief optree soos een groot skottel, 3 kilometer breed. Dit het die sterrekundiges in staat gestel om bewegende foto's op te neem van sonversteurings wat plaasvind in die sonkorona en ndash-versteurings wat nogal onsigbaar is met optiese teleskope.
Die sterrekundiges was bewus daarvan dat sonvlekke gebiede met 'n intense magneetveld is, met elke paar sonvlekke wat soos die pole van 'n magneet optree, en het die Culgoora-radioheliografie ontwerp sodat dit teenoorgestelde gepolariseerde straling op twee gefiltreerde katodestraalbuise opneem. Linkshandige polarisasie, na buite van die son gerig, vertoon rooi, terwyl regshandige polarisasie, na binne gerig, blou vertoon. Met die twee beelde op mekaar geplaas, toon ongepolariseerde bestraling wit.
Spektroskopiese binêre ster
Belangrike verwysing
Spektroskopiese binêre sterre word aangetref deur waarnemings van radiale snelheid. Ten minste kan gesien word dat die helderder lid van so 'n binêre 'n periodieke snelheid het wat verander, wat die golflengtes van sy spektrumlyne op 'n ritmiese manier verander ...
Binêre sterre
... as die lede van hierdie spektroskopiese binaries afwisselend na die aarde beweeg en daarvan wegkom, word 'n Doppler-effek van frekwensieverandering in hul spektrale lyne waargeneem. Binêre sterre is soms waarneembaar deur veranderinge in die helderheid, want die donkerder (of dowwer) ster sluit sy helderder metgesel af, dit verduister ...
Ontdekking deur Vogel
), Duitse sterrekundige wat spektroskopiese binaries ontdek het - dubbelsterstelsels wat te naby is vir die individuele sterre om deur enige teleskoop onderskei te word, maar deur die ontleding van hul lig is gevind dat dit twee individuele sterre is wat vinnig om mekaar draai.
Werk van Russell
... het sy studie van binêre sterre toegepas op wat hulle kon openbaar oor die lewens en evolusie van sterre en sterrestelsels. Nadat hy sterre gekies het wat kon toets watter van die mededingende teorieë oor sterre-evolusie korrek was, het hy sy parallaksmetings gebruik om die intrinsieke of absolute helderheid te bepaal ...
Verwysing: Eerste spektrografiese waarnemings deur Fraunhofer - Sterrekunde
Die leuse van die Universiteit Utrecht is Sol iustitiae illustra nos (& ldquoThe Sun of justice verlig ons & rdquo). Dit moet wees: Sol scientiae fabula est (& ldquoThe Sun of science is gone & rdquo). Net soos Utrecht se sonfisika. In 2007 hou die Universiteit Utrecht op met die ondersteuning van die Nederlandse Ope Teleskoop omdat die ander Nederlandse universiteite 'nie belangstelling in sonfisika gehad het nie' (ons het 'n goed georganiseerde taakafdeling gehad). In 2011 het die Universiteit Utrecht al sy sterrekunde doodgemaak omdat die ander groot Nederlandse universiteite (in Leiden, Amsterdam, Groningen en Nijmegen) ook sterrekunde doen. Die Universiteit Utrecht kon / moes die voormalige spesialistiese voorkoms in sonfisika en ruimte-weernavorsing - die tak van die astrofisika met direkte ekonomiese belang - herhaal, eerder as spesialisvlak in sonfisika en ruimte-weernavorsing. kundigheid. Ek vermoed dat die direksie van die Universiteit Utrecht nie eens daarvan bewus was dat hulle hierdie veld landwyd doodgemaak het toe hulle die astronomie-opleiding weggegooi het nie.
Die nalatenskap van die Utrecht-sonfisika leef voort in die vorm van die vele Utrecht-alumni wat elders aktief bly in navorsing oor sonfisika. Hulle beliggaam gesamentlik die groot naam wat die Universiteit Utrecht op hierdie gebied gehad het, maar weggegooi het. Ten tye van sluiting (2011, in PhD-volgorde): Henk Spruit (Duitsland), Aad van Ballegooijen (VSA), Piet Martens (VSA), Karel Schrijver (VSA), Paul Hick (VSA), Han Uitenbroek (VSA), Jo Bruls (Duitsland), Martin Volwerk (Oostenryk), Kostas Tziotziou (Griekeland), Luc Rouppe van der Voort (Noorweë), Michiel van Noort (Duitsland), Alfred de Wijn (VSA), Jorrit Leenaarts (Noorweë), Nikola Vitas ( Spanje), Catherine Fischer (ESA), Gregal Vissers (Noorweë), Tijmen van Wettum (Duitsland). Plus (ten tyde van die sluiting) die aktiewe pensioenaris van Utrecht-alumni Kees de Jager (Texel), Jacques Beckers (VSA) en ek (Lingezicht).
