Sterrekunde

Is daar werk aan die gang om die lang basiese vermoëns van die Event Horizon Telescope tot by die sub-millimeter golflengtes te stoot?

Is daar werk aan die gang om die lang basiese vermoëns van die Event Horizon Telescope tot by die sub-millimeter golflengtes te stoot?


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.

Die persverklaring van die Max Planck-instituut vir radio-sterrekunde Iets skuil in die hart van Quasar 3C 279; First Event Horizon Telescope Beelde van 'n swartgat aangedrewe straal toon 'n pragtige montage van drie Event Horizon-teleskoopbeelde met 7, 3 en 1,3 mm golflengtes (43, 86 en 230 GHz) wat toon hoe die hoogste frekwensie in kombinasie met die planeetgrootte basislyne werk saam om waarnemings te maak met 'n uiterste resolusie van 20 mikrosweë ', met die titel van die 5 April 2020 Astronomy and Astrophysics-artikel Kim et al. 2020 Event Horizon Telescope-beelding van die argetipiese baadjie 3C 279 teen 'n uiterste 20 mikroseker-resolusie.

Van Hoe produseer ALMA stabiele, onderling samehangende ~ THz plaaslike ossillators vir al hul geregte? Ek weet dat die ontvangers van ALMA tot ongeveer 950 GHz kan strek. Is daar werk aan die gang om die aantal radioteleskoop-terreine rondom die Aarde met ongeveer 1 THz-ontvangers te vergroot om die lang basisfunksies van die Event Horizon Telescope tot onder-millimeter golflengtes te stoot?


Skrywer: Harriet Parsons

Twee op Hawaii gebaseerde teleskope, die James Clerk Maxwell Telescope (JCMT), wat deur die Oos-Asiatiese Sterrewag bedryf word, en die Submillimeter Array (SMA), wat bestuur word deur die Smithsonian Astrophysical Observatory en die Academia Sinica Institute for Astronomy and Astrophysics, het een keer gedoen. het weer pogings gekombineer met die wêreldwye netwerk van teleskope wat bekend staan ​​as die Event Horizon Telescope. Vandag is die beeld van Pōwehi, die swart gat in die middel van M87, in 'n nuwe lig en spesifiek gepolariseerde lig getoon. Die gepolariseerde lig het astronome vir die eerste keer in die geskiedenis in staat gestel om polarisasie te meet, 'n handtekening van magnetiese velde, dit naby die rand van 'n swart gat. Die waarnemings is die sleutel om te verduidelik hoe die M87-sterrestelsel, wat 55 miljoen ligjare weg is, in staat is om energieke stralers vanaf sy kern te stuur.

"Ons sien nou die volgende belangrike bewysstuk om te begryp hoe magnetiese velde rondom swart gate optree, en hoe aktiwiteit in hierdie baie kompakte gebied van die ruimte kragtige strale kan dryf wat baie verder as die sterrestelsel strek," sê Monika Mościbrodzka, koördineerder van die EHT Polarimetry-werkgroep en assistent-professor aan die Radboud Universiteit in Nederland.

Op 10 April 2019 het wetenskaplikes die eerste beeld van 'n swart gat, Pōwehi, vrygestel, wat 'n helder ringagtige struktuur met 'n donker sentrale streek onthul - die skaduwee van die swart gat. Sedertdien het die EHT-samewerking dieper ingegaan op die gegewens oor die supermassiewe voorwerp in die hart van die M87-sterrestelsel wat in 2017 versamel is. Hulle het ontdek dat 'n beduidende fraksie van die lig rondom die M87-swartgat gepolariseer is.

'N Uitsig op die M87-supermassiewe swart gat in gepolariseerde lig. Die Event Horizon Telescope (EHT) -samewerking, wat die eerste beeld van 'n swart gat ooit in 2019 vrygestel het, het vandag 'n nuwe beeld van die massiewe voorwerp Pōwehi in die middel van die Messier 87 (M87) sterrestelsel: hoe dit in gepolariseerde lyk lig. Dit is die eerste keer dat sterrekundiges polarisasie, 'n handtekening van magnetiese velde, naby die rand van 'n swart gat, kan meet. Hierdie beeld toon die gepolariseerde aansig van die swart gat in M87. Die lyne dui die oriëntasie van polarisasie aan, wat verband hou met die magnetiese veld rondom die skaduwee van die swart gat. Krediet: EHT

Lig word gepolariseer as dit deur sekere filters gaan. Byvoorbeeld, baie van ons hier in Hawaii het 'n gepolariseerde sonbril, en in die ruimte kan lig gepolariseer word as dit in warm gebiede wat gemagnetiseer word, uitgestraal word. Op dieselfde manier help gepolariseerde sonbrille ons om beter te sien deur weerkaatsings en glans van helder oppervlaktes te verminder, en sterrekundiges kan hul visie op die streek rondom die swart gat verskerp deur te kyk hoe die lig daarvandaan gepolariseer is. Polarisasie stel astronome in staat om die magnetiese veldlyne aan die binnekant van die swart gat in kaart te bring.

Die helder stralings van energie en materie wat uit die kern van M87 na vore kom en minstens 5000 ligjaar vanaf sy middelpunt strek, is een van die mees geheimsinnige en energieke eienskappe van die sterrestelsel. Die meeste materie wat naby die rand van 'n swart gat lê, val in. Sommige van die omliggende deeltjies ontsnap egter oomblikke voordat hulle vasgevang word en word in die vorm van strale ver in die ruimte geblaas.

Die Hilo-sterrekundige Geoff Bower, wat die EHT-projekwetenskaplike is, het gesê Hierdie pragtige beelde vertel 'n ongelooflike verhaal van hoe kragtige magnetiese velde die eetlus van die swart gat beheer en 'n gedeelte van die middagete teen amper die ligspoed beheer. Die vervaardiging van hierdie beelde was 'n ongelooflike tegniese prestasie van waarnemings regoor die wêreld tot gesofistikeerde beeldanalise. ”

Sterrekundiges vertrou op verskillende modelle van hoe materie naby die swart gat optree om hierdie proses beter te verstaan. Maar hulle weet nog steeds nie presies hoe stralers groter as die sterrestelsel vanaf die sentrale streek, wat so klein in grootte is as die sonnestelsel, gelanseer word nie, en hoe presies materie in die swart gat val nie. Met die nuwe EHT-beeld van die swart gat en sy skaduwee in gepolariseerde lig, het sterrekundiges dit vir die eerste keer reggekry om die streek net buite die swart gat in te kyk waar hierdie wisselwerking tussen materie wat instroom en uitwerp word.

Hierdie saamgestelde beeld toon drie aansigte van die sentrale streek van die Messier 87 (M87) sterrestelsel in gepolariseerde lig. Die sterrestelsel het 'n supermassiewe swart gat in sy middel en is bekend vir sy stralers wat baie verder as die sterrestelsel strek. Een van die gepolariseerde ligbeelde, verkry met die Chili-gebaseerde Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA), toon 'n deel van die straal in gepolariseerde lig, met 'n grootte van 6000 ligjaar vanaf die middel van die sterrestelsel. Die ander gepolariseerde ligbeelde zoom in nader aan die supermassiewe swart gat: die middelaansig beslaan 'n gebied van ongeveer een ligjaar en is verkry met die Very Long Baseline Array (VLBA) van die National Radio Astronomy Observatory in die VSA. Die mees ingezoomde aansig is verkry deur agt teleskope regoor die wêreld te koppel om 'n virtuele aarde-grootte teleskoop, die Event Horizon Telescope of EHT, te skep. Dit stel sterrekundiges in staat om baie naby die supermassiewe swart gat te sien in die gebied waar die stralers gelanseer word. Die lyne dui die oriëntasie van polarisasie aan, wat verband hou met die magnetiese veld in die afgebeelde streke. Die ALMA-data gee 'n beskrywing van die magnetiese veldstruktuur langs die straal. Die gekombineerde inligting van die EHT en ALMA laat sterrekundiges toe om die rol van magnetiese velde vanaf die omgewing van die gebeurtenishorison te ondersoek (soos met die EHT op ligdagskale ondersoek) tot ver buite die M87-sterrestelsel langs sy kragtige strale (soos ondersoek) met ALMA op skale van duisend ligjare). Die waardes in GHz verwys na die frekwensies van die lig waarteen die verskillende waarnemings gedoen is. Die horisontale lyne toon die skaal (in ligjare) van elk van die individuele beelde. Krediet: © EHT Collaboration ALMA (ESO / NAOJ / NRAO), Goddi et al. VLBA (NRAO), Kravchenko et al. J. C. Algaba, I. Martí-Vidal

Die span het bevind dat slegs 0,1% van die teoretiese modelle kan verduidelik wat die sterrekundiges tydens die gebeurtenishorison sien. Die nuwe waarnemings het ook inligting onthul oor die struktuur en sterkte van die magneetveld net buite die swart gat wat sterrekundiges nog nie voorheen gehad het nie.

'Ons eerste blik op Pōwehi en 'n kiekie van die totale ligintensiteit was soos om die plakkaat te sien. Nou, met ons gepolariseerde bril aan, het ons sitplekke op die voorste ry as die film begin. Die gepolariseerde beelde wys ons hoe swart gate doen wat hulle doen en waarom ons sien wat ons sien, ” JCMT adjunk-direkteur, dr Jessica Dempsey verklaar. “Ons wêreld- en tuisspan het elke tegniese, teoretiese en waarnemingsgrens aangewend om dit te bereik. En ons is nog in die eerste minute van die verhaal. Ons het soveel meer om te sien. Gaan verby die springmielies. ”

Om die hart van die M87-sterrestelsel te waarneem, het die samewerking agt teleskope regoor die wêreld gekoppel, insluitend die JCMT en SMA wat op Maunakea geleë is, om 'n virtuele aarde-grootte teleskoop, die EHT, te skep. Die indrukwekkende resolusie wat met die EHT verkry word, is gelykstaande aan die behoefte om die lengte van 'n kredietkaart op die maanoppervlak te meet.

Dit het die span in staat gestel om die swartgatskaduwee en die ligring rondom dit direk waar te neem, met die nuwe gepolariseerde ligbeeld wat duidelik wys dat die ring gemagnetiseer is.

'Die EHT is 'n unieke fasiliteit om die wette van fisika in 'n streek van uiterste swaartekrag te toets. Dit gee ons 'n unieke kans om te kyk na verskynsels wat ons nog nooit voorheen bestudeer het nie, ' sê Jongho Park, 'n lid van die EHT-samewerking, 'n mede-genoot van die Oos-Asiatiese kernobservatoriums aan die Academia Sinica, Institute of Astronomy and Astrophysics in Taiwan.

Toekomstige EHT-waarnemings sal nog meer inligting openbaar oor die geheimsinnige gebied van die ruimte naby die horisonne van supermassiewe swart gate. Die resultate word vandag in twee afsonderlike artikels gepubliseer in The Astrofisiese joernaalbriewe deur die EHT-samewerking. Die navorsing, wat deur Mościbrodzka gekoördineer is, het meer as 300 navorsers van verskeie organisasies en universiteite wêreldwyd betrek. Simon Radford, direkteur van Hawaii Operations, Submillimeter Array gesê & # 8220Hierdie navorsing toon die noue samewerking tussen sterrewagte in Hawaii en elders. Die SMA en die JCMT neem al meer as 'n dekade aan die EHT deel. Hulle sal steeds 'n belangrike rol speel in toekomstige EHT-waarnemings vanweë hul ligging, hul tegnologie en die toewyding van hul talentvolle personeel. & # 8221


2018 sal die jaar wees wat die mensdom ons eerste swart gat direk 'sien'

Swart gate is van die ongelooflikste voorwerpe in die heelal. Daar is plekke waar soveel massa in so 'n klein volume versamel is dat die individuele materie-deeltjies nie kan bly soos hulle normaalweg is nie, en eerder ineenstort tot 'n enkelheid. Rondom hierdie singulariteit is 'n sfeeragtige streek wat bekend staan ​​as die gebeurtenishorison, waarbinne niks kan ontsnap nie, al beweeg dit op die maksimum spoed van die heelal: die spoed van die lig. Alhoewel ons drie afsonderlike maniere ken om swart gate te vorm, en bewyse vir duisende daarvan ontdek het, het ons nog nooit een direk daarvan afgeneem nie. Ten spyte van alles wat ons ontdek het, het ons nog nooit 'n swart gat se gebeurtenishorison gesien nie, of selfs bevestig dat hulle werklik een gehad het nie. Volgende jaar is dit op die punt om te verander, aangesien die eerste resultate van die Event Horizon Telescope bekend gemaak word, wat een van die langste vrae in astrofisika beantwoord.

Die idee van 'n swart gat is niks nuuts nie, aangesien wetenskaplikes al eeue lank besef dat as u meer massa in 'n gegewe volume versamel, u al hoe vinniger moet beweeg om te ontsnap uit die gravitasieput wat dit skep. Aangesien daar 'n maksimum snelheid is waarmee enige sein kan beweeg - die snelheid van die lig - bereik u 'n punt waar enigiets van binne die gebied vasgevang is. Die saak binne sal probeer om homself te ondersteun teen gravitasie-ineenstorting, maar enige kragdraende deeltjies wat dit probeer uitstraal, word na die sentrale enkelvoud gebuig, daar is geen manier om 'n uitwaartse druk uit te oefen nie. As gevolg hiervan is 'n enkelvoud onvermydelik, omring deur 'n gebeurtenishorison. Enigiets wat in die geleentheidshorison val? Ook vasgevang van binne die horison van die gebeurtenis, lei alle paaie na die sentrale singulariteit.

Prakties is daar drie meganismes waarvan ons weet om regte, astrofisiese swart gate te skep.

  1. Wanneer 'n massiewe ster deur sy brandstof brand en supernova word, kan die sentrale kern implodeer en 'n aansienlike fragment van die pre-supernova-ster in 'n swart gat omskep.
  2. As twee neutronsterre saamsmelt, as hul gesamentlike massa na die samesmelting meer as ongeveer 2,5 tot 2,75 sonmassas is, sal dit 'n swart gat tot gevolg hê.
  3. En as 'n massiewe ster of 'n wolk gas direk kan ineenstort, sal dit ook 'n swart gat oplewer, waar 100% van die aanvanklike massa in die laaste swart gat gaan.

