Sterrekunde

Eerste spektroskopiese opsporing van Uranus se rotasie?

Eerste spektroskopiese opsporing van Uranus se rotasie?


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.

As 'n voorgraadse oefening, het ons die ewenaar van die skyf van Jupiter oor die gleuf van 'n hoë resolusie-traliespektrometer geplaas en dan die kanteling van die resulterende lyn gemeet om die rotasiesnelheid van Jupiter te skat.

  1. Wanneer is 'n eksperiment vir die eerste keer vir Uranus uitgevoer?
  2. Wat was die resultaat? Het dit destyds sin gemaak? Is Uranus se 98 grade as-kanteling waardeer?

Verwant: Uranus se rotasie-as dit ontdek word?


Slipher 1912 en Lowell 1912 het op hierdie manier 'n een-prisma-spektrograaf op die 24-duim-refractor by Lowell Observatory gebruik. Hulle 1911-waarnemings van Uranus het 'n periode van 10,8 uur opgelewer, wat sinvol was gegewe die polêre afplatting wat voorheen deur ander waargeneem is.

Hulle het die skuins van Uranus se satellietbane geken en aangeneem dat die ewenaar in 'n soortgelyke vlak was. Dit het hul waarnemings op twee maniere beïnvloed. Eers het die sonstilstand van 1901-02 'n ongunstige aanslag-aspek aangebied; na 'n negatiewe uitslag in 1903, wag Lowell tot 1909 om weer te probeer. Uranus het 'n ongewone oriëntasie van die spektrograaf vereis, en daarom het Slipher spesiale sorg gedra om vooroordeel op die buig van instrumente te voorkom.

Moore en Menzel 1930 het Slipher en Lowell toegeskryf aan die eerste sodanige waarneming en het self 'n soortgelyke resultaat behaal.


Dit is 'n aanvullende antwoord op @ MikeG se uitstekende antwoord.

Ek het pas Uranus se asrigting geteken teenoor die rigting waarin ons dit sien, om die datums in konteks te plaas.

Die "sonstilstand van 1901-02" word duidelik in die intrige gesien.

Geplot met behulp van Python-skrif gebaseer op Skyfield:

invoer numpy as np invoer matplotlib.pyplot as plt van skyfield.api invoer Loader, Star halfpi, pi, twopi = [f * np.pi for f in (0.5, 1, 2)] degs, rads = 180 / pi, pi / 180 load = Loader ('~ / Documents / fishing / SkyData') ts = load.timescale () years = np.arange (1800, 2100, 0.1) times = ts.utc (years, 1, 1) de421 = load ('de421.bsp') de423 = belasting ('de423.bsp') Son = de423 ['son'] Aarde = de423 ['aarde'] Uranus = de423 ['uranus barycenter'] Uranus_axis_RA_degs, Uranus_axis_Dec_degs = 257.311, -15.175 # https://link.springer.com/content/pdf/10.1007%2Fs10569-007-9072-y.pdf RA, Des, d = Earth.at (times) .observe (Uranus) .radec () axis = Star (ra_hours = Uranus_axis_RA_degs * 24. / 360., dec_degrees = -15.175) Axis_obs = Earth.at (times) .observe (axis) Uranus_obs = Earth.at (times) .observe (Uranus) hoek = Uranus_obs.separation_from (Axis_obs) brk = np.abs (RA._degrees [1:] - RA._degrees [: - 1])> 10. RA, Dec = RA._degrees [: - 1], Des ._degrees [: - 1] RA [brk ] = np.nan as Waar: plt.figure () plt.subplot (2, 1, 1) plt.plot (RA, D ec) plt.plot ([Uranus_axis_RA_degs], [Uranus_axis_Dec_degs], 'ok') plt.xlim (0, 360) plt.ylim (-30, 30) plt.xlabel ('RA (degs)', lettergrootte = 16) plt.ylabel ('Dec (degs)', lettertype = 16) plt.subplot (2, 1, 2) plt.plot (jaar, hoek.degrees) plt.xlabel ('Year', fonts = 16) plt.ylabel ('view vs axis (degs)', fontsize = 16) plt.suptitle ('Uranus from Earth versus spin axis', fontsize = 16) plt.show ()

Atmosfeer van Uranus

Die atmosfeer van Uranus bestaan ​​hoofsaaklik uit waterstof en helium. Op diepte is dit aansienlik verryk in vlugtige stowwe (genaamd "ys") soos water, ammoniak en metaan. Die teenoorgestelde geld vir die boonste atmosfeer, wat weens die lae temperatuur baie min gasse bevat wat swaarder is as waterstof en helium. Uranus se atmosfeer is die koudste van al die planete, met sy temperatuur tot 49 K.

Die Uraniese atmosfeer kan in vyf hooflae verdeel word: die troposfeer, tussen hoogtes van -300 [a] en 50 km en druk van 100 tot 0,1 bar die stratosfeer, wat hoogtes strek tussen 50 en 4000 km en druk tussen 0,1 en 10 - 10 bar en die warm termosfeer (en eksosfeer) wat strek vanaf 'n hoogte van 4 056 km tot verskeie Uraanse radiusse vanaf die nominale oppervlak teen 1 bar druk. [1] Anders as die aarde s'n, het Uranus se atmosfeer geen mesosfeer nie.

