Sterrekunde

Hoe kan die uitstoot van masjien ongepolariseer word?

Hoe kan die uitstoot van masjien ongepolariseer word?


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.

Ek lees dit:

Anders as by Galaktiese bronne soos W3 (OH), is die emissie egter ongepolariseerd en is die 1667 MHz-lyn sterker as die 1665 MHz-lyn.

maar hoe is dit moontlik? Stem die 1665 MHz-lyn en 1667 MHz-lyn nie ooreen met 'n bepaalde oorgangs- en dipoolmoment nie? Sal uitgestraalde fotone nie natuurlik polarisasie hê nie?

Verder noem hulle:

Die kenmerke van die λ18 cm OH mega-maser-emissie verskil van dié van Galactic maser-bronne, soos die hooflynintensiteitsverhouding (T1667MHz / T1665 MHz> 1), groot lynbreedte (> 100 km s ^ −1) en ongepolariseerde emissie .

Maar waarom word ongepolariseerde emissie verwag van ekstragalaktiese masers (wat naby AGN ontstaan) en nie galaktiese emissies nie (wat ontstaan ​​in sirkelvormige en interstellêre omgewings)?


Samehangende emissie-meganismes in astrofisiese plasmas

Drie bekende voorbeelde van samehangende emissie in radio-astronomiese bronne word bespreek: plasma-emissie, elektronsiklotronmaser-emissie (ECME) en pulserende radio-emissie. Plasma-emissie is 'n meganistiese meganisme, met die eerste fase van die opwekking van Langmuir-golwe deur 'n stroom-onstabiliteit, en daaropvolgende stadiums wat die gedeeltelike omskakeling van die Langmuir-turbulensie tot ontkomende straling insluit by die fundamentele (F) en tweede harmoniese (H) van die plasma frekwensie. Die vroeë ontwikkeling en daaropvolgende verfyning van die teorie, gemotiveer deur toepassing op sonradio-sarsies, word hersien. Die drywer van die onstabiliteit is dat vinniger elektrone groter is as stadiger elektrone, wat lei tot 'n positiewe gradiënt ( ( mathrm <> f (v_ parallel) / mathrm <> v_ parallel & gt0 )) aan die voorkant van die balk. Ondanks baie suksesse van die teorie, is daar geen algemeen aanvaarde verklaring vir tipe I-sarsies en verskillende radiokontinues nie. Die vroegste modelle vir ECME was suiwer teoreties, en die teorie is later aangepas en toegepas op Jupiter (DAM), die Aarde (AKR), sonkrag-bars en fakkelsterre. ECME bevoordeel die x-modus sterk, terwyl plasma-emissie die o-modus bevoordeel. Twee drywers vir ECME is 'n ringfunksie (wat impliseer ( mathrm <> f (v) / mathrm <> v & gt0 )) en 'n verlies-keël-funksie. Verlies-kegel-aangedrewe ECME is aanvanklik vir alle toepassings bevoordeel. Die tans gunsteling drywer vir AKR is die ringfunksie in 'n hoefysterverspreiding, wat die gevolg is van versnelling deur 'n parallelle elektriese op konvergerende magnetiese veldlyne. Die bestuurder in DAM- en son- en sterktoepassings is onseker. Die polsende meganisme vir radio-emissie bly 'n raaisel. Bestanddele wat benodig word om moontlike meganismes te bespreek, word hersien: algemene eienskappe van pulse, pulserende elektrodinamika, die eienskappe van pulserende plasma en golfverspreiding in sodanige plasma. Vier spesifieke emissie-meganismes (krommingsemissie, lineêre versnellingsemissie, relativistiese plasma-emissie en anomale Doppler-emissie) word bespreek en daar word aangevoer dat almal probleme ondervind. Samehangende radio-uitstoot van uitgebreide lugstorte in die atmosfeer van die aarde word kortliks bespreek. Die verskil in teoretiese benadering van astrofisiese teorieë word uitgewys en bespreek. Fyn strukture in DAM en in pulserende radio-emissie word bespreek, en daar word voorgestel dat vasvang in 'n groot-amplitudegolf, soos in 'n model vir diskrete VLF-emissie, 'n aanneemlike verklaring bied. 'N Moontlike direkte mate van samehang word uitgewys.

Dit is 'n voorskou van intekenaarinhoud, toegang via u instelling.


