Sterrekunde

Wat is die verskil tussen die oudste en nuutste lig?

Wat is die verskil tussen die oudste en nuutste lig?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Verskoon 'n amateurvraag, soos geïnspireer deur hierdie vraag: "Hoe oud is die oudste lig sigbaar vanaf die aarde?", Hoe bepaal u die ouderdom van die lig? Word lig oud? Het lig 'n kenmerk, daarom weet ons dat hierdie lig 'A' verskil van die lig 'B', en daarom kan ons agterbly hoe dit met verloop van tyd gaan? Hou u daarvan om diere te merk om hul aktiwiteite waar te neem? Hoe om die een lig van die ander te onderskei?


Volgens die konteks beteken die ou lig die lig wat van ver af reis om die waarnemer te bereik, en andersom.

Om die ouderdom van die lig te bepaal, is die standaardmetode om spektrale eienskappe te gebruik (absorpsie / emissie, maar slegs oor die voorbeeld van emissie sonder die verlies aan algemeenheid).

Kom ons sê dat die waarnemer 'n foton opspoor wat hy baie seker is dat dit H $ alpha $ -emissie moet wees (d.w.s. 656,28 nm in rusraam). Maar die waarnemer bespeur 'n foton van 700,00 nm in plaas van op daardie rus-golflengte. Dit is omdat die foton wat deur die heelal beweeg en tydverspreiding ervaar; in die algemeen, hoe langer die reis, hoe groter is die waargenome golflengte, relatief tot die rusraamwaarde. Aangesien ons die verhouding $ lambda_ {rest} * (1 + z) = lambda_ {obs} $ het waar $ lambda_ {rest} $ ($ lambda_ {obs} $) die rusraam is (waarnemingsraam ) golflengte, en $ z $ is die rooi verskuiwing, kan ons die rooi verskuiwing vind uit die bekende rusraam en golflengtes waarneem-raam. Dan beteken die hoër rooiverskuiwing verder weg, beteken dit ouer.


Daar is geen meetbare verskil tussen 'n 'ou' foton en 'n 'nuwe' nie. 'N Foton het 'n golflengte, 'n polarisasie en 'n rigting van reis. En geen ander funksies nie.

U kan vra of dit sinvol is om die ouderdom van die lig te bespreek. Dit is beslis moontlik om te sê dat fotone 100 jaar gelede deur 'n sekere liggaam uitgegee is, en dat hierdie fotone nou opgespoor word, en hierdie lig is dus 100 jaar oud. Maar dit is onmoontlik om die ouderdom te meet as 'n eienskap van die lig.

Ons ken geen kenmerk wat die "ouderdom" van die lig spesifiek spesifiseer nie, daarom neem ons net aan dat dit van so ver weg gereis het as wat ons dink dat die voorwerp wat dit gegenereer het, is en noem die tyd om so ver te reis as dit "ouderdom ". In die geval van die Kosmiese mikrogolf-agtergrond is dit (dink ons) vrygestel toe die heelal die eerste keer deursigtig geword het, enkele honderdduisend jaar na die 'oerknal'. Die lig van so ver terug is deur die uitbreiding van die heelal 'gerek', maar deur die tyd nie verander nie.

Dit geld normaalweg vir baie eenvoudige voorwerpe. Hulle bestaan ​​of nie. 'N Proton verouder nie. 'N Neutron kan verval, maar dit is 'n gebeurtenis, nie 'n proses nie. Dit is slegs met ingewikkelde voorwerpe wat van baie deeltjies gemaak word, wat hulle mettertyd kan verander terwyl hulle hul identiteit behou.


New View of Nature's Oldest Light voeg vars draai by die debat oor die heelal se ouderdom

Van 'n berg hoog in die Atacama-woestyn in Chili, het sterrekundiges met die Amerikaanse wetenskapstigting se Atacama Cosmology Telescope (ACT) die oudste lig in die heelal opnuut gekyk. Hul nuwe waarnemings plus 'n bietjie kosmiese meetkunde dui daarop dat die heelal 13,77 miljard jaar oud is, dit gee of neem 40 miljoen jaar.

Die nuwe skatting stem ooreen met die standaardmodel van die heelal en metings van dieselfde lig wat deur die Planck-satelliet gemaak is. Dit voeg 'n nuwe draai by die voortgesette debat in die astrofisika-gemeenskap, sê Simone Aiola, eerste skrywer van een van twee nuwe artikels oor die bevindings wat op arXiv.org gepos is. In 2019 het 'n navorsingspan wat die bewegings van sterrestelsels gemeet het, bereken dat die heelal honderde miljoene jare jonger is as wat die Planck-span voorspel het. Daardie teenstrydigheid het voorgestel dat 'n nuwe model vir die heelal nodig sou wees, en het kommer veroorsaak dat een van die stelle metings verkeerd kon wees.

"Nou het ons 'n antwoord gekry waar Planck en ACT ooreenstem," sê Aiola, 'n navorser by die Centre for Computational Astrophysics van die Flatiron Institute in New York City. "Dit spreek van die feit dat hierdie moeilike metings betroubaar is."