Die troposfeer bied vier wolklae aan: metaanwolke by ongeveer 1,2 bar, waterstofsulfied en ammoniakwolke by 3–10 bar, ammoniumhidrosulfiedwolke by 20–40 bar, en uiteindelik waterwolke onder 50 bar. Slegs die boonste twee wolklae is direk waargeneem - die dieper wolke bly spekulatief. Bo die wolke lê 'n paar lae lae fotokemiese waas. Diskrete helder troposferiese wolke kom skaars voor op Uranus, waarskynlik as gevolg van trae konveksie in die binnekant van die planeet. Desondanks is waarnemings van sulke wolke gebruik om die sonwinde van die planeet te meet, wat opmerklik vinnig is met snelhede tot 240 m / s.

Oor die Uraanse atmosfeer is nog min bekend dat daar nog net een ruimtetuig was, Voyager 2, wat in 1986 by die planeet verbygegaan het, het waardevolle samestellingsgegewens verkry. Geen ander missies na Uranus is tans geskeduleer nie.


Probleme met die huidige teorie

Die konvensionele wysheid vir baie jare was dat een of meer reuse-invloede Uranus op sy sy moes gedraai het toe hy baie jonk was, en reuse-impakte was algemeen. Die skrywers van die hedendaagse referaat skets vier potensiële probleme met hierdie teorie.

1 As Uranus baie keer geraak word, maar Neptunus nie, sou 'n mens verwag dat die rotasiesnelheid daarvan aansienlik sou verskil. Die rede is dat sommige van die gevolge Uranus se rotasie kon bespoedig of vertraag het. In plaas daarvan verskil 'n dag op Uranus en Neptunus net met 6% (onderskeidelik 17,2 uur teenoor 16,2 uur).

2 Reuse-impak sal die satelliete wat Uranus wentel, ontwrig. As dit waar is, voer die skrywers aan, sou die massa van al Uranus & # 8217 mane laer wees as wat verwag is. In plaas daarvan het die vonds Uranus die "geskikte" mane.

3Dit is baie moeilik om een ​​impak te ontwerp wat groot genoeg is om Uranus te kantel. Dit beteken nie dat verskeie impakte buite die kwessie is nie, maar dit is 'n uitdagende scenario om te modelleer.

4 Reuse-invloede sou Uranus so verhit het dat baie van die ys in die binneland tot gas gesublimeer sou word en in die ruimte uitgestoot sou word. As dit sou gebeur, sou Uranus se satelliete meestal ys wees, maar hulle is eintlik meestal rots en net 'n bietjie ys.

Die outeurs stel 'n ander manier voor om Uranus te kantel: spin-wentel resonansie wat veroorsaak word deur 'n massiewe omvangryke skyf. Om vas te stel of dit moontlik is, het hulle 'n jong Uranus en Neptunus wat ontwikkel, gesimuleer, elk met 'n groot skyf stof en gas.


Wetenskaplikes bevestig Uranus stink

Die raaiselagtige buitenste sonnestelsel-planeet het lankal 'n geloofwaardigheidsprobleem gehad, en dit was die uiteinde van tallose onvolwasse grappies. Sterrekundiges het pas 'n gas in Uranus se wolke ontdek wat niks doen om die gegiggel te beperk nie. Enigsins.

Die nuwe studie, gepubliseer in die tydskrif Nature Astronomy, het die chemiese kenmerk van waterstofsulfied, 'n verbinding wat vrot eiers hul kenmerkende stank gee, in die wolke van die planeet ontdek. Behalwe die bekendstelling van duisend nuwe stinkende planeetspelers, kan hierdie bevinding ons begrip van die ontwikkeling van ons sonnestelsel verander. Dit kan ons ook help om die atmosfeer te verstaan ​​van massiewe planete wat wentel ander sterre.

Eerstens 'n bietjie agtergrond: Uranus is nog net een keer deur 'n ruimtetuig besoek toe NASA se Voyager 2 in 1986 verby die planeet rits. Die vlieë het baie pragtige en ikoniese uitsigte oor die byna kenmerkende, ligblou wêreld opgelewer. Sterrekundiges het ook tallose waarnemings op die grond van Uranus gedoen in die hoop om die samestelling van sy atmosfeer beter te verstaan. Ten spyte van hierdie pogings weet ons egter verbasend min van hierdie raaiselagtige planeet. Maar die ontdekking van waterstofsulfied is 'n groot stap vorentoe, en dit kan slegs gedoen word met behulp van een van die magtigste sterrewagte van die planeet.

Met behulp van die Near-Infrared Integral Field Spectrometer (NIFS) wat aan die Gemini North-teleskoop op Hawaii geheg is, kon sterrekundiges die baie ligte spektroskopiese handtekening van waterstofsulfied in die boonste lae van Uranus se wolke opspoor. Hierdie geur van waterstofsulfied is slegs die punt van die reukagtige ysberg, maar die aanwesigheid van hierdie gas is 'n aanduiding van 'n groot reservoir onder die verduisterende wolkdek.