Reuse Ruimte Masers

Reuse-ruimtelasers was 'n belangrike aspek van wetenskapfiksie sedert 'n bemanning met spesiale effekte uitgevind het hoe om 'n gloeiende lyn Alderaan te laat opblaas. Maar hoewel ons nog nie 'n baankanone het nie (waarvan ons weet), is die astronomiese waarheid soos gewoonlik baie interessanter. Hierdie referaat berig oor die soektog na nuwe ekstragalaktiese watermakers met die Green Bank Telescope en berig oor die ontdekking van vier bronne in 37 deursoekte voorwerpe.

Gestimuleerde emissie, die triggerproses wat die lig in 'n laser of maser versterk. (Krediet: Wikipedia)

Die basiese beginsel van 'n laser is eenvoudig: sommige materiaal, genaamd die verkry materiaal, word energiek gepomp om a populasie-inversie waar die meeste elektrone in 'n opgewekte toestand is, dit wil sê die teenoorgestelde of & # 8220inverse & # 8221 van die gewone situasie waar die meeste in die grondtoestand is. Sodra die populasie voldoende omgekeer is, word die laser veroorsaak deur die inspuiting van fotone by die oorgangsgolflengte tussen die opgewekte en grondtoestand. Van hier die proses van gestimuleerde emissie neem oor, soos links in kort weergegee, die teenwoordigheid van 'n foton by die oorgangs golflengte maak dit baie meer waarskynlik dat 'n elektron daardie oorgang sal ondergaan en 'n ander foton sal uitstraal. In die populasie-omgekeerde versterkingsmateriaal, veroorsaak dit 'n kettingreaksie, aangesien die elektrone almal van opgewonde na grond saam val, wat 'n gesinkroniseerde uitbarsting van monochromatiese straling uitstraal. Dit is die basiese beginsel agter kattekatte met ontwykende rooi kolletjies.

Dit blyk dat hierdie lasverskynsel ook in 'n astronomiese omgewing kan voorkom. Reuse wolke van molekules in die ruimte, veral hidroksiel (OH) en water, verskaf die versterkingsmateriaal. Hulle kan stralend of botsend in populasie-inversie gepomp word, dikwels deur die uitgestraalde lig van óf jong sterre óf aktiewe galaktiese kerne (AGN), en dan veroorsaak dat dit vas word. Omdat hierdie wolke mikrogolf produseer eerder as optiese emissie, is dit masers eerder as lasers. Astrofisiese masers kan wissel in grootte en sterkte, van sakke gas in ons eie melkweg tot die gigamaser sterrestelsel TXS 2226-184, waarvan die sentrale kern 'n bevolking van masers ondersteun wat gepomp word tot 6100 sonne en isotrope bestraling (laserstraling) is waarskynlik gefokus op 'n keël, maar ons weet nie hoeveel nie, dus haal ons die helderheid aan in terme van hoe helder dit sou wees as dit ewe veel in alle rigtings sou straal). Ekstragalaktiese bronne is vernoem na hoeveel helderder dit is as standaard melkwegmakers, die term & # 8220kilomaser & # 8221 verwys gewoonlik na een met 'n isotropiese helderheid & lt 10 l en & # 8220megamaser & # 8221 na een met 'n isotropiese helderheid & GT 10 L.

Behalwe dat dit indrukwekkend klink, laat astrofisiese masers baie nuttige metings toe. Hulle kan ons vertel van die teenwoordigheid van verskillende molekulêre spesies in andersins ingewikkelde omgewings en hul smal lynwydtes laat presiese snelheidsmetings toe. Aangesien sommige van die kragtigste ekstragalaktiese masers in die aanwas-skywe in die middel van sterrestelsels voorkom, kan die opsporing van hul wentelbewegings die massa van die sentrale supermassiewe swart gate, via parallaks, die afstand na die sterrestelsel (en dus ramings van kosmologiese) bereken. parameters) onafhanklik van enige ander standaard kers.

Spektrum van een van die 4 nuwe watermegamasers, IRAS 17526 + 3253 (UGC 11035). Waterwolke wat in botsing in hierdie sterrestelsel gepomp word, gee groot hoeveelhede mikrogolfbestraling by 22 GHz uit. Hierdie sterrestelsel kan ook gasheer wees vir OH-masers. Krediet: Wagner 2013.