Met verloop van tyd kan swart gate voortgaan om materie te verslind, en groei dit in beide massa en grootte. As u die massa van u swart gat verdubbel, verdubbel die radius ook. As u dit tien keer vermeerder, gaan die radius ook met 'n faktor tien omhoog. Dit beteken dat as u in massa opgaan - soos u swart gat groei - sy gebeurtenishorison al hoe groter word. Aangesien niks daaruit kan ontsnap nie, moet die gebeurtenishorison as 'n swart "gat" in die ruimte voorkom en die lig van alle voorwerpe daaragter blokkeer, vererger deur die swaartekrag van die lig as gevolg van die voorspellings van algemene relatiwiteit. Al met al verwag ons dat die horison van ons geleentheid 250% so groot sal wees as wat die massa-voorspellings sou impliseer.

As ons dit alles in ag neem, kan ons kyk na al die bekende swart gate, insluitend hul massas en hoe ver dit is, en bereken watter een die grootste van die aarde af moet voorkom. Die wenner? Boogskutter A *, die swart gat in die middel van ons sterrestelsel. Die gesamentlike eienskappe daarvan dat hulle 'slegs' 27.000 ligjare ver is, terwyl dit steeds 'n skouspelagtige groot massa bereik wat 4.000.000 keer dié van die son is, maak dit # 1. Interessant genoeg is die swart gat wat # 2 tref, die sentrale swart gat van M87: die grootste sterrestelsel in die Maagd-groep. Alhoewel dit meer as 6 miljard sonmassas is, lê dit ongeveer 50–60 miljoen ligjare weg. As u 'n horison van die gebeure wil sien, is ons eie galaktiese sentrum die plek om na te kyk.

As u 'n teleskoop van die grootte van die aarde gehad het, en niks tussen ons en die swart gat om die lig te blokkeer nie, sou u dit kon sien, geen probleem nie. Sommige golflengtes is relatief deursigtig vir die tussenliggende galaktiese stowwe, dus as u na langgolflengte kyk, soos radiogolwe, kan u die gebeurtenishorison self sien. Ons het nie 'n teleskoop van die grootte van die aarde nie, maar wel 'n verskeidenheid radioteleskope oor die hele wêreld en die tegnieke om hierdie data te kombineer om 'n enkele beeld te lewer. Die Event Horizon Telescope bring die beste van ons huidige tegnologie saam en moet ons in staat stel om ons heel eerste swart gat te sien.

In plaas van 'n enkele teleskoop word 15 tot 20 radioteleskope regoor die wêreld opgestel en dieselfde teiken gelyktydig waargeneem. Met tot 12 000 kilometer wat die verste teleskope van mekaar skei, kan voorwerpe tot 15 mikrosekondes (μas) opgelos word: die grootte van 'n vlieg op die maan. Gegewe die massa en afstand van Boogskutter A *, verwag ons dat dit meer as twee keer so groot sal lyk as die figuur: 37 μas. By radiofrekwensies moet ons baie gelaaide deeltjies sien versnel deur die swart gat, maar daar moet 'n 'leemte' wees waar die gebeurtenishorison self lê. As ons die data korrek kan kombineer, moet ons die eerste keer 'n prentjie van 'n swart gat kan konstrueer.

Die teleskope wat die Event Horizon Telescope bevat, het verlede jaar hul eerste skoot geneem om die Boogskutter A * gelyktydig waar te neem. Die data is saamgevoeg en word tans voorberei en ontleed. As alles volgens ontwerp funksioneer, sal ons ons eerste beeld in 2018 hê. Sal dit voorkom soos Algemene Relatiwiteit voorspel? Daar is 'n paar ongelooflike dinge om te toets:

  • of die swart gat die regte grootte het soos voorspel deur algemene relatiwiteit,
  • of die gebeurtenishorison sirkelvormig is (soos voorspel), of in plaas daarvan afwisselend of verspreid is,
  • of die radio-uitstoot verder strek as wat ons gedink het, of
  • of daar enige ander afwykings is van die verwagte gedrag.

Wat ons ook al doen (of nie), ons is gereed om 'n ongelooflike deurbraak te maak deur bloot ons allereerste beeld van 'n swart gat te konstrueer. Ons hoef nie meer op simulasies of kunstenaars se opvattings te vertrou nie, maar ons eerste werklike, gegronde prentjie om mee te werk. As dit suksesvol is, baan dit die weg vir nog langer basisstudies met 'n verskeidenheid radioteleskope in die ruimte, sou ons ons bereik van een enkele swart gat tot vele honderde daarvan kan uitbrei. As 2016 die jaar van die swaartekraggolf was en 2017 die jaar van die samesmelting van neutronsterre, was 2018 die jaar van die gebeurtenishorison. Vir enige aanhanger van astrofisika, swart gate en algemene relatiwiteit, leef ons in die goue era. Wat eens as 'ongetoetsbaar' beskou is, het skielik werklik geword.


Is daar werk aan die gang om die lang basiese vermoëns van die Event Horizon Telescope tot by die sub-millimeter golflengtes te stoot? - Sterrekunde

Dit is mooi gedoen! Die gebruik van geslote uitdrukkings vir die straalkruisings is 'n goeie verbetering, dit laat die saak baie gladder verloop. Ek het 'n rukkie gelede 'n soortgelyke skaduwee in hierdie pos geplaas, waar ek & # x27standaard & # x27-straaloptog gebruik het om die vorms weer te gee. Ek speel sedertdien (af en toe) met die weergawe van implisiete oppervlaktes wat gedefinieër word deur volumetriese geraas, vir 'n meer komplekse meetkunde.

Dit is gerusstellend dat u resultaat presies dieselfde lyk :).

Absoluut! Dit lyk asof die wiskunde regkom :)

Ek hou baie daarvan om hierdie soort geboë ruimtes weer te gee, en spesifiek probeer ek dink aan die verskillende soorte spelkonsepte wat in verskillende soorte ruimtes goed sal werk, sodat spelers die eienaardighede van so 'n ruimte regtig kan verken. Die 3-sfeer sal goed werk vir 'n soort & # x27pocket universe & # x27 spel, waar daar geen kunsmatige grens is nie, maar net soveel leë ruimte. Swaartekrag kan net soos in 'n plat ruimte geïmplementeer word, en miskien kan ook 'n paar orbitale dinamika opgeneem word. Verder kan dit cool wees om die speler op 'n planeet te laat begin en die omvang van die aanvanklike omgewing so klein te hê dat die kromming van die ruimte self eers eers duidelik word wanneer die speler meer vry is om te reis. weg van die planeet af.

Natuurlik het hiperboliese ruimte reeds Hyperrogue in 2D. In volledige 3D kan 'n spelkonsep interessant wees om relatief nabygeleë voorwerpe te vind. En die uitdaging van terugspoor is in 3D nog steeds interessant.

Cool video wat wys hoe die lewe in 'n hipersfeer sou wees

Dit is miskien 'n dom vraag, maar wat is presies die veelvoud waarop hy & # x27's in die video is? Soos alle punte x y z w met x 2 + y 2 + z 2 + w 2 = 1, maar met alle w & lt 0 & quotground & quot? Maak dit dit nie meer 'n halfrond nie? Ek & # x27m is baie verward, maar dit lyk baie cool.

Dit is presies reg, in hierdie geval word die helfte van die volume deur die grond opgeneem. As die kamera presies op grondvlak is, lyk dit asof dit plat is en u kan die kamera self in alle rigtings sien.Soos dit nou staan, is dit net die helfte van die afstand van die groot sirkel af.

Het radioteleskoopsensors 'n 2d-resolusie of lewer dit 'n enkele sein?

'N Basiese radioantenne ontvang inderdaad slegs 'n & # x27 enkele & # x27 sein ('n spanning wat vinnig funksioneer as 'n funksie van tyd), wat verwerk kan word om te bepaal hoeveel krag inkom vir die spektrumkomponente wat die antenna en ontvanger sensitief is. aan.

Maar: as u 'n geskikte skottel gebruik om die radiogolwe te fokus, kan u die beeldvlak op verskeie punte (soos 'n optiese teleskoop doen, maar met 'n baie laer resolusie) monster en 'n (growwe) beeld maak. U gebruik basies verskeie klein antennas in die fokusvlak van die skottel, wat elkeen sy eie sein lewer. 'N Goeie voorbeeld hiervan is APERTIF op die Westerbork Synthesis Radio Telescope. Sien https://old.astron.nl/astronomy-group/apertif/apertif.

APERTIF gebruik hierdie stelsel eintlik op verskeie skottelgoed, sodat al die seine ook oor verskillende groepe bakkie-antennas met mekaar gekorreleer kan word om indrukwekkende beeldvermoëns met 'n hoër resolusie en op 'n groter fraksie van die lug op enige gegewe tydstip te bied.

'N Simulasie van hoe 'n onsamehangende ligbron in slow motion lyk.

Dit is 'n uitstekende visualisering! Dit is baie mooi dat u die soort inligting toon wat toeganklik bly as u die stelsel op verskillende tydskale oorweeg.

Aan die hand van die dinge simuleer ek 'n monochromatiese bron. Sou dit maklik wees om 'n breëbandbron van straling te oorweeg (met frekwensies wat ongeveer 'n faktor van tien bereik)? Ek neem aan dat die bestralingsveld baie ingewikkelder en rommeliger sal lyk (miskien soveel dat dit u nie veel belangstel nie), maar wie weet - dit kan ander interessante verskynsels toon.

Hiperboliese doolhof

Dit is heerlik! Ek het ook al met simulasies van hiperboliese meetkunde rondgespeel, en ek het gedink aan watter spelmeganismes veral geskik sou wees om in 'n hiperboliese ruimte te gebruik. Hierdie speletjie maak baie gebruik van die feit dat u vinnig u peiling verloor in so 'n wêreld, want daar is, losweg, baie meer ruimte in enige rigting as wat u sou verwag op grond van ons ervaring met (min of meer) plat ruimte . U kan op 'n plek wees waar al die speletjies geleë is, maar u moet presies weet in watter rigting u moet gaan om 'n spesifieke een te vind.

Ek & # x27m sien uit na hierdie speletjie wat Code Parade beplan om later vanjaar vry te stel, wat blykbaar beide 'n negatief geboë (hiperboliese) en 'n positief geboë (sferiese) ruimte behels.

Al ooit HyperRogue gespeel? Dit is regtig lekker, alhoewel ek nie seker is watter deel hiervan die hiperboliese meetkunde is nie en wat net die spelmeganika is wat net sowel in die euclidiese ruimte kan werk. Hoe dit ook al sy, daar is 'n gratis weergawe met basies al die funksies, en dit loop vanaf 'n .exe direk sonder enige installeerder, dus dit is baie maklik om dit net te probeer :)

Ja, natuurlik! Ek dink HyperRogue is ook briljant, hoewel ek dit nog nooit heeltemal reggekry het nie. Dit laat my nadink oor hoe die spelwêreld gestoor word - ek onthou vaagweg dat die skrywer 'n hele paar van die implementeringsbesonderhede op 'n toegewyde webwerf of blog gedokumenteer het.

Ek neem aan dat daar twee maniere is om die spelwêreld dop te hou: óf jy maak die spelwêreld periodiek, soos 'n grootskaalse herhalende & # x27tile & # x27 (soos hierdie hiperboliese doolhof van hierdie pos is) en hou net een & # x27kopie & # x27 daarvan in die geheue, of jy genereer stukke van die wêreld op die vlug en stoor die omgewing van die speler in 'n kritieke radius, miskien met die gebiede wat deur die speler besoek word, langer in die geheue talm sodat hulle weer kan besigtig word. Ek kan my voorstel dat daar op enige ander manier vinnig probleme met geheue is.

Ek & # x27m is op soek na 'n bron om astronomiese beelde te ontleed, en kan met enige hulp help.

Dit klink na 'n interessante projek! Terwyl jy kon soek na rou FITS-lêers en haal al die sigbare strukture en sterrebeelde daarvandaan uit, dit sal 'n baie pynlike proses wees, aangesien u waarskynlik die wiel sal moet uitvind oor die onttrekking van nuttige inligting uit pixel-skikkings, of andersins moeilik gebruik spesialis hulpmiddel daarvoor.

'N Veel gemakliker manier om astronomiese data oor ten minste sterrebronne in te win, is iets soos die GAIA-data-argief, wat vrylik toeganklik is. Dit bevat data oor meer as 'n miljard sterre in ons Melkweg: hul posisies aan die hemel, hul helderheid, kleure, snelhede en afstande. Die databasis is relatief maklik om te gebruik met 'n kragtige navraagtaal, en tutoriale oor hoe u toegang daartoe kry en spesifieke data uithaal, is aanlyn beskikbaar op https://gea.esac.esa.int/archive-help/index.html.

'N Veel gemakliker manier om astronomiese data oor ten minste sterrebronne in te win, is iets soos die GAIA-data-argief, wat vrylik toeganklik is.

Dit is iets waaraan ek ook gedink het, en ek het half gehoop dat iemand my in die regte rigting sou kon wys. Dankie!

Daar is net een probleem met die gebruik van hierdie metode, en dit is kreatief. Die interessante ding van FITS-data / beelddata is dat dit 'n gedeelte van die lug omraam. Hierdie soort raamwerk is van kardinale belang vir kreatiewe projekte. Sou u weet of hierdie soort beperking met die GAIA-argief of iets soortgelyks gerealiseer / ge-emuleer kan word?

Absoluut! Die argief ondersteun die keuse van spesifieke reekse lugkoördinate volledig. U kan 'n eenvoudige & # x27reghoek & # x27 aan die hemel definieer (deur perke vir sowel regter- as deklinasie op te gee, of in 'n ander koördinaatstelsel uitgedruk) of 'n meer komplekse vorm (soos 'n spesifieke konstellasie) gebruik. Dit is waarskynlik die eenvoudigste as u 'n bietjie deur die gekoppelde tutoriale en dokumentasie blaai om uit te vind hoe die sintaksis werk (dit is 'n geruime tyd sedert ek die argief gebruik het, en u kan net sowel direk van die webwerf leer).

U kan ook sterre kies volgens volume, afstand, snelheid van behoorlike beweging, geskatte massa. baie opsies!

Fisika / sterrekunde vraag!

Dit is ook iets waaraan ek en my kollega in ons vrye tyd gewerk het. Ons het 'n interaktiewe app gemaak, geskryf in javascript en WebGL, waar die gebruiker vrylik buite 'n swart gat (Schwarzschild (dws nie-draaiende) swart gat (BH) kan rondvlieg en kan sien hoe die agtergrond van die lug krom word as gevolg van die geboë ruimtetyd rondom swart gat (ek & # x27m skakel nog nie daaraan nie, want ons wil dit nog 'n bietjie poets voordat ons dit loslaat). Ons gebruik 'n opsoektabel in die skuifhoek om elke kamerapixel vinnig op die regte hemelagtergrondpixel te karteer. Ons het die afbuigingshoekkaart bereken deur ligstrale vanaf die kamera deur die ruimtetyd rondom die BH te integreer vir 'n afstand tot die BH en vir 'n reeks kykhoeke w.r.t. die BH. Al die ligte afbuigings wat u in die app sien, is dus korrek volgens Algemene Relatiwiteit.

Om straalopsporing in geboë ruimtetyd te doen, moet u die geodetiese vergelyking vir 'n masselose deeltjie ('n foton) integreer deur die Schwarzschild (of 'n ander) maatstaf. Hierdie maatstaf beskryf basies die struktuur van die ruimtetyd rondom u swart gat. Hierdie PDF-lêer bevat nuttige inligting om die nodige Christoffel-simbole af te lei (die hoof Griekse Gamma-simbole wat in die geodetiese vergelyking voorkom). Met die geodetiese vergelyking en die korrekte uitdrukkings vir die Christoffel-simbole, het u al die inligting wat nodig is om straalopsporing in geboë ruimtetyd te doen.

Die volgende uitdaging sou wees om dit vir 'n draaiende swart gat te doen - maar dan word die opsoektafel skielik 4-dimensioneel en benodig dit baie meer geheue. 'N Low-fidelity-weergawe moet steeds werk, maar om 'n baie mooi weergawe te maak, sal dit waarskynlik nog meer lastigheid verg om reg te kom.

Waarom is ons op soek na planete op aarde in die bewoonbare sone? Wat is veral uniek aan die relatiewe grootte van die aarde?

Op 'n planeet wat twee keer so groot is as die aarde met dieselfde digtheid as die aarde, sou u twee keer soveel weeg as nou.

Dit hang af van hoe u die grootte definieer: by die amedigtheid maar twee keer die deursnee sou die volume (en massa) 8 keer soveel wees, sodat u ongeveer 8 keer soveel weeg. Om twee keer soveel swaartekrag as die aarde te hê, moet die deursnee slegs ongeveer 25% meer wees as die aarde. Om die helfte van die swaartekrag te hê, moet die deursnee ongeveer 20% minder wees.

Let daarop: die massa kan 8 keer groter wees, maar u afstand vanaf die planeet se swaartepunt sal ook 2 keer groter wees - dit verminder die swaartekragversnelling met 'n faktor van 4 in vergelyking met wat dit sou gebruik met die oorspronklike planetêre radius . Die netto-effek is dus dat, as ons 'n konstante digtheid aanneem, die swaartekragversnelling op die oppervlak met die planeetradius skaal.


Die swart gat in die melkweg van naderby beskou

Die meeste sterrestelsels is gasheer vir Super-Massive Black Holes (SMBH's) wat in hul sentrums lê. Die Melkweg is nie anders nie. Elke swart gat het 'n horison van die gebeure, 'n gebied waarbinne niks kan ontstaan ​​nie, nie eers lig nie. Direkte waarnemings van die swart gat self is dus tans onmoontlik, en sterrekundiges moet hulle waarneem vir die gebiede rondom die swart gate.

So 'n waarneming is onlangs gedoen deur 'n internasionale span sterrekundiges onder leiding van Sheperd Doeleman van MIT. Die span kon 'n struktuur naby die Melkweg en swart gat opspoor op 'n hoekskaal van 37 mikroboogsekondes. Dit kan vergelyk word met die opsporing van 'n bofbal op die maan. Om hierdie prestasie te verrig, moes navorsers radiogolwe wat deur teleskope in Hawaii, Arizona en Kalifornië vasgelê is, kombineer met behulp van 'n tegniek genaamd Very Long Baseline Interferometry (VLBI). & # 8220Hierdie tegniek gee ons 'n ongeëwenaarde uitsig op die streek naby die Melkweg & sentrale swart gat, & # 8221 het Sheperd Doeleman gesê. & # 8220Niemand het voorheen so 'n fyn uitsig op die galaktiese sentrum gesien nie, & # 8221 het Jonathan Weintroub van die Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 'n ander spanlid, ingestem. & # 8220Ons het al byna op die skaal van die horison van die swart gat gebeurtenis waargeneem. ”

Die span het 1.3 mm radiogolwe-uitstoot van 'n voorwerp genaamd Boogskutter A * bestudeer. Emissies op hierdie golflengte sal meer geneig wees om die galaktiese middelpunt te ontsnap, omdat dit nie so vatbaar is vir interstellêre verstrooiing wat 'n vaag beeld tot gevolg het nie. Die VLBI-tegniek is normaalweg beperk tot golflengtes van 3,5 mm of langer, maar die span kon die perke van die tegniek stoot en resultate behaal vir 'n korter golflengte van 1,3 mm.

Die struktuur wat hulle gesien het, was geleë in die galaktiese middelpunt en het 'n hoekskaal van 37 mikroboogsekonde, wat ongeveer 30 miljoen myl ooreenstem. Hulle kon die vorm net vaagweg bepaal. Verdere navorsing is nodig om te verstaan ​​wat hierdie struktuur is. Opsies sluit in 'n gloeiende korona wat die swart gat omring, 'n & # 8220hothot-plekkie & # 8221; of 'n materiële straler.

& # 8220 Hierdie baanbrekersartikel toon dat sulke waarnemings uitvoerbaar is, & # 8221 het die teoretikus Avi Loeb van die Harvard Universiteit, wat nie 'n lid van die ontdekkingspan is nie, opgemerk. & # 8220Dit maak ook 'n nuwe venster oop om die struktuur van ruimte en tyd naby 'n swart gat te ondersoek en Einstein se teorie oor swaartekrag te toets. & # 8221 Hierdie resultaat, wat op sigself opmerklik is, bevestig ook dat die 1.3-mm-VLBI-tegniek 'n enorme potensiaal het, om die galaktiese middelpunt te ondersoek en om ander verskynsels op soortgelyke klein skale te bestudeer, & # 8221 het Weintroub gesê.

Die span beplan om voort te gaan met die ontwikkeling van nuwe instrumente om sensitiewer 1,3-mm-waarnemings moontlik te maak. Hulle hoop ook om addisionele waarnemingsstasies te ontwikkel om die detail in die prentjie te verbeter. Toekomstige planne sluit ook waarnemings by korter golflengtes van 0,85 mm in. Vir sulke werk om suksesvol te wees, moet hulle egter die vermoëns van die instrumentasie verder uitbrei en wag op uitstekende weerstoestande op alle teleskoopterreine.

TFOT het verslag gedoen oor navorsing wat die toonaangewende teorie rakende die gedrag van galaktiese swart gate bevestig, waarvolgens die deeltjies versnel word deur sterk gedraaide magnetiese velde naby die swart gat. In 'n ander artikel het TFOT 'n nuwe studie behandel wat daarop dui dat die massa van swart gate 'n boonste perk het.

Verdere inligting oor die nuwe ontdekking, wat in die 4de uitgawe van Nature gepubliseer is, kan gevind word in die persverklaring van Harvard-Smithsonian Centre for Astrophysics.


Iets skuil in die hart van Quasar 3C 279

Illustrasie van multigolflengte 3C 279 straalstruktuur in April 2017. Die waarnemende tydperke, skikkings en golflengtes word by elke paneel aangetoon. Krediet: J.Y. Kim (MPIfR), Boston Blazar-program (VLBA en GMVA), en Event Horizon Telescope Collaboration

'N Jaar gelede het die Event Horizon Telescope (EHT) -samewerking die eerste beeld van 'n swart gat in die nabygeleë radiostelsel M 87 gepubliseer. Die samewerking het nou nuwe inligting uit die EHT-data onttrek oor die verre kwasar 3C 279: hulle het die beste waargeneem detail wat ooit gesien is in 'n straal wat deur 'n supermassiewe swart gat geproduseer is. Nuwe ontledings, gelei deur Jae-Young Kim van die Max Planck Instituut vir Radiosterrekunde (MPIfR) in Bonn, het die samewerking in staat gestel om die straal terug te voer na sy lanseerpunt, naby waar gewelddadig veranderlike straling van oor die elektromagnetiese spektrum ontstaan.

Die resultate word in die komende uitgawe van Sterrekunde & Astrofisika op 7 April 2020.

Die EHT-samewerking gaan voort met die onttrekking van inligting uit die baanbrekende data wat in April 2017 in sy wêreldwye veldtog versamel is. Een doelwit van die waarnemings was 'n sterrestelsel van 5 miljard ligjare weg in die sterrebeeld Maagd wat wetenskaplikes as 'n kwasar klassifiseer omdat 'n ultra-helder bron van energie in sy middelpunt skyn en flikker soos gas in 'n reusagtige swart gat val. Die teiken, 3C 279, bevat 'n swart gat wat ongeveer 'n miljard keer massiewer is as ons son. Tweeling vuurvliese-agtige plasma-stralers breek uit die swart gat en skyfstelsel teen snelhede naby die ligspoed: 'n gevolg van die enorme kragte wat ontketen word, aangesien materie in die geweldige swaartekrag van die swart gat daal.

Om die nuwe beeld vas te lê, gebruik die EHT 'n tegniek genaamd baie lang basislyninterferometrie (VLBI), wat radioskottels regoor die wêreld sinkroniseer en verbind. Deur hierdie netwerk te kombineer om een ​​groot virtuele teleskoop op aarde te vorm, is die EHT in staat om voorwerpe van so klein as 20 mikroboogsekondes aan die hemel op te los - die ekwivalent van iemand op aarde wat 'n lemoen op die maan identifiseer. Data wat op al die EHT-webwerwe regoor die wêreld aangeteken word, word na spesiale superrekenaars by MPIfR en na die Haystack Observatory van MIT vervoer, waar dit saamgevoeg word. Die gekombineerde datastel word dan noukeurig gekalibreer en geanaliseer deur 'n span kundiges, wat EHT-wetenskaplikes dan in staat stel om beelde met die fynste besonderhede van die aardoppervlak te produseer.

Vir 3C 279 kan die EHT funksies fyner meet as 'n ligjaar, sodat sterrekundiges die straal na die aanwasskyf kan volg en die straal en skyf in aksie kan sien. Die nuut ontleed data toon dat die normaal reguit straal 'n onverwagte gedraaide vorm aan die basis het, en kenmerke vertoon loodreg op die straal wat geïnterpreteer kan word as die pole van die aanwasskyf waar die strale uitgeskiet word. Die fyn besonderhede in die beelde verander oor opeenvolgende dae, moontlik as gevolg van die draaiing van die aanwasskyf, en versnippering en die versuim van materiaal, verskynsels wat van numeriese simulasies verwag word, maar nog nooit tevore waargeneem nie.

Animasie wat 'n zoom in 3C 279 en die straalbewegings binne een week wys. Krediet: Event Horizon Telescope

Jae-Young Kim, navorser by MPIfR en hoofskrywer van die referaat, is entoesiasties en terselfdertyd verbaas: "Ons het geweet dat elke keer as u 'n nuwe venster na die heelal oopmaak, iets nuuts kan vind. Hier, waar ons verwag het om vind die gebied waar die straal vorm deur na die skerpste beeld moontlik te gaan, ons vind 'n soort loodregte struktuur. Dit is soos om 'n heel ander vorm te vind deur die kleinste Matryoshka-pop oop te maak. "

Avery Broderick, 'n astrofisikus wat by die Perimeter Institute werk, verduidelik: "Vir 3C 279 is die kombinasie van die transformatiewe resolusie van die EHT en die nuwe berekeningsinstrumente vir die interpretasie van sy data 'n openbaring. Wat 'n enkele radiokern was, is nou opgelos twee onafhanklike komplekse. En hulle beweeg — selfs op skale so klein soos ligmaande, jaag die straal in 3C 279 teen meer as 99,5% van die ligspoed na ons toe! '

As gevolg van hierdie vinnige beweging, blyk dit dat die straal in 3C 279 ongeveer 20 keer die ligspoed beweeg. "Hierdie buitengewone optiese illusie ontstaan ​​omdat die materiaal na ons toe jaag, die lig wat dit uitstraal, najaag en laat lyk asof dit vinniger beweeg as wat dit is," verduidelik Dom Pesce, 'n postdoktorale genoot by die Centre for Astrophysics | Harvard & Smithsonian (CfA). Die onverwagse meetkunde dui op die teenwoordigheid van bewegende skokke of onstabiliteite in 'n gebuigde, draaiende straal, wat ook die uitstoot van hoë energie soos gammastrale kan verklaar.

Anton Zensus, direkteur van die MPIfR en voorsitter van die EHT-samewerkingsraad, beklemtoon die prestasie as 'n wêreldwye poging: "Verlede jaar kon ons die eerste beeld van die skaduwee van 'n swart gat voorstel. Nou sien ons onverwagte veranderings in die vorm van die straal in 3C 279, en ons is nog nie klaar nie. Soos ons verlede jaar gesê het: dit is net die begin. '

"Die EHT-reeks verbeter altyd," verduidelik Shep Doeleman van die CfA, EHT Founding Director. "Hierdie nuwe kwasarresultate toon aan dat die unieke EHT-vermoëns 'n wye verskeidenheid wetenskaplike vrae kan aanspreek, wat net sal groei namate ons voortgaan om nuwe teleskope by die skema te voeg. Ons span werk nou aan 'n volgende generasie EHT-skikking wat baie verskerp die fokus op swart gate en laat ons die eerste swartgatflieks maak. '

Kanse om EHT-waarnemingsveldtogte uit te voer, vind een keer per jaar in die vroeë Noord-lente plaas, maar die veldtog Maart / April 2020 moes gekanselleer word in reaksie op die CoViD-19 wêreldwye uitbraak. In die aankondiging van die kansellasie het Michael Hecht, sterrekundige van die MIT / Haystack Observatory en adjunkprojekdirekteur van die EHT, tot die gevolgtrekking gekom dat: "Ons sal nou ons volle konsentrasie wy aan die voltooiing van wetenskaplike publikasies uit die 2017-gegewens en duik in die ontleding van data wat met verbeterde EHT-skikking in 2018. Ons sien uit na waarnemings met die EHT-skema wat in die lente van 2021 uitgebrei word tot elf sterrewagte. "


ALMA debuteer met hoë resolusie-resultate

Die opwindende resultate van die hoogste resolusie-toetsveldtog wat die Atacama Large Millimeter / Submillimeter Array (ALMA) nog probeer het, word in 'n onlangse reeks van vier artikels uiteengesit.

Animasie (klik om te kyk) van die asteroïde Juno soos gesien in mm golflengtes deur ALMA se Long Baseline Campaign. Beeldkrediet: ALMA (NRAO / ESO / NAOJ)

ALMA se verskeidenheid antennas kan so ingestel word dat die basislyn van die gesimuleerde teleskoop so klein as 150 m of so groot as 15 km dwars is. In sy kleiner konfigurasies bestudeer ALMA die grootskaalse struktuur van koue voorwerpe in die Heelal - en dit is hoe die skikking gebruik is sedert die eerste operasies in 2011, maar ALMA het nou begin om sy langbasis-konfigurasie te toets, waarin dit in staat is om waarnemings met die hoogste resolusie te maak en die kleinskaalse struktuur van voorwerpe in detail te bestudeer.

Die teikens

ALMA se Long Baseline-veldtog, wat einde 2014 uitgevoer is, het vyf wetenskaplike teikens waargeneem met behulp van 22–36 antennas wat gerangskik is met 'n basislyn van tot die volle 15 km. Die teikens is gekies om die perke van ALMA se vermoëns te verskuif: elke teiken het 'n klein hoekgrootte (minder as twee boogsekondes) met fynskaalse struktuur wat in vorige waarnemings grotendeels onopgelos is. Twee van die teikens, die veranderlike ster Mira en die aktiewe sterrestelsel 3C138, is hoofsaaklik gebruik vir kalibrering en vergelykings van ALMA-data met dié van ander teleskope. Die oorblywende drie teikens het nie net ALMA se vermoëns getoon nie, maar ook gelei tot nuwe wetenskaplike ontdekkings.

ALMA se hoogste resolusie waarneming tot nog toe, van die sterrestelsel SDP.81 met swaartekrag. Die maksimum resolusie van hierdie beeld is 23 miljard sent. Beeldkrediet: ALMA (NRAO / ESO / NAOJ) B. Saxton NRAO / AUI / NSF

  • Juno is een van die grootste asteroïdes in ons sonnestelsel se belangrikste asteroïde gordel. ALMA se waarnemings van Juno is gedoen toe die asteroïde ongeveer 295 miljoen km van die aarde af was, en die tien beelde wat ALMA geneem het, is saamgevoeg in 'n kort animasie wat wys hoe die asteroïde deur die ruimte tuimel terwyl dit om die Son wentel. Die resolusie van hierdie beelde - genoeg om die vorm en selfs sommige oppervlakkenmerke van die asteroïde te bestudeer! - is ongekend vir hierdie golflengte.
  • HL Tau is 'n jong ster omring deur 'n protoplanetêre skyf. ALMA se gedetailleerde waarnemings van hierdie streek onthul merkwaardige struktuur binne die skyf: 'n reeks ligte en donker konsentriese ringe wat aandui op planete wat gevang is tydens die vorming. Deur hierdie stelsel te bestudeer, sal dit ons help om te verstaan ​​hoe multi-planeet sonnestelsels soos ons eie vorm en ontwikkel.
  • Die stervormende sterrestelsel SDP.81 - geleë so ver weg dat die lig wat ons sien, uitgestraal is toe die heelal slegs 15% van sy huidige ouderdom was - word swaartekragtig in 'n kosmiese boog gelens, as gevolg van die maklike plasing van 'n nabygeleë voorgrondstelsel. Die kombinasie van die gelukkige belyning en die hoë resolusie van ALMA gee ons 'n skouspelagtige gedetailleerde beeld van hierdie verre sterrestelsel, wat ons in staat stel om die werklike vorm en die beweging daarin te bestudeer.

Die waarnemings van ALMA se eerste toets van sy lang basislyn toon dat ALMA in staat is om die transformasiewetenskap te doen wat hy belowe het. Soos ons gereed maak vir die volgende siklus van waarnemings, is dit duidelik dat opwindende tye voorlê!

Aanhaling:

ALMA Partnership et al. 2015 ApJ 808 L1, L2, L3 en L4. Fokus op die ALMA-lang basisveldtog


Figuur 3

Die kontinuumsensitiwiteite, as 'n funksie van golflengte, van SOFIA se middel- tot ver-infrarooi instrumentesuite. Getoon word die 4 σ minimum waarneembare kontinuumvloeidigthede vir puntbronne in jansky's vir 900 s integrasietyd.


2 VLBI-modellering van die struktuur van Sgr A *

Tradisionele VLBI-beeldvorming begin met die korrelasie van data wat geneem is op 'n verskeidenheid radioteleskope, wat komplekse korrelasiekoëffisiënte vir elke antenna-antenne-basislyn oplewer vir elke integrasietyd en bandwydtekanaal. Elke basislyn, tyd en frekwensiepunt kan in 'n (u, v) vlak geplaas word met asse wat die geprojekteerde basislynlengtes (gemeet in golflengtes) in die noord-suid- en oos-wes-rigting voorstel. 'N Enkele basislyn spoor 'n elliptiese baan in hierdie vlak uit terwyl die aarde draai, en verskaf korrelasiemetings vir baie basislengtes en oriëntasies (sien Figuur 3 vir 'n voorbeeld). Interferometriese beelding hang af van die feit dat die (u, v) vlak en die "hemel" vlak Fourier Transform pare is, sodat die gekalibreerde korrelasie data van die (u, v) vlak getransformeer word om 'n lugbeeld te maak. Hierdie beeld moet gewoonlik 'n verdere proses van ontbinding ondergaan om die effekte van yl steekproefneming in die (u, v) vlak te verwyder.

Fase- en amplitudekalibrasie van VLBI-data veronderstel dat kalibrasieparameters 'gestasioneer' kan word, sodat die regte kalibrasie vir 'n basislyn die produk is van twee komplekse winste, een vir elke antenne in die basislyn. Dit is 'n geldige manier om die skikkingrespons onder die meeste omstandighede te beskryf. Ongelukkig kan dit moeilik wees om kalibrasiemetings te kry met die frekwensie of die akkuraatheid wat nodig is om 'n hoë gehalte beeld te lewer. Met hierdie aanname van stasiegebaseerde kalibrasie kan 'n mens egter twee hoeveelhede bereken wat onafhanklik van die kalibrasie is, die sluitingsfase en die sluitingsamplitude. Die sluitingsfase is 'n som van die interferometriese fase rondom 'n driehoek antennas (drie basislyne in 'n geslote lus) alle bronne van stasiegebaseerde foute kanselleer en laat 'n hoeveelheid agter wat direk verband hou met die bronstruktuur. Net so word die sluitingsamplitude bereken deur die verhouding van produkte van komplekse korrelasiedata te vorm rondom 'n geslote lus van vier antennas (Figuur 1).

Figuur 1: Sluitingshoeveelhede gebruik in VLBI-analise. Links toon driehoek stasies waaroor die sluitingsfase bereken word. Basislyn 12 is gemerk met die gemete komplekse korrelasie vir die antennepaar. Aan die regterkant is 'n vierhoek van basislyne wat gebruik word om 'n sluitingsamplitude te bereken. Uitdrukkings vir elke sluitingshoeveelheid is onder elke diagram. Sluitingshoeveelhede is onafhanklik van die kalibrasie van die antennas in die skikking. (Klik hier vir 'n PostScript-weergawe.)

Kalibrasie is veral moeilik vir mm VLBI-eksperimente en meer nog vir mm VLBI-eksperimente wat op Sgr A * gerig is. Bydraes tot foute in die kalibrasie sluit in lae sensitiwiteit, veranderlike atmosferiese dekking, veranderlike atmosferiese baanlengte, antennas vervorming onder swaartekrag en antenna-rigtingfoute. Hierdie probleme is des te erger vir die geval van Sgr A *, wat slegs op lae hoogte vanaf die Noordelike Halfrond waargeneem word. Dit is dus verkieslik om die sluitingshoeveelhede direk te modelleer en 'n X 2-minimalisering uit te voer om die waarskynlikste struktuur te bepaal gegewe 'n familie van geparametreerde bronmodelle. Die relatief eenvoudige struktuur van Sgr A * en die relatiewe klein aantal VLBI-datapunte maak hierdie benadering rekenaarmatig hanteerbaar en 'n doeltreffende manier om strukturele asimmetrieë en afwykings van die verspreidingswet te soek.


Is daar werk aan die gang om die lang basiese vermoëns van die Event Horizon Telescope tot by die sub-millimeter golflengtes te stoot? - Sterrekunde

Namens die Amerikaanse Newton X-ray Multi-Mirror Observatory (XMM-Newton) gebruikersgemeenskap, die US Instrument Teams, die NASA / GSFC Guest Observer Facility, en die NASA XMM-Newton Education and Public Outreach-program, versoek ons ​​befondsing vir die volgehoue ​​ondersteuning van die Amerikaanse deelname aan die Europese Ruimte-agentskap XMM-Newton-sending. Die redes daarvoor is dwingend: die buitengewone wetenskaplike terugkeer, die komplementariteit van XMM-Newton en Chandra-waarnemings, en die besonder lae koste vir NASA om Amerikaanse sterrekundiges toegang tot die XMM-Newton-waarnemings van die Great Observatory te gee. Die Amerikaanse astronomiese gemeenskap se reaksie op die eerste twee geleenthede om XMM-Newton Guest Observer-voorstelle in te dien, was uitgebreid. Ongeveer een derde van die voorstelle in albei AO's het Amerikaanse PI's. In die eerste aankondiging van die kans was hul sukses skouspelagtig, met twee derdes van die aanvaarde voorstelle wat Amerikaanse PI's of Co-Is gehad het. ESA het nie die hulpbronne om ondersteuning aan die groot basis van XMM-Newton-gebruikers te bied nie, en is op soek na die Amerikaanse GOF om ondersteuning aan die Amerikaanse gemeenskap te verleen. XMM-Newton-waarnemings het uitstekende data verkry vir die bestudering van 'n wye verskeidenheid astrofisiese verskynsels wat hoofsaaklik die NASA-struktuur en evolusie van die heelal-tema ondersteun. Die volgende bladsye gee 'n uiteensetting van die wetenskaplike opgawe wat XMM-Newton gelewer het, en steeds sal lewer, die aktiwiteite van die Amerikaanse instrumentspanne, die dienste wat deur die NASA / GSFC GOF, NASA XMM-Newton E / PO-aktiwiteite gelewer word, en die voorgestelde begroting.

XMM-Newton is die tweede hoeksteen in die Horizon 2000-program van die Europese Ruimteagentskap (ESA). XMM-Newton is op 10 Desember 1999 bekendgestel en is in volle werking. Meer as 1500 teikens is waargeneem, met nou meer as 70% wat gemiddeld doeltreffend is. Meer as 125 referate is gepubliseer. Alle wetenskaplike gegewens word openbaar gemaak na die verstryking van die eie periode - een jaar vir Guest Observer (GO) -data. Die XMM-Newton-argief is op 15 April 2002 geopen en daar is meer as 310 waarnemings beskikbaar vanaf 1 Mei. ESA borg die XID-program deur middel van die Survey Science Center (SSC) vir 'n maksimum voordeel vir die wetenskapgemeenskap. Die XID-program is ontwerp om optiese opvolg van serendipitous X-straalbronne wat deur die EPIC CCD-kameras opgespoor word, te identifiseer en uit te voer. Alle XID-resultate sal publiek beskikbaar wees via die wetenskapsargief by die XMM-Newton SOC.

XMM-Newton het voldoen aan sy verwagtinge van hoë deurset-röntgen-spektroskopie vir die grootste verskeidenheid astrofisiese bronne, van komete tot kwasars. Die gegewens wat in die eerste twee jaar van die werk verkry is, is slegs 'n voorsmakie van wat moontlik is. Die enorme argief van ontsaglike bronne is nog nie ten volle benut nie, en die Amerikaanse GO-gemeenskap begin net met die wetenskaplike ontleding van hul data. Net soos ASCA en ROSAT daarvoor, het XMM-Newton nog baie produktiewe jare. Die kombinasie van Chandra, Astro-E2 en XMM-Newton gee die wêreldgemeenskap die beste moontlike kombinasie van hoë hoekoplossing, hoë deurset en hoë spektrale resolusie. Gegewe die sukses van die Amerikaanse gemeenskap in die eerste AO en die hoë druk op die voorstel (ongeveer agt keer te veel ingeskryf), word XMM-Newton duidelik beskou as een van die wêreld se voorste astronomiese sterrewagplekke, en sal dit ook in die afsienbare toekoms bly. . Sonder Amerikaanse gemeenskapstoegang tot XMM-Newton sal Amerikaanse wetenskaplikes op baie navorsingsgebiede 'n ernstige nadeel hê.

Die wetenskaplike doelstellings en prestasies van XMM-Newton is direk reageer op die NASA-kantoor vir ruimtewetenskaplike strategiese plan. Met betrekking tot tabel II van die plan http://www.hq.nasa.gov/office/codez/plans/SSE00plan.pdf (bladsy 15), bied XMM-Newton unieke of belangrike data vir al die eerste drie elemente, en 'n deel van die element oor sonveranderlikhede. XMM-Newton laat studie toe van die fundamentele prosesse van neutronsterre en swart gate, die skepping van die elemente in supernova-ontploffings, die verspreiding van die elemente in supernova-oorblyfsels en sterrestelselstelsels, die ontwikkeling van die elemente op die grootste skaal in trosse en groepe sterrestelsels, en die verspreiding van donker materie in trosse, groepe en elliptiese sterrestelsels. Die studie van die aard van aktiewe sterre laat direkte vergelyking met die vroeë sonnestelsel en stervormende streke toe om die oorsprong en evolusie van sterrestelsels te verstaan. XMM-Newton het die posisies en spektrale eienskappe van gammastraalbarstings bepaal en relativistiese prosesse van neutronsterre tot kwasars ondersoek. XMM-Newton bied ook die unieke vermoëns van die Optical Monitor (OM) wat UV en optiese data gelyktydig met die X-straalinstrumente verkry. Alhoewel daar 'n sterk potensiële oorvleueling in die wetenskapsgebiede van Chandra en XMM-Newton is, is elke missie anders geoptimaliseer in die vyf-dimensionele ruimte van hoekoplossing, banddoorgang, versamelarea, spektrale resolusie en tydsvermoë. Dit is dus moeilik om die gebiede waarop die een missie beter of minderwaardig is as die ander, presies te definieer, maar die wêreldwye astronomiese gemeenskap het besluit dat albei belangrik is met elke missie wat meer as 800 voorstelle per AO-siklus ontvang.