& quotSlegs 'n klein hoeveelheid [waterstofsulfied] bly as 'n versadigde damp bo die wolke, "het mede-ondersoeker Leigh Fletcher, van die Universiteit van Leicester, Verenigde Koninkryk, in 'n verklaring van Gemini North gesê. & quotEn daarom is dit so uitdagend om die handtekeninge van ammoniak en waterstofsulfied bo die wolkdekke van Uranus vas te lê. Die superieure vermoëns van Gemini het ons uiteindelik daardie gelukkige blaaskans gegee. & Quot

Sterrekundiges redeneer al lank of waterstofsulfied of ammoniak Uranus se wolke oorheers. Dit is welbekend dat die binneste massiewe planete, Jupiter en Saturnus, atmosfeer het wat deur ammoniakys gedomineer word, terwyl Uranus (en vermoedelik Neptunus) nie het nie. Dit is juis die verskille in atmosferiese komposisies wat Jupiter en Saturnus in die kategorie & quotgas reus & quot en Uranus en Neptunus in die kategorie & quot reus & quot plaas, en hierdie verskille toon 'n insig oor waar die planete gevorm het.

& quotTydens die vorming van ons sonnestelsel word die balans tussen stikstof en swael (en dus ammoniak en Uranus se nuut bespeurde waterstofsulfied) bepaal deur die temperatuur en ligging van die vorming van die planeet, & quot; het Fletcher gesê.

Die gedagte is dat die massiewe planete vroeg in ons sonnestelsel se geskiedenis migreer vanwaar hulle oorspronklik gevorm het, en uiteindelik in die stabiele wentelbane gaan sit waarin ons hulle vandag sien. Deur die chemikalieë in hul wolke te ontleed, kan sterrekundiges nou teorieë formuleer oor hoe ver van die son hierdie reuse-wêrelde gevorm het en waarvandaan hulle migreer. Met hierdie inligting in gedagte, kan sterrekundiges daarna kyk ander sterre en kry insig oor hoe en waar reuse-eksoplanete gevorm het.

Dit is alles baie interessant, maar die grootste vraag wat wetenskaplikes nou waarskynlik beantwoord, is: sou ons Uranus se atmosfeer ruik, sou dit ons doodmaak?

& quot As 'n ongelukkige mens ooit deur Uranus se wolke sou neerdaal, sou hulle met baie onaangename en onheilspellende toestande voldoen word, 'het hoofskrywer Patrick Irwin van die Universiteit van Oxford, UK, ook in die meegaande vrystelling gesê. Maar dit is nie die stank wat jou sal doodmaak nie.

& quotSuffocation en blootstelling in die negatiewe atmosfeer van 200 grade Celsius, wat meestal waterstof, helium en metaan bevat, sal sy tol eis lank voor die reuk, & quot;

Hier is nog 'n slegte ding oor Uranus: die rotasie-as is amper gelyk aan sy baan. Dit beteken dat Uranus se pole meer sonskyn kry as wat sy ewenaar kry.


Eerste spektroskopiese opsporing van Uranus se rotasie? - Sterrekunde

COVID-19 het baie instellings en organisasies regoor die wêreld beïnvloed, wat die vordering van navorsing onderbreek het. Deur hierdie moeilike tyd het APS en die Fisiese oorsig redaksiekantore is volledig toegerus en werk hulle aktief om navorsers te ondersteun deur voort te gaan met alle redaksionele en portuurbeoordelingsfunksies en navorsing in die tydskrifte te publiseer, asook om ontwrigting van toegang tot tydskrifte tot die minimum te beperk.

Ons waardeer u volgehoue ​​inspanning en toewyding om die wetenskap te help bevorder en ons toelaat om die beste fisika-tydskrifte ter wêreld te publiseer. En ons hoop dat u en u geliefdes veilig en gesond bly.

Baie navorsers werk nou weg van hul instellings en kan dus sukkel om toegang tot die Physical Review-tydskrifte te kry. Om dit aan te spreek, het ons toegang via verskillende meganismes verbeter. Sien toegang buite die kampus tot Fisiese oorsig vir verdere instruksies.

Magtiging vereis

Ander opsies

Aflaai & amp Deel

Beelde

Figuur 1

Skematiese diagram van die belangrikste elemente van die eksperiment van Carrington et al. gebruik om die byna-ontwrigtingstoestande van H 3 + en die isotopoloë daarvan te ondersoek.

Figuur 2

'N Klein gedeelte van die H3 + fotodissosiasiespektrum. Vanaf [209].

Figuur 3

Ongeïdentifiseerde emissielyne binne Jupiter se aurorale streek opgespoor onder die kwadrupool-toegelate H2-uitstoot. (Bo-paneel) Van Trafton et al., hierdie emissielyne word goed opgespoor. (Onderste paneel) 'n Gesimuleerde spektrum met 'n temperatuur van 1200 K, die spektrale resolusie van die McDonald Observatory IR-roosterspektrometer (λ / Δ λ = 1200) en die [329] lynlys word getoon vir vergelyking, met die lynopdragte van die helderste vyf reëls. Vanaf [454].