Die skrywer van hierdie artikel gebruik die NRAO & # 8217 s Green Bank radioteleskoop om 37 kandidaat sterrestelsels te soek, wat gekies is om soortgelyke eienskappe te hê as bekende maser gashere, vir emissie by 22 GHz, 'n sterk mikrogolf oorgang in watermolekules. Die doel van die soektog was om nuwe en interessante watermassers op te spoor en om te sien hoeveel saamgeval het met alombekende OH-masers, en daar is waargeneem dat daar minstens vyf voorwerpe in albei is. Uit die 37 voorwerpe wat deursoek is, is 4 nuwe ekstragalaktiese watermegamasers gevind. Dit is interessant dat twee van hierdie opsporings in sterrestelsels was wat al bekend was as gasheer van OH-masers, wat die totale getal van albei op 7 (moontlik 8) getoon het. Gegewe heeltemal afsonderlike oorsprongsmeganismes vir OH en watermassers, dui statistiese argumente daarop dat die aantal opsporings in beide spesies gegewe die aantal sterrestelsels wat gesoek word, aansienlik laer moet wees. 'N Baie groter steekproefgrootte is nodig om die saak definitief te stel, aangesien daar op hierdie stadium slegs 95 sterrestelsels vir albei soorte gesoek is.


2. OPMERKINGS EN DATAVERMINDERING

Ons het OH-maser-kandidate waargeneem in vorige Parkes-waarnemings van die SPLASH-loodsgebied (tussen Galactic-lengtelyne van 334 ° en 344 ° en Galactic-breedtegrade van -2 ° tot + 2 °) waargeneem met behulp van die ATCA in Oktober 2013 (6A-konfigurasie). Die Compact Array Broadband Backend (CABB) is gebruik om data van die spektrale lyne te versamel, met behulp van die CFB 1 M – 0,5k-modus met 16 "zoom" -bande, elk met 2048 kanale van meer as 1 MHz, wat 0,5 kHz kanaalafstande met al vier polarisasieprodukte lewer. . Elke kandidaatstreek vir Maser is 30 minute lank waargeneem met vyf kiekie-waarnemings van 6 minute elk. Die CABB-stelsel bied twee IF-bande van elk 2 GHz, wat vir hierdie waarnemings albei op 2,1 GHz gesentreer is. Verdere besonderhede van die waarnemings sal binnekort gepubliseer word, dit wil sê 'n katalogus van OH-maser-bronne uit die grondstaat uit die SPLASH-loodsstreek (H. H. Qiao et al. 2015, ter voorbereiding). Radiofrekwensie-interferensie (RFI) tydens die waarnemings het die 1667 MHz-spektrum vir IRAS 16333-4807 nadelig beïnvloed en daarom het ons die bron in 2015 Mei (1.5C-konfigurasie) nadelig gedoen. Die opstelling was dieselfde as die eerste tydperk. Ons gebruik PKS 0823−500 as bandkalibrator, PKS 1934−638 as kalibrator vir vloeistofdigtheid en PKS 1613−586 as fasekalibrator.

Die spektrale lyndata (die "zoom" -bande) is gekalibreer en met die Miriad-pakket met behulp van standaardprosedures (Sault & amp Killeen 2004) gekalibreer om akkurate posisies en spektra te verkry. Vuil kaarte is verkry met die taak omkeer van Miriad sonder afwaartse gewig (robuust = − oneindigheid). Die balkmaat is 79 & # x00d7 50 (eerste tydvak) en 134 & # x00d7 58 (tweede tydvak) vir 1612 MHz, 76 & # x00d7 47 (eerste tydvak) en 130 & # x00d7 56 (tweede tydvak) vir 1667 MHz en 74 & # x00d7 45 (eerste tydvak) en 126 & # x00d7 54 (tweede tydvak) vir 1720 MHz. Beelde is daarna ontgin met die take skoon en herstel. Regstelling vir die primêre straalrespons is ook op die data toegepas met behulp van die taak linmos. Die taakimfit is gebruik om die geïntegreerde intensiteitskaart van elke laservlek met 'n Gaussier aan te pas. Dit het sowel die posisie as die relatiewe posisie-onsekerheid van die maser-kolle verskaf (wat kleiner is as die absolute posisie-onsekerheid). Die absolute posisie-onsekerheid kan vir swak masers tot 10% van die balkgrootte wees. Ons het oor drie kanale gespan om die lyndata glad te maak vir 'n finale spektrale resolusie van

0.27 km s −1. 'N Ruimtelike boks met die emissie van maser is gekies om die spektrale data wat in Figuur 2 aangebied word, te verkry. Ons gebruik die Continuum and Line Analysis Single-dish Software (Class), wat deel uitmaak van die Gildas-sagtewarepakket, om die spektrum van elke maser te pas. sien en kry die piekvloeistofdigtheid, piksnelheid, lynwydte en geïntegreerde vloeistofdigtheid by Gaussers.