Die ouderdom van die heelal onthul ook hoe vinnig die kosmos uitbrei, 'n getal gekwantifiseer deur die Hubble-konstante. Die ACT-metings dui op 'n Hubble-konstante van 67,6 kilometer per sekonde per megaparsek. Dit beteken dat 'n voorwerp van 1 megaparsek (ongeveer 3,26 miljoen ligjaar) vanaf die aarde 67,6 kilometer per sekonde van ons af wegbeweeg weens die uitbreiding van die heelal. Hierdie resultaat stem amper presies ooreen met die vorige skatting van 67,4 kilometer per sekonde per megaparsek deur die Planck-satellietspan, maar dit is stadiger as die 74 kilometer per sekonde per megaparsek wat afgelei is uit die metings van sterrestelsels.

"Ek het nie 'n spesifieke voorkeur vir enige spesifieke waarde gehad nie - dit sou op die een of ander manier interessant wees," sê Steve Choi van Cornell University, eerste skrywer van die ander artikel wat op arXiv.org gepos is. 'Ons vind 'n uitbreidingsyfer wat ooreenstem met die skatting deur die Planck-satellietspan. Dit gee ons meer vertroue in die metings van die heelal se oudste lig. '

Onder die wetenskaplikes van 41 instansies in sewe lande wat deel uitgemaak het van hierdie samewerking, is professor Kavilan Moodley en dr Matt Hilton van die Universiteit van KwaZulu-Natal (UKZN). Hilton het verduidelik dat daar meningsverskille bestaan ​​tussen metodes wat die oudste lig in die heelal of sterrestelsels relatief naby ondersoek, om die huidige uitbreidingstempo van die heelal te bepaal, met hierdie resultaat uit heeltemal onafhanklike metings van die oudste lig in die heelal deur ACT en Planck dieselfde uitbreidingstempo vind. Dit gee 'n mate van vertroue dat daar nie 'n stelselmatige fout in hierdie tipe metings is nie.

'Dit kan dui op 'n ongeïdentifiseerde probleem met die meting van die uitbreidingstempo van die waarneming van die nabygeleë heelal, of dit kan so wees dat albei soorte metings inderdaad korrek is & # 8211, wat sou beteken dat daar iets ontbreek in ons begrip van hoe die heelal ontwikkel, ”het Hilton gesê.

Soos die Planck-satelliet, kyk ACT na die nagloed van die oerknal. Hierdie lig, bekend as die kosmiese mikrogolf-agtergrond (CMB), dui op 'n tyd 380 000 jaar na die geboorte van die heelal toe protone en elektrone saamgevoeg het om die eerste atome te vorm. Voor die tyd was die kosmos ondeursigtig vir die lig.

As wetenskaplikes kan skat hoe ver lig vanaf die CMB gereis het om die aarde te bereik, kan hulle die heelal se ouderdom bereken. Dit is egter makliker gesê as gedaan. Om kosmiese afstande vanaf die aarde te beoordeel, is moeilik. In plaas daarvan meet wetenskaplikes die hoek in die lug tussen twee voorwerpe in die verte, met die Aarde en die twee voorwerpe wat 'n kosmiese driehoek vorm. As wetenskaplikes ook die fisiese skeiding tussen daardie voorwerpe ken, kan hulle die meetkunde van die hoërskool gebruik om die afstand van die voorwerpe vanaf die aarde te skat.

Subtiele variasies in die CMB se gloed bied ankerpunte om die ander twee hoekpunte van die driehoek te vorm. Hierdie variasies in temperatuur en polarisasie is die gevolg van kwantumswisselinge in die vroeë heelal wat deur die uitbreidende heelal versterk word in streke met verskillende digtheid. (Die digter kolle sal voortgaan om sterrestelsels te vorm.) Wetenskaplikes het 'n sterk begrip van die heelal se vroeë jare om te weet dat hierdie variasies in die CMB gewoonlik elke biljoen ligjaar vir temperatuur en die helfte van die polarisasie uitgesonder moet word. (Vir skaal is ons Melkwegstelsel ongeveer 200,000 ligjaar in deursnee.)

ACT het die CMB-skommelinge met ongekende resolusie gemeet en die polarisasie van die lig van nader beskou. "Die Planck-satelliet het dieselfde lig gemeet, maar deur die polarisasie daarvan in hoër getrouheid te meet, onthul die nuwe prentjie van ACT meer van die oudste patrone wat ons nog ooit gesien het," sê Suzanne Staggs, ACT se hoofondersoeker en die Henry deWolf Smyth-professor van Fisika aan die Princeton Universiteit.

Namate ACT steeds waarnemings doen, sal sterrekundiges 'n nog duideliker beeld van die CMB hê en 'n meer presiese idee hê van hoe lank gelede die kosmos begin het. Die ACT-span sal ook die waarnemings ondersoek vir tekens van fisika wat nie by die standaard kosmologiese model pas nie. Sulke vreemde fisika kan die meningsverskil tussen die voorspellings oor die ouderdom en uitbreidingstempo van die heelal as gevolg van die metings van die CMB en die bewegings van sterrestelsels, oplos.