Figuur 4

Vier beelde van Jupiter se H 3 + aurora, wat die resolusieveranderings gedurende die afgelope 30 jaar toon. (a) Een van die eerste gedetailleerde beelde van Jupiter se noordelike aurora, geneem deur ProtoCam op IRTF. Van [28]. (b) Jupiter se noordelike aurora geneem deur NSFCam op IRTF, met behulp van 'n spesialis H 3 + -filter, as deel van die groot katalogus waargeneem deur Jack Connerney en Takehiko Satoh [geargiveer op [425] en gepubliseer in 374]. (c) Twee rame van Jupiter se noordelike aurora uit die aanpasbare optiese beelde wat deur IRCS op Subaru geneem is, word gebruik om korttermynveranderlikhede in [472] te ondersoek. (d) Die eerste gedetailleerde beeld van Jupiter se suidelike aurora geneem deur die Juno JIRAM-beeldmaker, soos gerapporteer deur [327].

Figuur 5

Beelde met hoë resolusie van Io se aurorale voetspoor in Jupiter se atmosfeer. Hierdie polêre ortografiese projeksies van die straling van die noordelike aurora word met parallelle en meridiane uitgestippel. (Individuele rame is verskaf deur A. Mura, adjunkhoofnavorser van die JIRAM-instrument op Juno.) Dit het getoon dat die voetafdruk eerder as 'n reeks aurorale 'kolle' gevorm is uit 'n wervelende patroon, wat [328] vergeleke met 'n von Kármán-draaikolkstraat was. Die individuele swart en wit pixels is die effek van indringende straling vanaf Jupiter se magnetosfeer wat die detektor beïnvloed.

Figuur 6

Drie kaarte van Jupiter se noordelike auroral H 3 + temperatuur. (Bovenste paneel) Die gescande spektrale kaart van die aurora geneem deur die Keck NIRSPEC-instrument, met die spleet noord en suid gerig en die planeet deur die spleet draai, met 'n hoë spektrale resolusie en hoë sensitiwiteit (λ / Δ λ ∼ 25 000 met behulp van 'n 10 m-teleskoop), met die wit kolletjies wat die ligging van die hoofoorvlak van die VIP4-model ([74]) aandui. Verwerk vanaf [314]. (Middelste paneel) Kaart vervaardig deur Juno JIRAM-spektrale skanderings van die aurora vanaf die PJ-1-baan, met 'n lae spektrale resolusie (λ / Δ λ ∼ 200) en 'n hoë ruimtelike resolusie, waarin die stippellyn die ligging van die aurorale ovaal vanaf die VIP4-model voorstel ([74] ) en die soliede lyn is die statistiese ligging van die aurora bereken deur [36]. Verwerk uit [92]. (Onderste paneel) Geskandeerde kaart van die aurora geneem deur die VLT CRIRES-instrument, met 'n hoë spektrale resolusie en 'n hoë sensitiwiteit (λ / Δ λ ∼ 100 000 en 'n 8 m-teleskoop), met die soliede lyn wat die piek H 3 + auroraal afdaal. intensiteit langs die hoof-aurorale emissie, soos gemeet deur [201], en die stippellyn wat die ligging van die magnetiese voetspoor van Io volgens die [155] -model toon. Vanaf [199].

Figuur 7

Drie kaarte van Jupiter se middel-tot-lae-breedtegraad H 3 + emissie. (Bovenste paneel) Kaart van die H3 + totale emissieparameter afgelei van gepaste temperatuur en kolomdigthede,) met eenhede van μ W m - 2 sr - 1. Vanaf [235]. (Middelste paneel) 'n Relatiewe helderheidskaart, wat geproduseer word deur tienduisende H 3 + -foto's van Jupiter tussen 1995 en 2000 te kombineer wat dan reggestel is om weerkaatsde sonlig te verwyder en afgeskaal is tot tussen 6% en 10% van die hoogtepunt van die aurorale piek. Vanaf [425]. (Onderste paneel) Kaart van H 3 + -stralingsfluktuasie wat meerdere H 3 + -emissielyne oor twee nagte kombineer, met behulp van matige resolusiespektra (λ / Δ λ ∼ 30 000) geneem deur VLT ISSAC, let op dat hierdie kaart 'n verrekeningsnul in die lengteas. Vanaf [99].

Figuur 8

Jupiter en Saturnus se aurorale H 3 + -ioon wind-siglyn-snelhede. (Bovenste paneel) Jupiter se ioonwinde in die planetêre verwysingsraamwerk waargeneem deur VLT CRIRES wat belangrike strukture oor die hele aurorale streek toon, beide ekwatorwaarts en in die voorkant van die hoof-aurorale streek (gemerk deur die soliede lyn). Die soliede lyn dui die piek H3 + aurorale intensiteit langs die aurorale hoofemissie aan soos gemeet deur [201], die stippellyn wys die ligging van die magnetiese voetspoor van Io volgens die [155] -model, en die kolletjieslyn die vaste donker poolgebied soos gedefinieer deur [432]. Vanaf [201]. (Onderpaneel) Saturn se ioonwinde in die planetêre verwysingsraamwerk waargeneem deur Keck NIRSPEC, hier getoon as 'n geskandeerde beeld, met sterk subrotasie oor die aurorale streek en smal boë van vloei oor die paal, met breedtelyne en lengte van die plaaslike tyd getoon deur gestippelde lyne geskei deur onderskeidelik 10 ° en 20 °. Vanaf [434].