In die geval van breëbanddata (kontinuum) van 1,1–3,1 GHz, het ons ook die Miriad-pakket gebruik om die data te verminder. Vuil kaarte van die kontinuumdata is verkry met die taakomkeer, met behulp van frekwensiesintese en 'n robuuste parameter van 0,5. Die balkgroottes in die twee tydperke was 73 & # x00d7 39 en 121 & # x00d7 46 onderskeidelik. Beelde is vervolgens betrek met die taak mfclean om die CLEAN-algoritme uit te voer. Kontinuumdata op afstande & lt3 kλ in die UV-vlak is in die tweede tydvak weggegooi om uitgebreide Galaktiese emissie uit te filter.


Wilson, W. J., en Barrett, A. H., Wetenskap, 161, 778 (1968).

Neugebauer, G., en Leighton, R. B., Die Caltech Infrarooi lugopname (Kaliforniese Instituut vir Tegnologie, Pasadena, 1968).

Eliasson, B., en Bartlett, J. F., Astrofis. J. Lett., 155, L79 (1969).

Davies, R. D., Ponsonby, J. E. B., Pointon, L., en De Jager, G., Aard, 222, 933 (1969).

Turner, B. E., proefskrif, Univ. Kalifornië, Berkeley (1968).

Ball, J. A., en Staelin, D. H., Astrofis. J. Lett., 153, L41 (1968).

Wallerstein, G., Kroeg. Astron. Soc. Stille Oseaan, 70, 479 (1958).

Raimond, E., en Eliasson, B., Astrofis. J., 155, 817 (1969).


MEGA-MASERS EN GALAXIES

▪ Abstrak In die Melkweg kan mikrogolfstraling in die interstellêre medium versterk word in die onmiddellike omgewing van jong stervoorwerpe, of sirkelvormige omhulsels rondom sterre wat ontwikkel het, wat kosmiese emissie van lasers tot gevolg het. Kosmiese masers bestaan ​​omdat, in teenstelling met aardse toestande, die interstellêre gasdigtheid baie laag is, sodat die populasie in molekules gewoonlik nie in termiese ewewig is nie, en soms omgekeer is. In die kernstreke van eksterne sterrestelsels bestaan ​​daar baie kragtige OH (λ18 cm) en H2O (λ1,35 cm) kosmiese masers met lynsterkte van of 10 2 −10 4 L, ≥ 10 6 keer helderder as tipiese Galactic-maserbronne. Dit is die 'mega-masers', wat gevind word in hoë digtheid molekulêre gas wat in die parsek van aktiewe galaktiese kerne geleë is in die geval van H2O mega-masers, of binne die sentrale 100 stuks van kernsterre-gebarste streke in die geval van OH-mega-masers. H2O mega-masers kom meestal voor in galaktiese kerne met Seyfert2- of LINER-spektrale eienskappe, in spiraalvormige en sommige elliptiese sterrestelsels. OH-mega-masers kom voor in ultra-helder IR-sterrestelsels (ULIRG) met die warmste IR-kleure, en belangrik, die OH-helderheid word waargeneem met die IR-helderheid: LOH ∝ L 1.2 IR. Vanweë die uiters hoë helderheid op die oppervlak, het H2O megamaser-emissie kan met 'n submilie-boog-tweede resolusie deur Very Long Baseline Interferometry (VLBI) gekarteer word, wat 'n kragtige instrument bied om ruimtelike en kinematiese verdeling van molekulêre gas in verre galaktiese kerne op skale onder een parsek te ondersoek. 'N Uitstekende voorbeeld is die aktiewe sterrestelsel, NGC 4258, waarin kartering van die H2O megamaser-emissie het die eerste direkte bewyse in 'n aktiewe galaktiese kern gelewer vir die bestaan ​​van 'n dun Kepleriaanse aanwasskyf met onstuimigheid, sowel as uiters dwingende bewyse vir die bestaan ​​van 'n massiewe swart gat. Die NGC 4258 mega-maser het ook 'n meetkundige afstandsbepaling van uiters hoë presisie verskaf. H2O megamaser-emissie kom ook voor as gevolg van na-geskokte gas deur die impak van kernstralers of uitvloei op die omliggende molekulêre wolke. Waarnemings met hoë resolusie het getoon dat OH-mega-masers afkomstig is van die molekulêre gasmedium in 100-ster skaal met kernsterre. Daar word voorgestel dat sulke ekstreme ster-gebarste streke, met uitgebreide hoëdigtheidgas wat in 'n baie hoë IR-bestralingsveld gebaai word, bevorderlik is vir die vorming van 'n baie groot aantal OH-maserbronne wat gesamentlik die OH-mega-maser produseer. emissie. In die vroeë heelal kan sterrestelsels of samesmeltings deur 'n baie helder fase gaan, aangedryf deur intensiewe sterre-bars en AGN-vorming, en kan hulle buitengewoon groot OH en H hê2O maser-helderheid, wat moontlik giga-masers oplewer. Met die toenemende sensitiwiteit van nuwe teleskope en ontvangers, sal opnames en hoëresolusiestudies van mega-masers en giga-masers baie belangrike spoorsnyers en hoë resolusiesondes van aktiewe galaktiese kerne, stof ingebed ster-bars in die vroegste sterrestelsels en sterrestelsels wees. samesmeltings in die tydperk van baie aktiewe stervorming by Z ∼ 2 en verder. Afstandbepaling van giga-masers by Z ∼ 1–2 kan op onafhanklike maatstaf bepaal hoe vinnig die heelal uitbrei.


Spektrale resolusie

DiFX laat 'n baie buigsame keuse toe van die gewenste aantal "spektrale punte" wat oor elke individuele datakanaal strek. Enige getal wat as 2 n · 5 m gereken kan word, kan gespesifiseer word, onderhewig aan die volgende beperkings:

  • 'N Maksimum van 4096 punte per kanaal, vir roetine DiFX verwerking.
  • N somtotaal van 132,096, opgesom oor alle kanale en polarisasieprodukte, vir verenigbaarheid met AIPS.
  • 'N Minimum spektrale resolusie van 2 Hz.

Die aantal spektrale punte moet op alle gegewe tydstip dieselfde wees vir al die datakanale, hoewel veelvuldige passasies met verskillende stelle kanale moontlik is. Die werklike spektrale resolusie wat verkry is, en die statistiese onafhanklikheid van die spektrale punte, hang af van die daaropvolgende gladstryking en ander verwerking.

DiFX ondersteun ook "spectrale zoom", die keuse van 'n subversameling van gekorreleerde spektrale punte uit enige of alle datakanale. Slegs die geselekteerde spektrale punte word in die uitsetdataset ingesluit. Hierdie vermoë is veral van waarde in maserestudies, waar 'n opgetekende data kanale in twee hoofkategorieë van waarnemings baie wyer wees as die masjienemissie: (1) Maser-astrometrie met kontinuumkalibrators in die straal. Breedbandwaarneming is nodig vir maksimum sensitiwiteit op die kalibreerders, terwyl die zoom 'n hoë spektrale resolusie moontlik maak by die frekwensies waar masjien emissie verskyn. (2) Veelvuldige maser-oorgange. As wyeband-datakanale gebruik word om 'n groot aantal wydgeskeide maser-oorgange te dek, kan spektrale zoom die weggooi van die leë gedeeltes van hoë-resolusiespektrum weggooi.

Spektraalzoom werk nie by gemengde sybandwaarneming nie, dit kan gebeur vir HSA of wêreldwaarnemings waar sommige teleskope die boonste syband benodig en ander die onderste syband benodig. By die voorstelling van waarnemings wat die spektrale zoom gebruik, die vereiste aantal spektrale punte voordat u inzoomen moet in die voorleggingsinstrument gespesifiseer word. Tans moet die ligging en breedte van die "zoom" -bande direk aan VLBA-bedrywighede oorgedra word voordat dit korreleer.


Sterrekundiges se sukses: sewe nuwe kosmiese masers

Dr Paweł Wolak by die radioteleskoop RT-4 in Piwnice Krediet: Andrzej Roma? Ski

'N Groep sterrekundiges van Toruń in Pole het 'n opname van die Melkwegvliegtuig suksesvol voltooi. Hulle het na gaswolke gesoek, waar daar 'n maser-versterking van die OH-molekule was. Hulle het sewe nuwe bronne gesien - elkeen bring wetenskaplikes nader aan die proses waardeur massiewe sterre gebore word. "Dit is soos om te luister na die gons van 'n muskiet tydens 'n luide konsert," word waarnemings agter die verhoog weer saamgevat deur prof. Anna Bartkiewicz.

Die sukses van die Toruń-gebaseerde groep sterrekundiges word beskryf in die gesogte Sterrekunde en astrofisika. Die artikel "'n Soektog na die OH 6035 MHz-lyn in groot massa stervormende streke", opgestel deur prof. Dr. habil. Marian Szymczak, dr. Paweł Wolak, dr. habil. Anna Bartkiewicz, NCU-professor van die Fakulteit Fisika, Sterrekunde en Informatika en doktorale studente: Michał Durjasz en Mirosława Aramowicz van die Universiteit van Wrocław, is vir publikasie in die tydskrif aanvaar.

Die publikasie is die resultaat van baie maande lange waarnemings van straling vanaf die vlak van die Melkweg, naamlik uit die spiraalarms van ons sterrestelsel, waar baie stof, stof en gas ophoop. Dit is onder sulke omstandighede dat massiewe sterre gebore word.

Aan die begin is dit opmerklik dat die vorming van hoë massa sterre 'n ingewikkelde proses is wat minder deur wetenskaplikes erken word as die vorming van sterre van die son. 'N Massiewe ster in sy vroeë stadium van evolusie kan nie gesien word nie - wetenskaplikes het nie die gereedskap om die regte oplossing te vind nie. Dus is slegs radioteleskope tot die astronome se beskikking.

'N Jong ster, of net die opkomende ster, word omring deur 'n kokon materie, so ons kan eenvoudig sê dat dit 'n werklike chemiese' fabriek 'is. Ons kan 'n groot aantal molekules vind, met inbegrip van metanol, die mees basiese alkohol, waarop ons waarnemings gefokus het, "verduidelik prof. Anna Bartkiewicz.

In die kokon van stof en gasse is daar 'n uitstraling van die masjien. Dit kan vergelyk word met 'n diode-aanwyser - 'n laser. Behalwe dat die laser deur lig versterk word en die masjien deur mikrogolwe. En dit is die bestraling wat sterrekundiges kan waarneem.

"Verskillende soorte deeltjies stuur radiogolwe teen hul eie frekwensies uit en dit is hoe ons dit kan herken. Byvoorbeeld, deeltjies metanol en waterdamp verlig onderskeidelik op 6,7 GHz en 22 GHz, wat ooreenstem met golflengtes van 4,5 cm en 1,3 cm . Ons kan sê dat ons kleure sien, "verduidelik Michał Durjasz. "Ons stel die toepaslike frekwensie vir 'n gegewe saak in en dan kan ons die enigste waarneem wat ons interesseer. In ons laaste ondersoek stel ons die frekwensie op 6,031 GHz en 6,035 GHz."

Voorheen was die metode om metanol te soek, anders - u het die Melkweg 'sentimeter vir sentimeter gescand,' en as u die opsporing raakgesien het, het die sterrekundiges hul waarnemings in die spesifieke gebied langer gestaak.

Prof. Anna Bartkiewicz en dr. Paweł Wolak Krediet: Andrzej Romanski

Maande se waarnemings

"Vandag herken ons al sterrevormende gebiede, sodat ons kan fokus op die regte frekwensie na die molekule waarin ons belangstel," verduidelik prof. Bartkiewicz.

Die wetenskaplikes van Toruń het maande lank hierdie gebiede bestudeer en selfs na die kleinste metanol-masers gesoek. Toe kom 'n idee van prof. Marian Szymczak.

Soortgelyke ontledings van die lug is oor die hele wêreld uitgevoer - daar is verskeie spanne wat hiermee te doen gekry het, byvoorbeeld in Suider-Afrika, Groot-Brittanje en Australië. Daar moet op gelet word dat die sentrum in Toruń baie verdienste in hierdie gebied verdien het - dit was by die NCU Institute of Astronomy in Piwnice dat baie bronne in die noordelike lug opgespoor is wat nog nie voorheen ontdek is nie. Onlangs het niemand egter so 'n omvattende en gedetailleerde oorsig van alle beskikbare bronne onderneem nie.

"Ons het ons 32-meter-radioteleskoop rt4 gebruik om data te versamel. 'N Nuwe ontvanger is gebruik om golwe van hierdie frekwensie op te tel. Dit is opmerklik dat dit gebou is in Piwnice, in die voormalige departement van radioastronomie, waar ons ingenieurs gebou het. Spesiale verdienste moet toegeskryf word aan Eugeniusz Pazderski, wat dit ontwerp het, "sê dr. Wolak. "Ontvangers op ons radioteleskope lyk deels soos dié wat in tuisradio's gebruik word. Die grootste verskil is dat ons hierdie huistoestelle nie tot baie lae temperature afkoel nie - selfs tot -265 ° C. So 'n prosedure verbeter die doeltreffendheid daarvan beslis."

Sterrekundiges het begin deur 'n lys saam te stel van alle beskikbare bronne in die noordelike hemelruim. Dan is diegene wat deur die radioteleskoop in Piwnice waargeneem kon word, uit die databasis van ongeveer duisend gebiede gekies. In totaal is 445 voorwerpe in detail bestudeer.

Mgr Michał Durjasz het 'n paar maande lank die masers van die OH-molekule waargeneem. Krediet: Andrzej Romański

"Dit was 'n baie harde, stelselmatige, dikwels herhalende werk, wat baie tyd geneem het en geduld vereis het," sê Durjasz. "Dit was nie net die tyd wat nodig was nie, maar ook die regte voorwaardes."

Maande se waarnemings van 445 gebiede van stervorming was suksesvol — sterrekundiges het ontdek dat 37 van hulle emissies toon, wat beteken dat hulle die OH-molekule daar gevind het.

"Dit het geblyk dat sewe bronne heeltemal nuut is - niemand het dit al gesien en geregistreer nie," sê Bartkiewicz. "Oor die algemeen was ons opsporingsukses 6,9%. Dit lyk baie min, want so 'n effek kan ontmoedigend wees. Ons werk met die radioteleskoop kan vergelyk word met die luister na 'n muskiet wat gons tydens 'n harde konsert."

Verdere verkenning van jong massiewe sterre, veral die nuut ontdekte sterre, wag op die sterrekundiges in Toruń. Hulle beplan ook om presiese kaarte te skep van die gebiede waar die sterre gevorm word. Die beplande aktiwiteite, en die reeds versamelde data, is belangrik vir 'n beter begrip van die fisiese toestande van hierdie voorwerpe en sal baie inligting verskaf oor hul magnetiese velde.

"Oor 'n geruime tyd sal massiewe sterre supernovas word, swart gate, die kerne van die volgende generasie sterre, of massiewe elemente wat lewe gee soos ons dit ken. En ons weet nog steeds nie hoe so 'n ster gebore word nie, ons weet nie weet wat die oorsprong is. Natuurlik is daar baie teorieë, maar dit is moeilik om dit te ondersoek. Daarom gebruik ons ​​al die beskikbare gereedskap, en tot dusver het radioteleskope hul waarde bewys, "verduidelik dr. Wolak. .


Toegangsopsies

Kry volledige joernaaltoegang vir 1 jaar

Alle pryse is NETPryse.
BTW sal later by die betaalpunt gevoeg word.
Belastingberekening sal tydens die betaalpunt gefinaliseer word.

Kry tydsbeperking of volledige artikeltoegang op ReadCube.

Alle pryse is NETPryse.


Hoe werk masers in vergelyking met 'n laser?

Maser se foton stuur laer frekwensie en langer golflengte uit as laser.

Verduideliking:

Dit is hoe laser en maser werk:

Elektrone absorbeer 'n elektriese stroom of elektromagnetiese golf en word opgewonde, wat beteken dat hulle van 'n lae energietoestand na 'n hoër energietoestand spring. Wanneer hulle dan weer in die laer energietoestand sak, word die energie wat hulle moet vrystel om dit te doen vrygestel in die vorm van 'n foton. Die foton wat op hierdie manier van elektron afgegee word, is almal dieselfde golflengte en is in dieselfde rigting gefokus.

Die verskil tussen 'n laser en 'n maser is dat die foton van 'n laser in die vorm van sigbare lig , terwyl 'n foton van 'n maser in die vorm van a kom mikrogolfoond . Die veranderinge in frekwensie en golflengte kom as gevolg van die tipe elektromagnetiese golf wat geabsorbeer word, en / of die eienskappe van die materiaal wat die foton uitstraal.


Kyk die video: I can not believe my eyes. Watch how the glass is made. (November 2022).