"Ons hou aan om die helfte van die lug vanuit Chili met ons teleskoop waar te neem," sê Mark Devlin, adjunkdirekteur van ACT en die Reese W. Flower-professor in sterrekunde en astrofisika aan die Universiteit van Pennsylvania. "Namate die akkuraatheid van albei tegnieke toeneem, sal die druk om die konflik op te los net toeneem."

UKZN speel 'n noodsaaklike rol deur sy bydrae tot die karakterisering van die teleskoop en reaksie op die lug, en die verskaffing van sagteware wat gebruik word om astrofisiese bronne en sterrestelsels in die ACT-kaarte te vind. Hippo, UKZN se hoëprestasie-rekenaarfasiliteit, is gebruik vir sommige aspekte van die ACT-analise. Navorsers by UKZN se Astrophysics Research Centre, insluitend 'n aantal nagraadse studente en postdokters wat ondersteun word deur die National Research Foundation, gebruik Suid-Afrika se MeerKAT- en SALT-teleskope om opvolgstudies uit te voer van sterrestelsels wat in die ACT-lugkaarte opgespoor word.

ACT word ondersteun deur die National Science Foundation en bydraes van lidinstellings.


ELEKTROMAGNETIESE UITSTRALING

Polarisasie deur refleksie en verspreiding

'N Straal ongepolariseerde lig kan gepolariseer word deur dit deur 'n materiaal soos die H-blad te lei. Maar polarisasie vind ook in sekere natuurlike situasies plaas. Wanneer ongepolariseerde lig gereflekteer word van 'n deursigtige materiaal soos glas of water, word die weerkaatsde lig gedeeltelik gepolariseer. Of as sonlig deur lugmolekules in die atmosfeer versprei word, is die verspreide lig gedeeltelik gepolariseer. Die polariserende effek is veral sterk as sonlig deur 90 ° versprei word (Fig. 14-13). Op 'n helder dag, wanneer daar min waterdamp of stof in die lug is, en as die son naby die horison is, kan die lig van bokant tot 'n mate van 70 persent gepolariseer word.

FIGUUR 14-13. Ongepolariseerde lig van die son word amper heeltemal gepolariseer as dit deur 'n hoek van 90 ° deur molekules in die atmosfeer versprei word.

Op 'n sonnige dag sien ons die glans van weerkaatsde lig vanaf oppervlaktes van water of glas. Het u al deur polariserende sonbrille na sulke oppervlaktes gekyk? (Hierdie sonbril bestaan ​​uit H-vel wat tussen twee stukke glas ingedruk is en verdonker word om nog meer van die lig op te neem.) Die glans word merkbaar verminder, soms byna heeltemal uitgeskakel. Die rede is dat die weerkaatsde lig hoofsaaklik bestaan ​​uit oorhoofse lig wat horisontaal weerkaats word om by u oë uit te kom. Die elektriese vektore in sulke lig is in die horisontale rigting gepolariseer en as u 'n polariserende bril gebruik wat ontwerp is om vertikale gepolariseerde lig uit te stuur, word 'n groot deel van die glans onderdruk.

Polarisasiebril is ook voordelig vir motoriste om die glans van die snelweg en die glans van weerkaatsde lig vanaf die voorruit van naderende motors te verminder. Hierdie bril word dikwels gebruik deur bootvaart- en watersportliefhebbers om die glans van die water te verminder. Omdat die weerkaatsing van water baie gepolariseerd is, gebruik vissers soms polariserende bril om die weerkaatsing uit te skakel, sodat hulle duideliker in die water kan insien en vis kan opspoor.

Gepolariseerde lig word soms gebruik in ingenieursontwerpprobleme om die spanning in strukturele elemente te ontleed. As gepolariseerde lig deur 'n onbeklemtoonde deursigtige materiaal gelei word, sal die geanaliseerde lig geen spesifieke eienskappe toon nie. As die materiaal egter interne spanning het as gevolg van eksterne kragte of die spesifieke vervaardigingsmetode, sal die lig wat deur 'n stuk H-vel ontleed is, patrone toon wat die stresstreke aandui. Op hierdie manier kan areas van moontlike strukturele mislukking geïdentifiseer word en regstellende maatreëls getref word. 'N Voorbeeld van hierdie soort ontleding word op die foto links getoon.

Foto's van weerkaatsde glans met (bo) en sonder H-vel.

Gepolariseerde lig word gebruik om die spanning in die boë van die beroemde Gotiese katedraal in Chartres, Frankryk, te ontleed. 'N 1: 180-model van 'n tipiese steunafdeling is van plastiek vervaardig en dan gelaai op die manier wat sou voortspruit uit die heersende windtoestande by Chartres. Hierdie foto is geneem met die gepolariseerde lig wat deur die plastiekmodel beweeg. Die streke van spanning word duidelik getoon deur interferensiepatrone.


Wat is die verskil tussen die oudste en nuutste lig? - Sterrekunde

Sommige gaan terug na die oerknal, ander leef en sterf baie keer en bied 'n portret van sterre evolusie

Geskryf deur Bob Sheldon

'N Sterrekundige wat na die hemel loer, sien sterre so oud soos die heelal self en sterre word telkens herwin van stof en gasse in die interstellêre medium.