Figuur 9

Verskeie beelde van Saturnus se H 3 + aurora, waargeneem deur die Cassini VIMS instrument. Hierdie beelde word deurgaans geneem CassiniSe dekade lange baan van Saturnus, onthul baie van die gevalle waar VIMS 'n unieke insig in Saturnus se aurora gebied het. Elke beeld is gekonstrueer uit lig wat versamel is uit 'n reeks VIMS-golflengtehouers helder in H3 + tussen 3,4 en 4,2 μm, met agtergrondlig wat verwyder is met behulp van 'n reeks aangrensende H3 + donker bakke, wat in meer besonderhede deur [429] beskryf is. Breedtegraad word in stappe van 5 ° (stippellyne) en 15 ° (stippellyne met drie stippels) getoon, lengtelike lengtes in stappe van 30 ° (stippellyne) en 90 ° (stippellyne met drie stippels), en die “straalhoogte” (die geprojekteerde hoogte bo die 1 bar planetêre oppervlak op die ledemaat) in trappe van 1000 km (blou lyne). Die data en tyd word boaan elke prentjie getoon en die blootstellingstyd (in millisekondes per pixel en minute vir die totale beeld) is onderaan. (Links bo en middelste panele) Beelde onder die foto's wat [419] gebruik het om 'n smal en helder hoof-aurorale emissie uit te lig, soortgelyk aan die waargeneem in die UV, maar met 'n polêre aurora anders as wat voorheen op ander golflengtes gesien is. (Paneel bo regs) Beeldoplossing van Saturnus se aurorale gordyn, gebruik deur [429] om die H 3 + -hoogtestruktuur te onthul. (Onderste linker paneel) Die beeld is een van die wat deur [237] gebruik word om aurorale emissie van H3 + en UV-auroras direk te vergelyk met gelyktydige metings van lae-frekwensie radio-emissies en beelde van energieke neutrale omringende Saturnus. (Onderste middelste paneel) Beeld is een van die hoogste ruimtelike resolusie-opnames van enige planetêre aurora uit die ruimte, wat [284] vergelyk met UVIS-beelde om die H-, H2- en H3-auroras te korreleer. (Regterpaneel onderaan) Beeld is een van die laaste aurorale beelde van H 3 + wat geneem is Cassini voordat dit in Saturnus neergestort het, onthul hierdie beeld komplekse morfologie (gedeeltelik verduister deur sonlig aan die regterkant van die beeld, die resultaat van die moeilike waarnemingstoestande hoog bo Saturnus se paal), wat in toekomstige publikasies in meer besonderhede beskryf sal word.

Figuur 10

Variasies in Saturnus se H 3 + -digtheid met vallende waterione uit die ringe. Hierdie skets wys die weg van die storting van waterione vanaf hul ionisering binne die ringe, langs magnetiese veldlyne en die planeet in, waar dit lei tot 'n toename of afname in die H 3 + kolomdigtheid N (H 3 +) as 'n funksie van planetosentriese breedtegraad en ooreenstemmende magneetveldkartering.

Figuur 11

Beelde van Uranus in die UV en IR. (Bovenste panele, grys skaal) Een van die HST STIS instrument UV-aurorale beelde waargeneem deur [238], voor (linker paneel) en na (regter paneel) agtergrond weerkaatsde sonlig is verwyder, met 'n klein aurorale vlek op die skyf van die planeet. . (Onderpanele) Drie beelde van H3 + -emissie van Uranus geneem met die NFSCam op IRTF. Dit wys hoe die planeet die helfte van 'n Uraanse dag draai, met duidelike wisselvalligheid gedurende hierdie tyd. [278] het tot die gevolgtrekking gekom dat die mate van ruimtelike veranderlikheid dui op moontlike aurorale variasie, maar dat geen duidelike struktuur opgelos kon word nie. Van [278].

Figuur 12

Ontdekkingsspektrum van H 3 + in 'n digte wolk in die rigting van die jong massiewe protoster RAFGL 2136 deur Geballe en Oka in 1996, verkry by UKIRT met 'n spektrale resolusiekrag (λ / Δ λ) van 15 000. Die verskuiwings in die waargenome golflengtes van die twee lyne tussen die twee waarnemingsdatums word veroorsaak deur die verandering in die wentelsnelheid van die aarde.