Utrecht se sonfisika het 'n ryk geskiedenis, met Minnaert, de Jager en Zwaan as opeenvolgende protagoniste. Dit het 'n eeu gelede begin met sonspektroskopie (insluitende verduisteringsekspedisies) deur J.H. Julius by die Utrecht-fisika-laboratorium. Sy medewerker M.G.J. Minnaert, 'n vooraanstaande wetenskaplike en uitstaande persoon, het uit België gevlug (met 'n doktorsgraad in biologie) om gevangenisstraf as gevonniste Flamingant vry te spring. Minnaert het Sterrewacht Sonnenborgh in die dertigerjare herleef (verkies om nie na Chicago te vertrek en direkteur van Yerkes Observatory Chandrasekhar te word nie) en het dit in 'n bekende astrofisika-instituut verander wat spesialiseer in sonkrag-spektrumanalise. Hy het Julius se sonteleskoop en spektrograaf na die sterrewag verplaas en die konsepte van ekwivalente breedte en groeikurwe ontwikkel om die sterkte van Fraunhofer-lyne te meet en te interpreteer, wat die basis gelê het vir kwantitatiewe astrofisiese spektrometrie. In daardie jare voltooi hy ook die drie bundels van sy beroemde buitelugfisika-trilogie. Die Nederlandse oorspronklike (& ldquoDe natuurkunde van 't vrije veld & rdquo) is nou beskikbaar, met biografieë en ander materiaal, by die DNBL digitale bibliotheek.
Die beroemde Utrecht-atlas van die sonspektrum is voltooi net voor die tweede wêreldoorlog. Die spektrumplate is geneem deur G.F.W. Mulders by Mount Wilson. (Mulders word later direkteur van die Amerikaanse Nasionale Wetenskapstigting, terwyl 'n ander Minnaert-leerling, JH Bannier, die eerste direkteur van die Nederlandse wetenskapstigting (ZWO) word en 'n belangrike argitek vir ESRO (later ESA), ESO en CERN.) Die plate is deur Minnaert en J. Houtgast gescand met 'n vernuftige weergawe van Moll se mikrodensitometer wat analoog optiese omskakeling van emulsie-opacities in sonintensiteite toegepas het, soos geïllustreer in die voorwoorde van die atlas (twee, in Engels, maar ook in Esperanto, een van Minnaert se tale).
In 1942 (die jaar wat ek gebore is) verdedig Houtgast sy prominente PhD-proefskrif wat die belangrikheid van frekwensieverdeling in die vorming van sonlyne bevestig. Minnaert was sy toesighouer, maar is toe deur die Duitsers gyselaar geneem. 'N Jaar later het Houtgast toegelaat dat studente C. de Jager en H. Hubenet van die deportasie na Duitsland ontsnap deur by die sterrewag te skuil, waarvan hulle snags die aanloop gehad het.
Teen die einde van die oorlog het kennis van die vorming van spektrale lyne verkry deur die telluriese suurstoflyne in die Atlas te bestudeer, H.C. van de Hulst te antwoord J.H. Oort se vraag of daar moontlik bruikbare spektrumlyne by radiogolflengtes bestaan. Hy het L & # 233on Rosenfeld (toenmalige professor in Utrecht) om advies gevra, is gewys op die waterstof-grondtoestand-hiperfynstruktuur en voorspel dat die ooreenstemmende 21-cm-waterstoflyn geskik moet wees vir destydse baba-galaktiese radiosterrekunde teen voldoende neutrale waterstof. gas langs die siglyn. Teen daardie tyd was son- / ster-spektroskopie 'n kwantitatiewe wetenskap, maar stralingsoordrag het te ingewikkeld geword vir verdere analitiese ontwikkeling en het gewag op die koms van rekenaars. Van de Hulst het na Leiden verhuis en hom toegespits op verspreiding in planetêre atmosfeer waarvoor analyties nog gevorder kan word, wat sedertdien sy belangrikste onderwerp was.
Na die oorlog het Minnaert en Houtgast die reuse-taak onderneem om alle Fraunhofer-lyne in die Atlas handmatig te meet, en almal by die Sterrewacht neem deel as sogenaamde & ldquocomputer & rdquo. Charlotte E. Moore (US Naval Research Laboratory) het die identifikasies bygedra uit haar Revised Multiplet Table (ADS 1945CoPri..20. 1M). Hier is die Moore-Minnaert-Houtgast-tabel van die sonspektrum (ADS: 1966sst..book. M). Hier is 'n deel van die erkennings wat sommige rekenaars (die Misses) noem.
Oor AccessScience
AccessScience bied die akkuraatste en betroubaarste wetenskaplike inligting beskikbaar.
AccessScience word erken as 'n bekroonde poort tot wetenskaplike kennis, en is 'n wonderlike aanlynbron wat verwysingsmateriaal van hoë gehalte bevat wat spesifiek vir studente geskryf is. Bydraers sluit meer as 10 000 hoogs gekwalifiseerde wetenskaplikes en 46 Nobelpryswenners in.
MEER AS 8700 artikels wat al die belangrikste wetenskaplike vakgebiede dek, en wat die McGraw-Hill Encyclopedia of Science & amp Technology en McGraw-Hill Yearbook of Science & amp Technology
115 000-PLUS definisies uit die McGraw-Hill Dictionary of Scientific and Technical Terms
3000 biografieë van noemenswaardige wetenskaplike figure
MEER AS 19 000 aflaaibare beelde en animasies wat sleutelonderwerpe illustreer
BETREFFENDE VIDEO'S beklemtoon die lewe en werk van bekroonde wetenskaplikes
VOORSTELLE VIR VERDERE STUDIE en addisionele lesings om studente te lei tot dieper begrip en navorsing
SKAKELS NA TITELBARE LITERATUUR help studente om hul kennis uit te brei met behulp van primêre inligtingsbronne