XMM-Newton is ontwerp om astrofisiese voorwerpe oor die keV-band waar te neem. Die groot versamelgebied en die hoogs elliptiese baan laat lang ononderbroke waarnemings van X-straalbronne met 'n ongekende sensitiwiteit toe. Die sterrewag bestaan ​​uit drie gekombineerde teleskope met 'n hoë deurset 7,5 m-brandpuntlengte en 'n hoekoplossing van HPD (FWHM). XMM-Newton bied beelde oor 'n gesigsveld met behulp van die European Photon Imaging Camera (EPIC) -detektors, wat CCD-skikkings is (twee MOS-tipe en een PN-tipe). Hoëresolusiespektra () word voorsien deur die Reflection Grating Spectrometers (RGS) wat die helfte van die straal van twee röntgenteleskope (die met die EPIC MOS-detektore) aflei. Die sesde instrument is die Optical Monitor (OM), 'n optiese / UV-teleskoop van 30 cm wat saamgevoeg is in die 1600-6500 & # 197-band. Alle wetenskaplike instrumente werk gelyktydig en bied besonder ryk datastelle. Al die detektore kan op verskillende maniere bestuur word, sodat hulle 'afgestem' kan word op die gewenste wetenskaplike behoeftes, hoekig, spektraal en tydelik, van 'n gegewe waarneming. Bronposisies vir flou XMM-Newton-bronne het 'n RMS-onsekerheid oor die hele veld. Die kalibrasie akkuraatheid het die 5% vlak bereik binne en tussen die EPIC MOS, PN en RGS, en beloof om aansienlik te verbeter.

Gedurende die eerste 18 maande na die bekendstelling het 'n verskeidenheid sagteware- en grondsegmentprobleme vinnige aflewering van data aan die GO-gemeenskap voorkom. Hierdie probleme is teen die herfs van 2001 opgelos, en meer as 93% van alle waarnemings word nou binne ses weke na waarneming gelewer. Die instrumente funksioneer perfek, behalwe vir drie afwykings: in die eerste nege maande van die operasie het twee van die 18 skyfies in die RGS misluk en die OM het 'n dwaalligprobleem en 'n ietwat verminderde UV-sensitiwiteit. Na hierdie aanvanklike probleme het daar egter geen ander blywende probleme voorgekom nie. Die ruimtetuig werk normaal en is stabieler as wat voor die lansering verwag is. Gedetailleerde analise van die instrumentprestasie toon dat die verwagte leeftyd van die instrumente ooreenstem met die ramings voor die bekendstelling van meer as tien jaar.

Sedert die bekendstelling van XMM-Newton is die relatiewe tydsverdeling tussen die kalibrasie- en prestasieverifikasie (Cal / PV), die gewaarborgde tyd (GT) en GO-tyd sterk gewysig van die oorspronklike plan as gevolg van die probleme met die sendingwerk. Dit het gelei tot baie laer as verwagte waarnemingsdoeltreffendheid gedurende die eerste bedryfsjaar. ESA het op advies van sy wetenskaplike beleidskomitee besluit om die GT-program teen Januarie 2003 te voltooi. Hierdie beleid verleng die periode van AO-1 vir die GO-gemeenskap effektief.

Die XMM-Newton GO-program is volledig oop vir Amerikaanse deelname (insluitend Amerikaanse deelname aan portuurbeoordelings). Voorstelle in reaksie op die AO vir die eerste siklus van openbare waarnemings (AO-1) moes in April 1999 verskyn en die voorstelle vir AO-2 moes in 2001 in Oktober verskyn. Daaropvolgende AO's sal jaarliks ​​plaasvind (met AO-3 as gevolg van ongeveer Maart 2003). Die portuurbeoordeling van AO-2 is vertraag as gevolg van die ESA-besluit rakende die voltooiing van die GT-program, en die verwagting is dat die resultate teen middel Julie bekend sal wees.

Europese fotoniese beeldkameras (EPIC)

Die EPIC-instrumente bied die X-straalbeeldingsfunksies vir die XMM-Newton-sterrewag, en is komplimentêr vir Chandra se beeldvormers met 'n aansienlik groter effektiewe oppervlakte en gesigsveld, maar met 'n laer hoekoplossing. Die EPIC MOS- en PN-instrumente funksioneer nominaal, met die hoek- en energie-resolusie soos ontwerp. In periodes met 'n lae agtergrond is die agtergrondsyfers in ooreenstemming met die vooruitskatting. Soos met Chandra, is daar tussenposes wanneer die agtergrondspoed aansienlik verhoog as gevolg van sagte protone. Ongeveer 10% van die totale tyd word besmet deur sulke fakkels, soortgelyk aan Chandra.

Alle EPIC-werkswyses is geverifieer, insluitend die burst- en tydsberekeningmodusse van die PN en die venstermodusse van die MOS en PN. Die agteruitgang van die energie-resolusie deur sondeeltjies (die toename in CCD-lading-oordrag-ondoeltreffendheid, CTI) is soos verwag voor die lansering, en die instrument moet ten minste 'n leeftyd van tien jaar hê.

Totale energieband keV
Gesigveld deursnee
PSF FWHM, HPD
Tydsoplossing 7 s tot 2,5 s, modus afhanklik
Spektrale resolusie 55 eV by 1 keV
Sensitiwiteit ergs cm s
Effektiewe gebied 2484 cm by 1,5 keV

Weerkaatsingsspektrometers (RGS)

Twee RGS-eenhede bied 'n hoë-deurvoer, hoë resolusie spektroskopie van puntagtige en matig uitgebreide bronne. Beide RGS-instrumente werk nominaal, met die uitsondering van een CCD op elke RGS. Die verlore CCD's dek egter verskillende golflengtebande, dus die verlies aan wetenskaplike vermoë is minimaal.

Die spektroskopiese resolusiekrag wissel van 200 tot 800 oor die keV-band en is tussen die HETG- en LETG-spektrometers op Chandra, maar met 'n aansienlik hoër effektiewe oppervlakte (tellings is gewoonlik hoër). Met sy buitengewoon groot verspreidingshoeke het die RGS 'n unieke vermoë vir spektroskopie van matig uitgebreide bronne (volle spektrale resolusie vir brondiameters tot, en nuttige resolusie vir bronne tot in radius), wat met groot sukses toegepas is.

Soos met EPIC, neem die CTI van die RGS CCD's mettertyd stadig toe. Die toename is op die vlakke wat in die ontwerp begroot is, wat daarop dui dat die RGS CCD's funksioneel moet bly gedurende die beplande tien jaar leeftyd van die missie.

Totale energieband & # 197 (keV)
Gesigveld (in kruisverspreiding)
Tydsoplossing 16 ms tot 9 s, modus afhanklik
Spektrale resolusie 0.06 Å (-1), 0.04 Å (-2)
Sensitiwiteit ergs cm s
Effektiewe gebied 180 cm by 15 & # 197 (-1, -2 komb.)

Die OM is 'n 30 cm Ritchey-Chretien optiese / UV-teleskoop wat saamgestel is met die X-straalteleskope, en kan gelyktydige optiese / UV-beeldvorming, spektroskopie en fotometrie met die X-straaldata verskaf. Dit is 'n vermoë wat deur geen ander sterrewag ooreenstem nie. Die mikro-kanaal-versterkte foton-tel CCD-detector laat presiese tydsberekening toe met 'n resolusie van 0,5 s (met werk aan die gang vir 'n resolusie van 0,05 s). Die OM het 'n wye verskeidenheid modi, maar beslaan basies 'n gesigsveld, sensitief in die 1600-6500 & # 197-band, met 'n hoekoplossing van. Die sensitiwiteit in die 3000-6500 & # 197-band is soos verwag, maar die UV-sensitiwiteit is verlaag in vergelyking met berekeninge voor die bekendstelling. Daar was mettertyd geen verandering in die uitvoering van instrumente nie.

Totale bandwydte & # 197 (6 bande)
Spektrale bandwydte & # 197 (twee grismes)
Sensitiwiteitsperk V = 23,5 m in 1 ks
Gesigveld
PSF (FWHM) (filter afhanklik)
Tydsoplossing 0,5 s (sal 0,05 s wees)
Spektrale resolusie 5.0 / 10.0 & # 197 (twee grismes)
Ruimtelike resolusie / pixel
Helderheidsperk V 7,4 m (filterafhanklik)

Vanweë die rykdom van XMM-Newton-data en -resultate, het ons gefokus op 'n klein aantal van die mees interessante resultate wat ons glo. Ons het probeer om 'n paar van die breë wetenskap wat XMM-Newton uitgevoer het en in staat is, voor te stel, maar ons besef dat dit daartoe gelei het dat ons redelik selektief was. Aangesien daar altesaam meer as 1700 XMM-Newton GO-voorstelle was, is die breedte en diepte van die XMM-Newton-wetenskap verteenwoordigend van 'n 'Great Observatory' soos Chandra of Hubble. Sommige van die breedte van XMM-Newton kan gesien word in die opsommings vir die ESTEC-byeenkoms in November 2001 "New Visions of the X-ray Universe in the XMM-Newton and Chandra era" http: //www.estec.esa. nl / conferences / 01C12 /, die spesiale uitgawe van Sterrekunde en Astrofisika gewy aan XMM-Newton-resultate (Volume 365), en die GOF-publikasielys http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xmm/xmmhp_bibliography.html

1.1 Aktiewe galaktiese kern

'N Groot deel van die XMM-Newton-waarnemingstyd het na hierdie veld gegaan, en die vroeë resultate is in ooreenstemming met die waarnemingstyd met meer as 35 gepubliseerde referente. Ons het gefokus op vier fundamenteel nuwe ontdekkings.

Sedert die vroeë ontdekkings van AS K van relatief-uitgebreide Fe K-lyne, is daar nog steeds gedetailleerde interpretasieprobleme. XMM-Newton het 'n groot bydrae gelewer op hierdie gebied. In die geval van MCG-6-30-15 het Wilms et al. (2002) het getoon dat die lyn so breed is dat 'n groot deel van die streek wat dit produseer, uiters naby die sentrale voorwerp moet lê, wat die swart gat vinnig moet laat draai. Die intensiteit en vorm van die lyn strook nie met die oorsprong van 'n uitwendig verligte aanwasskyf nie, en die outeurs stel voor dat 'n groot fraksie van energie afkomstig is van direkte onttrekking uit die swart gat eerder as van aanwas.

Figuur 1: Die onderste paneel toon die 2-10 keV-data op NGC 4051 geneem met die PN (kurwe) en RXTE (diamante, genormaliseer na die PN-data). Die boonste paneel toon die OM UV-data (soliede sirkels) met die herverwerkingsmodel (Mason et al. 2002).

Ondanks die uitgebreide optiese en X-straaldata wat voorheen op AGN verkry is, word die verband tussen hierdie twee bande nie goed verstaan ​​nie. Die "weerkaatsingskontinuum" wat in baie Seyfert 1-sterrestelsels voorkom, dui sterk daarop dat 50% van die totale X-straal-energie herwerk word tot UV- en optiese lig. In die mees gedetailleerde studie tot nog toe het Nandra et al. (1999) het getoon dat daar geen korrelasie tussen X-straal- en UV-ligkrommes in die RXTE- en IUE-waarneming van NGC 7469 was nie. In 'n 1,5-dag XMM-Newton-waarneming van NGC 4051 ('n Seyfert I-sterrestelsel met 'n lae helderheid), het Mason et al. . (2002) rapporteer dat die UV die X-straal met d agterlaat (baie langer as wat verwag is vir 'n aanwasskyf), en dat% van die totale UV-vloei afkomstig is van die herverwerkte komponent (Figuur 1). 'N Meetkundige model van die herverwerkingsgebied dui daarop dat dit ringvormig is, minder as 20% van die sentrale bron beslaan, ligdae van die sentrale voorwerp af is, en dat dit gradueel tot die siglyn neig. Die onvermoë om hierdie korrelasie in vorige studies op te spoor, was waarskynlik die gevolg van onvoldoende steekproefneming en 'n te kort basislyn.

Figuur 2: RGS1 (rooi) en RGS2 (blou) spektra van NGC 1068. Lynetikettering dui die finale toestand ioon aan. Alle H-agtige () en He-agtige (r, i en f) hooforde-reëls is gemerk (Kinkhabwala et al. 2002).

Die skouspelagtige XMM-Newton RGS-spektrum van NGC 1068 (Figuur 2) toon sterk, smal stralingsrekombinasie-kontinuas, wat impliseer dat die meeste sagte fotone in lae-temperatuur plasma (kT paar eV) ontstaan. Hierdie plasma word gefotografeer deur 'n afgeleide kernkontinuum (verduister langs ons siglyn). In vergelyking met suiwer rekombinasie, is daar 'n oormaat emissie in alle resonansielyne tot by die foto-elektriese rand, wat ook die belangrikheid van foto-opwinding aantoon. 'N Plasmakegel wat deur die kernkontinuum bestraal word, bied 'n opvallende pasvorm vir die H-agtige en He-agtige ioniese lynreeks, met afgeleide radiale ioniese kolomdigthede wat ooreenstem met onlangse waarnemings van warm absorbeerders in Seyfert 1-sterrestelsels. Hierdie gegewens en die Chandra-beelde impliseer dat die warm absorbeerder in NGC 1068 'n grootskaalse uitvloei is. Om die ioniese kolomdigthede te verklaar, is 'n breë verspreiding van die ionisasieparameter nodig, wat strek oor logge cm s. Dit dui op radiaal gestratifiseerde ionisasiesones of die bestaan ​​van 'n breë digtheidsverdeling (wat oor 'n paar orde strek) in elke radius.

Die XMM-Newton RGS het vir die eerste keer (in IRAS 13349 + 2438) 'n breë absorpsiefunksie rondom 16-17 & # 197 opgespoor wat geïdentifiseer is as 'n onopgeloste oorgangsreeks van 2p-3d binneste dopabsorpsie deur Fe (Sako et al. 2001) . Die M-dop-ione kom in 'n veel koeler medium as die ander X-straalabsorpsie-eienskappe, wat impliseer dat daar ten minste twee verskillende streke bestaan, waarvan een voorlopig geassosieer word met die medium wat die optiese / UV-rooiheid produseer.

Vanweë hul lae vloed en lae helderheid op die oppervlak, was die ruimtelike opgeloste spektroskopie van trosse met meer as een derde van die viriale radius, en groepe oor hul hele omvang, moeilik met Beppo-SAX en ASCA. Die belangrike wetenskaplike probleme van die massaverdeling, chemiese samestelling en afkoelingsvloei vereis die vermoëns van XMM-Newton.

Cooling Flows: Een van die verrassendste resultate van XMM-Newton het gekom deur die kombinasie van RGS-spektroskopie van koelstrome met EPIC-spektroskopiese beeldvorming. Alhoewel die verspreiding van die geprojekteerde temperatuur met die radius afgelei van die EPIC-data in ooreenstemming is met die deprojeksie-analise van ROSAT- en ASCA-data, is dit in stryd met die standaard koelvloeisteorie. Die gas is nie meerfase nie en vertoon baie minder koel materiaal as wat verwag is.

Die totale sagte X-straal-helderheid stem ongeveer ooreen met die voorspelde neerslagsnelheid, maar die verspreiding van die emissiemaatstaf is aansienlik steiler as die standaard koelvloeimodel (Peterson et al. 2002). Die verwagte emissielyne van O VII, Fe XVII en Fe XX vanaf 'n isobariese koelvloeimodel is eenvoudig nie teenwoordig nie, maar Fe XXII, Fe XXIV en ander lae-energie-lyne vanaf gas teen 50% word op die voorspelde vlak waargeneem . Soortgelyke resultate word verkry uit elliptiese sterrestelsels (Xu et al. 2002).

Dit moet ses keer langer duur voordat gas in die warm fase van 8 tot 3 keV afkoel as om van 3 tot 0,1 keV af te koel. Dit is dus verblydend waarom daar geen bewyse is vir verdere verkoeling nadat dit met 85% afgekoel het nie. Dit is moeilik om 'n dinamiese tydskaal te vind wat nou gekoppel is aan die verkoelingstyd, wat afhangend van die plaaslike plasmatoestande volgens variëteite kan wissel.

Virale massas trosse: Voor die bekendstelling van XMM-Newton was daar groot kontroversie oor die temperatuurprofiele in trosse (Markevitch et al. 1998, De Grandi & amp Molendi 2001 Ezawa et al. 1997 White 2000). Sommige ontledings het 'n universele temperatuurgradiënt aangedui, terwyl ander isotermiese gas aangedui het. Op grond van koue donker materie en hidrodinamiese simulasies het die teorie 'n faktor van twee daling in temperatuur van die middelpunt tot 50% van die viriale radius voorspel (Frenk et al. 1999). Dit is dus verbasend dat die XMM-Newton temperatuurprofiele vir 'n stel trosse (bv. Pratt et al. 2002) baie plat is tot by R. Dit sal waarskynlik 'n rewolusie vir ons begrip van die vorming van grootskaalse struktuur hê, en dit is 'n uitdaging vir die standaard modelle vir koue donker materie. Die data laat die totale gasmassa en die relatiewe breuk daarvan met radius vas. Onder die aanname dat trosse billike voorbeelde van die heelal is, plaas dit 'n boonste perk op die digtheid van die heelal op. Verder bevestig hierdie nuwe resultate die skaal tussen temperatuur en groepmassa wat ASCA gevind het, wat onder die teoretiese voorspellings lê.

Figuur 3: Die azimutiese gemiddelde EPIC-resultate vir die temperatuur-, O-, Si- en Fe-oorvloed in die NGC 4325-groep (Mushotzky et al. 2002).

Chemiese oorvloed: XMM-Newton laat die afleiding van die chemiese oorvloed van O, Si, S en Fe toe met 'n radius (bv. Tamura et al. 2001) in 'n redelike aantal trosse. By groot radiusse is die oorvloed konstant met radius, maar in die sentrale kpc is daar dikwels 'n skerp styging in Fe, maar nie in O nie. Die bepaling van die O-oorvloed vir 'n regverdige steekproef trosse (Kaastra et al. 2002) bied die eerste robuuste toets van die oorsprong van die elemente. 'N Oorheersing van tipe II SN-produkte bestaan ​​in die buitenste streke, met 'n sterk bydrae van tipe Ia's in die sentrale punt. Die eerste meting van die oorvloed in groepe (sien Figuur 3) toon 'n resultaat soortgelyk aan dié van ryk trosse - 'n plat oorvloedprofiel en klein veranderinge in die relatiewe oorvloed met radius.

High Redshift Systems: XMM-Newton is ideaal vir groot soeke na trosse (sien Figuur 4). Aanwysings het reeds gelei tot die opsporing van trosse by en die gedetailleerde studie van ten minste twee voorwerpe by (Hashimoto et al. 2002). Die opsporing van warm stelsels by sulke groot rooi verskuiwings is 'n sterk beperking op alle teorieë van struktuurvorming en 'n aanduiding van 'n lae digtheid heelal.

Figuur 4: Mosaïek in ware X-straalkleure van 'n groot vasthoek-opname. Rooi: sagte bronne (keV), blou: harde bronne (keV). Die individuele beelde het 'n deursnee van (Pierre et al. 2002).

XMM-Newton het fundamenteel nuwe inligting bekom oor X-straal-binaries in nabygeleë sterrestelsels, warm gas in elliptiese sterrestelsels, sterrestelselstelsels en die aard van diffuse emissie in nabygeleë spiraalstelsels en die Melkweg.

Sterrestelsels wat vinnig vorm: sterrestelsels en hul superwinde is belangrike bydraers tot die energieke en metaalverryking van die intergalaktiese medium (IGM). M82 is een van die naaste en helderste hiervan. Die RGS-data het 'n magdom sterk emissielyne in die spektrum getoon, afkomstig van 'n wye verskeidenheid spesies en temperature. Hierdie gegewens laat die chemiese samestelling van die sentrale streke deeglik vas, en ondersteun 'n direkte soeke na die ondertekening van die produksie van die elemente. Die EPIC-waarnemings het getoon dat die superwind uitstrek tot kpc bokant die skyf van die sterrestelsel. Hierdie waarnemings kan die massa en chemiese samestelling van die superwind beperk, wat 'n direkte toets vir die uitwerp van metale in die IGM moontlik maak. Slegs XMM-Newton het die kombinasie van hoekoplossing en versamelarea om die spektrum van die sterwindwind ver van die sterrestelsel af te lei. Vroeë resultate van die RGS-data vir NGC 253 toon dat die gas deur botsings uitstraal (Pietsch et al. 2001). Die sterk Fe XVII-lyne wat in die kernstreek gesien word, dui op die teenwoordigheid van 'n groot emissie van warm gas. As hierdie gas te wyte is aan die som van die supernova-oorblyfsels, is die geïmpliseerde SN-koers jr.

Die aard van X-straal-emissie van ultra-helder IR-sterrestelsels is in die ASCA- en ROSAT-era baie bespreek, en dit het sterk implikasies vir die oorsprong van die IR- en X-straal-agtergronde. Die XMM-Newton-data (Braito et al. 2002) dui aan dat hierdie voorwerpe meestal saamgestelde is, en dat almal hardemissie van 'n kragwetkomponent vertoon. In slegs 60% van die bronne is dit egter duidelik dat hierdie komponent 'n aktiewe sterrestelselkern is. Almal toon sagte uitstoot van warm gas wat deur stervorming geproduseer word. Hierdie voorlopige resultate stem ooreen met Chandra-waarnemings van ver-IR-SCUBA-bronne en ISO-waarnemings van XMM-Newton-harde X-straalbronne (Franceschini et al. 2002), wat toon dat% van die voorwerpe AGN-oorheers word slegs op grond van hul X-straal. helderheid. Soortgelyke resultate op drie ander voorwerpe is deur Sanders et al. (2002). Die bevestiging van waarnemings van XMM-Newton dat die saamgestelde aard van IR-geselekteerde sterrestelsels tot by die hoogste IR-helderheid strek, het sterk implikasies vir die aard van die hoogste rooiverskuiwingsvoorwerpe en die skepping van die eerste swart gate.

Nabygeleë normale spiraalvormige sterrestelsels: die XMM-Newton-data vir die M31-röntgenbinaries het 'n beter spektrale resolusie en soortgelyke sensitiwiteit as UHURU-waarnemings van binaries in die Melkweg! Vir die eerste keer kan verskynsels soos bars, dompels, fakkels, atol en Z-bronne in ander sterrestelsels bestudeer word (bv. Trudolyubov et al. 2002 Barnard et al. 2002).

Figuur 5: Links: RGS-spektrum van N103B (van der Heyden et al. 2002). Regs: RGS-spektrum van 1E0102.2-7219 (Rasmussen et al. 2001).

XMM-Newton het die spektrale parameters gemeet vir groot monsters van ultra-stralende X-straalbronne in nabygeleë sterrestelsels (Soria & amp Kong Kong 2002), en in kombinasie met Chandra-waarnemings het die eerste groot liggaam langtermyn-ligkurwes ontwikkel. Sommige van hierdie voorwerpe is kortstondig van aard. Die gelyktydige OM UV-beelde bied streng boonste perke vir moontlike massiewe stergenote.

In verskeie nabygeleë spirale het XMM-Newton diffuse gas in die kernstreke opgespoor. Hierdie gas word deur die lyn oorheers en het in die geval van M31 'n temperatuur wat ooreenstem met die viriale temperatuur van die bult (Shirey et al. 2001). In M81 is die gas meerfasig, met die grootste deel van die emissie-maatstaf by kT keV. Hierdie gastemperature dui aan dat die gas in ewewig is met die sentrale potensiaalput in hierdie sterrestelsels.

Elliptiese sterrestelsels: Die ISM in elliptiese sterrestelsels is 'n reservoir van sterremassaverlies en supernovas. Die gas is warm en in ewewig met die potensiaal van die donker materie. ASCA- en ROSAT-data kon nie die temperatuur of die oorvloed van die gas uniek bepaal nie weens die inherente ontaardings in lae resolusie-data. Hierdie beperkings is deur XMM-Newton oorkom (Xu et al. 2002). Die opsporing van opties dik Fe XVII-lyne het die termiese en ruimtelike modelle direk nagegaan. Die afgeleide oorvloed van O, Mg, Ne, N en Fe het sub-son-oorvloed vir al die elemente getoon, en son- of onder-sonverhoudings van [O-Mg / Fe]. Dit staan ​​in skerp kontras met wat verwag word van die gas wat verryk word deur Type Ia-supernovas en sterre-massaverlies, en dit bied 'n sterk uitdaging vir die teorieë oor die oorsprong en evolusie van elliptiese sterrestelsels en Type Ia-supernovasnelhede. Die RGS-data bied die akkuraatste oorvloedbepaling tot dusver vir beide die sterre en die gas in elliptiese sterrestelsels.

1.4 SNR's, neutronsterre en PNe

As uitgebreide voorwerpe met hoë temperature en 'n komplekse hoeveelheid oorvloed en ionisasie-toestande, is supernovareste (SNR's) hoofvoorwerpe vir studies met XMM-Newton. Ruimtelik opgeloste SNR-spektra kan stratifikasie van uitwerpsels identifiseer, die voorste en omgekeerde skokstreke skei, ruimtelike variasies in temperatuur en ionisasie-toestande meet en soek na kompakte harde emissie wat verband hou met 'n pulsar of sy newel. Die XMM-Newton RGS bied 'n hoë resolusie spektroskopie van SNR's met radiuse so groot soos 'n paar boogminute. Dit laat die gebruik van lyndiagnostiek toe vir die bepaling van digtheid en ionisasie-toestande, en bied ook voldoende spektrale resolusie om snelhede te meet.

Plasmadiagnostiek: Plasmadiagnostiek is die kern van SNR-evolusiestudies. Hulle is die sleutels tot temperatuur-, ionisasie- en elementêre oorvloedmetings, wat lei tot 'n beter begrip van die stamvaderster, 'n akkurater maatstaf van al die verskillende elemente wat in die SN-ontploffing geproduseer word, asook hul relatiewe meng- en ionisasie-toestande. . Al hierdie studies vereis die XMM-Newton-vermoëns van groot versamelarea en hoë spektrale resolusie.

Die resultate is skouspelagtig. Figuur 5 toon die RGS-spektra van twee jong SNR's, N103B en 1E0102.2-7219. N103B vertoon 'n ryk spektrum wat dui op 'n meerfase plasma, terwyl nie-ewewig-ioniseringseffekte die 1E0102.2-7219 spektrum oorheers. Elementêre oorvloed is spoorsnyers van verskillende periodes in die geskiedenis van die evolusie van die SNR: die Fe L-lyne wat in 1E0102.2-7219 opgespoor word, spoor waarskynlik die opgeveegde massa op, en die afwesigheid van N dui daarop dat dit wat in die stamvader aanwesig was is in ander elemente ingebrand of voor die SN-geleentheid afgeblaas.

Figuur 6: EPIC-MOS-beelde van N132D in nou golflengtebande. Elke afbeelding is gemerk met die hooflyn-emitterende ioon in sy band (Behar et al. 2001).

Die smalbandige EPIC-beelde van N132D (Figuur 6) karteer die elementêre en temperatuurstruktuur in die oorblyfsel. Met die uitsondering van O, is die dominante deel van die sagte X-straalemissie afkomstig van geskokte ISM langs die suidoostelike en noordwestelike rand van die uitbreidende dop. Daarenteen word sterk Fe-K-emissie naby die sentrum bespeur, wat moontlik daarop dui dat die hoë-Z-uitwerping te hoog geïoniseer is om by langer golflengtes waargeneem te word. O is dwarsdeur die oorblyfsel teenwoordig, terwyl die helderste plek van O-emissie naby die noordoostelike rand is. Die O-emissie kan toegeskryf word aan lae temperature of aan warm, onlangs geskokte materiaal wat besig is om geïoniseer te word. Aan die ander kant toon die RGS-spektrum dat die interkombinasie lyn baie swak is, terwyl die rekombinasie en verbode lyne sterk is. Dit bevestig die warm ioniserende toestande en dui daarop dat die O-ryke gas nog besig is om geïoniseer te word.

XMM-Newton het indrukwekkende beelde van SNR's gelewer wat met foto's op ander golflengtes gekorreleer kan word, en gebruik om produksiemeganismes uit te skakel. So 'n studie is gedoen vir Cas A (Bleeker et al. 2001) en RCW 86 (Figuur 7). In albei gevalle dui die gebrek aan korrelasie tussen die XMM-Newton met hoë energie en die radiobeelde aan dat die harde X-strale wat in albei SNR's opgespoor word, nie afkomstig is van sinchrotronstraling nie, maar van nie-termiese bremsstrahlung wat deur 'n populasie supra-termiese gegenereer word. elektrone.

Figuur 7: Mosaïek van blootstellingskorrigeerde EPIC PN- en MOS-beelde wat die SW, SE en NW van RCW 86 bedek. Die beeld word gekleur deur die röntgenenergie: rooi - sag, groen - medium, blou - hard (Vink et al. 2002).

Samestellende en plerioniese SNR's: Deeltjies wat vanuit 'n sentrale pulsar ingespuit word, diffundeer deur die newel, die synchrotronverkoeling van die deeltjiepopulasie het 'n spektrum tot gevolg wat met radius moet versag. Hierdie variasie in die kragwetindeks met radius is bevestig deur XMM-Newton vir die krapnevel (Willingale et al. 2001) en ander krapagtige SNR's (Warwick et al. 2001 vir G21.5-0.9 Bocchino & amp Bykov 2001 vir IC443 ). Beide G21.5-0.9 en IC443 toon beelde 'n dowwe dop wat verder strek as die radioplerie. Die emissie is nie termies in G21.5-0.9 nie, maar kon nie uniek gekarakteriseer word in die geval van IC443 nie. Hierdie X-straal-stralekringe is verbysterend omdat die lang sinchrotron-leeftyd van die radio-emitterende deeltjies gewoonlik groter radio-newes tot gevolg moet hê.

Vir die eerste keer toon waarnemings van XMM-Newton aanduidings van termiese emissie van die buitenste gebied van die plerion, 3C58, wat die eerste effek van die ontploffingsgolf bied (Bocchino et al. 2001).Hierdie resultaat bied belangrike inligting oor baie jong pulsar-gedrewe stelsels. Metings wat met die RGS uitgevoer is (van der Heyden et al. 2001) het ook so 'n termiese dop in SNR 0540-69 onthul, wat 'n helder, vinnige pulsar bevat. Emissie van O, Ne en Fe wat verband hou met die dop van 0540-69 toon 'n skoksnelheid van meer as. Sodanige emissie kan dwingende beperkings bied op die ouderdom van die oorblyfsel, die skoksnelheid en die digtheid van die omgewing.

XMM-Newton EPIC is nuttig in studies van Galactic diffuse warmplasma-bronne. Guerrero et al. (2002) het die planetêre newel (PNe) NGC 7009 waargeneem en uitgebreide X-straalemissie in sy sentrale holte opgespoor. Die diffuse X-straal-emissie is afkomstig van die geskokte vinnige sterwind, en die spektra toon dat die temperatuur van die warm plasma K. is. Dieselfde outeurs bespeur ook 10 K-emissie van die WR-windblaas S308.

Gamma-straal-bars: die vinnige reaksietyd van XMM-Newton op ToO's het tot dusver drie vinnige waarnemings van die Gamma-Ray Burst-nagloed tot gevolg gehad. Die verkryging van data is binne 12 uur na die GRB-waarskuwing begin, en die data is binne 'n baie kort tydperk aan die gemeenskap beskikbaar gestel. XMM-Newton is op baie maniere die ideale sterrewag vir die bestudering van GRB X-straal-na-gloei-emissie: dit bied 'n groot deurset en bandwydte (insluitend opties / UV!), Gekombineer met 'n hoë spektrale resolusie sonder instrumentale afwegings. Hierdie kombinasie het reeds een moontlik baie interessante resultaat opgelewer. Die nagloedspektrum van GRB011211 wat in die PN-kamera waargeneem is, vir 'n kort 5000 s periode aan die begin van die ToO-waarneming, blyk diskrete emissie van die middel-Z elemente (Mg, Si, S, Ar, Ca) te toon, maar nie uit Fe (Reeves et al. 2002). Dit dui natuurlik op die oorvloedpatroon wat verwag word van nukleosintese in massiewe sterre, wat die eerste direkte verband tussen GRB's en massiewe sterre-evolusie sou wees.

X-straal-binaries: X-straal-binaries (XRB's) en kataklismiese veranderlikes (CV's) behels die grootste klas galaktiese X-straalbronne. Die neerslag van ballistiese materiaal op die oppervlak van 'n ontaarde ster lei tot oorvloedige X-straalemissie, hetsy vanaf die verhitte atmosfeer van die ster, of skokke bo die oppervlak. Hulle nabyheid, goed gedefinieerde binêre meetkunde en emissiegebied (wat oor die hele elektromagnetiese spektrum strek) lei tot 'n klas voorwerpe waar die velde van aanwas, magnetiese aktiwiteit, ontaarde plasmafisika en binêre evolusie mekaar ontmoet.

'N Onverwagse resultaat was die opsporing van Fe K-resonansieabsorpsielyne in drie XRB's met 'n hoë helling, wat daarop dui dat dit algemene kenmerke van aanwasstelsels met naby randskyfies kan wees (Parmar et al. 2002). Die kenmerke word geïdentifiseer met die K-absorptielyne van Fe XXV en Fe XXVI, en aangesien dit oor 'n wye reeks baanfases opgespoor word, is die absorberende materiaal waarskynlik geleë in 'n silindriese meetkunde met 'n as loodreg op die aanwasskyf. Die materiaal wat verantwoordelik is, moet beperk word tot die sentrale bron, met 'n radius van 200 keer kleiner as die buitenste rand van die aanwasskyf. Ekwivalente breedtes neem toe tydens dips, wat ooreenstem met 'n kolom Fe-atome cm. Tot onlangs toe was die enigste XRB's wat smal X-straalabsorpsielyne vertoon, superluminale straalbronne, en daar is voorgestel dat hierdie kenmerke verband hou met die straalvormingsmeganisme. Dit blyk nou waarskynlik dat geïoniseerde Fe-absorpsie-eienskappe algemene kenmerke kan wees van aanwasstelsels met aanwasskywe.

'N Breë, skewe Fe K-emissielyn is opgespoor in die kortstondige bron X1650 50 (Miller et al. 2002), wat daarop dui dat hierdie stelsel 'n swart gat huisves. Die lynvorm dui op 'n steil skyfemissiwiteitsprofiel wat moeilik is om te verklaar aan die hand van 'n standaard aanwas-skyfmodel. Soortgelyk aan die XMM-Newton-data vir die Seyfert-sterrestelsel MCG 6-30-15, kan hierdie resultate verklaar word deur die onttrekking en verspreiding van rotasie-energie vanuit 'n swart gat via magnetiese verbinding met die binneste aanwas-skyf. As hierdie proses in albei bronne aan die gang is, sal 'n fundamentele voorspelling van algemene relatiwiteit bevestig word oor 'n faktor in die swartgatmassa.

Kataklismiese veranderlikes: Ondanks die alomteenwoordige aard daarvan, het CV's lae helderheid (ergss), en gedetailleerde X-straal-eksperimente was dus slegs moontlik op 'n klein steekproef met 'n hoë helderheid van die klas. Met sy hoëresolusie, hoë deursetkameras, sy vermoë om helder bronne in volle tydsberekening en spektrummodusse waar te neem, en sy gelyktydige optiese en UV-vermoëns, maak XMM-Newton 'n rewolusie in CV-sterrekunde.

'N Voorspelling wat al lank bestaan, dui daarop dat strome na skok in temperatuur en digtheid gestratifiseer word. Die RGS-data plaas veeleisende toetse op hierdie model. Figuur 8 vergelyk die beste gestratifiseerde modelpas met pasvorms vir een temperatuur. Die oorblywende klein residue in die onderste paneel is die gevolg van bestraling van die aanwas-kolom. Twee goed beperkte produkte van die pasvorm is die massa van die wit dwerg en die aanwas. Albei is fundamentele CV-eienskappe wat in die verlede moeilik was om te meet. 'N Voorbeeld van hierdie hoeveelhede is nodig om die interafhanklikheid van CV-verskynsels te verstaan, die oorsprong van die stelsels te bepaal en hul toekomstige evolusie te voorspel. Deur byvoorbeeld magnetiese veldsterktes vir CV's en enkele wit dwerge te vergelyk, is dit duidelik dat aanwas veld onderdruk. Massas en toetredingsyfers sal ons help om hierdie proses te verstaan. Uitbreiding van hierdie analise, Ramsay et al. (2001) het getoon dat termiese emissie van die witdwergoppervlak nie 'n standaardkenmerk van die CV-spektrum is nie. Hulle voer aan dat slegs die helder, hoë massa-oordragstelsels termiese spektra in die X-straalband uitstraal.

Figuur 8: Die RGS-spektrum van die magnetiese CV EX Hya met gestratifiseerde modelpas. Residue word in die onderste paneel getoon. Residue van 1- en 3-temperatuur MEKAL-modelpassings word in die middelste panele getoon (Cropper et al. 2002).

Optiese en UV-emissie wat deur die OM versamel word, ondersoek onafhanklik die siklotronemissie en die kouer atmosfeer van die voorskok-aanwasstroom en metgeselle. Wheatley & amp West (2002) het getoon dat die X-straal- en siklotron-emissiegebiede verskillende volumes beslaan, terwyl die siklotronstreek groter is. Na die opsporing van 'n unieke nuwe tipe röntgenopvlam van UZ For in 'n rustige toestand, het Still & amp Mukai (2001) en Pandel & amp Cordova (2002) tot die gevolgtrekking gekom dat dit 'n aanval eerder as koronale was. Albei resultate sou onmoontlik wees sonder gelyktydige OM-data.

ASCA-waarnemings het aangedui dat Ne in baie koronale bronne oorvloedig was, maar lynmengsels het nie afdoende metings toegelaat nie. Deur gebruik te maak van groot effektiewe area en dispersiewe spektroskopie, het XMM-Newton die argument oor die sogenaamde 'Inverse FIP' (First Ionization Potential) -effek (Brinkman et al. 2001) besleg. RGS-data op die RS CVn-stelsel HR 1099 het 'n toename in koronale oorvloed getoon met hul onderskeie FIP (elemente met 'n hoër FIP is meer volop), presies die teenoorgestelde van wat in die son waargeneem word. Hierdie resultaat is bevestig in die snelle rotator AB Dor (Guedel et al. 2001), wat albei anomaal sterk Ne IX-lyne vertoon. Audard et al. (2001) vind 'n omgekeerde FIP-effek in HR 1099 tydens rustigheid, maar 'n direkte FIP-effek tydens fakkels. Daar word vermoed dat hierdie fakkels direk geassosieer word met die proses van elementfraksionering in ster atmosfeer. Aangesien elemente met verskillende FIP's deur verskillende hoeveelhede geïoniseer sal word en dat die lae FIP-materiaal 'n groter waarskynlikheid het om langs magnetiese lusse te versnel en in die chromosfeer te versprei, is daar 'n hoër hoeveelheid hoë FIP-deeltjies in die onderste atmosfeer wat in die korona deur fakkels.

'N XMM-Newton RGS-waarneming van die Wolf-Rayet (WR) -ster WR110, wat geen bekende metgesel het nie, toon 'n onverwagse en onverklaarbare harde röntgenkomponent (gelykstaande aan 'n 3 keV termiese plasma). Die analise (Skinner et al. 2002) toon dat die helfte van die vloed van die ster afkomstig is van die harde komponent. Gelyktydige VLA-waarnemings het die atmosfeer ondersoek en sluit die moontlikheid uit dat hierdie harde X-straal-emissie as gevolg van windskokke ontstaan, wat die raaisel van die oorsprong daarvan onopgelos het.

Waarnemings van die simbiotiese ster, Z And, wat kort na die uitbarsting verkry is, toon 'n komplekse spektrum met fotonenergieë tot ten minste 5 keV (Sokoloski et al. 2002). Deur gelyktydige FUSE-spectra te gebruik om die absorpsiekolom vas te stel, word 'n spektrum opgebou wat bestaan ​​uit 'n 80 eV swartliggaam, 'n 0,7 keV termiese plasma en 'n harde stert wat moontlik in geskokte winde kan ontstaan. 'N Opvolgwaarneming wat vyf maande later verkry is, sal die evolusie van die X-straalspektrum tydens die optiese agteruitgang openbaar.

Die diffuse X-straalagtergrond is die som van die emissie uit verskillende streke van warm plasma: die plaaslike ISM, die Galaktiese stralekrans, die plaaslike groep interklustermedium (ICM) en die warme IGM. Dit sluit ook die voorheen onopgeloste ekstragalaktiese agtergrond in wat nou bekend is meestal uit AGN (bv. Hasinger et al. 1998).

Studies van hierdie diffuse emissie benodig groot effektiewe oppervlaktes en groot vaste hoeke om voldoende tellings, lae detektoragtergrond en goeie hoekoplossing te bied om die besmetting van puntbronne te verwyder. XMM-Newton EPIC voldoen nie net aan al hierdie vereistes nie, maar die spektrale reaksie is tot op KV goed en dek die energieë waar die Galaktiese stralekrans en die warme IGM die maklikste waargeneem kan word.

'N Groot uitstaande kwessie is die oorsprong van die diffuse agtergrond op hoë Galaktiese breedtegrade in die keV-band. Slegs ongeveer 50% van die waargenome vloed kan toegeskryf word aan kosmologiese bronne wat onlangs opgelos is. Nog 10-20% van die waargenome vloed kan toegeskryf word aan Galaktiese emissie van termiese plasmas (en 'n klein hoeveelheid aan onopgeloste sterbydraes). Die bepaling van die oorsprong van die oorblywende breuk het beide kosmologiese en galaktiese implikasies.

Onlangs is die grootste beperkings op die eienskappe van hierdie warm plasmas bepaal deur absorpsiestudies. Beduidende O VII- en O VIII-resonansieabsorpsie by nul-rooi verskuiwing is gevind in diep RGS-blootstelling van die AGN 3C 273, Mkn 421 en PKS 2155-304 (Figuur 9). Hierdie kenmerke, ooreenstemmend met die opsporing van O VII en O VIII in die Chandra LETGS-spektrum van PKS2155-304 (Nicastro et al. 2002), is beslis op geen rooi verskuiwing nie. Die lyne het onstuimige Dopplersnelhede van enkele honderd km s of minder. Gemete kolomdigthede in O VII en O VIII is enkele kere ione cm.

Figuur 9: Spectra van Capella, 3C273, Mkn 421 en PKS2155-304. Absorpsie word gesien by 18.97 & # 197 (O VIII Ly) en 21.6 & # 197 (O VII resonansielyn) in die QSO-spektra. Absorpsie by 23.5 & # 197 is te wyte aan neutrale O in die Melkweg. Die Capella-spektrum toon die akkuraatheid van die golflengteskaal aan (Rasmussen et al. 2002)

Die digtheid en grootte van die warm plasma kan bepaal word deur absorpsiemeting te kombineer met beperkings op die emissie van dieselfde medium. Aangesien die medium nie die keV-agtergrond kan oorproduseer nie, kan die meeste absorpsie nie te wyte wees aan warm plasma in die ISM van ons eie melkweg nie. Daarom sien ons absorpsie deur warm plasma in 'n uitgebreide stralekrans van die Melkweg of in die interclustergas van die plaaslike Groep. Die elektrontemperatuur van hierdie medium, bepaal aan die hand van die kolomdigthede in O VII en O VIII, is 200-300 eV, wat ooreenstem met die verwagtinge gebaseer op die dinamika van die plaaslike groepstelsels. Dit open 'n hele nuwe studierigting, met metings wat die totale barion-sensus by rooiverskuiwing nul beperk, asook die evolusie van die diffuse gas in ineengestorte strukture met lae tot matige oordigtheid.

Figuur 10: Linkerpaneel: die verspreiding van 2-9 keV X-straalemissie in die Radioboogstreek. Die beeld dek 'n streek. Die helder uitgebreide bron wat verband hou met Sgr A East, is sigbaar aan die regterkant van die beeld. Regterpaneel: Die ooreenstemmende verdeling van die hardheid (H-M / H + M) (Hard: 5-9 keV, Medium: 2-5 keV, Warwick 2002).

Figuur 10 toon die EPIC beeld- en hardheidsverhouding van die 0,4-9 keV-emissie vanaf die sentrale rekenaar van ons Melkweg (Warwick 2002). Daar is 'n ingewikkelde struktuur met grootskaalse uitgebreide X-straalemissie wat verband hou met die nie-termiese radiobron Sgr A-Oos, asimmetries versprei oor die streek. Die diffuse X-straalkomponent wat in die radioboogstreek voorkom, vertoon aansienlike spektrale variasies op skale tot in ooreenstemming met 'n komplekse mengsel van termiese en nie-termiese bydraes. Terwyl Chandra uitgebreide emissies in hierdie streek in die bydraes van puntbronne opgelos het (Wang et al. 2002), is die oorsprong en aard van die diffuse X-straalemissie wat in die Galactic Center-streek en in die Galactic Plane in die vorm van die Galactic X-ray Ridge bly onderwerpe van aktiewe debat.

12pt 1.8 Kosmologie, opnames en ernstige wetenskap

Die vermoë van XMM-Newton om groot velde vinnig tot flou vlakke met akkurate posisies en 'n redelike aantal X-straalspektra op te meet, is 'n deurbraak in hierdie veld. Die meeste blootstelling word so flou soos die diepste ROSAT-opnames in die sagteband en tien keer flouer as ASCA en Beppo-SAX in die harde band. XMM-Newton ontdek normale sterrestelsels tot z, Seyfert-sterrestelsels en groepe tot z, en kwasars en ryk trosse tot willekeurige hoë rooi verskuiwing. XMM-Newton-data bied 'n unieke databasis vir die bestudering van die korrelasiefunksie van X-straalbronne en hul groepeer-eienskappe. XMM-Newton het al 'n totaal van waarnemings op 'n hoë Galaktiese breedtegraad onderneem met 'n blootstellingstyd van meer as 50 ks. Gemiddeld bevat elke sodanige veld ongeveer 50 serendipitous bronne wat helder genoeg is vir X-straalspektroskopie en bereik 'n vloeddrempel van ergs cm s in die 0,5-2 keV-band (Lumb et al. 2001).

Hierdie serendipitous databasis bevat die grootste steekproef van verre trosse, en kan die kosmiese evolusie van die temperatuur- en helderheidsfunksies van trosse en groepe meet. Die XMM-Newton-databasis sal baie beter wees as die vorige databasisse wat hiervoor gebruik is. Dit sal hierdie metings na hoër rooi verskuiwings laat beweeg, waar die sensitiwiteit vir die kosmologiese parameters aansienlik verbeter word (Henry 2000).

'N Vergelyking tussen die 1 mev. Chandra-waarneming van die Hubble Deep Field North en 'n 155 ks XMM-Newton-waarneming van dieselfde veld toon dat XMM-Newton baie goed vaar in 'n baie korter blootstellingstyd (Figuur 11). Daar is 'n mate van bronverwarring in die XMM-Newton-beeld, wat die effektiewe vloeddrempel in die velde beperk tot 2 times10 ^ <-16> $ -> ergs cm s, maar die verwarringlimiet in die 5-10 keV-band het nog nie bereik nie. Die twee Chandra-diep-opnames toon merkwaardige verskille as gevolg van kosmiese afwyking, en dit is duidelik dat die veel groter XMM-Newton-soliede hoek en soortgelyke sensitiwiteit dit in staat sal stel om 'n groot bydrae te lewer op hierdie gebied.

Figuur 11: XMM-Newton-waarneming van die Hubble Deep Field North. Rooi: 0,5-2,0 keV, Groen: 2,0-4,5 keV, Blou: 4,5-10,0 keV (Griffiths et al. 2002).

Die XMM-Newton SSC XID-program
http://xmmssc-www.star.le.ac.uk/ het veelkleurige CCD-beelde vir baie XMM-Newton-velde vrygestel met besonderhede oor die identifisering van bronne in die velde, skakels na optiese vindingskaarte, optiese fotometrie van potensiaal eweknieë en verminderde optiese spektra. Hierdie publieke vrystelling van optiese opvolgdata is uniek aan XMM-Newton en sal voortgaan as deel van die SSC-funksie.

Die 2-10 keV-agtergrond is byna volledig deur Chandra in puntbronne opgelos. Die goeie reaksie van XMM-Newton teen hoë energieë is gebruik om aan te toon dat Type 2 Seyferts en ongeïdentifiseerde bronne verantwoordelik is vir die grootste deel van die ekstragalaktiese agtergrond (Griffiths et al. 2002). Die spektra gee 'n sterk toets van die verenigde modelle van die X-straalagtergrond. Wat ons nog moet verstaan, is of die evolusiesnelheid van bronne met verskillende absorpsiekolomme dieselfde is of dat dit verskil. Met sy groot databasis van X-straalspektra van groot bronne, sal XMM-Newton 'n groot bydrae lewer op hierdie gebied.

12ptAudard, M., et al. 2001, A & ampA, 365, L318

12ptBarnard, R., et al. 2002, astro-ph / 0203475

12ptBehar, E., et al. 2001, A & ampA, 365, L242

12ptBleeker, J. A. M., et al. 2001, A & ampA, 365, L225

12ptBocchino, F., & amp Bykov, A. M. 2001, A & ampA, 376, 248

12ptBocchino, F., et al. 2001, A & ampA, 369, 1068

12ptBraito, V., et al. 2002, Prok. Symposium "New Visions of the X-ray Universe in the XMM-Newton and Chandra Era", red. F. Jansen, in pers

12ptBrinkman, A. C., et al. 2001, A & ampA, 365, L324

12ptCropper, M., et al. 2002, ter voorbereiding

12ptDe Grandi, S., & amp Molendi, S. 2001, ApJ, 551, 153

12ptEzawa, H., et al. 1997, ApJ, 490, L33

12ptFranceschini, A., et al. 2002, astro-ph / 0111413

12ptFrenk, C. S., et al. 1999, ApJ, 525, 554

12ptGriffiths, R. E., et al. 2002, astro-ph / 0106027

12ptGuedel, M., et al. 2001, A & ampA, 365, L336

12ptGuerrero, M., et al. 2002, A & ampAL, in pers

12ptHashimoto, Y., et al. 2002, A & ampA, 381, 841

12ptHasinger, G., et al. 1998, A & ampA, 329, 482

12ptHenry, J. P., 2000, ApJ, 534, 565

12ptvan der Heyden, K., et al. 2001, A & ampA, 365, L254

12ptvan der Heyden, K., et al. 2002, astro-ph / 0203160

12ptKaastra, J. S., et al. 2002, Prok. Symposium "New Visions of the X-ray Universe in the XMM-Newton and Chandra Era", red. F. Jansen, in pers

12ptKinkhabwala, A., et al. 2002, astro-ph / 0203290

12ptLumb, D., et al. 2001, A & ampA, 376, 387

12ptMarkevitch, M., et al. 1998, ApJ, 503, 77

12ptMason, K. O., et al. 2002, MNRAS, ingedien

12ptMiller, J. M., et al. 2002, ApJ, 570, L69

12ptMushotzky, R. F. 2002, ter voorbereiding

12ptNandra, P., et al. 1999, ApJ, 523, L17

12ptNicastro, F., et al. 2002, astro-ph / 0201058

12ptPandel, D., & amp Cordova, F. 2002, MNRAS, ingedien

12ptParmar, A. N., et al. 2002, A & ampA, 386, 910

12ptPeterson, J. R., et al. 2002, astro-ph / 0202108

12ptPierre, M., et al. 2002, astro-ph / 0202117

12ptPietsch, W., et al. 2001, A & ampA, 365, L174

12ptPratt, G., et al. 2002, astro-ph / 0105431

12ptRamsay, G., et al. 2001, A & ampA, 365, L27

12ptRasmussen, A. P., et al. 2001, A & ampA, 365, L231

12ptRasmussen, A. P., et al. 2002, ter voorbereiding

12ptReeves, J. N., et al. 2002, Natuur, 416, 512

12ptSako, M., et al. 2001, A & ampA, 365, L168

12ptSanders, D., et al.2002, ApJ, ingedien

12ptShirey, R., et al. 2001, A & ampA, 365, L195

12ptSkinner, S. L., et al. 2002, astro-ph / 0203270

12ptSokoloski, J. L., et al. 2001, astro-ph / 0110042

12ptSoria, R., & amp Kong, A. K. H. 2002, astro-ph / 0203345

12ptStill, M., & amp Mukai, K. 2001, ApJ, 562, L71

12ptTamura, T., et al. 2001, A & ampA, 379, 107

12ptTrudolyubov, S., et al. 2002, astro-ph / 0203221

12ptVink, J., et al. 2002, astro-ph / 020221

12ptWang, Q. D., et al. 2002, Natuur, 415, 148

12ptWarwick, R. S., 2002, astro-ph / 0203333

12ptWarwick, R. S., et al. 2001, A & ampA, 365, L248

12ptWheatley P., & amp West R., 2002, MNRAS, ingedien

12ptWhite, D., 2000, MNRAS, 312, 663

12ptWillingale, R., et al. 2001, A & ampA, 365, L212

12ptWilms, J., et al. 2002, astro-ph / 0110520

12ptXu, H., et al. 2002, astro-ph / 0110013

Aanhangsel 2: Lys van akronieme

AAPT Amerikaanse vereniging van fisika-onderwysers
AAS Amerikaanse Astronomiese Vereniging
AGN Aktiewe Galaktiese kern
AO Aankondiging van geleentheid
ASCA Gevorderde satelliet vir kosmologie en astrofisika
Cal / PV Kalibrasie en prestasieverifikasie
CCD Laai gekoppelde toestel
CDM Koue donker saak
Saam-ek Mede-ondersoeker
CTI Onkoste vir oordrag van heffings
CU Columbia Universiteit
CV Kataklismiese veranderlike
DPU Eenheid vir digitale verwerking
EPIESE Europese fotoniese kamera
E / PO Onderwys en openbare uitreike
ESA Europese Ruimteagentskap
FIP Eerste potensiaal vir ionisering
VE Voltyds gelykstaande
SEKELING Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer
FWHM Volle breedte teen half maksimum
FY Fiskale jaar
GLAST Gamma-straal ruimteteleskoop
GAAN Gaswaarnemer
GOF NASA / GSFC gaswaarnemerfasiliteit
GRB Gamma-Ray Burst
GSFC Goddard Space Flight Centre
GT Gewaarborgde tyd
HEASARC Navorsingsentrum vir wetenskapargief vir hoë-astrofisika
HETG Hoë-energie-oordragrooster
HPD Half krag deursnee
HTR Hoogtydse resolusie
ICM Intercluster Medium
IGM Intergalaktiese medium
INTEGRAAL Internasionale gammastraal-astrofisika-laboratorium
IR Infrarooi
IRAS Infrarooi astronomiese satelliet
ISM Interstellêr Medium
ISO Observatorium vir infrarooi ruimtes
LANL Los Alamos Nasionale Laboratorium
LETG Laag-energie-oordragrooster
MOS MOS-styl EPIC CCD-detector
NASA Nasionale lugvaart- en ruimtevaartadministrasie
NSTA Nasionale Vereniging vir Wetenskaponderwysers
OGIP Kantoor vir gasondersoekersprogramme
OM Optiese monitor
PI Hoofnavorser
PPS Substelsel vir verwerking van pypleiding
PSF Puntverspreidingsfunksie
PN PN-styl EPIC CCD-detector
PNe Planetêre newel
PPS Pyplynverwerkingstelsel
PV Prestasie-validering
RGA Reflection Grating Array
RGS Weerkaatsingsrooster-spektrometer
RMS Wortelmiddelplein
ROSAT R & # 246ntgen Satelliet
RPS Afgeleë voorstelstelsel
RXTE Rossi X-straal-tydverkenner

SAS Wetenskap-ontledingstelsel
SEU Struktuur en evolusie van die heelal
SEUEF Struktuur en evolusie van die Universe Education Forum
SN Supernova
SNR Supernova-oorblyfsel
SOC Wetenskapsbedryfsentrum
SRON Ruimte-navorsingsorganisasie Nederland
SSC Opmetingsentrum
SSU Sonoma State University
SWT Wetenskapwerkspan
Ook Doel van geleentheid
UCSB Universiteit van Kalifornië, Santa Barbara
URL Universele hulpbronopspoorder
UV Ultra violet
WR Wolf-Rayet
XID X-straalbron ID-identifiseringsprogram
XMM X-straal multi-spieël missie
XRB X-straal-binêre

Hierdie dokument is gegenereer met behulp van die LaTeX 2HTML vertaler Weergawe 99.2beta8 (1.46)

Kopiereg & # 169 1993, 1994, 1995, 1996, Nikos Drakos, Rekenaargebaseerde leereenheid, Universiteit van Leeds.
Kopiereg & # 169 1997, 1998, 1999, Ross Moore, Wiskunde Departement, Macquarie Universiteit, Sydney.


Kyk die video: Travel INSIDE a Black Hole (Desember 2022).