Figuur 13

Spektrum in die rigting van 'n helder ster in die sentrale molekulêre sone van die Galaktiese Sentrum, ongeveer 100 stuks van die sentrale supermassiewe swart gat, Sgr A *, verkry by die Frederick C. Gillett Gemini North Telescope met 'n spektrale resolusiekrag van 950. Die ster is ingebed in 'n ondeursigtige dop van warm stof en gas, wat 'n kontinuum afgee wat styg tot langer golflengtes. Al die bespeurde absorpsielyne in die spektrum is te wyte aan H3 +, waarvan die konsentrasie in die absorberende voorgrondgas tipies enkele dele in 10 8 is. Die lynetiketteringstelsel word in Afd. 3 en die waargenome oorgange word skematies getoon in Fig. 14. Die opsporing van die R (2, 2) l-lyn is ietwat marginaal, maar dit is teenwoordig in hoër resolusiespektra ([147]). Die kolomdigtheid van die opname van H 3 + in die rigting van hierdie ster is die grootste tot dusver.

Figuur 14

Energievlak diagram vir die laagste rotasie vlakke van die grond vibrasie en v 2 = 1 toestande van H 3 +. Absorpsielyne vanaf die vlakke v = 0 (J, K) = (1, 0) en (1,1) word deur vertikale deurlopende lyne getoon. Vier ander absorpsielyne wat afkomstig is van die (2,2) en (3,3) vlakke, belangrik in studies van die Galactic Centre, word aangedui deur vertikale stippellyne. Die J = 0 en gelykmatige vlakke van die grondvibrasietoestand bestaan ​​nie. Die waardes van G aan die onderkant en bo-punt van die figuur is onderskeidelik vir die grond- en eerste opgewekte vibrasietoestande.

Figuur 15

Getaldigthede n (X) van H 2, CO, C + en H 3 + in digte wolke en in diffuse wolke met visuele uitwissings & GT 1 as 'n funksie van wolkdigtheid n (H). Die stippellyn toon die digtheid van waterstofatome. Verwerk uit [345].

Figuur 16

Vlakke van H 3 + vir die laagste drie rotasietoestande van sy grond vibrasietoestand. Dik opwaartse pyle dui IR-absorpsielyne aan tot v = 1 vlakke. Dun diagonale lyne word toegelaat tussen spontane stralingsoorgange ortho (rooi) en para (blou) vlakke. Energieë van die vier laagste vlakke bokant die (1,1) toestand en stralingsleeftyd van die J = 2 toestande word getoon. Van [129].

Figuur 17

Ontdekkingsspektrum van H 3 + in die rigting van die Galactic Center-bron IRS3 ([125]), in vergelyking met die spektra van dieselfde twee lyne in die rigting van 'n helder protoster in die digte wolk W33A ([127]) en die ster Cygnus OB2 No. 12, geleë in 'n diffuse wolk ([119]). Let op die baie sterker opname na die ster in die Galaktiese Sentrum as na die ander sterre. Al drie die spektra is by UKIRT verkry. Van [129].

Figuur 18

Snelheidsprofiele van drie lyne H 3 + en een lyn vanaf die eerste oortone band CO in die rigting van 'n helder IR-ster in die Quintuplet Cluster, naby die middelpunt van die CMZ, verkry met behulp van die Gemini South Telescope en UKIRT met 'n resolusiekrag van 50 000 en onderskeidelik 37 000. Die intensiteite van die spektra word volgens verskillende faktore geskaal soos aangedui. Die dik stippellyne omskryf wiggies van bluesverskuiwing, teenwoordig in die boonste twee spektra, maar afwesig in die onderste twee. Die smal vertikale streeplyne dui die radiale snelhede van digte gas in spiraalarms op die voorgrond aan. Die snelheidskaal is relatief tot die plaaslike russtandaard (LSR). Verwerk uit [351].

Figuur 19

Spectra van lyne van ortho H 2 D +, para H 2 D +, para D 2 H +, en ortho D 2 H + in die koue digte wolk IRAS 16293-2422. Die rotasie-energievlakke (bv. 1 10) word gespesifiseer deur die drie kwantumgetalle J, Ka en Kc ([310]). Die swart histogramme word waargeneem deur [47] en [170]. Die soliede lyne is model-spektra. Die vier oorgange word skematies in die middel van die figuur getoon en hul frekwensies word onder elke spektrum getoon. Die snelheidskaal is relatief tot die LSR. Van [53].

Figuur 20

Drie spektra van H 3 + -lyne in die rigting van die kern van die sterrestelsel IRAS 08573 + 3915, verkry met UKIRT en die Subaru-teleskoop. Die spektra word met 'n resolusiekrag van 5000 vertoon. Onderaan word die gemiddelde spektra saam met die profiele van dieselfde lyne in die rigting van 'n ster in die Galaktiese Sentrum getoon, rooi verskuiwing tot die radiale snelheid van IRAS 08572 + 3915 en na die dieselfde resolusiekrag. Vanaf [120].