"Sterre word gebore as vurige ketels, ongeveer driekwart waterstof en 'n kwart helium," het Kam-Ching Leung, professor in fisika en sterrekunde by UNL, gesê. 'Namate hulle ouer word, brei hul buitenste omhulsels uit en verbruik energie wat gegenereer word deur brande wat in hul kerne brand, so wellustig dat hul atome van die oorspronklike waterstof getransformeer word tot atome van toenemend ingewikkelde struktuur en gewig.

"Sterre met 'n lae massa verbruik hulself teen 'n stadiger tempo as massiewe sterre. In sy hele leeftyd kan die omskakeling van 'n klein massa-ster se elementêre brandstof nie verder gaan as helium nie. Meer massiewe sterre gaan boonop warmer en vinniger en kan hul eindig lewensduur met 'n kern wat gevoed word deur elemente so swaar soos koolstof of yster. ' "Ons kyk na 'n ster en sien hoe die chemie daarvan verander," het Leung gesê. "Die beste teorie wat ons nou het, is die 'Big Bang'-teorie. Al die oorspronklike sterre in die heelal is op dieselfde tyd geskep. Hoe lank hulle leef, hang af van hul omskakelingskoerse, hoe vinnig kernfusie hul brandstof van een verander chemiese stof na 'n ander. Die omskakelingskoers is afhanklik van hoë orde binnetemperatuur, en temperatuur is sterk afhanklik van massa.

Alle sterre is in sterrestelsels in 'n heelal van onvoorstelbare dimensies. Ons planeet wentel om 'n son wat een van miljarde sterre in die Melkweg is, 'n sterrestelsel in 'n groep sterrestelsels wat net ongeveer 'n miljoenste van die waarneembare heelal beslaan.

Alle sterrestelsels beweeg van mekaar af. Dit is sedert die skepping van die heelal. "As ons na 'n sterrestelsel kyk, kyk ons ​​na die geskiedenis daarvan," het Leung gesê. "As ons verby sterrestelsels naby ons deur ons teleskope kyk, sien ons sterrestelsels soos dit lank voor ons tyd bestaan ​​het. Die lig uit die mees afgeleë sterrestelsels wat ons kan sien, het daardie sterrestelsels miljarde jare gelede verlaat en is waarskynlik amper so oud. as die heelal self.

Sterrekundiges sien sterre dus nie as helder, fonkelende voorwerpe van die hier en nou nie, maar as 'n blik op 'n verlede wat tien biljoen jaar of langer strek. En hulle weet dat elke ster wat hulle sien, 'n blik bied op 'n ander stadium van sterre evolusie, soos 'n raam-vir-raam-film wat begin het met die skepping en eindig in 'n rampspoedige chaos.

Dit is 'n onvolledige panorama, maar 'n film met baie leë raamwerke, wat 'n rukkende, primitiewe rolprent bied met te veel rolle in die rolverdeling wat deur onbekende akteurs vertolk word.

Om 'n sterrestelsel te bestudeer, het Leung gesê dat sterrekundiges die beskouingstyd wat hulle noem, in ag moet neem. "As ons na die son kyk, sien ons die son nie soos dit nou is nie. Ons sien die son soos agt minute gelede. As ons na 'n sterrestelsel kyk, sien ons die sterrestelsel nie soos vandag nie, omdat die lig van die sterre in daardie sterrestelsel dalk miljarde ligjare geneem het om die aarde te bereik. '

Die maatstawwe wat deur sterrekundiges gebruik word om te bepaal hoeveel ligjare daarvandaan 'n ster of 'n sterrestelsel is, is nie baie betroubaar nie, want as sterrekundiges deur hul teleskope kyk, sien hulle 'n heelal in twee dimensies. Hulle sien voorwerpe met verskillende helderheid en helderhede op groot, maar nie maklik vasgestelde afstand nie. Daarom is dit moeilik om te sien of die kolletjie 'n asteroïde, 'n komeet, 'n ster of selfs 'n hele sterrestelsel is.

Om een ​​sterrestelsel met 'n ander te vergelyk en om na die horison van die heelal self te kyk, het sterrekundiges volgens Leung 'n beter maatstaf nodig. Daardie 'maatstawwe' word ontwikkel as gevolg van die opbou van kennis oor die evolusie van die sterre.

Wat bekend is oor die evolusie van sterre, word geleer uit inligting oor hul fisiese eienskappe - hul helderheid, helderheid, hul massas, groottes en fisiese eienskappe. Vanuit hierdie eienskappe het sterrekundiges 'n redelike akkurate beeld van sterre-evolusie opgestel.

Soos enige ster verouder, verdamp 'n gedeelte van die massa in die ruimte, terwyl die oorblywende massa volgens Leung al hoe stywer in die kern gedruk word. Uiteindelik, as die buitekant van die omhulsel verder uitbrei en verdamp, sal die kern van die ster afkoel en die ster 'n wit dwerg word.

"As u 'n ster so groot soos ons son sou neem en dit in 'n voorwerp van die grootte van die aarde sou druk, sou dit 'n digtheid hê wat ooreenstem met ons son as dit 'n wit dwerg was," het Leung gesê. "'N Kubieke duim van hierdie wit dwergmateriaal sou 10 ton weeg.

Ons son, ses tot sewe miljard jaar of langer, sal so 'n wit dwerg word. 'N Ander lot wag egter op groter sterre. "Elke ster se lot is 'n produk van sy massa," het Leung gesê.

'Sterre met massas wat baie keer groter is as ons son, brand nie net warmer en vinniger namate hulle ouer word nie, maar hul kerne, waarvan die digtheid al hoe meer toeneem namate die atome van al hoe swaarder elemente omgeskakel word, sal tot digthede gepers word wat baie meer saamgepers is as dat in 'n klein ster soos ons son.

(inlas) Die evolusie van 'n ster: 'n wolk gasse, meestal waterstof, kondenseer om 'n ster te vorm. Die sirkels, links van links, wys die evolusie van die ster: Waterstofatome versmelt in heliumatome en die kern van die ster begin krimp namate helium in die middel ophoop. Heliumfusie vertraag en swaarder elemente word een na die ander gevorm. Die temperatuur styg in die kern. Wanneer yster gevorm word en in die kern van die ster versamel, kom 'n inploffing voor (aangedui deur inwaartse pyle), waarin die ster vinnig en gewelddadig in duie stort. Die inploffing word gevolg deur 'n geweldige ontploffing (aangedui deur pyle na buite), waarin die ster se materie terugspring om 'n supernova te produseer.

Swaarder elemente buite yster word veroorsaak deur die hoë temperature as gevolg van inploffing en ontploffing van 'n ster. Die oorspronklike kern van die ster, baie saamgepers en klein van grootte, word 'n neutronster, of uiteindelik 'n swart gat.

'Die dood van 'n massiewe ster is baie minder vreedsaam as die van 'n klein ster, het Leung gesê.' Die ineenstorting van die ligter elemente in die kern van 'n klein ster word 'n baie vinnige ineenstorting in 'n ster waarvan die kern koolstof of yster is. Wat gebeur, is dat as die ster se buitenste omhulsel vinnig uitbrei terwyl die kern vinnig inmekaar stort, word daar 'n vakuum ontwikkel op die koppelvlak van die kern en die omhulsel. Die resultaat is vergelykbaar met wat gebeur wanneer 'n gebou gesloop word. As gevolg van 'n inploffing, begin die materie homself na binne in die sterk warm kern van die ster beseer.

"'N Inploffende ster is 'n baie gevaarlike plek om te wees," het Leung gesê. "Dit is soos om petrol op 'n vuur te gooi. Die materiaal wat na die kern jaag, gee 'n ontploffing en 'n hoë energie-aksie, tesame met 'n gelyke en teenoorgestelde reaksie wat die kern van die ster nog meer saamdruk. Die sterveloom word tydens die Daar is binêre sterre waarvan die tydperke selfs minder is as dit, en hierdie eindstadium van 'n ster waarvan die kernmassa kern het, word so styf gedruk dat hulle sterre, met periodes gemeet in sekondes, saamgetrek het tot iets wat amper neutrones uitmekaar breek. "

Sodoende word 'n neutronster gevorm. 'N Neutronster, het Leung gesê, is glad nie 'n ster nie. Dit is 'n kern wat so klein is dat 'n massa soos ons son ongeveer die helfte van die afstand tussen Lincoln en Omaha kan ingedruk word.

Leung het gesê dat daar in die heelal binêre sterrestelsels bestaan ​​wat al hierdie verskillende evolusiesoorte ondergaan het, maar om 'n gemeenskaplike massamiddelpunt draai, net soos ons planeet en die son om 'n gemeenskaplike massamiddelpunt draai. (Dit is die meer akkurate beskrywing van die verhouding tussen ons planeet en die son - die aarde draai nie om die son nie, maar die aarde en die son wentel om 'n gemeenskaplike middelmassa.)

'In 'n binêre stelsel hang die lengte van die binêre wenteltydperk af van die skeiding, of afstand, tussen hulle, het Leung gesê.' As een ster in die stelsel 'n wit dwerg is, kan die skeiding tussen die twee baie klein wees, of die twee sterre kan in aanraking kom. As dit gebeur, kan die rotasie van die een om die ander minder as 'n kwart van 'n dag wees. As albei wit dwerge is, kan die tydperk in minute gemeet word.

Daar is binêre sterre waarvan die periodes selfs minder is as dit, en hierdie sterre met periodes wat in sekondes gemeet word, is volgens Leung waarskynlik neutronsterre.

Daar is ander dinge wat met sterre in hul evolusie kan gebeur. Uit die inploffing-ontploffing van 'n neutronster kom 'n massiewe uitwerping van materie wat 'n super nova voortbring. Super novas is waarskynlik verantwoordelik vir die vervaardiging van al die ander elemente in die heelal buite yster, het Leung gesê. "Goud, silwer, radium, uraan en al die ander elemente word tydens 'n super nova-ontploffing in die puin gehul. Aangesien die ontploffing net 'n baie kort tydjie geduur het, is die oorvloed elemente met atoomgewigte groter as yster minder en hierdie elemente is relatief skaars. "

Ongelooflik, in die lig van die intense massakonsentrasie in 'n neutronster, kan selfs meer intense konsentrasie voorkom. Daar is 'n aantal sterre wat so groot is, met die kern so sterk gekonsentreer, dat die verskriklike druk in hul kern sodanig is dat die kern nie eens neutrone bevat nie. Die massas van hierdie sterre word so styf vasgedruk dat hul totale massa in die grootte van 'n punt op die punt van 'n balpunt kan gekonsentreer word, het Leung gesê. Dit is swart gate, wat volgens Leung die eindstadium voorstel van 'n ster waarvan die kernmassa saamgetrek het tot iets amper dimensieloos waarvan die digtheid onberekenbaar is.

Vir 'n sterrekundige bied al die natuurlike gebeure in die heelal geleenthede om die evolusie daarvan te bestudeer. "Sommige van die oorspronklike lae massa-sterre wat in die 'big bang' geskep is, bestaan ​​vandag saam met onlangse generasies sterre wat al hoe meer besmet geraak het met swaar chemikalieë namate hulle dood is en weer gebore is, soms keer op keer," het Leung gesê. Dit is hierdie samesyn van geslagte sterre van verskillende ouderdomme wat dit moontlik maak om die heelal te bestudeer. "- RES


Sien versus deursigtigheid: wat is die verskil?

Deur: Richard S. Wright jr. 11 Desember 2017 8

Kry sulke artikels na u posbus gestuur

Goeie beeldweer gaan oor meer as net die wolke! Al is dit wolkvry, moet u verstaan ​​of die sigbaarheid en deursigtigheid goed is.

'N Paar jaar gelede het ek die OkieTex-sterpartytjie bygewoon: wonderlike ligging, wonderlike lug. Ek het halfpad deur die week gekom en toe ek daar aankom, sien ek 'n vriend.

'Hoe was die lug hierdie week?' Ek het gevra. 'Regtig mooi gesien, maar die deursigtigheid was nog nie so groot nie.' Cool, dankie.

'N Oomblik later sien ek 'n ander kennis. 'Ek hoor die lug was tot dusver so-so', het ek gegroet.

'Ja', het hy geantwoord, 'regtig 'n groot deursigtigheid hier, maar die sien gisteraand na die storm was redelik sleg.'

Die Clear Sky-grafiek toon die weervoorspelling vir beide sig en deursigtigheid sowel as wolkbedekking.

Een van hierdie vriende het nie die verskil tussen sien en deursigtigheid geken nie, en ek het nou niks geweet van wat ek van die komende nag sou verwag nie. (Eintlik het ek vermoed dat die tweede vriend dit reg gehad het, en u ook aan die einde van hierdie blog.)

Ek dink as daar verwarring was tussen hierdie twee idees onder sterrekundeverskaffers, dan is dit waarskynlik wydverspreid in die gemeenskap. Inderdaad, my ervaring om met sterfeeste met mense te gesels, dra dit steeds voort. Hierdie twee faktore beïnvloed u beeldvormingsplan in twee baie op verskillende maniere, so kom ons kyk wat hierdie twee terme beteken en hoe dit jou nag- en beeldstrategie beïnvloed.

Swak deursigtigheid spoel flou besonderhede uit en verminder die kontras.
Richard S. Wright Jr.

Kom ons praat eers oor deursigtigheid. Deursigtigheid is die dekking van die atmosfeer, of hoe duidelik dit is. Vog en humiditeit verlaag die deursigtigheid, asook rook of ander besoedeling. Dit is nie heeltemal anders as ligbesoedeling deurdat dit die flouer besonderhede van astronomiese teikens uitwis nie. Trouens, swak deursigtigheid vererger gewoonlik ligbesoedeling omdat dit die lig rondstrooi in plaas daarvan om dit weg van u kameras en optika in die ruimte te laat ontsnap.

In my eie donker lugkamp bied die stad Okeechobee in die suide 'n deursigtige "meter" as u wil. Hoe ver die ligkoepel tot in die lug strek, is nie net 'n faktor van hoeveel ligte brand nie, maar hoeveel vog in die lug is om daardie lig rond te strooi.

As die deursigtigheid swak is, kies ek helderder voorwerpe en sal slegs teikens skiet as dit hoog in die lug is, waar daar so min moontlik ertjiesop is om deur te skiet. (Solank hulle nie in die rigting van Okeechobee is nie!)

Deursigtigheid word gewoonlik beter met die hoogte, want u kyk deur minder lug. Daarom word hoë hoogtes gewaardeer vir sterrewagplekke en sterpartytjies.

Deursigtigheid is gewoonlik ook baie goed nadat 'n reënbui deurgekom het om al die deeltjies uit die lug te verwyder. Dit is die rede waarom ek, volgens my tweede vriend, dit reg gehad het tydens die sterpartytjie.

Siendaarenteen is 'n maatstaf van atmosferiese onstuimigheid. Ons weet dat as ons 'n foto neem van 'n vinnig bewegende onderwerp, soos tydens 'n sportbyeenkoms, met 'n lae sluitertyd, ons 'n vaag beeld sal kry. So, wat gebeur as jy 'n baie lang donker lugfoto moet neem en die sterre spring vanweë atmosferiese onstuimigheid? Dit is reg, vaag sterre en diep lugvoorwerpe.

Sien word gewoonlik in boogsekondes gemeet, 'n hoekmaat wat die afstand op die hemelsfeer beskryf. As die siening 4 boogsekondes was, beteken dit dat daar van die sterre verwag kan word om binne 'n sirkel met 'n deursnee van 4 boogsekondes te dans. Die sien van 1 boogsekonde is 4 keer beter en sal dan baie kleiner, minder opgeblase sterre lewer, asook fyner besonderhede oor voorwerpe in die diep lug.

Swak siende voorgee hoe skerp u beelde begin voordat dit verwerk word.
Richard S. Wright Jr.

Sien is gewoonlik beter op plekke waar die geografie baie plat is. Die lugmassas wat oor die land beweeg, kom min hindernisse teë en vloei gladder (soms genoem a laminêre vloei). Dit is een van die redes waarom ek in Florida gedurende die winter lief is vir beeldvorming: dit het 'n baie goeie siening. Ek het vriende in die weste wat na die woestyn getrek het om stadsligte te ontsnap, maar nou is hulle naby berge. Die winde wat oor die berge kom, word deurmekaar soos 'n spruit wat oor groot rotse vloei, wat sorg vir 'n verskriklike siening.

Nadat 'n front deurgekom het (dikwels gepaard met reënbuie), word die lug 'n dag of wat daarna onstuimig. Weereens, my tweede vriend se bewering dat die deursigtigheid na 'n storm goed en die siening swak was, die beste by hierdie patroon pas.

As berge goed is vir deursigtigheid, maar swak om te sien, waarom is daar soveel sterrewagte op groot berge? Want soos hulle sê. minder is meer. Minder lug op hoë hoogtes lewer beter deursigtigheid, soos ek gesê het, maar op die hoogste berge is u bo baie van die onstuimige lug bo, wat die gevolge vir die sien verminder.

Soms sal ek soldate deur swak deursigtigheid doen, en as ek genoeg blootstelling neem en die tyd aan post-prosessering spandeer, kan ek dikwels iets uithaal waarop ek trots sal wees. Sien, daarenteen, is dikwels die ware beperkende faktor. U kan net soveel slyp in die postverwerking voordat dinge belaglik lyk, en as die beelde net te sag is, is dit tyd om te gaan slaap of daardie Netflix-marathon te begin.

Belangrike observatoriums is gewoonlik op groot hoogtes om die meeste van deursigtigheid en siening te benut.
Richard S. Wright Jr.

Die streep hang af van u eie smaak - en u beeldskaal. In wese, as u pixels klein is en u brandpuntlengte lank is, sal die slegte sig net u beelde pap maak. Aan die ander kant, as u 'n baie kort brandpuntlengte en groter pixels gebruik, kan u wyeveldfoto's van groter voorwerpe of konstellasies maak, terwyl u die sientoestande in die steek laat. Ek sal volgende maand terugkeer na die onderwerp van die pixelskaal en meer praat oor hoe dit verband hou met u sieningstoestande.


Astronomy & amp Space Exploration Society

  • Plasingskrywer: Astronomy and Space Exploration Society
  • Plasing gepubliseer: 11 Augustus 2020
  • Poskategorie: Jongste nuus
  • Plaas kommentaar: 0 kommentaar

Dit mag u verbaas om te weet dat ons op 'n manier nog steeds die oerknal kan waarneem! Om die waarheid te sê, elke keer as jy per ongeluk na 'n statiese TV draai, kyk jy na 'n fragment daarvan! Om meer oor hierdie eggo van die kuit van die heelal uit te vind, sluit ons aanlyn aan op Woensdag 12 Augustus om 18:30. Van die eerste, geweldige ontploffing tot nou toe, gaan dr. Adam Hincks die besonderhede van die kosmiese mikrogolf-agtergrondstraling verdiep! Soos altyd is almal welkom!

Lesing Opsomming:
Hoe om die heelal se oudste lig te meet en wat dit vir ons sê Die kosmiese mikrogolfagtergrond (CMB) is die gloed van die
heelal van kort na die oerknal. Vandag kan ons hierdie byna 14 miljard jaar oue lig met mikrogolfteleskope waarneem en dit gebruik om enkele van die mees fundamentele eienskappe van die kosmos te bepaal, soos die ouderdom daarvan, waaruit dit bestaan ​​en hoe vinnig dit uitbrei. . Ons kan ook leer hoe die heelal in die eerste keer gedra het. Ek sal hierdie opwindende wetenskap bekendstel en beskryf hoe ons die CMB waarneem, met veral fokus op die Atacama Cosmology Telescope en die Simons Observatory & # 8212, die eerste wat tans waargeneem word en die tweede wat ontwikkel word & # 8212 geleë in die noorde van Chili.

Oor die Speaker:
Dr Adam Hincks is die eerste houer van die Sutton Family Chair in Science, Christianity and Cultures by U van T & # 8217s David A. Dunlap Departement Astronomie & amp Astrofisika. Dr. Hincks is 'n geordende Jesuïet-priester en is verbonde aan die Vatikaan-sterrewag en die Simons-sterrewag waar hy die CMB ondersoek.


Vertrou 'n professionele persoon om u Windows te installeer

Feldco het hoë gehalte vinielvensters in verskillende vorms en groottes om by u huis te pas. We also have professional and experienced window installers to make sure the job is done correctly.

At Feldco, we have replaced over 1.5 million windows with the help of our factory-trained installers. We have served over 400,000 happy customers because of our award-winning and energy-efficient windows.

Lastly, we provide homeowners with great local services and showrooms so they can customize their homes with a variety of window styles and colors.


Lookback time

By looking at really distance objects, astronomers can look way back in to the past to study the early universe. To help keep things straight, astronomers refer to something called "lookback time". For any object the lookback time is the age of the universe when the light was first emitted. The lookback time for the light we see from the Sun is the age of the universe (

13.7 billion years) minus 8 minutes . not much of a difference for nearby objects. However, more distant objects have more impressive lookback times. Astronomers can study galaxies with lookback times ranging 4 to 1 billion years --- that's between 9 and 13 billion years ago!


Astronomy Picture of the Day

Discover the cosmos! Each day a different image or photograph of our fascinating universe is featured, along with a brief explanation written by a professional astronomer.

2021 June 3
Millions of Stars in Omega Centauri
Image Credit & Copyright: Ignacio Diaz Bobillo

Verduideliking: Globular star cluster Omega Centauri, also known as NGC 5139, is some 15,000 light-years away. The cluster is packed with about 10 million stars much older than the Sun within a volume about 150 light-years in diameter. It's the largest and brightest of 200 or so known globular clusters that roam the halo of our Milky Way galaxy. Though most star clusters consist of stars with the same age and composition, the enigmatic Omega Cen exhibits the presence of different stellar populations with a spread of ages and chemical abundances. In fact, Omega Cen may be the remnant core of a small galaxy merging with the Milky Way. Omega Centauri's red giant stars (with a yellowish hue) are easy to pick out in this sharp, color telescopic view.


Light Gathering Power of Telescopes

This past June, I was accepted to the Astronomy in Chile Educator Ambassador Program and had the amazing opportunity to travel to Chile to learn about the astronomical research being done there.

Our group of 9 consisted of astronomy writers, amateur astronomers, astrophotographers, science teachers, astronomy educators and planetarium professionals from across the United States and from Chile. Together, we make up the 2017 ACEAP team. Each of us brought a love of astronomy and an affinity for communicating that love. The trip also served as an opportunity for us to connect with one another and learn from one another a way to combine our efforts to better spread knowledge of astronomy to the public. No doubt, we were all looking forward to seeing the southern hemisphere night sky, learning about the intriguing astronomical research being done in Chile, and most of all, sharing our experiences with our communities when we return.

Something that I experienced that I want to share with everyone is the immense size of the telescopes! The light gathering power they possess is monumental compared to what our eyes can see. It is for this reason that research telescopes keep getting bigger and bigger. The more light they gather, the deeper we can see into our universe’s past.

The most important property is a telescope’s light gathering power . Today’s research telescopes maximize this important property. The larger the aperture (the opening at the top of the telescope tube), the more light the telescope will gather. These large ‘light buckets’ are collecting photons of light. The more photons of light they can gather the better, and the bigger their aperture, the finer detail they can resolve in very distant objects.

To get a feel for what light gathering power means, let’s start with our eye. What is the light gathering power of your pupil? Let’s figure it out!

The light gathering power is proportional to the area of the main mirror of the telescope. To compare the difference in the light gathering power of our eye to different sizes of telescopes, you calculate the ratio of the areas of their main mirrors (objective lenses).

The mathematical equation reads like so:

Our human pupil has a maximum diameter of about 8 millimeters in dim light.

Let’s compare the light gathering power of our human eye to the size of the telescope mirrors we use in my classes.

The Funscope mirrors have a diameter of 76 millimeters.

The largest telescope mirror at Reimers Observatory, our 25″,

has a diameter of 635 millimeters.

The Gemini telescope I visited in Chile has a mirror with a diameter of 8000 millimeters.

Plug those numbers into the equation for light gathering power and compare them to the light gathering power of our human eye and this is what you get:

Die Funscopes have about 90 times the light gathering power that the human eye.

The largest telescope at Reimers Observatory het 6,300 times the light gathering power than the human eye.

Die Gemini telescope has 1,000,000 times more light gathering power than the human eye!

I wanted to introduce the idea of light gathering power to my students and also wanted them to experience what it was like to be in the presence of such large mirrors that can gather that much light, so I made a model of the Gemini telescope mirror, located on Cerro Pachón adjacent to the Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile, to use in my classes:

They really enjoyed it! They were blown away by the size of the mirror. Lots of them asked if we could use this exact mylar emergency blanket version like a telescope. That was a perfect opportunity to explain why we couldn’t and why telescope mirrors need to be precise, smooth and also not easily moved by the wind, like the mylar version you see here.

I can’t wait to bring this to more programs so people can appreciate the work that goes into attempting to peer into the deepest reaches of our incredible universe!