Teken in om gereelde e-poswaarskuwings van Resensies van moderne fisika


Die rotasietydperke van Uranus en Neptunus

Waarnemings van hellings van spektrale lyne in die spektrum van Uranus en Neptunus lewer die volgende rotasietydperke: "Uranus," 24 ± 3 uur "Neptunus," 22 ± 4 uur. Daar word bevestig dat Neptunus in direkte sin draai. Die posisiehoek van die paal van Uranus, wat op die lugvlak geprojekteer word, is 283 ± 4 °. Die waarde vir Neptunus is 32 ± 11 °. Hierdie resultate stem ooreen met die rigting van die pool van Uranus wat afgelei is vanaf die gemeenskaplike vlak van sy vier helderste satelliete en met die rigting van die pool van Neptunus soos afgelei uit die presessie van die baan van Triton. Die rotasieperiode van Uranus is in ooreenstemming met moderne waardes van sy optiese en dinamiese oblatensie en die teorie van rotasie in vaste liggaam met hidrostatiese ewewig. Dit is skaars die geval vir die periode wat vir Neptunus afgelei is, en ons vermoed dat toekomstige waarnemings onder beter sienende omstandighede tot 'n korter rotasietydperk tussen 15 en 18 uur kan lei. Vanweë 'n wesenlike verskil tussen ons resultate en dié van vroeëre spektroskopiese en fotometriese ondersoeke, sluit ons 'n beoordeling in van verskeie voorheen gepubliseerde fotometriese studies en 'n nuwe reduksie van die oorspronklike Lowell en Slipher spektroskopiese plate van Uranus [Lowell Obs. Bul. 2, 17–18, 19–20 (1912)]. Daar word gevind dat die vroeë visuele fotometrie van Campbell (Uranus) en Hall (Neptunus) bevredigender geraak word deur periodes van onderskeidelik 21.6 en 23.1 uur as deur die periodes wat die waarnemers oorspronklik voorgestel het. Ons vermindering van die Lowell en Slipher Uranus-plate lewer 'n tydperk van byna 33 uur wat u nie kan sien nie. Hierdie waarde stem ooreen met die resultate gebaseer op die 4-m echelle-datum.


Eerste spektroskopiese opsporing van Uranus se rotasie? - Sterrekunde

Na die opsporing van die helderste ring van Uranus, die epsilonring, deur Jean-Luc Dauvergne, in infrarooi met die 106 cm Cassegrain-teleskoop by die Pic du Midi-sterrewag in November 2016, gaan Marc Delcroix, Christophe Pellier en Jean-Phillipe Cazard oor hul amateurfoto's wat met dieselfde teleskoop geneem is, in die nabye infrarooi op 685 nm, en met behulp van die algemeen beskikbare ASI-vinnige kamerasnelheidskamera's, en met herverwerking gevind dat hulle die epsilon-ring alreeds gefotografeer het, beide in Oktober 2014 en in Augustus 2016.

Delcroix sê dat 'hy onthou het dat hy iets verdags gesien het' op sy Pic du Midi-beelde in 2014. Dit blyk nou dat dit die eerste opsporing van die ring van Uranus met die 1 m-teleskoop was. Hy sê dat dit moontlik gemaak is deur die destydse beskikbaarheid van die uiters IR-sensitiewe (volgens amateurstandaarde) ASI120MM-kamera. Huidige ASI-kameras is selfs meer sensitief vir IR, en hy hoop nou dat amateurs die ring met kleiner teleskope kan beeld. (Opmerking: die Duitse waarnemer Bernd Gährken was in 2011 die eerste amateuropsporing van die ring van Uranus met behulp van 'n 80 cm-teleskoop en 'n metaanbandfilter.)

Verdere opmerking (18 Desember 2016): Phil Miles en Anthony Wesley van Australië het vandag 'n opsporing van die ring aangekondig met 'n 50 cm-teleskoop en 700 en 610 nm langdeurfilters.


X-strale van Uranus veroorsaak deur sonlig en moontlik ingewikkelde auroras

Sterrekundiges wat gebruik maak van die Chandra X-ray Observatory van NASA, het X-straalvrystellings van die ysreus Uranus vir die eerste keer bespeur in 'n nuwe analise van die beeldmateriaal wat in 2002 versamel is en weer in 2017 toe 'n moontlike fakkel waargeneem is. Soos met X-straalemissies wat by Jupiter en Saturnus gesien is, kom die navorsers tot die gevolgtrekking dat die meeste van die hoë-energie-straling wat by Uranus opgespoor word, veroorsaak word deur sonlig wat uit die atmosfeer van die planeet versprei. Maar daar is wenke dat daar ten minste nog een bron kan wees. Een moontlikheid is dat die ringe van Uranus X-strale produseer deur interaksies met gelaaide deeltjies in die nabygeleë omgewing. 'N Ander moontlikheid is X-strale wat in Uranus in auroras geproduseer word, 'n verskynsel wat op ander golflengtes waargeneem word. X-strale van Uranus is besonder interessant omdat die rotasie-as van die planeet byna parallel met sy pad om die son gekantel is, terwyl die magnetiese veld met 'n ander hoeveelheid gekantel is en van die planeet se middelpunt verreken word. Dit kan lei tot ingewikkelde en veranderlike auroras. Deurlopende ontleding van X-straal-emissies kan hierdie prosesse weer lig werp.

'N Samestellende beeld van Uranus gebaseer op data wat in 2002 vasgelê is en wat X-straalemissies (in pienk gesien) en optiese golflengtes toon. Beeld: X-straal: NASA / CXO / University College London / W. Dunn et al Optical (HRC): W.M. Keck-sterrewag) Opties (VLT / HRC): ESO / VLT / Kirill Feigelman

Verwante artikels

NASA en Juno-ruimtetuig sluit Jupiter aan vir die invoeging van 'n wentelbaan op 4 Julie

Op 4 Julie sal NASA 'n sonkrag-vliegtuig so groot soos 'n basketbalbaan vlieg binne 2900 myl van die wolktoppe van die grootste planeet van ons sonnestelsel, Jupiter. Die afgelope twee weke het verskeie mylpale plaasgevind wat die sleutel was tot 'n suksesvolle verbranding van sy vuurpylmotor van 35 minute, wat die robotverkenner in 'n poolbaan rondom die gasreus sal plaas.

Jupiter het 4 miljard jaar gelede 'n reuse-planeet uit die sonnestelsel geskop

Die bestaan ​​van 'n vyfde reuse-gasplaneet ten tye van die vorming van die sonnestelsel en mdash, benewens Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus wat ons vandag ken en mdash, is die eerste keer voorgestel in 2011. Nou het astrofisici aan die Universiteit van Toronto gevind dat 'n 'n noue ontmoeting met Jupiter ongeveer vier biljoen jaar gelede het moontlik tot gevolg gehad dat die vyfde reuse-planeet heeltemal uit die sonnestelsel uitgespuit het.

Sterrestelsels laat 'n spoor terwyl hulle in 'n massiewe groep sak

NASA se Chandra X-ray Observatory neem 'n gedetailleerde weergawe van 'n klein groepie sterrestelsels in 'n massiewe galaktiese groep wat 'n lang stroom warm gas in hul nasleep volg.


Titel: Ontdekking van sterrekruike op Vega - Eerste spektroskopiese opsporing van oppervlakstrukture op 'n normale A-tipe ster

5 10 ^ <-4>. 'N Rotasiemodulasie van spektrale lyne met 'n periode van rotasie P = 0,68 d is duidelik vertoon, wat die resultate van vorige spektropolimetriese studies bevestig. Of 'n baie dun konvektiewe laag kan verantwoordelik wees vir die opwekking van magnetiese veld by klein amplitudes, of 'n nuwe meganisme moet aangewend word om die bestaan ​​van aktiwiteitsopsporing van sterrekolle te verklaar. Hierdie eerste sterk bewys dat standaard A-tipe sterre oppervlakstrukture kan toon, open 'n nuwe navorsingsveld en stel die vraag oor 'n moontlike skakel met die onlangs ontdekte swak magnetiese veldontdekkings in hierdie kategorie sterre.


2 Berekeningsbesonderhede

Optimized geometries, dipole moments, and harmonic frequencies are computed using the MOLPRO 2015.1 software package (Werner et al., 2015) with canonical CCSD(T) and CCSD(T) within the F12 explicitly correlated construction [CCSD(T)-F12b] (Raghavachari et al., 1989 Crawford and Schaefer, 2000 Adler et al., 2007 Shavitt and Bartlett, 2009). As mentioned above, anharmonic frequencies are produced by a fourth-order Taylor series expansion of the internuclear portion of the Watson A-Reduced Hamiltonian referred to as a quartic force field (QFF). Two QFFs are utilized. The CCSD(T)-F12/cc-pVTZ-F12 version (Adler et al., 2007 Peterson et al., 2008 Yousaf and Peterson, 2008 Knizia et al., 2009) will be referred to as the F12-TZ QFF. The second QFF is the composite approach mentioned previously. This methodology is defined as the CcCR QFF since it includes complete basis set extrapolation (𠇌”) using a three-point formula from aug-cc-pVTZ, aug-cc-pVQZ, and aug-cc-pV5Z basis sets (Martin and Lee, 1996) core electron correlation (�”) using the Martin-Taylor (MT) core correlating basis set (Martin and Taylor, 1994) and scalar relativity (“R”) using Douglas-Kroll basis sets (Douglas and Kroll, 1974 de Jong et al., 2001). Recent results show that the F12-TZ QFF produces comparable anharmonic data to the CcCR QFF but with significantly lower computational costs (Agbaglo and Fortenberry, 2019a).

For both QFFs, an optimized reference geometry is required. For the F12-TZ QFF, this optimization is carried out at the CCSD(T)-F12/cc-pVTZ-F12 level. For the CcCR QFF, structural optimizations are determined at the canonical CCSD(T) level using the aug-cc-pV5Z basis set (Dunning, 1989 Kendall et al., 1992 Peterson and Dunning, 1995) as well as the MT core correlating basis set (Martin and Taylor, 1994). The difference in the bond lengths and angles between the CCSD(T)/MT computations with and without the core correction is then added to the respective variables within the optimized CCSD(T)/aug-cc-pV5Z geometry in order to correct for core correlation.

From the previously discussed reference geometries, displacements of 0.005 Å for bond lengths, 0.005 radians for bond angles, and 0.005 unitless displacements of LINX/LINY coordinates (Fortenberry et al., 2012b), which are necessary for the near-prolate structure of ethynol, are used to generate a QFF of 3,161 points using the following coordinate system: