Sterrekunde

Wat is neerslagbare waterdamp in millimetergolf radioastronomie en hoe word dit gemeet?

Wat is neerslagbare waterdamp in millimetergolf radioastronomie en hoe word dit gemeet?


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.

Deur ALMA aanlyn dokumentasie en artikels te soek, is die hoeveelheid PWV (neerslag waterdamp) 'n sentrale tema. Ek het twee gekoppelde vrae.

  1. Wat is (eintlik) neerslagbare waterdamp, en is daar ook 'n "nie-neerslagbare" komponent? Hoekom noem jy dit nie net "waterdamp" nie?
  2. Hoe word dit eintlik gemeet? Dit lyk asof dit deur radiometers gemonitor word, maar ek verstaan ​​nie hoe dit gebruik kan word nie.

Ek sien gewoonlik nommers in die orde van 5 tot 10 millimeter vir plekke op baie hoë hoogte soos Atacama. Ek neem aan dit is die kolom-geïntegreerde hoeveelheid, uitgedruk in eenhede vloeistof, is dit reg?


Die rede waarom dit "neerslagbare" waterdamp (PWV) genoem word, is dat die waterdamp in die vorm van gasvormige dampe is wat verder kan kondenseer in wolkvorm en dan tot werklike neerslag, dit wil sê reën (wat die sensors dikwels oorweldig). Dit word dikwels ook genoem totale kolom waterdamp wat meer akkuraat weerspieël wat gemeet word, dws 'n hoogte van die ekwivalente kolom vloeibare water, vandaar die meting in mm. Die woordelys van die American Meteorological Society oor neerslagbare water (of neerslagbare waterdamp) definieer dit op dieselfde manier as:

Die totale atmosferiese waterdamp wat vervat is in 'n vertikale kolom van deursnee-oppervlakte wat strek tussen twee gespesifiseerde vlakke, gewoonlik uitgedruk in terme van die hoogte waarop die waterstof sou staan ​​as dit volledig gekondenseer en in 'n vaartuig van dieselfde eenheidskruis versamel word afdeling. Die totale neerslagwater is 'n kolom met eenheidsdeursnit wat van die aardoppervlak tot die 'top' van die atmosfeer strek.

Vir baie hoë en droë terreine, bv. die Atacama, Antarktika sal minder as 5 mm PWV hê, seevlakplekke sal 50 + mm PWV wees. ESO se Cerro Paranel-waarnemingswerf (die tuiste van die VLT) het 'n gemiddelde PWV van 2,5 mm (sien bv. Die histogramme in hierdie ASM 2016-2018-verslag). Die Atacama Pathfinder EXperiment (APEX) sub-mm-teleskoop op Chajnantor (ook die tuiste van die ALMA-skema) het al 'n paar jaar 'n weerstasie en byvoorbeeld die APEX 2017-weerstatistieke toon dat die APEX-webwerf (~ 5100m hoogte) 'n PWV gehad het <1,5 mm ongeveer 67% van die tyd.

Daar is verskillende maniere om die PWV te meet. Die aarde wentel satelliete soos die AIRS en MODIS-instrumente op NASA's Aqua en Terra satelliete meet die straling in verskeie IR-golfbande (gewoonlik van ongeveer 0,5 tot 15 um). Sommige van hierdie bande word in wese oorheers deur waterabsorpsiebande, en die verskille tussen bande wat water bevat en sonder water bevat 'n mate van die waterkolom.

Mikrogolf-radiometers by 210 of 225 GHz word gewoonlik gebruik om PWV te meet, met meer moderne radiometers wat na die venster / band van 350um (856 GHz) skuif. 'N Voorbeeld is die een by die Caltech Submillimeter Observatory op Mauna Kea wat in hierdie skakel by Gemini Observatory beskryf word. Hulle werk op dieselfde manier deur die diepte van die absorpsie deur die waterdamp in die molekulêre lyne / bande te meet. Meer waterdamp lewer dieper lyne met meer optiese diepte. Meer besonderhede is in hierdie (vrylik beskikbaar) referaat van Radford wat die effek van toenemende PWV op die absorpsie in die sub-mm, die hoeveelheid PWV op verskillende terreine en meer inligting oor die meting toon.

Uiteindelik kan dit ook gedoen word deur GPS-ontvangers met dubbele frekwensie by die L1 (1575 MHz) en L2 (1224 MHz) en die oorskot van die padlengte deur die atmosfeer te meet bo wat slegs deur die ontvanger-satellietafstand veroorsaak word. Deur twee frekwensies te gebruik, kan u die effek van die veranderlike ionosfeer op die padlengte verwyder. Die oorblywende hoogtepunt van die hoogtepunt is in twee dele, 'n hidrostatiese of 'droë' komponent wat maklik geskat kan word deur bv. die Saastamoinen-model, wat die "nat" komponent wat deur waterdamp veroorsaak word, agterlaat. Sodra dit tot die hoogtepunt reggestel is, gee dit 'n mate van die PWV.


Soos hier duidelik, met vergelykings, gedefinieer

Die totale atmosferiese waterdamp vervat in 'n vertikale kolom van eenheidsdeursnee-area wat strek tussen enige twee gespesifiseerde vlakke, gewoonlik uitgedruk in terme van die hoogte waarop die waterstof sou staan ​​as dit volledig gekondenseer en versamel word in 'n vaartuig van dieselfde eenheidskruis. afdeling.

Wysig

Daar is byvoorbeeld 'n ALMA-artikel wat metings en vergelyking met meteorologiese stasies bespreek.


Bron: http://suzaku.eorc.jaxa.jp/GLI2/adeos/Earth_View/eng/adeos02e.pdf

U kan die fout of waterdamp meet deur na 'n rand van iets oor 'n afstand te kyk. Dit kan moontlik wees deur na die rand van 'n planeet of die rand van iets soos 'n satelliet te kyk.

Die Internasionale Ruimtestasie beweeg in 'n wentelbaan om die aarde met 'n snelheid van ongeveer 17,150 myl per uur (dit is ongeveer 5 myl per sekonde!). Dit beteken dat die ruimtestasie een keer elke 92 minute om die aarde wentel (en 'n sonsopkoms sien).

Dit is moontlik om die ISS te vind met behulp van die GRATIS SkyView op u telefoon, die ruimtestasie te vind en miskien die beeld te bestudeer.

Dit is interessant om na te dink oor die humiditeitsmetings wat ons op 'n weerwebwerf sien en dit vergelyk met wat u eintlik sien. Miskien is die ideale plek vir 'n teleskoop net bokant die boomgrens? (vir mense wat nie van getalle hou nie) Daar is egter baie mooi stedelike teleskope en hopelik sal ons in die toekoms meer teleskope in mooi stede hê, al is al die nagte nie duidelik nie.

Dit is nogal lekker om 'n Indiese artikel oor die onderwerp te lees ... https://journals.ametsoc.org/doi/pdf/10.1175/1520-0450%281990%29029%3C0665%3AAPOTWV%3E2.0.CO%3B2

(die Indiese en Japannese koerante toon blykbaar dat die waterdamp ongeveer 10-12 KM verdwyn)? Sommige van die grootste teleskope ter wêreld word egter net ongeveer 3000 meter hoër geplaas. Dit is soms lekker om teleskope in stedelike gebiede te plaas waar ons daarheen kan kom. Veral as die damp nie regtig verdwyn tot 10 KM nie, wat in elk geval heeltemal te hoog is?!?!

Byvoorbeeld: https://www.eso.org/public/teles-instr/elt/

(Onthou ook dat temperatuur nie 'n lineêre funksie met hoogte is nie ... dit gaan af dan op dan af dan op dan af dan ek dink ... kyk net na die grafiek ...)

Waarom waterdamp meer "lineêr" is, is nog steeds een van die kosmiese raaisels ... Ek hou van die x ^ 2-vergelyking wat die ander persoon gepos het.


Afsienbare waterdampmetings

Sover ons kennis strek, is die eerste gepubliseerde meting van die DC PWV-inhoud in die atmosfeer in Januarie 1997 deur die outeurs uitgevoer (Valenziano et al. 1998). Die instrument was 'n draagbare fotometer (Volz 1974) met 'n akkuraatheid van 20%. Die beperkte sensitiwiteit van die instrument kon slegs in sommige gevalle die boonste perke instel. Data word in Figuur 8. aangebied. Die gemiddelde PWV by GS is ongeveer 0,6 mm.

Figuur 8: Die meetbare waterdampdata word gedurende Januarie 1997 by DC gemeet. Die deurlopende lyn verwys na die hele datastel (83 metings), insluitend die boonste perke. Histogram met streeplyne word bereken, uitgesluit boonste perke (50 metings). Kumulatiewe waarskynlikhede word ook geteken, met dieselfde lynstyle.

'N Vergelyking tussen DC-, SP-, Atacama- en Mauna Kea-terreine word in Tabel 1 gerapporteer. Data vir DC is deur die outeurs gemeet (in een maand), terwyl die kwartieldata vir die ander webwerf uit Lane (1998) is. Die resultate vir die Vostok-stasie (hoogte 3488 m) (Townes & amp Melnick 1990) in die somer verskil nie beduidend van die wat hier gerapporteer word nie, maar waardes van minder as 0,1 mm is gedurende die winter gemeet. Ons bereken ook die 225 GHz- en 492 GHz-onbestendigheid uit die 50ste persentiel PWV-data, met behulp van 'n model wat geëvalueer is uit die SP-data (Lane 1998). Ons het die volgende verhoudings gebruik:

en ons het die ooreenstemmende uitsendings op die hoogtepunt as geëvalueer

. Hierdie waardes word in Tabel 1 weergegee, tesame met beskikbare data vir ander webwerwe (vanaf Lane, 1998).


Verwysings:

B. Butler, "Precipitable Water Damp at the VLA - 1990 - 1998", 1998, NRAO MMA Memo # 237 (en verwysings daarin).

L. Danese en R.B. Partridge, "Atmosferiese emissiemodelle: konfrontasie tussen waarnemingsdata en voorspellings in die 2,5-300 GHz-frekwensiegebied", 1989, AP.J. 342, 604.

K.D. Froome en L. Essen, "Die snelheid van lig en radiogolwe", 1969, (New York: Academic Press).

H.J. Lehto, "Hoogsensitiwiteit soek na kort tydskaalveranderlikhede in ekstragalaktiese voorwerpe", 1989, Ph.D. Proefskrif, Universiteit van Virginia, Departement Sterrekunde, pp. 145-177.

H.J. Liebe, "'n Opgedateerde model vir die voortplanting van millimeter in vogtige lug", 1985, Radiowetenskap, 20, 1069

R.J. Maddalena "Akkurate weervoorspelling vir radio-sterrekunde", Bulletin van die American Astronomical Society, Vol. 42, p.406.

R.J. Maddalena "Breking, komponente van weerstasies en ander besonderhede vir die wys van die GBT", 1994, NRAO GBT Memo 112 (en verwysings daarin).

R.J. Maddalena Die gevolge van die atmosfeer en die weer op radio-sterrekundewaarnemings - Lesing aangebied tydens die Summer Dish Summer School in Julie 2011 in Green Bank, WV (PowerPoint, 2,4 MB). Ook in PDF (2.0 MBytes).

J. Meeus, "Astronomiese algoritmes", 1990 (Richmond: Willman-Bell).


Inhoud

Mikrogolwe word wyd gebruik vir punt-tot-punt-kommunikasie omdat hul klein golflengte dit moontlik maak om antennas met gemaklike grootte in smal balke te rig, wat direk op die ontvangantenne kan wys. Hierdeur kan mikrogolf toerusting in die omgewing dieselfde frekwensies gebruik sonder om mekaar in te meng, soos radiogolwe met laer frekwensie. Hierdie frekwensiehergebruik bewaar skaars radiospektrumbandwydte. Nog 'n voordeel is dat die mikrogolwe die hoë frekwensie aan die mikrogolfband 'n baie groot inligtingsdravermoë bied, en dat die mikrogolfband 30 keer 'n bandbreedte het as die res van die radiospektrum daaronder. 'N Nadeel is dat mikrogolwe beperk is tot die verspreiding van siglyne; dit kan nie deur heuwels of berge beweeg soos radiogolwe met laer frekwensie nie.

Mikrogolf-radio-transmissie word algemeen gebruik in punt-tot-punt-kommunikasiestelsels op die oppervlak van die aarde, in satellietkommunikasie en in diepe ruimte radiokommunikasie. Ander dele van die mikrogolfradioband word gebruik vir radars, radionavigasiestelsels, sensorsisteme en radiosterrekunde.

Die volgende hoër frekwensieband van die radiospektrum, tussen 30 GHz en 300 GHz, word 'millimetergolwe' genoem omdat hul golflengtes van 10 mm tot 1 mm wissel. Radiogolwe in hierdie band word sterk gedemp deur die gasse van die atmosfeer. Dit beperk hul praktiese transmissieafstand tot enkele kilometers, en hierdie frekwensies kan dus nie vir langafstandkommunikasie gebruik word nie. Die elektroniese tegnologieë wat benodig word in die millimeter golfband is ook vroeër in ontwikkeling as dié van die mikrogolfband.

  • Eenrigting (bv. En tweerigting-telekommunikasie wat kommunikasiesatelliet gebruik
  • Aardse mikrogolf-aflosskakels in telekommunikasienetwerke, insluitend ruggraat- of terugdraendraers in sellulêre netwerke

Meer onlangs word mikrogolwe gebruik vir draadlose kragoordrag.

Mikrogolf radio aflos is 'n tegnologie wat baie gebruik word in die 1950's en 1960's vir die oordrag van inligting, soos langafstand-telefoonoproepe en televisieprogramme tussen twee aardpunte op 'n smal straal mikrogolwe. In mikrogolfradio-aflos stuur 'n mikrogolfsender en rigtingantenne 'n smal straal mikrogolwe uit wat baie inligtingskanale op 'n siglyn lei na 'n ander aflosstasie waar dit deur 'n gerigte antenne en ontvanger ontvang word, wat 'n vaste radioverbinding tussen die twee punte. Die skakel was dikwels tweerigting, met 'n sender en ontvanger aan weerskante om data in albei rigtings deur te stuur. Die vereiste van 'n siglyn beperk die skeiding tussen stasies tot die visuele horison, ongeveer 48 tot 80 km. Vir langer afstande kan die ontvangstasie as 'n aflos funksioneer en die ontvangde inligting weer tydens 'n reis na 'n ander stasie stuur. Kettings van mikrogolf-aflosstasies is gebruik om telekommunikasie-seine oor transkontinentale afstande uit te stuur. Mikrogolf-aflosstasies was dikwels op hoë geboue en bergtoppe geleë, met hul antennas op torings om die maksimum bereik te kry.

Begin in die 1950's het netwerke van mikrogolf-aflosskakels, soos die AT & ampT Long Lines-stelsel in die VSA, langafstand-telefoonoproepe en televisieprogramme tussen stede gedra. [1] Die eerste stelsel, genaamd TD-2 en gebou deur AT & ampT, verbind New York en Boston in 1947 met 'n reeks van agt radio-aflosstasies. [1] Dit het lang madeliefie-kettings van sulke skakels ingesluit wat bergreekse deurkruis en oor vastelande strek. Die lansering van kommunikasiesatelliete in die 1970's was 'n goedkoper alternatief. Baie van die transkontinentale verkeer word nou deur satelliete en optiese vesels vervoer, maar mikrogolf-aflos bly belangrik vir korter afstande.

Beplanning wysig

Omdat die radiogolwe in smal balke beweeg wat beperk is tot die siglyn van die een antenna na die ander, steur dit nie ander mikrogolf-toerusting nie, dus kan mikrogolfskakels in die omgewing dieselfde frekwensies gebruik. Antennes moet baie rigtinggewend wees (hoë wins). Hierdie antennas word op verhoogde plekke geïnstalleer, soos in groot radiotorings om oor lang afstande te kan uitstuur. Tipiese soorte antennes wat gebruik word in radio-aflosskakelinstallasies is paraboliese antennas, diëlektriese lens en horingreflektorantennes, met 'n deursnee van tot 4 meter. Hoogs riglyne bied 'n ekonomiese gebruik van die beskikbare frekwensiespektrum, ten spyte van lang transmissieafstande.

Vanweë die hoë frekwensies wat gebruik word, is 'n siglynpad tussen die stasies nodig. Om die verswakking van die balk te vermy, moet 'n gebied rondom die balk wat die eerste Fresnel-sone genoem word, vry wees van hindernisse. Struikelblokke in die seinveld veroorsaak ongewenste verswakking. Hoë bergpiek- of rantposisies is dikwels ideaal.

Struikelblokke, die kromming van die aarde, die geografie van die gebied en ontvangskwessies as gevolg van die gebruik van nabygeleë grond (soos in die vervaardiging en bosbou) is belangrike kwessies wat u moet oorweeg wanneer u radioskakels beplan. In die beplanningsproses is dit noodsaaklik dat 'padprofiele' vervaardig word, wat inligting verskaf oor die terrein en die Fresnel-sones wat die transmissiepad beïnvloed. Die teenwoordigheid van 'n wateroppervlak, soos 'n meer of rivier, langs die paadjie moet ook in ag geneem word, aangesien dit die balk kan weerkaats, en die direkte en gereflekteerde balk by die ontvangantenne kan inmeng en meerwegvervaag kan veroorsaak. Meervoudige vervaagings is gewoonlik net diep op 'n klein plek en 'n smal frekwensieband, sodat ruimte- en / of frekwensiediversiteitskemas toegepas kan word om hierdie effekte te verminder.

Die gevolge van atmosferiese stratifikasie laat die radiopad in 'n tipiese situasie afwaarts buig, sodat 'n groot afstand moontlik is omdat die aardekwivalente kromming toeneem van 6370 km tot ongeveer 8500 km ('n ekwivalente radiuseffek van 4/3). Skaars gebeure van temperatuur, humiditeit en drukprofiel teenoor hoogte, kan groot afwykings en vervorming van die voortplanting veroorsaak en die oordragkwaliteit beïnvloed. Reën met 'n hoë intensiteit en sneeu wat vervaag, moet ook as 'n aantastingsfaktor beskou word, veral by frekwensies bo 10 GHz. Alle vorige faktore, gesamentlik bekend as padverlies, maak dit nodig om geskikte kragmarges te bereken om die skakel vir 'n hoë persentasie tyd te handhaaf, soos die standaard 99,99% of 99,999% wat in die draerklasdienste van die meeste gebruik word. telekommunikasie-operateurs.

Vorige oorwegings verteenwoordig tipiese probleme wat aardse radioskakels kenmerk deur gebruik te maak van mikrogolwe vir die sogenaamde ruggraatnetwerke: hoplengtes van enkele tien kilometer (tipies 10 tot 60 km) is tot in die negentigerjare grotendeels gebruik. Frekwensiebande onder 10 GHz, en bowenal die inligting wat gestuur moet word, was 'n stroom wat 'n vaste kapasiteitsblok bevat. Die doel was om die gevraagde beskikbaarheid vir die hele blok te verskaf (Plesiochrone digitale hiërargie, PDH, of Synchronous Digital Hierarchy, SDH). Vervaging en / of meerweg wat die skakel gedurende 'n kort tydperk gedurende die dag beïnvloed, moes deur die diversiteitsargitektuur teëgewerk word. In die negentigerjare is mikrogolfradioskakels wyd begin gebruik vir stedelike skakels in die mobiele netwerk. Vereistes rakende skakelafstand het verander na korter hop (minder as 10 km, gewoonlik 3 tot 5 km), en die frekwensie het verhoog tot bande tussen 11 en 43 GHz en meer onlangs, tot 86 GHz (E-band). Verder het skakelbeplanning meer te make met intense reënval en minder met meerpaadjies, sodat diversiteitskemas minder gebruik word. Nog 'n groot verandering wat gedurende die afgelope dekade plaasgevind het, was 'n evolusie in die rigting van pakketuitsendings. Daarom is nuwe teenmaatreëls, soos adaptiewe modulasie, aanvaar.

Die vrygestelde krag word vir sellulêre en mikrogolfstelsels gereguleer. Hierdie mikrogolfuitsendings gebruik uitgestraalde krag gewoonlik van 0,03 tot 0,30 W, uitgestraal deur 'n paraboliese antenne op 'n smal straal wat met 'n paar grade divergeer (1 tot 3-4). Die mikrogolfkanaalreëling word gereguleer deur die International Telecommunication Union (ITU-R) en plaaslike regulasies (ETSI, FCC). In die afgelope dekade het die toegewyde spektrum vir elke mikrogolfband baie druk geword, wat die gebruik van tegnieke motiveer om die transmissiekapasiteit te verhoog, soos hergebruik van frekwensie, polarisasie-delingsmultipleksing, XPIC, MIMO.

Geskiedenis wysig

Die geskiedenis van radio-afloskommunikasie het in 1898 begin met die publikasie deur Johann Mattausch in die Oostenrykse tydskrif Zeitschrift für Electrotechnik. [3] [4] Maar sy voorstel was primitief en nie geskik vir praktiese gebruik nie. Die eerste eksperimente met radioherhalerstasies om radioseine oor te dra, is in 1899 deur Emile Guarini-Foresio gedoen. [3] Die lae frekwensie- en mediumfrekwensie-radiogolwe wat gedurende die eerste 40 jaar van radio gebruik is, blyk egter in staat te wees om lang afstande deur grondgolf- en luggolfverbreiding te reis. Die behoefte aan radio-aflos begin eers in die veertigerjare van die ontginning van mikrogolwe, wat deur die siglyn beweeg het en dus beperk is tot 'n voortplantingsafstand van ongeveer 64 kilometer per visuele horison.

In 1931 het 'n Anglo-Franse konsortium onder leiding van Andre C. Clavier 'n eksperimentele mikrogolf-aflosskakel oor die Engelse kanaal getoon deur gebruik te maak van skottelgoed van 10 meter. [5] Telefonie-, telegrafie- en faksimileedata is oor die tweerigting-1,7 GHz-strale van 64 km tussen Dover, UK en Calais, Frankryk, oorgedra.Die uitgestraalde krag, vervaardig deur 'n miniatuur Barkhausen-Kurz-buis wat op die skottel se fokus geleë was, was 'n halwe watt. 'N Militêre mikrogolfverbinding van 1933 tussen lughawens in St. Inglevert, Frankryk en Lympne, UK, 'n afstand van 56 km, is in 1935 gevolg deur 'n 300 MHz-telekommunikasieverbinding, die eerste kommersiële mikrogolf-aflosstelsel. [6]

Die ontwikkeling van radar gedurende die Tweede Wêreldoorlog het 'n groot deel van die mikrogolftegnologie verskaf wat praktiese mikrogolfkommunikasie-skakels moontlik gemaak het, veral die klystron-ossillator en tegnieke vir die ontwerp van paraboliese antennas. Alhoewel dit nie algemeen bekend is nie, het die Amerikaanse weermag tydens die Tweede Wêreldoorlog sowel draagbare as mikrogolf-kommunikasie in die Europese teater gebruik.

Na die oorlog het telefoonondernemings hierdie tegnologie gebruik om groot mikrogolf-radio-aflosnetwerke te bou om langafstandoproepe te dra. Gedurende die vyftigerjare het 'n eenheid van die Amerikaanse telefoondiens, AT & ampT Long Lines, 'n transkontinentale stelsel van mikrogolf-aflosskakels in die VSA gebou wat die grootste deel van die Amerikaanse langafstand-telefoonverkeer sowel as televisienetwerkseine gedra het. [7] Die hoofmotivering in 1946 om mikrogolfradio in plaas van kabel te gebruik, was dat 'n groot kapasiteit vinnig en teen minder koste geïnstalleer kon word. Daar is destyds verwag dat die jaarlikse bedryfskoste vir mikrogolfradio groter sou wees as vir kabel. Daar was hoofsaaklik twee redes waarom 'n groot kapasiteit skielik ingestel moes word: die vraag na langafstand-telefoondiens, weens die onderbreking gedurende die oorlogsjare, en die nuwe televisiemedium wat meer bandwydte nodig het as radio. Die prototipe heet TDX en is getoets met 'n verbinding tussen New York City en Murray Hill, die plek van Bell Laboratories in 1946. Die TDX-stelsel is in 1947 tussen New York en Boston opgerig. Die TDX is opgegradeer na die TD2-stelsel, wat [die Morton-buis, 416B en later 416C, vervaardig deur Western Electric] in die senders gebruik het, en dan later na TD3 wat vaste-elektronika gebruik.

Opvallend was die mikrogolf-aflosskakels na Wes-Berlyn tydens die Koue Oorlog, wat gebou moes word en bedryf moes word as gevolg van die groot afstand tussen Wes-Duitsland en Berlyn aan die rand van die tegniese uitvoerbaarheid. Benewens die telefoonnetwerk, is ook mikrogolf-aflosskakels beskikbaar vir die verspreiding van TV- en radio-uitsendings. Dit sluit in verbindings vanaf die ateljees na die uitsaaistelsels wat regoor die land versprei is, asook tussen die radiostasies, byvoorbeeld vir die uitruil van programme.

Militêre mikrogolf-aflosstelsels word steeds in die 1960's gebruik, toe baie van hierdie stelsels verdring is deur troposferiese verstrooiings- of kommunikasiesatellietstelsels. Toe die NAVO-militêre arm gevorm is, is baie van hierdie bestaande toerusting aan kommunikasiegroepe oorgedra. Die tipiese kommunikasiestelsels wat deur die NAVO gedurende die tydperk gebruik is, bestaan ​​uit die tegnologieë wat ontwikkel is vir gebruik deur die telefoondiensondernemings in gasheerlande. Een voorbeeld uit die VSA is die RCA CW-20A mikrogolf-relaisstelsel met 1–2 GHz, wat gebruik maak van buigsame UHF-kabel eerder as die rigiede golfgeleiding wat deur hoër frekwensie stelsels benodig word, wat dit ideaal maak vir taktiese toepassings. Die tipiese mikrogolf-aflosinstallasie of draagbare bakkie het twee radiostelsels (plus rugsteun) wat twee siglyn verbind. Hierdie radio's dra dikwels 24 telefoonkanale frekwensie-verdeling multiplex op die mikrogolfdraer (dit wil sê Lenkurt 33C FDM). Enige kanaal kan aangewys word om in plaas daarvan tot 18 teletipes kommunikasie uit te voer. Soortgelyke stelsels van Duitsland en ander lidlande is ook gebruik.

Langafstand-mikrogolf-aflosnetwerke is tot in die 1980's in baie lande gebou, toe die tegnologie sy aandeel aan vaste werking verloor het deur nuwer tegnologieë soos optiese veselkabel- en kommunikasiesatelliete, wat 'n laer koste per bietjie bied.

Tydens die Koue Oorlog kon die Amerikaanse intelligensie-agentskappe, soos die National Security Agency (NSA), glo Sowjet-mikrogolfverkeer onderskep deur satelliete soos Rhyolite te gebruik. [8] Baie van die balk van 'n mikrogolfskakel lei die ontvangantenne en straal na die horison, die ruimte in. Deur 'n geosinchrone satelliet in die baan van die balk te plaas, kan die mikrogolfbundel ontvang word.

Aan die begin van die eeu word mikrogolf-radio-aflosstelsels toenemend gebruik in draagbare radiotoepassings. Die tegnologie is veral geskik vir hierdie toepassing vanweë laer bedryfskoste, 'n doeltreffender infrastruktuur en direkte toegang tot hardeware vir die draagbare radiooperateur.

Mikrogolf skakel Redigeer

A mikrogolf skakel is 'n kommunikasiestelsel wat 'n straal radiogolwe in die mikrogolf frekwensiebereik gebruik om video, klank of data tussen twee plekke uit te stuur, wat van 'n paar voet of meter tot 'n paar kilometer of kilometers van mekaar kan wees. Mikrogolfskakels word gewoonlik deur televisie-uitsaaiers gebruik om programme oor 'n land uit te stuur, of van 'n buite-uitsending na 'n ateljee.

Mobiele eenhede kan op 'n kamera gemonteer word, wat kameras die vryheid bied om rond te beweeg sonder kabels. Dit word gereeld aan die raaklyne van sportvelde op Steadicam-stelsels gesien.

Eienskappe van mikrogolfskakels

  • Betrek kommunikasie-tegnologie (LOS)
  • Word baie beïnvloed deur omgewingsbeperkings, insluitend reën vervaag
  • Hou baie beperkte penetrasie vermoëns deur hindernisse soos heuwels, geboue en bome
  • Sensitief vir hoë stuifmeeltelling [aanhaling nodig]
  • Seine kan afgebreek word tydens sonproton-geleenthede [9]

Gebruik van mikrogolfskakels

  • In kommunikasie tussen satelliete en basisstasies
  • As ruggraatdraers vir sellulêre stelsels
  • In kortafstand binnenshuise kommunikasie
  • Die koppeling van afgeleë en plaaslike telefooncentrales met groter (hoof) sentrales sonder dat koper- / optiese vesellyne nodig is
  • Meet die intensiteit van reën tussen twee plekke

Aardse mikrogolf-aflosskakels is beperk tot die visuele horison, enkele tientalle kilometers of kilometers, afhangend van die toringhoogte. Troposferiese verstrooiing ("troposcatter" of "scatter") was 'n tegnologie wat in die 1950's ontwikkel is om mikrogolfkommunikasieverbindings buite die horison toe te laat, tot 'n afstand van 'n paar honderd kilometer. Die sender straal 'n straal mikrogolwe in die lug uit, onder 'n vlak hoek bo die horison na die ontvanger. As die balk deur die troposfeer beweeg, word 'n klein fraksie van die mikrogolfenergie deur die waterdamp en stof in die lug na die grond versprei. 'N Sensitiewe ontvanger buite die horison tel hierdie weerkaatsde sein op. Die helderheid van die sein wat met hierdie metode verkry word, hang af van die weer en ander faktore, en gevolglik is 'n hoë vlak van tegniese probleme betrokke by die skepping van 'n betroubare radio-aflosskakel oor die horison. Troposcatter-skakels word dus slegs gebruik in spesiale omstandighede waar daar nie op satelliete en ander langafstandkommunikasiekanale staatgemaak kan word nie, soos in militêre kommunikasie.


2. Waarnemingstegniek GBMS

[6] Die grondgebaseerde millimetergolfspektrometer (GBMS) meet rotasie-emissiespektra van atmosferiese chemiese spesies soos O3, N2O, CO en HNO3, sowel as die H2O-kontinuum, met 'n spektrumvenster van 600 MHz wat tussen ongeveer 230 en 280 GHz kan afstel (of 7,7 en 9,3 cm -1). Dit is ontwerp en gebou by die Departement Fisika en Sterrekunde van die Staatsuniversiteit van New York in Stony Brook en bestaan ​​uit 'n voorste ontvanger met 'n kriogekoelde SIS (Supergeleier-Isolator-Supergeleier) dubbele sybandmenger met 'n tussenfrekwensie (IF) van 1,4 GHz. Die agterkant is saamgestel uit 'n Acousto-Optical Spectrometer (AOS) met 'n spektraalbanddoorgang van 600 MHz en 'n maksimum resolusie van 65 kHz [ de Zafra, 1995]. Die kombinasie van die voor- en agterkant lei tot die GBMS-waarneming van twee op mekaar geplaasde 600 MHz spektrale vensters waarvan die middelfrekwensies deur 2,8 GHz (twee keer die IF) geskei word. By die AOS word die volle 600 MHz-spektrum in 40 ms gelees en mettertyd op 'n rekenaar geïntegreer. Elke spektrale lêer word gestoor na 'n totale tydintegrasie van 5 tot 15 minute. Oor die algemeen is waargenome emissielyne te swak om binne hierdie kort tydintegrasies 'n goeie sein-ruis-verhouding (S / N) te vertoon, en spektrale lêers word gewoonlik on-line bymekaar gevoeg om 'n bevredigende S / N-verhouding te bereik. Die GBMS neem die emissielyn van een chemiese soort tegelyk waar, gewoonlik 1 tot 5 uur (afhangend van S / N). Sy 600 MHz-venster moet dan op 'n ander frekwensie-interval (in die 230-280 GHz-reeks) ingestel word om die emissielyn van 'n ander chemiese spesie te kan waarneem.

[7] Gegewe die fisiese parameters van 'n spesifieke rotasie-oorgang, hang die spektrale lynvorm daarvan sterk af van die vertikale konsentrasieprofiel van die waargenome spesie (tipies onbekend) en van die atmosferiese drukprofiel (tipies bekend). Daarom kan, deur middel van die waargenome lynvorm tesame met druk- en temperatuurvertikale profiele, 'n wiskundige ontbindingsproses die konsentrasie van die emitterende molekule as funksie van hoogte bepaal. Die algehele spektraalbanddeurgang en resolusie van die GBMS is sleutelelemente om die hoogtebereik van 17–75 km te bepaal waar spoorgaskonsentrasie gemeet kan word [bv. Sien Muscari et al., 2007, en verwysings daarin]. Vir waterdamp neem ons geen H waar nie2O-emissielyn (bv. By 183 of 325 GHz), maar eerder die emissie van die H2O kontinuum bestaan ​​tussen emissielyne. Daarom kan slegs die geïntegreerde kolominhoud verkry word uit GBMS-waarnemings van waterdamp.

[8] Tydens normale data-opnames neem die GBMS bestraling vanaf twee verskillende rigtings 75 ° tot 80 ° uitmekaar waar, geskakel deur 'n draaiende weerkaatsende halfsirkelvormige kapwiel met 'n frekwensie van ~ 1 Hz (sien Figuur 1). Die een waarnemingsrigting is naby die hoogtepunt (verwysingsbundel, of R), terwyl die ander tussen 10 ° en 15 ° bo die horison (seinstraal, of S) wys. 'N Diëlektriese plaat (gemaak van pleksiglas) wat in die R-balk aangebring is, dien as 'n plaaslike gedeeltelik deursigtige (en swak uitstralende) "grys liggaam" -bron van breëbandstraling om te vergoed vir die laer totale krag wat ontvang word deur atmosferiese emissie naby die hoogtepunt (met 'n korter meetkundige baanlengte ten opsigte van die S-balk), en laat dit toe om 'n kragbalans tussen die S- en R-balkrigtings te bereik. Afhangende van atmosferiese toestande word verskillende diëlektriese plate gebruik, met 'n deursigtigheid van .20,2 tot 0,8 Nepers by 275 GHz. Hierdie kragbalans word waargeneem deur 'n fase-sensitiewe detector wat gesinkroniseer is met die rotasie van die balk-skakel-kapwiel, en word onderhou deur 'n servostelsel wat die hoogtehoek van die S-balk aanpas as die (S-R) kragvlak van nul afwyk. Namate atmosferiese ondeursigtigheid toeneem of afneem (wat veroorsaak dat die termiese emissie van die atmosfeer toeneem of afneem), sal die servomeganisme die S-straalhoek opwaarts of afwaarts dryf, wat die kragbalans in die twee balke wil handhaaf. Die dekking van die diëlektriese blad, afhangend van die samestelling en dikte daarvan, sal die ewewigshoeke vir 'n gegewe reeks atmosferiese dekking bepaal. Atmosferiese straling vanaf albei bundelrigtings kom deur 'n venster van die tipe PP-2 Eccofoam (sien Figuur 1) wat gekenmerk word deur 'n baie klein dekking by millimeter golflengtes (~ 0.007 Nepers).

[12] In bogenoemde vergelyking, alle terme behalwe τZ kan afgelei word van onafhanklike metings, sodat die dekking in die hoogtepunt die enigste onbekende hoeveelheid bly. In werklikheid, alle terme behalwe AS (direk afgelei van 'n maat θS) en τZ is gewoonlik oor 'n paar uur konstant en vergelyking (4) toon dit aan τZ kan voortdurend afgelei word van die rekord van die hoek θS waarteen S en R magte gebalanseer word tydens waarneming. Vergelyking (4) kan opgelos word τZ deur middel van 'n iteratiewe prosedure. Die akkuraatheid van die resultate τZ waardes word geskat op 4,5% deur die onsekerhede op θ in kwadratuur by te voegS (2,2%), Tatm (3,3%) en τbl (2,2%). Tbl word gemonitor deur middel van 'n temperatuursensor wat langs die vergoedingsblad geplaas word en gemiddeld 15 minute is. Die gevolglike onsekerheid het 'n onbeduidende uitwerking op τZ.

[14] Hierdie tweede prosedure vir die evaluering van τZ word uitgevoer deur die normale data-opnames te onderbreek en 'n sogenaamde "sky dip" uit te voer [sien bv. Han en Westwater, 2000]. Die bewerking bestaan ​​uit die handmatige skuif van die spieël wat die S-waarnemingsrigting bepaal binne die bereik toegelaat deur die vensteropening (allowed10–15 ° bo die horisontale) in horizontal0,5 ° trappe, en die uitsetkrag in elke stap met behulp van die GBMS, en skatting τZ gebruik elke vergelyking (6) by elke stap. As waterdampdigtheid onafhanklik is van die kykrigting (atmosferiese homogeniteit) en Tatm korrek geskat is, is die afgeleide waardes van τZ sal goed met mekaar ooreenstem en die gemiddelde waarde daarvan sal lei tot 'n skatting van die deursigtigheid van die hoogtepunt. 'N Verdere ondersoek na die horisontale homogeniteit van die waterdampveld word uitgevoer deur te meet τZ ook op die hoogtepunt (na die verwydering van die kompenserende vel wat normaalweg in die R-straalrigting geplaas word) en om die konsekwentheid daarvan met lugdrukmetings te verifieer. Met behulp van hierdie tegniek is die onsekerheid oor elke meting van τZ (dws vergelyking (6) toegepas op elke enkele 0,5 ° spieëltrap) word geskat op 15%, met die grootste relatiewe foutbydrae van 14% as gevolg van die onsekerheid oor die meting van TSsky deur middel van die GBMS-kalibrasieprosedure. As u egter die gemiddelde van die ∼11 neemτZ metings van dieselfde lugdompeling het 'n relatiewe onsekerheid oor die gemiddelde tot gevolg τZ van 5,1%. Alhoewel SIS-mengers sensitief is vir die polarisasie van die invallende bestraling, kan potensiële vals veranderinge van polarisasie (bv. Dié wat veroorsaak word deur die oriëntasie van die S-straalspieël verander [bv. Renbarger et al., 1998]) is weglaatbaar in vergelyking met die ongepolariseerde troposferiese sein wat deur die GBMS tussen 230 en 280 GHz waargeneem word.

[15] Resultate van die twee verskillende metodes wat hierbo beskryf word, word in die volgende afdeling vergelyk (sien Figuur 4), nadat die omskakeling daarvan na PWV bespreek is. Oor die algemeen word die metode gebaseer op die balansering van S- en R-uitsetkragte verkies bo die lugdompeling, hoofsaaklik omdat eersgenoemde deurlopende metings gee van dekking tydens normale waarneming van rotasie-emissielyne. Dit beteken dat τZ metings vereis nie die aanwesigheid van 'n operateur nie en elke meting kan in beginsel met ∼1-min tydelike resolusie verkry word (wat die gemiddelde van 'n groot aantal kaprotasies by 1 Hz-frekwensie moontlik maak). Die lugdruktegniek word in ongeveer 15 minute handmatig deur die operateur uitgevoer. Alhoewel die sky dip-metode ietwat rekening hou met potensiële ruimtelike nie-homogeniteit deur gemiddeldes oor 'n reeks rigtings (alhoewel beperk), kan dit terselfdertyd meer beïnvloed word deur temporale variasies van waterdamp ten opsigte van die kragbalansmetode.

[16] Die dubbele sybandontwerp van die GBMS is die beperkende faktor vir die spektrale resolusie van τZ metings. Emissie-terme teenwoordig in vergelykings (4) en (6) is gemiddeldes oor twee op mekaar geplaasde 600 MHz spektrale vensters (die boonste en onderste sybande) waarvan die middelfrekwensies deur 2,8 GHz geskei word, wat aanleiding gee tot 'n algehele resolusie van 4 GHz.


3. Onttrek resultate en vergelyking

3.1. Vergelyking met radiotoestelle

[12] In hierdie afdeling die opgespoor W waardes van die SSM / T-2 word vergelyk met die waardes afgelei van die radiosonde-data verkry vanaf NOAA FSL. Eerstens vir uiters droë atmosferiese gevalle waar Tb(183,31 ± 1) & gt Tb(183.31 ± 3) moet die drie-kanaalkombinasie wat slegs die 183.31 GHz-kanale gebruik, 'n meer robuuste lewer W herwinning omdat die ekwivalente ξ aanname vir die drie gebruikte frekwensies akkurater is. Tabel 1 toon die vergelyking tussen die 150, 183,31 ± 3 en 183,31 ± 7 GHz-kombinasie, metode 1 en die drie-kanaal 183,31 GHz-kombinasie, metode 2, vir alle gevalle van radiosonde-vergelyking Tb(183,31 ± 1) & gt Tb(183.31 ± 3) kriterium is, word albei gekorrigeer vir die Ts effek. Tabel 1 gee voorbeeldnommer, vooroordeel en standaardafwyking van die verskil tussen die W herwinresultate vir elke SSM / T-2 sensor beskikbaar vanaf 1998 tot 2001 en die ooreenstemmende bypassende radiosonde W waardes. Die inligting word per jaar geskei om te sien of die SSM / T-2 radiometers met groter tyd agteruitgaan. Tabel 1 toon aan dat die F14 W herwinning met albei metodes lewer aansienlik verskillende resultate as beide die F12 en F15 herwin. Dit is duidelik dat die F12 en F15 W herwinningsgevalle wat in Tabel 1 beskryf word, toon aan dat daar 'n besliste voordeel is om metode 2 te gebruik. Die absolute waarde van die vooroordeel is kleiner vir alle datastelle behalwe die F12 1998-versameling, wat ook die kleinste aantal monsters bevat. Wat belangriker is, is dat die standaardafwykingswaardes aansienlik kleiner is as metode 2 gebruik word in vergelyking met metode 1. As u hierdie herwinning toepas op huidige radiometers soos SSM / T-2 en die Advanced Microwave Sounding Unit-B (AMSU-B), die drie-kanaal 183,31 GHz-kombinasie, metode 2, moet uitsluitlik gebruik word wanneer Tb(183,3 ± 1) & gt Tb(183.3 ± 3).

Verdediging Meteorologiese Satellietplatform Jaar Monsters Metode 1 Metode 2
Vooroordeel, cm Standaard afwyking Vooroordeel, cm Standaard afwyking
F12 1998 253 0.007 0.067 −0.011 0.041
F12 1999 1109 0.027 0.052 0.003 0.035
F12 2000 1334 0.029 0.060 −0.004 0.045
F14 1998 462 −0.009 0.080 −0.021 0.063
F14 1999 1097 −0.007 0.074 −0.018 0.058
F14 2000 1040 0.000 0.079 −0.026 0.060
F14 2001 1242 0.008 0.090 −0.035 0.062
F15 2000 1298 0.028 0.060 −0.002 0.040
F15 2001 1875 0.031 0.053 −0.006 0.040

[13] Aangesien dit bewys is dat metode 2 beter lewer W herwinresultate vir uiters droë toestande, moet dit gebruik word indien van toepassing. Dit word gedoen aan al die beskikbare SSM / T-2-data, insluitend die subversameling wat vir Tabel 1 gebruik word, en die resultate word in Tabel 2 vergelyk. Die vooroordeel en standaardafwykingswaardes in die vierde en vyfde kolom word nie vir die Ts effek, en dié in die sesde en sewende kolom word reggestel vir die Ts effek. Dit is duidelik dat die regstelling vir die Ts effek verminder die vooroordeel in die vergelyking, hoewel die standaardafwykingswaardes feitlik dieselfde bly. Die vooroordeel- en standaardafwykingswaardes is vir beide die F12- en F15-gevalle van jaar tot jaar vergelykbaar en relatief konsekwent. Die verskille in beide vooroordeel en standaardafwyking waargeneem vir die F14-gegewens in Tabel 1, bestaan ​​weer in Tabel 2. Die opvallend groter standaardafwyking vir die F14-gevalle in albei tabelle dui daarop dat 'n lawaaierige SSM / T-2-radiometer op daardie satellietplatform werk. Die konsekwent verskillende vooroordeelwaardes as dié van die F12- en F15-gevalle impliseer 'n moontlike verskil in die sensorkalibrasie. Met die oog op die behoud van die konsekwentheid en eenvormigheid van data gedurende die hele periode 1998-2001, is dit opgespoor W waardes van die F14 SSM / T-2 word uitgesluit van verdere vergelyking en analise.

Verdediging Meteorologiese Satellietplatform Jaar Monsters Nie reggestel vir Ts Effek Reggestel vir Ts Effek
Vooroordeel, cm Standaard afwyking Vooroordeel, cm Standaard afwyking
F12 1998 1138 0.028 0.088 0.018 0.091
F12 1999 4159 0.037 0.079 0.029 0.079
F12 2000 5319 0.038 0.082 0.029 0.080
F14 1998 2129 0.012 0.105 −0.002 0.109
F14 1999 3902 0.008 0.103 −0.002 0.104
F14 2000 4653 0.008 0.109 −0.002 0.109
F14 2001 5131 0.008 0.116 −0.004 0.116
F15 2000 5718 0.041 0.079 0.030 0.078
F15 2001 6716 0.043 0.078 0.034 0.078

[14] Die vooroordeel en standaardafwykingswaardes gelys vir die temperatuur-gekorrigeerde F12 en F15 W herwinning in Tabel 2 is van toepassing op die SSM / T-2 W herwinning wat gedurende die res van hierdie studie aangebied word. Figuur 1 toon die verspreidingsdiagram wat al die F12 en F15 SSM / T-2 vergelyk W herwin met die radiosonde afgelei W waardes vir al die temperatuur-gekorrigeerde punte wat vir die twee radiometers in Tabel 2 gegee word. Die herhalingsvooroordeel gevind tussen die SSM / T-2 en radiosonde W waardes ontstaan ​​meestal uit data met W & gt 0,2 g / cm 2 en is baie soortgelyk aan die vooroordeel wat afgelei word vir 'n beduidende aantal MIR-lugherwinningsgevalle van Wang en Manning [2003b] tussen die soortgelyke drie-kanaal en die betroubaarder vier-kanaal herwinning verkry deur Wang et al. [2001] .

[16] Figuur 2a en 2b beskryf die verskil tussen die SSM / T-2 en radiosonde-herwinning vir beide SSM / T-2-kanaalkombinasies sowel as vir beide die Noordelike en Suidelike Halfrond. Figuur 2a toon dat die prestasie van die 183,31 GHz baie min verskil W herwinning tussen die Noordelike en Suidelike Halfrond. Dit word verwag as gevolg van die meer geldige aanname van ekwivalent ξ vir die herwinning van metode 2. Vir Figuur 2b hou die meeste vooroordeel wat vir die Noordelike en Suidelike Halfrond getoon word, waarskynlik verband met die emissiwiteitsverskil van 150 en 183,31 GHz wat in Figuur 2c vertoon word. Soos verwag, hoe groter W herwinvooroordeel in die Noordelike Halfrond stem ooreen met 'n groot deel van die gevalle waar where (150) aansienlik kleiner is as ξ (183). 'N Kleiner positiewe SSM / T-2 W vooroordeel vir die Suidelike Halfrond in Figuur 2b word ook verklaar deur die feit dat ξ (150) byna gelyk is aan maar effens kleiner as ξ (183) vir die meeste Suidelike Halfrond gevalle. Dieselfde verwantskappe in die frekwensiegebied van 150-220 GHz is in meer besonderhede beskryf deur Wang en Manning [2003b].

3.2. Vergelyking met MWR

[17] 'n ARM MWR was in werking tydens beide SHEBA en die MMWR Winter Water Damp-eksperiment. Die MWR werk byna deurlopend en bied die SSM / T-2 nog 'n betroubare bron W herwinning. Figuur 3 vertoon die W waardes afgelei van radiosonde, MWR en die F12 SSM / T-2 gedurende April en Mei 1998 vir die SHEBA-ystasie. Dit is duidelik dat al drie die W herwinbronne volg dieselfde tydelike patrone. Let daarop dat daar twee periodes is waarin geen SSM / T-2 is nie W herwinnings is teenwoordig, dit vind plaas vanaf ongeveer 15 tot 20 April 1998 en van ongeveer 11 tot 20 Mei 1998. Gedurende hierdie tydperke is die MWR en radiosonde W herwinings is hoofsaaklik & gt0.6 cm, wat naby die limiet van die SSM / T-2-herwinvermoë is. Nog 'n interessante kenmerk van die monsters wat in Figuur 3 vertoon word, is die aanhoudende vooroordeel wat tussen die SSM / T-2 gesien word W en die geldigheidsdata van ongeveer 29 April tot 10 Mei 1998. Hierdie langdurige vooroordeel is waarskynlik weer te wyte aan die vermeende verskil tussen ξ (150) en ξ (183).

[18] Figuur 4 vergelyk die resultate van SSM / T-2 en MWR herwinings direk. Elke geldige SSM / T-2 oorweg word direk vergelyk met die gemiddelde MWR-herwinwaarde vir almal W monsters binne ± 30 minute vanaf die SSM / T-2-oorweg. Die vooroordeel en standaardafwyking van die monsters wat in Figuur 4 getoon word, verskaf inligting rakende die gedrag van die SSM / T-2 W herwinning oor see-ys. Daarbenewens het ons die prestasie van die W herwinning verder oor see-ys deur alle geldige SHEBA-radiosonde-afgeleide direk te vergelyk W waardes wat ooreenstem met SSM / T-2-herwin waardes. Omdat die SHEBA-eksperiment ongeveer 'n jaar geduur het, is die geskatte jaarlikse gedrag van die W herwinning oor Arktiese see-ys vir 'n monsterstel van 281 word gekenmerk deur 'n vooroordeel van 0,04 cm en 'n standaardafwyking van 0,06.

[19] Figuur 5 vertoon die W waardes afgelei van radiosonde, MWR en die F12 SSM / T-2 gedurende Maart 1999 vir die MMWR Winter Water Damp-eksperiment wat op die CART-terrein van die ARM-program naby Barrow, Alaska, gedoen is. Soortgelyk aan die SHEBA-vergelyking in Figuur 3, is dit opgespoor W waardes vir elke sensortipe vertoon goeie ooreenstemming. Ongelukkig, Ts data was nie geredelik beskikbaar vir die hele tydperk nie, dus het die Ts regstelling word nie toegepas nie.

[20] Figuur 6 toon die verspreidingsdiagram tussen die SSM / T-2 en die MWR W herwinings getoon in Figuur 5. Die SSM / T-2 W herwinings bo 0,2 cm toon weer 'n nat vooroordeel wat waarskynlik verband hou met die oppervlakemisiwiteitskenmerke waar ξ (150) & lt ξ (183). Alhoewel Figuur 2c ongetwyfeld voorstel dat ξ (150) & lt ξ (183) oor baie soorte landoppervlakke is, is dit nog nie aanvaarbaar om die aanname te gebruik om die SSM / T-2 te verbeter nie. W herwinning. Bykomende werk is nodig om ξ eienskappe op hierdie golflengtes oor baie soorte oppervlaktes te kwantifiseer.


Inhoud

Die watermolekule, in gasvormige toestand, het drie soorte oorgang wat aanleiding kan gee tot opname van elektromagnetiese straling:

  • Rotasie-oorgange, waarin die molekule 'n kwantum rotasie-energie kry. Atmosferiese waterdamp by omgewingstemperatuur en druk gee aanleiding tot absorpsie in die ver-infrarooi gebied van die spektrum, vanaf ongeveer 200 cm -1 (50 μm) tot langer golflengtes in die rigting van die mikrogolfgebied.
  • Vibrasie-oorgange waarin 'n molekule 'n kwantum van vibrasie-energie kry. Die fundamentele oorgange gee aanleiding tot absorpsie in die middel-infrarooi in die gebiede rondom 1650 cm -1 (μ band, 6 μm) en 3500 cm -1 (sogenaamde X-band, 2,9 μm)
  • Elektroniese oorgange waarin 'n molekule tot 'n opgewonde elektroniese toestand bevorder word. Die laagste energie-oorgang van hierdie tipe is in die vakuum-ultravioletstreek.

In werklikheid gaan vibrasies van molekules in die gasvorm gepaard met rotasie-oorgange, wat aanleiding gee tot 'n vibrasie-rotasiespektrum. Verder kom vibrasie-toon en kombinasiebande in die naby-infrarooi streek voor. Die HITRAN-spektroskopie-databasis bevat meer as 37,000 spektrale lyne vir gasvormige H2 16 O, wat wissel van die mikrogolfstreek tot die sigbare spektrum. [5] [12]

In vloeibare water word die rotasie-oorgange effektief geblus, maar die absorberingsbande word beïnvloed deur waterstofbinding. In kristallyne ys word die trillingspektrum ook beïnvloed deur waterstofbinding en daar is trillings van tralies wat absorpsie in die ver-infrarooi veroorsaak. Elektroniese oorgange van gasmolekules sal beide vibrasie en rotasie fyn struktuur toon.

Eenhede wysig

Infrarooi absorpsiebandposisies kan in golflengte (gewoonlik in mikrometer, μm) of golfgetal (gewoonlik in wederkerige sentimeter, cm -1) gegee word.

Die watermolekule is 'n asimmetriese top, dit wil sê, dit het drie onafhanklike traagheidsmomente. Rotasie om die tweevoudige simmetrie-as word links geïllustreer. As gevolg van die lae simmetrie van die molekule, kan 'n groot aantal oorgange in die verre infrarooi gebied van die spektrum waargeneem word. Metings van mikrogolfspektra het 'n baie presiese waarde gegee vir die O − H bindingslengte, 95,84 ± 0,05 pm en H − O − H bindingshoek, 104,5 ± 0,3 °. [13]

Die watermolekule het drie fundamentele molekulêre vibrasies. Die O-H-rekvibrasies gee aanleiding tot absorpsiebande met bandoorsprong op 3657 cm −1 (ν1, 2,734 μm) en 3756 cm −1 (ν3, 2,662 μm) in die gasfase. Die asimmetriese rekvibrasie van B2 simmetrie in die puntgroep C2v is 'n normale vibrasie. Die oorsprong van die H-O-H-buigmodus is 1595 cm −1 (v2, 6,269 μm). Beide simmetriese strek- en buigvibrasies het A1 simmetrie, maar die frekwensieverskil tussen hulle is so groot dat vermenging effektief nul is. In die gasfase vertoon al drie bande uitgebreide rotasie-fyn struktuur. [14] In die naby-infrarooi spektrum ν3 het 'n reeks oortone by golwe, ietwat minder as n · ν3, n = 2,3,4,5. Kombinasiebande, soos ν2 + ν3 word ook maklik waargeneem in die naby-infrarooi streek. [15] [16] Die aanwesigheid van waterdamp in die atmosfeer is belangrik vir die chemiese atmosfeer, veral omdat die infrarooi en naby infrarooi spektra maklik waargeneem kan word. Standaard (atmosferiese optiese) kodes word soos volg aan absorpsiebande toegeken. 0,718 μm (sigbaar): α, 0,810 μm: μ, 0,935 μm: ρστ, 1,13 μm: φ, 1,38 μm: ψ, 1,88 μm: Ω, 2,68 μm: X. Die gapings tussen die bande bepaal die infrarooi venster in die Aarde atmosfeer. [17]

Die infrarooi spektrum van vloeibare water word oorheers deur die intense absorpsie as gevolg van die fundamentele O-H strek vibrasies. Vanweë die hoë intensiteit is baie kort baanlengtes, gewoonlik minder as 50 μm, nodig om die spektra van waterige oplossings op te neem. Daar is geen rotasie-fyn struktuur nie, maar die absorpsiebande is wyer as wat verwag kan word as gevolg van waterstofbinding. [18] Piekmaxima vir vloeibare water word waargeneem by 3450 cm -1 (2.898 μm), 3615 cm -1 (2.766 μm) en 1640 cm -1 (6.097 μm). [14] Direkte meting van die infrarooi spektra van waterige oplossings vereis dat die kyvettevensters van stowwe soos kalsiumfluoried, wat in die water onoplosbaar is, gemaak word. Alternatiewelik kan hierdie probleme oorkom word deur 'n verswakte totale weerkaatsingstoestel (ATR) eerder as transmissie te gebruik.

In die naby-infrarooi reeks het vloeibare water absorpsiebande rondom 1950 nm (5128 cm -1), 1450 nm (6896 cm -1), 1200 nm (8333 cm -1) en 970 nm, (10300 cm -1). [19] [20] [15] Die streke tussen hierdie bande kan gebruik word in naby-infrarooi spektroskopie om die spektra van waterige oplossings te meet, met die voordeel dat glas in hierdie streek deursigtig is, sodat glaskuvette gebruik kan word. Die absorpsie-intensiteit is swakker as vir die fundamentele vibrasies, maar dit is nie belangrik nie, want langer kuilvormige puiklengtes kan gebruik word. Die absorpsieband by 698 nm (14300 cm -1) is 'n 3de boventoon (n = 4). Dit hang af op die sigbare gebied en is verantwoordelik vir die intrinsieke blou kleur van water. Dit kan waargeneem word met 'n standaard UV / vis spektrofotometer met 'n 10 cm baanlengte. Die kleur kan met die oog gesien word deur 'n kolom van ongeveer 10 m lank deur die water te kyk. Die water moet deur 'n ultrafilter gevoer word om kleur uit te skakel as gevolg van Rayleigh-verspreiding, wat ook kan laat blou lyk. [16] [21] [22]

Die spektrum van ys is soortgelyk aan die van vloeibare water, met 'n piekmaxima van 3400 cm -1 (2,941 μm), 3220 cm -1 (3,105 μm) en 1620 cm -1 (6,17 μm) [14]

In beide vloeibare water- en ysgroepe kom vibrasies met lae frekwensie voor, wat die rek (TS) of buiging (TB) van intermolekulêre waterstofbindings (O – H ••• O) insluit. Bande met golflengtes λ = 50-55 μm of 182-200 cm -1 (44 μm, 227 cm -1 in ys) word toegeskryf aan TS, intermolekulêre rek, en 200 μm of 50 cm -1 (166 μm, 60 cm −1 in ys), tot TB, intermolekulêre buiging [11]

Voorspelde golflengtes van oortone en kombinasiebande van vloeibare water in die sigbare gebied [16]
ν1, ν3 ν2 golflengte / nm
4 0 742
4 1 662
5 0 605
5 1 550
6 0 514
6 1 474
7 0 449
7 1 418
8 0 401
8 1 376

Absorpsiekoëffisiënte vir 200 nm en 900 nm is byna gelyk aan 6,9 m -1 (verswakkinglengte van 14,5 cm). Baie swak ligabsorpsie, in die sigbare gebied, deur vloeibare water is gemeet met behulp van 'n integrerende holtesabsorpsiemeter (ICAM). [16] Die absorpsie word toegeskryf aan 'n reeks boventoon- en kombinasiebande waarvan die intensiteit by elke stap afneem, wat aanleiding gee tot 'n absolute minimum by 418 nm, met 'n golflengte van die verswakkingskoëffisiënt ongeveer 0,0044 m −1, wat 'n verswakkingslengte is van ongeveer 227 meter. Hierdie waardes stem ooreen met suiwer absorpsie sonder verspreidingseffekte. Die verswakking van byvoorbeeld 'n laserstraal sal effens sterker wees.

Die elektroniese oorgange van die watermolekule lê in die vakuum ultraviolet streek. Vir waterdamp is die bande soos volg toegeken. [11]

  • 65 nm-band - baie verskillende elektroniese oorgange, foto-ionisering, fotodissosiasie
  • diskrete eienskappe tussen 115 en 180 nm
    • stel smal bande tussen 115 en 125 nm
      Rydberg-reeks: 1b1 (n2) → baie verskillende Rydberg-toestande en 3a1 (n1) → 3sa1 Rydberg-staat
    • 128 nm band
      Rydberg-reeks: 3a1 (n1) → 3sa1 Rydberg staat en 1b1 (n2) → 3sa1 Rydberg-staat
    • Band van 166,5 nm
      1b1 (n2) → 4a11* -agtige baan)

    Die suiwer rotasiespektrum van waterdamp strek tot in die mikrogolfgebied.

    Vloeibare water het 'n breë absorpsiespektrum in die mikrogolfgebied, wat verklaar is aan die hand van veranderinge in die waterstofbindingsnetwerk wat aanleiding gee tot 'n breë, kenmerkende mikrogolfspektrum. [24] Die absorpsie (gelykstaande aan diëlektriese verlies) word in mikrogolfoonde gebruik om voedsel wat watermolekules bevat, te verhit. 'N Frekwensie van 2,45 GHz, golflengte 122 mm, word algemeen gebruik.

    Radiokommunikasie teen GHz-frekwensies is baie moeilik in varswater en nog meer in soutwater. [11]

    Waterdamp is 'n broeikasgas in die atmosfeer van die aarde, wat verantwoordelik is vir 70% van die bekende absorpsie van inkomende sonlig, veral in die infrarooi gebied, en ongeveer 60% van die atmosferiese opname van warmtestraling deur die aarde, bekend as die kweekhuiseffek. [25] Dit is ook 'n belangrike faktor in multispektrale beeldvorming en hiperspektrale beelding wat gebruik word in afstandswaarneming [12] omdat waterdamp straling anders absorbeer in verskillende spektrale bande. Die gevolge daarvan is ook 'n belangrike oorweging in infrarooi sterrekunde en radiosterrekunde in die mikrogolf- of millimetergolfbande. Die Suidpoolteleskoop is deels in Antarktika gebou, omdat die hoogte en die lae temperatuur daar beteken dat daar min waterdamp in die atmosfeer is. [26]

    Net so kom koolstofdioksiedabsorpsiebande ongeveer 1400, 1600 en 2000 nm voor, [27] maar die teenwoordigheid daarvan in die aarde se atmosfeer is verantwoordelik vir net 26% van die kweekhuiseffek. [25] Koolstofdioksiedgas absorbeer energie in sommige klein dele van die termiese infrarooi spektrum wat waterdamp mis. Hierdie ekstra absorpsie in die atmosfeer laat die lug net 'n bietjie meer warm word en hoe warmer die atmosfeer is, hoe groter is die vermoë om meer waterdamp te hou. Hierdie ekstra absorpsie van waterdamp verhoog die Aarde se kweekhuiseffek verder. [28]

    In die atmosfeervenster tussen ongeveer 8000 en 14000 nm, in die ver-infrarooi spektrum, is koolstofdioksied en waterabsorpsie swak. [29] Met hierdie venster kan die meeste van die warmtestraling in hierdie band direk vanaf die aarde se oppervlak uitgestraal word. Hierdie band word ook gebruik vir afstandwaarneming van die aarde vanuit die ruimte, byvoorbeeld met termiese infrarooi beeldvorming.

    Behalwe vir die opname van bestraling, gee waterdamp af en toe straling in alle rigtings, volgens die Black Body Emission-kurwe vir die huidige temperatuur wat op die waterabsorpsiespektrum oorgetrek is. Baie van hierdie energie sal deur ander watermolekules herwin word, maar op hoër hoogtes sal straling wat na die ruimte gestuur word, minder geneig wees om te herwin, omdat daar minder water beskikbaar is om straling van waterspesifieke absorberende golflengtes weer vas te vang. Aan die bokant van die troposfeer, ongeveer 12 km bo seespieël, kondenseer die meeste waterdamp tot vloeibare water of ys terwyl dit die verdampingswarmte vrystel. Nadat die toestand verander is, val vloeibare water en ys weg na laer hoogtes. Dit sal gebalanseer word deur inkomende waterdamp wat deur konveksie strome styg.


    Die Ku-band polarisasie-identifiseerder

    Die Ku-band polarisasie-identifiseerder (KUPID) sal 'n baie lae geluidsniveau van 12-18 GHz, korrelasiepolarimeter, op die Crawford Hill-sewe meter millimetergolfantenne integreer. Die primêre komponente van die polarimeter sal aan die Universiteit van Miami gebou word, en ander sleutelkomponente, insluitend die mikrogolfhoring en die verkrygingstelsel vir data, sal aan die Universiteit van Chicago en die Princeton Universiteit gebou word. Hierdie projek meet die V en U Stokes-parameters in streke naby die noordelike hemelpool, in streke met lae galaktiese besoedeling en in streke naby die galaktiese vlak. Die KUPID-opname-eksperiment maak gebruik van baie van die tegnieke wat gebruik word in die Princeton IQU-eksperiment (PIQUE) wat deur die lede van hierdie samewerking ontwikkel is om CMB-polarisasie op korter golflengtes op te spoor. Die KUPID-eksperiment sal parallel en op dieselfde tydskaal opgestel word as die CAPMAP-eksperiment (sien Barkats, hierdie bundel), wat die opvolgeksperiment van PIQUE is. KUPID sal vanaf die laat lente tot vroeë herfs op die Crawford Hill-antenne waarneem, terwyl CAPMAP gedurende die laer waterdampmaande van die laat herfs tot vroeg in die lente waarneem.


    Handboek vir frekwensietoekennings en spektrumbeskerming vir wetenskaplike gebruike: Tweede uitgawe (2015)

    Die omvattende studie van kosmiese voorwerpe teen radiofrekwensies het begin na die ernstige ontdekking van hemelse radio-uitstoot in 1932 deur Karl Jansky van die Bell-telefoonlaboratoriums, as 'n neweproduk van studies van stelsel- en termiese geraas in radiotelefoonstelsels. Sedert hierdie eerste ontdekking het radiosterrekundiges baie belangrike ontdekkings gedoen, waaronder verskeie wat erken word deur die toekenning van Nobelpryse (Raam 2.1). Die wetenskap van radiosterrekunde het oor die jare opvallend gegroei en 'n belangrike instrument geword vir moderne sterrekunde en astrofisika. 1 As gevolg van die uiterste fisiese toestande wat verband hou met sommige hemelse voorwerpe, laat radiowaarnemings die bestudering van 'n wye verskeidenheid fisiese omgewings toe, insluitend uiterstes in digtheid, temperatuur, druk en ongewone chemiese samestellings wat nie op die aarde gereproduseer kan word nie.

    Radioemissie van hemelse voorwerpe ontstaan ​​onder toestande wat verskil van die prosesse wat sigbare straling lewer. Die liggolwe wat deur optiese sterrekundiges bestudeer is, is afkomstig van voorwerpe soos sterre en newelagtige newels. Hemelradiogolwe kom egter uit uiteenlopende omgewings wat nie altyd op ander golflengtes toeganklik is nie (sien byvoorbeeld Figuur 2.1). Inderdaad, studies oor radiogolflengtes openbaar dikwels nuwe klasse voorwerpe. Daarbenewens bied studie deur radiosterrekundiges van dieselfde hemelse voorwerpe wat optiese sterrekundiges bestudeer onafhanklike insig in die fisiese prosesse wat nie op ander golflengtes ondersoek word nie.

    Studie van die radio-uitstoot van hemelse bronne bied unieke insig in die vorming, evolusie en fisiese eienskappe van 'n wye verskeidenheid astronomiese voorwerpe en verskynsels. Van besondere belang vir navorsing oor die vorming en evolusie van hemelse voorwerpe, is die feit dat sommige astronomiese bronne van radiogolwe aan die verste perke van die bekende heelal is. Waarnemings van hierdie verafgeleë bronne verskaf baie lank gelede inligting oor die toestand van die heelal omdat die radiogolwe van hierdie bronne al baie miljarde jare beweeg (sien Figuur 2.2). Op die

    1 Vir die agtergrondinligting uit tegniese referate rakende die tegniese vermoëns van die Radio Astronomy Services, sien die volgende: T.L. Wilson, K. Rohlfs en S. Huettemeister, Gereedskap van radiosterrekunde, 6de uitg., Desember 2013 en A.R. Thompson, J.M. Moran en G.W.Swenson, Interferometrie en sintese in radiosterrekunde, 2de uitg., Mei 2001.

    BOKS 2.1
    Nobelpryse toegeken vir bydraes gelewer deur radio-sterrekundiges

    2006 & mdashJohn C. Mather en George F. Smoot vir hul ontdekking van die swartliggaamvorm en anisotropie van die kosmiese mikrogolf-agtergrondstraling wat die skommelinge naspeur wat verantwoordelik is vir al die strukture wat in die heelal gesien word.

    1993 & mdashRussell Alan Hulse en Joseph Hooton Taylor Jr. vir die ontdekking van 'n nuwe soort pulsar, 'n ontdekking wat nuwe moontlikhede vir die studie van gravitasie geopen het.

    1978 & mdashArno Allan Penzias en Robert Woodrow Wilson vir hul ontdekking van kosmiese mikrogolf-agtergrondstraling.

    1974 en mdash Sir Martin Ryle en Antony Hewish vir hul baanbrekende navorsing in radioastrofisika: Ryle vir sy waarnemings en uitvindings, in die besonder oor die diafragma-sintese-tegniek, en Hewish vir sy beslissende rol in die ontdekking van pulse.

    daarenteen is ander bronne van radiogolwe in ons agterplaas: die Sun en Jupiter vertoon albei sarsies radio-uitstoot. Spesifieke voorbeelde van die wetenskaplike gebruik van die radiospektrum vir astronomiese navorsing word in die volgende afdelings belig.

    Die ontdekking van radiobronne en die grootste deel van die huidige kennis oor die aard en verspreiding daarvan, en oor die prosesse wat verantwoordelik is vir die radio-emissie daaruit, kom deur waarnemings van die kontinuumstraling. Kontinuumwaarnemings beskou die breë variasie van emissie met frekwensie (sien Figuur 2.3). Individuele metings word gedoen met breëbanddetektors wat tot 8 GHz strek en daarom sensitief is vir interferensie oor 'n groot verskeidenheid frekwensies, van meter tot millimeter golflengtes (verskeie MHz tot honderde GHz). Die radiokontinuum spruit uit drie hoofprosesse, wat almal van groot belang is vir die bestudering van sterrekundige voorwerpe:

    • Termiese (swartliggaam) straling volgens die Planck-wet, wat deur voorwerpe volgens hul fisiese temperatuur vrygestel word,
    • Vryvrye emissie, wat geproduseer word in 'n geïoniseerde gas van vry botsende elektrone en protone met 'n intensiteit wat eweredig is aan die temperatuur van die elektrone, en
    • Nie-termiese emissie, meestal geproduseer deur onsamehangend sinchrotron bestraling, waarin baie hoë-energie-elektrone rondom magnetiese veldlyne draai, en ook deur 'n verskeidenheid samehangende prosesse, soos plasma- en siklotronstraling.

    'N Bykomende effek spruit uit die Inverse Compton-effek, waarin relativistiese elektrone in sterrestelsels op die voorgrond die fotone wat deur die mikrogolfagtergrond uitgestraal word, na hoër energieë verskuif en sodoende 'n skynbare absorpsie in die radioband lewer. Dit staan ​​ook bekend as die Sunyaev-Zel & rsquodovich (SZ) -effek.

    FIGUUR 2.1 Multifrekwensie-hemelbeeld van die mikrogolf lug saamgestel met behulp van data van die Europese Ruimte-agentskap (ESA) / NASA Planck-satelliet wat die elektromagnetiese spektrum van 30-857 GHz bedek. Die gevlekte struktuur van die kosmiese mikrogolf-agtergrondstraling (CMB), met sy klein temperatuurskommelings wat die oerdigtheidsvariasies weerspieël wat die oorsprong van die kosmiese struktuur van vandag en rsquos is, is duidelik sigbaar in die streke van die groot breedtegraad van die kaart. Die sentrale band is die vlak van ons sterrestelsel. 'N Groot gedeelte van die beeld word oorheers deur die diffuse emissie van die gas en stof. Die groot spiraalvormige sterrestelsel in Andromeda, 2,2 miljoen ligjare van die aarde af, verskyn as 'n skeut mikrogolflig wat vrygestel word deur die koudste stof in sy reuse liggaam. Ander, meer verwyderde sterrestelsels met supermassiewe swart gate verskyn as enkele punte van mikrogolwe wat die beeld stippel. Die beeld is afgelei van data wat Planck versamel het tydens die eerste opname oor die hele hemelruim, en kom uit ongeveer 12 maande waarnemings. BRON: ESA, & ldquoThe Microwave Sky as Seen by Plank, & rdquo July 2010, http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2010/07/The_microwave_sky_as_seen_by_Planck. Kopiereg ESA / HFI en LFI konsortia.

    Waarnemings van kontinuumintensiteite by 'n aantal frekwensies word gebruik om die kenmerkende spektra van bronne te bepaal, maar omdat die verspreiding van kontinuumstraling met frekwensie relatief glad is, hoef hierdie waarnemings nie op spesifieke of naby aanliggende frekwensies gedoen te word nie. Deur 'n wye seinbandbreedte te gebruik, kan 'n hoër sensitiwiteit verkry word omdat die Gaussiese geraas verminder word met 'n faktor wat eweredig is aan die vierkantswortel van die bandwydte. By hoë frekwensies word bandwydtes tot 8 GHz gewoonlik gebruik vir enkele antennas soos die Green Bank Telescope (GBT), sowel as skikkings soos die Very Large Array (VLA). Die radiobande, veral frekwensies onder 3 GHz, is veral waardevol vir die bestudering van kwasars, radiostelsels, polsars, radiotydlopers, die son en planete in ons sonnestelsel en daarbuite. Aan die einde van die hoë frekwensie word kontinuum waarnemings by frekwensies bo 20 GHz gebruik vir die studie van die hoekverspreiding, polarisasie en fyn struktuur van die 2,7 K kosmiese mikrogolf agtergrond (sien Figuur 2.1), 'n oorblyfsel van die oerknal.

    FIGUUR 2.2 Skema van die ontwikkeling van die heelal, met tyd op die boonste horisontale as en rooi verskuiwing (sien Venster 2.2) op die onderste horisontale as. Die ontwikkeling het in die verlede met die oerknal, 13,7 Gigayears, begin. Onmiddellik na die oerknal was die saak warm en geïoniseerd. Met uitbreiding het die geïoniseerde materiaal afgekoel, met materie en stralingsontkoppeling. Die oorblyfsel van die oerknal wat opgespoor word as die kosmiese mikrogolfagtergrond wat met 'n rooi verskuiwing gevorm word, Z, van ongeveer 1100. Na rooi verskuiwing 1100 het die saak neutraal geword totdat sterre gevorm het. Tussen rooi verskuiwings van 15 tot 6 het die eerste generasies sterre, sterrestelsels en kwasars materie weer geïoniseer, wat die sogenaamde Epoch of Reionization (EoR) tot gevolg gehad het. Na die EoR het sterrestelsels bly vorm en ontwikkel binne die Melkwegstelsel, ons sonnestelsel het slegs 4,7 Gyr gelede gevorm. Op die oomblik blyk die uitbreidingstempo van die heelal te versnel, wat toegeskryf word aan Donker Energie. BRON: Aangepas uit NASA / WMAP Science Team, & ldquoTimeline of the Universe, & rdquo bladsy opgedateer op 21 Desember 2012, http://map.gsfc.nasa.gov/media/060915/index.html.

    Spektrale lynstraling word vrygestel wanneer 'n atoom of molekule 'n stralingsoorgang tussen energievlakke ondergaan. Hierdie straling word met 'n goed gedefinieerde frekwensie uitgestraal en lei dus tot 'n lyn in die radiospektrum (Figuur 2.4). Vir molekules kom baie van die rotasie- en trillingsoorgange in die sentimeter- en millimetergolfbande voor, en soveel spektrale lynstudies, insluitend die ontdekking in die buitenste ruimte van nuwe molekulêre spesies, kan slegs in die radiogedeelte van die spektrum uitgevoer word. Daarbenewens

    FIGUUR 2.3 Links: Kontinuumpektrums wat deur verskillende emissiemeganismes vervaardig word. Regs: Tipes astronomiese bronne wat die ooreenstemmende radiokontinuum-emissie lewer. Die getoonde vloei vlakke stem ooreen met die sterkste bekende bronne. A Jansky (Jy) is 10 -26 W m -2 Hz -1.

    radiotegnieke laat toe dat spektrale lyne met 'n baie hoë frekwensie-resolusie waargeneem word, wat nie bereik kan word deur tegnieke wat gewoonlik op ander golflengtes gebruik word nie.

    Elke atoom- en molekulêre spesie het sy eie unieke stel spektrale lyne. Die radiospektrale lyne van atome ontstaan ​​as gevolg van hiperfyn oorgange of elektronherkombinasie. Een van die mees fundamentele en mees waargenome lyne kom voor by 1420 MHz, wat voortspruit uit neutrale atoomwaterstof. Studies van hierdie lyn bied 'n belangrike spoor van die mees algemene element in die heelal binne die interstellêre wolke in die Melkweg en ander sterrestelsels. Molekulêre lyne kom gewoonlik van veranderinge in die rotasie-energie van die molekule. Studies van die verskillende oorgange van die oorvloedige koolstofmonoksied (CO) -molekule by 115, 230, 345 GHz en verder (Figuur 2.5) bied fundamentele inligting oor die aard en verspreiding van die digste vorms van die interstellêre medium.

    Waarnemings van spektrumlyne laat sterrekundiges toe om die Doppler-verskuiwing te meet as gevolg van die relatiewe beweging van die bron en die waarnemer. Die waargenome frekwensie van die spektraallyn, wat dikwels as die rooiverskuiwing (Raampie 2.2) gerapporteer word, is 'n kombinasie van die sistemiese beweging van die hemelse voorwerp en plaaslike kinematiese bewegings van die emitterende of absorberende medium. Bestudering van die bronlokalisering, kinematika en hoekgroottes van die streke bied belangrike inligting oor die fisiese toestande in en naby die bron en oor bewegings binne die bron.

    Baie spektrale lyne van verskillende atoomsoorte en 'n groot aantal molekules is in die interstellêre ruimte en in die atmosfeer van sterre, planete en komete aangetref. Hierdie vinnige uitbreiding van ons kennis het gelei tot die ontwikkeling van 'n nuwe en opwindende vertrek van sterrekunde: astrochemie, wat die sintese van interstellêre molekules en die evolusie van digte interstellêre gas beklemtoon, insluitend die rol daarvan in die vorming van sterre en later stadiums van die lewens van sterre. Omdat planete vorm as 'n neweproduk van stervorming, is kennis van interstellêre chemie en die oorsprong van molekulêre spesies noodsaaklik vir 'n begrip van die vroeë planetêre chemie en die oorsprong van lewe. Spektrale lyne van meer as 155 verskillende molekulêre spesies is nou in interstellêr opgespoor

    FIGUUR 2.4 Orion-KL Spectrum. Top: 67 tot 93,6 GHz-spektrum van die groot massa-vormende streek in die Orion-KL-newel. Die waarnemings is gedoen met die Green Bank Telescope met 'n spektrale resolusie van 390 kHz. Ten minste 727 individuele spektrale eienskappe van tientalle verskillende molekulêre spesies word gesien. Onder: Uitgebreide aansig in frekwensie en sensitiwiteit van 'n frekwensiebereik. Spektrale kenmerke word deur die stippellyne gemerk en deur spesies benoem. Vir die duidelikheid is die stippellyne van naburige oorgange van dieselfde spesie verbind deur 'n soliede lyn onder die spektrum. Die funksie gemerk met 'n & ldquoU & rdquo is onbekend. BRON: D.T. Frayer, R.J. Maddalena, M. Meijer, L. Hough, S. White, R. Norrod, et al., Die GBT 67-93.6 GHz Spectral Line Survey of Orion-KL, Sterrekundige Tydskrif 149: 162-166, 2015 met dank aan NRAO / AUI.

    FIGUUR 2.5 Die uitbreiding van die heelal lei tot 'n skynbare Doppler-verskuiwing van spektrale lyne vir verre bronne. Die parameter Z [(fuitstraal & minus fobs)/fobs] staan ​​bekend as die rooi verskuiwing. Hier word die rooiverskuiwingsfrekwensies vir geselekteerde CO-rotasie-oorgange en die [CII] 158 mikron, [OIII] 88 mikron en [OI] 63 mikron fyn struktuurlyne geïllustreer. Die kleurgekleurde vertikale streke dui die frekwensiebereik van die Atacama Large Millimeter Array ontvangers (bande) aan. Waarnemings van veelvuldige CO-lyne van dieselfde bron maak dit moontlik om die fisiese toestande (temperatuur en digtheid) wat verband hou met molekulêre wolke en stervormende streke in beide nabygeleë en uiters ver voorwerpe te bestudeer. BRON: Aangepas uit R. Maiolino, Vooruitsigte vir AGN-studies met ALMA, Nuwe Sterrekunde Resensies 52 (6): 339-357, kopiereg 2008, met toestemming van Elsevier.

    BOKS 2.2
    Rooiverskuiwings en die vroeë heelal

    Die uitbreiding van die heelal strek elektromagnetiese golwe sodanig dat dit op die aarde ontvang word teen 'n laer frekwensie as die frekwensie waarteen dit uitgestraal word. Hierdie effek staan ​​bekend as 'n rooi verskuiwing, Z, omdat die lig na die rooi punt van die spektrum verskuif as gevolg van hierdie uitbreiding. Aangesien die snelheid van die lig eindig is, is daar ook vroeër lig van die sterrestelsels afgestraal en is dit meer gerek as die lig wat van nabygeleë voorwerpe uitgestraal word, wat 'n direkte ooreenstemming tussen die waargenome rooi verskuiwing en die afstand na 'n ekstragalaktiese bron tot gevolg het. Alhoewel die meting van 'n voorwerp & rsquos rooi verskuiwing relatief eenvoudig en presies is, gewoonlik gebaseer op die waargenome frekwensies van bekende spektrumlyne, is die bepaling van 'n akkurate afstand vir 'n hemelse voorwerp baie moeiliker. Sterrekundiges verwys dus dikwels na die rooi verskuiwing van 'n bron eerder as die afstand daarvan. Verder, deur die beperkte reistyd vir lig te benut, kan sterrekundiges terugkyk in tyd & rdquo deur waarneming van hoë rooi verskuiwing (verre) sterrestelsels om die heelal in vroeër tydperke te sien. Die ooreenstemming tussen rooi verskuiwing en terugkyk tyd word geïllustreer in Figuur 2.2.

    wolke (Tabel 2.1). Baie hiervan is baie komplekse organiese molekules, wat vrae laat ontstaan ​​oor hoe ver interstellêre chemiese evolusie vorder tot die skepping van die chemiese voorgangers van die lewe en hoe wydverspreid die verskynsel van lewe in die heelal kan wees.

    Met 'n beter begrip van interstellêre chemiese evolusie, het dit ook moontlik geword om die relatiewe sterkte van lyne van sekere molekules te gebruik om die fisiese en chemiese toestande in interstellêre wolke en omhulsels rondom te bepaal. Sommige spesifieke molekulêre lyne is dus uiters waardevolle diagnostiese instrumente wat spesiale aandag verg. Bylaes C, D en E in hierdie handboek gee 'n lys van die spektrumlyne wat deur die International Astronomical Union (IAU) beskou word as die belangrikste vir die sterrekunde (vanaf 2015), en as hulle in 'n toegewysde band lê, is hul beskermingsstatus gelys. Benewens die waarde van sommige molekulêre lyne as diagnostiese instrumente, verbeter die waarneming van oorgange van interstellêre molekules teen alle frekwensies ons begrip van die fisiese aard en samestelling van die interstellêre medium, aangesien molekulêre oorgange dwarsdeur die elektromagnetiese spektrum voorkom. Om hierdie rede is dit belangrik dat alle spektrumgebruikers alle praktiese stappe moet neem om die besoedeling van die spektrum met onnodige emissies tot die minimum te beperk.

    Die toekenning van spektrale bande vir radio-astronomie-wetenskaplike toepassings is deels gebaseer op die beskikbare atmosferiese vensters, soos getoon in Figuur 2.6. Op die grond gebaseerde radioteleskope kan slegs waargeneem word in die gebiede van die atmosfeer wat nie verdoesel word nie. Onder 50 GHz is daar 'n venster tussen ongeveer 15 MHz en 50 GHz. Boonop 50 GHz kom sulke radiovensters by golflengtes van ongeveer 3 mm (65-115 GHz), 2 mm (125-180 GHz) en 1,2 mm (200-300 GHz) voor. By golflengtes van korter as 1 mm, die sogenaamde submillimeterbande, is die vensters minder onderskeibaar, maar daar is helderde by 0,9 mm (325-375 GHz), 0,7 mm (375-500 GHz), 0,45 mm (600-720 GHz) ) en 0,35 mm (780-900 GHz), sowel as in ander, kleiner vensters.

    Binne hierdie atmosferiese vensters is baie wetenskaplike belangrike dele van die spektrum beskerm vir astronomiese navorsing (sien hoofstuk 5). Radiosterrekundiges gebruik gereeld frekwensies

    TABEL 2.1 Astrofisiese molekules, gegroepeer volgens aantal atome, gevind in interstellêre wolke van verskillende soorte

    OPMERKING: Voorlopige opsporings, wat 'n redelike kans het om korrek te wees, word aangedui deur & ldquo? & Rdquo. Sommige opsporings wat as veilige gerapporteer is, word aangedui deur & ldquo (?) & Rdquo omdat (gedeeltelike) oorvleueling van lyne op die oomblik nie uitgesluit kan word nie of omdat die lynlys ietwat klein is.

    BRON: Universit & aumlt zu K & oumlln, Physikalisches Institut, & ldquoMolecules in Space, & rdquo October 2015, http://www.astro.uni-koeln.de/cdms/molecules.

    FIGUUR 2.6 Atmosferiese vensters in die radiospektrum wat algemeen gebruik word in die Radio Astronomiediens stem ooreen met streke met 'n hoë atmosferiese transmissie. Radioobservatoriums met hoëfrekwensie-ontvangers is gewoonlik op hoë hoogtes en op historiese droë plekke geleë, om atmosferiese verswakking van kosmiese seine te verminder. Die atmosferiese transmissie aan die bokant van Mauna Kea, Hawaii, word getoon vir drie waardes van neerslagbare waterdamp (0,62 mm, 0,91 mm en 1,44 mm) wat ooreenstem met die beste 10% (swart), 25% (rooi) en 50 % (blou) toestande op die werf. BRON: P. Tremblin, N. Schneider, V. Minier, G.Al. Durand en J. Urban, wêreldwye vergelyking vir webwerwe vir sterrekunde in submilimeter, Sterrekunde en astrofisika 548: A65, 2012 sien ook N. Schneider, J. Urban en P. Baron, Potensiaal van radioteleskope vir atmosferiese lynwaarnemings: waarnemingsbeginsels en transmissiekurwes vir geselekteerde terreine, Planetêre en Ruimtewetenskap 57 (12): 1419-1433, kopiereg 2009, met toestemming van Elsevier.

    van die laagste radio-astronomie-band met 13,36-13,41 MHz tot frekwensies van meer as 1000 GHz. Met die ontdekking van nuwe astronomiese voorwerpe en die ontwikkeling van beter toerusting en tegnieke, moet daar egter baie gedoen word om die huidige toekennings te beskerm en om in die behoeftes van moderne navorsing te voorsien. Die volgende areas is van besondere belang:

    • Baie van die bande wat tans toegeken word, het onvoldoende bandwydtes. Oorspronklik, gegewe die tegnologie wat beskikbaar is vir radiosterrekunde, was bandwydtes van ongeveer 1 persent van die middelfrekwensie voldoende. Met moderne tegnologie is meer bandwydte noodsaaklik vir metings met 'n hoë sensitiwiteit, wat afhang van die gemiddelde vir geraasreduksie. 2 Die Doppler-verskuiwing van spektrumlyne as gevolg van die uitbreiding

    2 Radiometriese ruisvermindering word bereik deur die aantal effektiewe monsters te verhoog, wat beteken dat die produk van die tyd wat bestee word aan die waarneming van die bron en die bandwydte van hierdie waarnemings vergroot word. Die verlenging van die besteding van die bronperiode word beperk deur praktiese oorwegings, soos die versterkerstabiliteit en die veranderlike in die atmosfeer, wat die behoefte aan wye bandwydtes aandryf.

    sion van die heelal of plaaslike bewegings van astronomiese voorwerpe noodsaak ook om buite hierdie toegekende bande te gaan.

    Ten spyte van bogenoemde bekommernisse, is die gedeelde gebruik van die radiospektrum deur beide aktiewe dienste en die ontvangs-radio-astronomiediens (RAS) in sekere omstandighede moontlik, soos om aktief te gebruik met lae krag of afgeskermde senders. Die RAS-toekenning by 608-614 MHz (TV-kanaal 37) word byvoorbeeld jare lank suksesvol gedeel met mediese telemetrie-toestelle sonder konflik. By hoë frekwensies kan soortgelyke verdeling tussen passiewe en aktiewe gebruik moontlik wees vanweë die ernstige verswakking van die voortplantingsein en die geografiese isolasie van millimetergolf-radioteleskope (wat op hoë, droë bergtoppe geleë is om die atmosfeerverswakking van reeds swak te verminder) seine). As praktiese saak sal kommersiële toepassings wat kies om die ondeursigtige bande tussen die atmosferiese vensters te gebruik, nie net konflik met die radio-sterrekundediens vermy nie, maar ook konflik tussen ander aktiewe dienste verminder. In alle gevalle sal die vermindering van inmenging deur aktiewe gebruikers van die radiospektrum egter die doeltreffendheid van beide die slegs-ontvang wetenskaplike toepassings wat hieronder uiteengesit word, en ander gebruikers van die radiospektrum verhoog.

    Radiowaarnemings van ons sonnestelsel strek oor die omvang van dinamiese, maar goed bestudeerde, bronne soos ons Son, tot waarnemings van stabiele, maar kortstondige, bronne soos naby-Asteroïdes. Die ontdekking van planete rondom ander sterre het gelei tot die ontluikende studie van buitesolêre planete (eksoplanete), die evolusie van planetêre stelsels en 'n hernieude belangstelling in die moontlikheid van ander lewensvorme in die heelal.

    In die sonnestelsel vul radiowaarnemings van die son optiese waarnemings aan (sien Figuur 2.7). Waarnemings van koronale massa-uitwerpings is byvoorbeeld van besondere belang in die bestudering van ruimteweer.Daar is gevind dat die stadig wisselende komponent van sonradio-emissie een van die beste aanwysers is vir die variasie van sonaktiwiteit gedurende die Sun & rsquos-siklus van 22 jaar. Daarbenewens bied die intense en vinnige uitbarstings van sonradio-emissie beter begrip van wat tydens aktiewe tydperke op die Son gebeur, en die manier waarop die son gebeure in die atmosfeer van die aarde en die rsquos, die ruimte rondom die aarde en ander dele van die sonnestelsel beïnvloed. Sonmoniteringsprogramme by 2,8 GHz het getoon dat die sonvrystelling by hierdie radiogolflengte sterk gekorreleer is met ultraviolet- en x-straalvrystellings. Daarbenewens, kan die sonmonitoring op 2,8 GHz die langste aanduiding van sonaktiwiteit onder alle weersomstandighede en teen veel minder koste as waarnemings op die ruimte plaasvind. Algehele sonkragmonitering

    FIGUUR 2.7 'n 4,9 GHz-beeld van die son verkry met die Very Large Array. Verskeie aktiewe streke wat verband hou met sonvlekke word gesien, sowel as 'n absorberingslyn as gevolg van 'n H& alfa filament wat die suidelike deel van die beeld kruis. BRON: & ldquoThe Radio Sun, & rdquo image, 11 April 1999, http://images.nrao.edu/506 met dank aan NRAO / AUI en Stephen White, Universiteit van Maryland.

    programme met frekwensie-dekking van 1 tot 18 GHz bied insig in die aard en evolusie van koronale magnetiese velde en die temperatuur en digtheid van nie-termiese elektrone in aktiewe streke.

    Radiowaarnemings van die son word op frekwensies hieronder gedoen

    100 MHz bied noodsaaklike gegewens oor sonkrag. Soms, en meer gereeld tydens sonvlek, word dramatiese radio-sarsies van verskillende kenmerke in die Sun & rsquos-atmosfeer gegenereer. Sulke uitbarstings hou soms verband met

    met sonfakkels, wat skielike, hewige ontploffings in die Sun & rsquos-chromosfeer is. Radiobarstings en koronale massa-uitwerpings word waargeneem vanaf

    400 MHz en is meer intens teen die laer frekwensies. Die hoë-energie-deeltjies wat tydens hierdie uitbarstings van die son uitgegooi word, kan skade aan satelliete om die baan veroorsaak en interaksie hê met die aarde en die rsquos-ionosfeer en die stratosfeer. Sulke interaksies veroorsaak ernstige onderbrekings in radiokommunikasie- en kragstelsels en kan ook gevaarlike gevolge hê vir vliegtuigpassasiers op vlugte bo 15 km. Studies van radio-uitbarstings het ten doel om die voorspelling van mislukkings in radiokommunikasie en die voorspelling van ander effekte moontlik te maak. Kennis van die energie-uitstoot van deeltjies uit die son is noodsaaklik vir bemande en onbemande missies. Deurlopende monitering van die Sun & rsquos-aktiwiteit sal in die afsienbare toekoms 'n hoë prioriteit bly.

    Very Long Baseline Interferometry (VLBI), wat oorspronklik ontwikkel is as 'n radio-astronomiese tegniek vir die hoë-resolusie-beelding van astronomiese voorwerpe, het baie toepassings gevind in die wetenskap op aarde, 'n opvallende voorbeeld van die sensitiewe monitering van korsbewegings op aarde. Die posisie-akkuraatheid wat deur die Global Positioning System (GPS) verskaf word, hang af van die presiese kennis van die onreëlmatighede van Aarde & rsquos-rotasie wat deur VLBI-metings van verre kwasars voorsien word. Met behulp van groot getalle tydverskilmetings van baie kwasare in die verte waargeneem met 'n wêreldwye netwerk van antennas, bepaal VLBI met ongeëwenaarde presisie die aardse verwysingsraamwerk (antenneplekke op aarde), die hemelse verwysingsraamwerk (kwasarposisies in die lug) en Earth & rsquos oriëntasie in die ruimte. Hierdie tydverskilmetings is akkuraat tot enkele pikosekondes. Hierdie hoë akkuraatheid word moontlik gemaak deur gelyktydige kontinuum waarnemings in verskeie afsonderlike kanale wat oor 100 MHz en 2300 MHz strek en 500 MHz of meer rondom 8600 MHz. Vanweë die sensitiewe, groot antennas van die NASA Deep Space Network en ander diep ruimtestasies, word die 2290-2300 MHz-band toegeken aan die Space Research Service (SRS) gebruik vir VLBI-waarnemings in radiosterrekunde. Die 2200-2290 MHz-band word wyd gebruik in samewerking met die SRS-band net daarbo. In die besonder word groot geodetiese en astrometriese programme gesamentlik in die frekwensiegebied 2200-2300 MHz uitgevoer.

    Alhoewel dit nie moontlik is om sulke akkurate metings te maak met slegs bande wat aan passiewe dienste toegeken is nie, is die gebruik van breër bandwydtes moontlik omdat die interferometriese tegniek 'n mate van versagting bied teen radiofrekwensie-interferensie wat slegs in een van die antennas voorkom. Die onlangse aktivering van uitsaaisatelliete in die 2300 MHz-band bemoeilik hierdie metings egter. Die uitsaaisatelliete en ander steuringsbronne kan dit nodig maak om geodetiese waarnemings na die 31 GHz-band te skuif, waar 500 MHz beskerm word vir radiosterrekunde en ander passiewe dienste.

    Komete bewaar waarskynlik ongerepte materiaal wat oorbly van die oorsprong van die sonnestelsel. Terwyl komete naby die son verbygaan, word die vlugtige ys in die komeet gesublimeer. Die geproduseerde gas vloei uit die kern en vorm die komeet & rsquos koma. & ldquoOuer- & rdquo-spesies is die wat direk van die kern gesublimeer word, terwyl & ldquodaughter & rdquo spesies gevorm word deur foto-vernietiging binne die koma. Baie moedermolekules is slegs waarneembaar via radiospektroskopie, dus radiowaarnemings bied die beste manier om die gedetailleerde molekulêre samestelling van die kometys te meet, wat dan verband hou met die vlugtige samestelling van die protosolêre wolk wat die son en planete gevorm het. Radiospektroskopie met 'n hoë resolusie maak dit moontlik om die dinamika van gasproduksie, die opwekkingsmeganismes wat koma-molekules beïnvloed, te bepaal en watter deel van die kern aktief uitgas. Daarbenewens kwasietermiese breëbandemissie van kometêr

    stof kan in die golflengte van millimeter en submillimeter opgespoor word, wat die struktuur, porositeit, massa en digtheid van die stof wat uit die protosolêre newel saamgevoeg is, kan beoordeel.

    Asteroïde-termiese emissie, wat gewoonlik in die middel-infrarooi bande piek, kan steeds op radiogolflengtes vir sommige liggame opgespoor word. Vir groter of nader voorwerpe kan die Atacama Large Millimeter Array (ALMA) 'n hoë resolusie bied om termiese kaarte van asteroïdeoppervlaktes op submillimeter (& GT300 GHz) golflengtes te maak. Sulke waarnemings plaas belangrike beperkings op termiese traagheid, wat verband hou met die digtheid en porositeit van die voorwerp, wat 'n belangrike element is in die beoordeling van impakgevare, en komplementeer radarwaarnemings.

    Alhoewel radiosterrekunde grotendeels 'n slegs-ontvang-aktiwiteit is, is daar een uitsondering. Kragtige radars by die Arecibo Observatory en die NASA Goldstone Deep Space Communications Complex word onderskeidelik in die radiolokasie-diensbande op 2380 MHz en 8560 MHz gebruik om die oppervlaktes van die Maan, Mars, Mercury, Venus, komete, asteroïdes, te bestudeer. en die satelliete en ringe van Jupiter en Saturnus. Bykomende senders teen 7200 MHz word ook deur ander Deep Space Network-antennas gebruik, sowel as X-band (8560 MHz) senders by verskillende private en internasionale fasiliteite. Alhoewel baie radarsignaalopbrengste deur die senderstasie ontvang word, is dit in sommige gevalle voordelig om by 'n ander stasie in bistaties wyse. Bistatiese waarnemings word gebruik as die radar-teiken (die maan of 'n naby-aarde-voorwerp) te naby aan die aarde is om betyds van oordrag / ontvang-modus af te skakel om die eggo vas te lê. Daarbenewens laat bistatiese bedrywighede die optimale kombinasie van senderoplossing en ontvangsstasiesensitiwiteit toe, soos versending by Goldstone en ontvangs by Arecibo. Verder, deur die ontvangs van radareko's met 'n interferometer-skikking, soos die VLA of die Very Long Baseline Array (VLBA), bied die tegniek van radarspikkelopsporing 'n hoë resolusie-opsie vir beide planetêre en asteroïdale teikens.

    Waarnemings met planetêre radarstelsels het unieke en kritiese bydraes gelewer tot ons kennis van die maan, aardse planete, satelliete, asteroïdes en komete. Radar-astrometrie kan die karakterisering en voorspellings van die wentelbane verbeter, wat help met die beplanning en uitvoering van ruimtetuig-ontmoetings, die ontleding van nie-swaartekrag-effekte op die wentelbane, die toets van algemene relatiwiteitsvoorspellings, die meting van die sonverslaafdheid en die assessering van impakgevare. Radarbeelding met 'n hoë resolusie, wat dikwels met dié van ruimtetuigontmoetings ooreenstem, maak die bepaling van voorwerpvorms, skatting van posisies van die draai-pool, ontdekking van satelliete of kontakbinaries en karakterisering van prosesse en eienskappe van die oppervlak en naby die oppervlak moontlik (sien Figuur 2.8). Radarkarakteriserings van binêre / meervoudige stelsels kan massas, digthede en materiaaleienskappe beperk wat van kritieke belang is vir gevaarbepaling. Daarbenewens plaas radarastrometrie Yarkovsky-wegdrywing sterk, wat die gevolg is van asimmetriese termiese uitstoot en die wentelbane van klein voorwerpe kan verander. Yarkovsky-effekte is belangrik vir die beoordeling van impakgevare, maar bied ook 'n ander manier om massas te skat omdat die effek eweredig is aan die grootte van die voorwerp.

    Alhoewel die senders baie kragtig is, neem die teruggekeerde seine af met die vierde krag van die afstand na die teiken en is dit dus uiters swak en kwesbaar vir steuring. In die besonder is die Arecibo S-band-radarfrekwensie 2380 MHz naby kragtige uitsaai-satellietuitsendings naby 2330 MHz, wat baie bekommerd is oor die betroubare opsporing van die swak retoerseine. Bistatiese bedrywighede vereis 'n gekoördineerde beskerming van frekwensiebande by twee of meer stasies, en dikwels 'n vinnige reaksietyd vir skedulering en koördinering wanneer nuut ontdekte teikens waargeneem word.

    FIGUUR 2.8 'n Radarondersoek en -model van asteroïde 101955 Bennu, 'n teiken vir die OSIRIS-REX-monsterretourmissie. 'N Simulasie van die gegewens gebaseer op die model word drie keer op 23 September 1999 aan die linkerkant getoon. In die middel is die vertraging-Doppler-beelde van die S-band Arecibo Planetary Radar-waarnemings, waar die breedte van die beeld is eweredig aan die asteroïde & rsquos-rotasiesnelheid, en die hoogte van die beeld toon die radarbereik, wat verband hou met die fisiese grootte van die voorwerp en rsquos. Regs is hoe Bennu sou verskyn op die lug vanaf die aarde gesien toe die data geneem is (die kruis dui die sub-radarpunt op die model aan). BRON: Met dank aan Michael C. Nolan, Arecibo Observatory.

    Radiowaarnemings van die planete bied nuwe inligting wat nie met ander tegnieke bereik kan word nie. Die planeet Jupiter produseer byvoorbeeld gereeld radiogolwe

    35 MHz het hul studie deur radiosterrekundiges eers die rotasietydperk van die planeet & rsquos-kern bepaal en die koppeling getoon tussen Jupiter & rsquos magnetosfeer en die satelliet Io. Verder is hierdie uitbarstings 'n voorbeeld van 'n samehangende emissie-meganisme wat nie heeltemal verstaan ​​word nie. Dit is bevestig en uitgebrei deur metings in die omgewing van Jupiter vanaf vlieg- en orbitale ruimtetuie. Radiometings van die diep atmosfeer van Venus en die buitenste planete is die enigste manier om hierdie streke op afstand te ondersoek en modelle van planetêre vorming in te lig. Waarnemings met lae frekwensie het ook elektriese ontladings in die atmosfeer van Saturnus, Uranus en Neptunus opgespoor. Spektroskopiese metings van millimetergolf van die boonste atmosfeer van Venus, Mars en Saturnus & rsquos-satelliet Titan bied van die beste inligting oor die atmosferiese fotochemie en sirkulasie wat beskikbaar is. Grondgebaseerde radiowaarnemings vul optiese waarnemings aan deur die langtermynmonitering te gee wat nodig is om die seisoenale siklusse op Titan te bestudeer, Saturnus & rsquos-ringe in verskillende meetkunde te sien, en die Venus-radaropbrengste te monitor vir bewyse van vulkaniese aktiwiteit.

    Daarbenewens is 'n ander belangrike gebruik van radio-astronomie-teleskope vir telemetrie op die grond vir ruimtesendings, insluitend die gebruik van die VLBA ter ondersteuning van die Cassini-missie tydens die afdaling van die Huygens-sonde by Titan, en die gebruik van die Green Bank Telescope om seine van die sonde te kry tydens sy afdaling om die windsnelheid op Titan te meet. As groot, sensitiewe ontvangers met groot versamelareas, kan Green Bank en Arecibo gebruik word om die landing van 'n ruimtetuig te bevestig of om die seine van die ruimtetuig waarvoor afwykings plaasgevind het, te herstel. Frekwensies wat in hierdie eksperimente gebruik word, is noodwendig beperk tot die beskikbaar op ruimtetuig-senders, wat gewoonlik in 'n X-band (8-12 GHz) is, maar dit wissel na gelang van die Doppler-verskuiwing as gevolg van beweging van die ruimtetuig of sy voorwerp in die sonnestelsel. .

    Gegewe die dramatiese sterkte van Jovian Bursts teen lae frekwensies, word daar tans baie moeite gedoen om soeke na emissie van ekstrasolêre planete (exo-planete) onder 80 MHz met nuwe instrumente soos die Long Wavelength Array (LWA). Hierdie waarnemings maak dit moontlik om 'n soektog te maak na sterre-sarsies tesame met planetêre wentelbane in hierdie stelsels en lewer bewyse vir verdamping van buite-solare planetêre atmosfeer. Sulke waarnemings het die potensiaal om ekstrasolêre sterkte van die planetêre magnetiese veld, die eksoplanet en die rsquos-samestelling te openbaar, en hoe bars die bewoonbaarheid van uiters klein planeetbane kan beïnvloed. In die besonder is magnetiese velde van kritieke belang vir die totstandkoming van lewe, aangesien dit deurgeluide deeltjies met 'n hoë energie en help om die planetêre atmosfeer te beperk. Die aanwesigheid en sterkte van magnetiese velde bied ook insig in die interne struktuur van planete. Namate die opsporing van buite-solare planeet toeneem, ontstaan ​​nuwe navorsingsvelde wat moontlik gemaak word deur radio-sterrekunde, insluitend studies oor samestelling, atmosfeer en bewoonbaarheid.

    In die infrarooi-, submillimeter- en millimeter-soektogte word protoplanetêre liggame onderneem, aangesien stowwerige afvalskyfies binne hierdie golflengte-regisseurs termiese uitstralers is. Een skouspelagtige voorbeeld van 'n protoplanetêre skyf wat met die ALMA-interferometer afgebeeld is, is die HL-Tau-stelsel (Figuur 2.9). Die veelvuldige ringe en gapings is 'n aanduiding van protoplanetêre liggame wat ineengestort het en hul bane van rommel weggevee het terwyl hulle terselfdertyd die oorblywende stof en gas in strenger, meer beperkte gebiede herder. Soortgelyke hoë ruimtelike resolusie-beelding van ander jong sterrestelsels het die potensiaal om unieke insig te gee in die vorming van planete en sonnestelsels soos ons eie.

    FIGUUR 2.9 'n 300 GHz Atacama Large Millimeter Array-beeld van die jong ster HL Tau en sy protoplanetêre skyf wat veelvuldige ringe en gapings toon wat kenmerkend is van opkomende planete terwyl hulle hul bane skoon van stof en gas vee. BRON: Met dank aan ALMA (NRAO / ESO / NAOJ) C. Brogan, B. Saxton (NRAO / AUI / NSF) sien NRAO, & ldquo Geboorte van planete onthul in verbasende besonderhede in ALMA & rsquos & lsquoBest Image Ever, & rsquo & rdquo persverklaring, 6 November 2014 , https://public.nrao.edu/news/pressreleases/planet-formation-alma.

    Sommige teorieë beweer dat interstellêre chemie die prebiotiese verbindings wat noodsaaklik is vir die aardse lewe, kan lewer. Gevolglik is die opstel van die inventaris van organiese molekules in interstellêre gas van belang vir die studie van die oorsprong van lewe. Aangesien organiese molekules baie gunstige oorgange by millimeter golflengtes het, is hierdie spektrale gebied van kardinale belang vir die identifisering van sulke spesies. Die spektrale gebiede van 65-115 GHz (3 mm) en 125-180 GHz (2 mm) (sien Figuur 2.6) was die primêre frekwensiegebiede vir die opsporing van organiese molekules. Baie moontlike nuwe organiese verbindings kan in interstellêre gas geïdentifiseer word. Dit is belangrik om te besef dat daar gereeld nuwe frekwensies beskikbaar is vir moontlike nuwe molekules, wat verbeter word deur die toevoeging van sensitiewer laboratoriumspektroskopie ter ondersteuning van millimetergolfwaarnemings met ALMA. Omdat temperatuuromgewings in ons sonnestelsel en in buitekolêre planetêre stelsels 'n wye verskeidenheid dek, kan hoër energietransisies van 1 mm en korter belangrike insigte in die verspreiding van die molekules lewer, daarom is breëbandbeskerming van millimetergolfvensters ook wenslik. soos vir waarnemings bo 300 GHz.

    Met behulp van ontvangerinstrumentasie wat ontwikkel is vir radiosterrekunde, is radiosoektogte vir buiteaardse intelligensie (SETI) grotendeels gegroepeer oor die frekwensies van natuurlike en molekulêre emissielyne en binne die beskermde radiosterrekunde-bande. In 1959 het Frank Drake byvoorbeeld die eerste radio-soektog na buitenaardse intelligensie gedoen met behulp van die Howard E. Tatel-teleskoop van die National Radio Astronomy Observatory (NRAO) toegerus met 'n enkelkanaal-smalbandspektrometer en 'n ontvanger wat ongeveer 1420 MHz ingestel is. Ter erkenning van die belangstelling van die radiowetenskapgemeenskap in hierdie passiewe soektegnieke is voetnoot 722 (hernommer deur die Wêreld Radiokommunikasiekonferensie [WRC] van 1995 as 5.341) by die radioregulasies gevoeg tydens die 1979 Wêreldadministratiewe Radiokonferensie (WARC, die voorganger van die WRC). Onlangse verbeterings in ontvangertegnologie en digitale seinverwerkingstoerusting, wat hoofsaaklik bedoel is vir gebruik in radiosterrekunde, het dit moontlik gemaak om meer sensitiewe en gesofistikeerde soeke na buitenaardse tegnologieë te doen.

    'N Mens kan natuurlik net bespiegel oor die waarskynlikheid van beskawings met ooreenstemmende tegnologie. Die SETI Instituut het 'n stelselmatige soektog na seine in die frekwensiegebied van 1 tot 10 GHz begin, wat die duidelikste mikrogolfvenster deur die aardse atmosfeer verteenwoordig. Hierdie soektog is gebaseer op die nuutste seinverwerkingstoerusting en breëband, lae geraas ontvangers en toevoer wat spesifiek vir die moeite ontwikkel is. Plesibele argumente kan ook aangevoer word om te soek na & ldquomagiese frekwensies, & rdquo, maar die meeste van die mikrogolfvenster het onontgin gebly.

    Weens die tegniese uitdagings alleen is SETI 'n belangrike wetenskaplike poging. SETI-eksperimente vereis gevorderde metodes vir seinverwerking omdat daar gepoog word om swak seine van onbekende rigting, intensiteit, frekwensie en tydelike eienskappe te herken en te interpreteer te midde van 'n agtergrond van aardse en kosmiese geraas. Soos met meer tradisionele astronomiese studies van swak kosmiese radio-emissie, is aardse inmenging die grootste uitdaging vir sulke soektogte.

    Radiowaarnemings van ons sterrestelsel en ander onthul ingewikkelde strukture van individuele sterrestelsels tot uitgebreide sterre-kwekerye, wat almal in 'n stowwerige interstellêre medium geleë is. Spektrale lynwaarnemings spoor die kinematika en verspreiding van atoom- en molekulêre gas in koue, warm en warm fases van die interstellêre medium na. Intussen toon kontinuum waarnemings stof en magneties

    velde regdeur die sterrestelsel. Waarnemings van pulsars toets teorieë van algemene relatiwiteit en spoor ook die verspreiding van geïoniseerde plasma deur die Melkweg na.

    Die materiaal tussen die sterre in die Melkweg en ander sterrestelsels bevat 'n onhomogene mengsel van geïoniseerde, neutrale atoom- en molekulêre gas. Spektrale lyne vanaf atoomoorgange spoor die diffuse komponent van hierdie interstellêre medium na. Een van die belangrikste spektrale lyne by radiogolflengtes is die 21 cm-lyn (1420,406 MHz), wat ooreenstem met die F = 1 & rarr 0 hiperfine oorgang van neutrale atoomwaterstof (HI). Radiowaarnemings van hierdie lyn is sedert sy ontdekking in 1951 gebruik om die struktuur van ons sterrestelsel en dié van ander sterrestelsels te bestudeer.As gevolg van Doppler-verskuiwings as gevolg van die afstand en beweging van die waterstofwolke wat hierdie straling afgee, wissel die frekwensie vir die waarneming van hierdie lynemissie van onder 1 GHz tot

    1430 MHz. Binne hierdie reeks is die 1330-1420 MHz-band veral belangrik vir waarnemings van rooiverskuiwde HI-gas uit verre sterrestelsels en kwasars (sien venster 2.2). Studie van die evolusie van die HI-massafunksie oor kosmiese tyd vereis egter waarnemings teen selfs laer frekwensies. Opnames onder 1200 MHz word voorgestel vir die stelselmatige studie van die evolusie van die atoomgaskomponent in eksterne sterrestelsels. Sulke studies word gebruik om die toestand van koue interstellêre materie, die dinamika, kinematika en verspreiding van die gas, die rotasie van ons sterrestelsel en ander sterrestelsels en die massas van ander sterrestelsels, te ondersoek.

    Die vergelykbare hiperfyn-struktuur-oorgang van atoomdeuterium vind plaas op 327,384 MHz. Die bestudering van hierdie lyn is belangrik vir vrae wat verband hou met die oorsprong van die heelal en die kosmologiese sintese van die elemente. Vanweë die lae oorvloed, het die onlangse opsporing van deuterium-emissie in die buitenste gebied van ons sterrestelsel egter maande van integrasietyd vereis, met noukeurige aandag aan die vermindering van radiofrekwensie-interferensie. Voortgesette studie van die oorvloed van deuterium in ander dele van ons sterrestelsel kan ons begrip van die vroeë heelal verder verfyn.

    Ander belangrike atoomoorgange sluit in die atoomherkombinasielyne wat plaasvind nadat 'n geïoniseerde atoom 'n elektron herower, wat dan deur 'n reeks energievlakke stroom en smal spektrale lynstraling uitstraal. Sulke lyne kom dwarsdeur die spektrum voor en dien as probes van die temperatuur en digtheid van newels rondom nuutgevormde sterre en die uitgebreide omhulsels van sekere sterre in die laat stadium. Radiostudies was veral nuttig vir waarnemings van hierdie newels, wat gedeeltelik of totaal deur optiese golflengtes deur interstellêre stof verduister word. Die rekombinasie lyne wat onder 3 GHz voorkom, kom uit baie hoë energievlakke, waarin die elektron baie ver van die atoomkern wentel. In werklikheid is hierdie atome so groot dat die wentelbane van die buitenste elektrone op 'n meetbare manier deur die vrye elektrone beïnvloed word en dien as 'n sonde vir die digtheid van die geïoniseerde gas. Die fisika van die geïoniseerde warm gaswolke tussen die sterre is bestudeer deur waarnemings van radiolyne van opgewekte waterstof, helium en koolstof.

    Molekulêre oorgange bied unieke inligting rakende die fisiese eienskappe van die interstellêre medium, meting van relatiewe chemiese oorvloed en die identifisering van streke wat gunstig is vir stervorming. 'N Lys van baie van die belangrike molekulêre oorgange vir astronomiese studies word in Bylaes C, D en E. gegee. Om 'n konteks te gee vir die algemene studie van die molekulêre komponente van die Melkweg en ander sterrestelsels, is daar 'n aantal van die mees waargenome molekulêre lyne. word hier in meer besonderhede bespreek. Die ontdekking van interstellêre koolstofmonoksied (CO) by 115,271 GHz was byvoorbeeld van fundamentele belang vir die studie van stervormende gas in die Melkweg

    Melkweg en in verre sterrestelsels. Dit is hoofsaaklik omdat CO 'n relatiewe stabiele molekule is in vergelyking met ander molekules wat in die interstellêre medium ontdek word, en ook omdat CO baie volop blyk te wees en byna oral in die vlak van ons sterrestelsel sowel as in 'n aantal ander sterrestelsels voorkom. CO-studies gee inligting oor skywe rondom die vorming van sterre, en in die toekoms kan dit vertel van die omstandighede vir planeetvorming. CO-lyne word ook gebruik om die massaverlieskoerse van ontwikkelde sterre te meet. Verder toon CO-emissie-studies die teenwoordigheid van uitbarstings van stervormingsaktiwiteit in sterrestelsels in die omgewing en in die verte. Hierdie bars het onlangs verband gehou met botsings tussen sterrestelsels en moontlik die vorming van massiewe swart gate en kwasars. Toelae vir Doppler-verskuiwings wat kenmerkend is van nabygeleë en verre sterrestelsels, is noodsaaklik vir voldoende beskerming van radiospektrale vir wetenskaplike navorsing. Die 100-116 GHz-band word byvoorbeeld gebruik vir radio-sterrekunde-waarnemings van rooiverskuiwing van CO in verre sterrestelsels en vir isotopiese oorgange van 12 CO, 13 CO en C 18 O in die Melkweg en nabygeleë sterrestelsels.

    'N Wye verskeidenheid interstellêre molekules kan waargeneem word deur die atmosferiese vensters (sien Figuur 2.6) by 3 mm (65-115 GHz), 2 mm (125-180 GHz), 1,2 mm (200-300 GHz), 0,9 mm (325) -375 GHz), 0,7 mm (375-500 GHz), 0,45 mm (600-720 GHz) en 0,35 mm (780-950 GHz). Die CO-molekule is belangrik omdat dit 'n goeie spoor is van die oorvloed molekulêre waterstof in die interstellêre medium. Rotasie-lyne van CO is opgespoor tot rooi verskuiwings van meer as 5 (sien Figuur 2.5 vir 'n skema van die sigbaarheid van verskillende CO-oorgange in die atmosferiese vensters as gevolg van die Doppler-verskuiwing as gevolg van die uitbreiding van die heelal). Die venster van 3 mm bevat die fundamentele (J = 1 & rarr 0), of die laagste energie-oorgang van die mees algemene interstellêre molekules, insluitend CO, HCO +, HCN, CCH, CN, HNC, HCO, HNO, H2CO, en N2H +. Meer as 100 molekules is in hierdie frekwensiegebied opgespoor, asook 25 verskillende isotopiese spesies. Dit sluit ook gunstige oorgange in van eenvoudige molekules soos SO, SO2, SiO, SiS en MgNC en sulke komplekse molekules soos CH3CH2OH, CH3CH2CN, en CH3OCH3. Daarbenewens het N2H +, HCS +, HCNH + en HCO + is uiters noodsaaklike deelnemers aan die ioonmolekule-reaksies wat geglo word as die sleutel tot die vorming van baie ander molekules in die interstellêre gas. Die bande van 1,2 mm en 0,9 mm bevat die J = 2 & rarr 1 en J = 3 & rarr 2 reëls CO, sowel as die isotopiese variante wat die 0,7 mm-band bevat J = 4 & rarr 3 lyn CO, en die 3 P1- 3 bl0 fyn struktuurlyn van neutrale koolstof, terwyl die 0,35 mm-band die J = 7 & rarr 6 reël van CO en die 3 P2- 3 bl1 fyn struktuurlyn van neutrale koolstof. Veelvuldige oorgangstudies van CO stel die digtheid en temperatuurprofiele van molekulêre wolke vas en word gebruik om die totale hoeveelheid molekulêre gas op te spoor. Die rotasie-oorgange van spesies soos HCO + en HCN lê ook in hierdie bande en is belangrike spore van hoë digtheid gas in molekulêre wolke. Ook in hierdie golflengtegebiede het diatomiese hidriede en poliatoomiese hidriede spesies van hul rotasie-oorgange met die laagste energie, soos MgH, KH, H2O, en H3O +. Slegs teen frekwensies van meer as 200 GHz kan hierdie hidridmolekules in die interstellêre medium bestudeer word. Die ondersoek na eenvoudige hidriede spesies is van kardinale belang vir die interstellêre chemie. Vanweë die groot hoeveelheid waterstof kom sulke spesies algemeen voor in molekulêre wolke en is dit die aanvanklike spesie wat deur interstellêre chemie geproduseer word.

    Isotoopverhoudings, veral die 12 C / 13 C-, 16 O / 18 O- en 32 S / 34 S-verhoudings, gee belangrike insig in die teorieë van nukleosintese in sterre en modelle van stervormingskoerse en die relatiewe massas daarby betrokke. Byvoorbeeld, die basiese molekule HCN het die isotopiese spesies H 12 C 14 N, H 13 C 14 N en H 12 C 15 N in die 86-92 GHz-reeks, en almal is waargeneem in interstellêre gas. Net so bevat die 48.94-49.04 GHz-band die laagste rotasie-oorgange van CS en isotope daarvan, soos C 33 S en C 34 S. Molekules kan ook gebruik word om deuterium / waterstofverhoudings te ondersoek. As gevolg van chemiese fraksionering word baie deuterium / waterstofverhoudings in sekere interstellêre molekules aangetref as gevolg van chemie met ioonmolekules. DCN en DCO + is belangrike spoorsnyers in hierdie konteks. Hul spektraal-oorgange met die laagste energie lê naby 72 GHz.

    Die ontdekking van ammoniak (NH3) in die interstellêre ruimte 'n voorbeeld aangebied van 'n molekule wat termies uitstraal. Die verspreiding van NH3 wolke in ons sterrestelsel en hul verband met die ander molekules wat ontdek is, is van groot belang. Radiolyne van ammoniak by 23 GHz ontstaan ​​as gevolg van die inversie van

    stikstof deur die vlak van die waterstofatome. Die molekule skakel in baie van sy rotasievlakke om. Daar is dus talle inversielyne van ammoniak wat bestudeer kan word, wat hierdie molekuul 'n uitstekende aanduiding van die gastemperatuur maak.

    By laer frekwensies, formaldehied (H2CO) word in interstellêre wolke bespeur via sy K-verdubbeling oorgang (JK-1, K + 1 = 110-111) op 4829,66 MHz. Hierdie lyn is 'n nuttige spoor van die meer diffuse interstellêre medium, want dit kan opgespoor word teen sterk agtergrondradiobronne. Die verspreiding van H2CO-wolke kan onafhanklike bewyse lewer van die verspreiding van die interstellêre materiaal en kan help om die struktuur van ons sterrestelsel te verstaan. H2CO-lyne vanaf die koolstof-13-isotoop en suurstof-18-isotoop is opgespoor, en studies na die isotopiese oorvloed van hierdie elemente word uitgevoer. Die kombinasie van die 4830 MHz- en 14,5 GHz-formaldehiedlyne is 'n sensitiewe en nuttige diagnose van die digtheid in die emitterende gas.

    OH is waargeneem in termiese emissie en absorpsie in 'n paar honderd verskillende molekulêre komplekse in ons sterrestelsel. Termiese OH-emissie, wat oorheers in die lae-digtheid omhulsel van molekulêre wolke, is die belangrikste manier om hierdie koeverte te bestudeer. In sommige molekulêre streke van ons sterrestelsel en ander sterrestelsels is emissielyne van 18 OH en 17 OH opgespoor. Die data van hierdie lyne laat die oorvloed van die betrokke suurstofisotope toe. Sulke studies is 'n belangrike deel van die begrip van die netwerk van chemiese reaksies wat betrokke is by die vorming van atome en molekules. Die data kan sterrekundiges help om die fisika van sterreinterieurs, die chemie van die interstellêre medium en die fisika van die vroeë heelal te verstaan. OH-lyne verskyn ook as masers in beide ons sterrestelsel en in ekstragalaktiese bronne (sien Afdeling 2.3.4).

    Ten slotte bevat die spektrale gebied van 30 tot 50 GHz die sterkste lyne van HC3N, 'n molekule wat 'n rigtingwyser is van pre-protostellêre toestande en 'n goeie temperatuursonde vir uiters koue gas. Dit verteenwoordig die kortste van 'n reeks langkettingmolekules met die vorm HCxN (x = 1, 3, 5, 7, 9, 11, . . .).

    Koue stof, met korreltemperature van 10 K tot 30 K, maak baie uit van die totale stofmassa in ons sterrestelsel en in ander sterrestelsels. Afgesien van planete, bied stofemissie die belangrikste bron van breëbandstraling teen millimeter / submillimeter golflengtes. Waarnemings dui aan dat die spektrale energieverdeling van stofemissie kwasi-termies is. In die millimeter- / submillimeter-golflengtebereik volg die emissie die gewysigde Rayleigh-Jeans-verhouding met intensiteit wat eweredig is aan die frekwensie van die tweede krag. By hoër frekwensies is die intensiteit egter direk eweredig aan stoftemperatuur en optiese diepte. Die intensiteit word gemeet om te wissel soos Ek (n) & stut n b +2 krag, waar die waarde van + 2 voortspruit uit die Rayleigh-Jeans faktor en & beta het 'n waarde van 1 tot 2, afhangende van die samestelling van die stof. Meting van die kwasi-termiese emissie van stofkorrels is 'n belangrike komponent in die bepaling van die bronmassa en die beraming van die energiebalans in die interstellêre medium. Dit is byvoorbeeld moontlik om die kolomdigtheid van waterstof in alle vorme (atoom-, molekulêr- en geïoniseerd) vanaf die stofemissie te skat deur die spektrale energieverdeling (SED) aan beide kante van die piek te meet om 'n stoftemperatuur af te lei en om lei die eienskappe van die stofkorrels af.

    Stofkorrels kom in 'n wye verskeidenheid groottes voor, met 'n tipiese grootte van 0,1 mikron, en is hoofsaaklik silikate of grafiete met 'n ysige oppervlak. Dit is egter waarskynlik dat die struktuur van stofkorrels nie bolvormig is nie. Metings van absorpsie (in die optiese en naby-infrarooi) en emissie (in die millimeter / submillimeter) van stofkorrels vertoon lineêre polarisasie, dus korrels is verleng en kan deur magnetiese velde in lyn gebring word. Stofkorrels is belangrike katalisators vir ingewikkelde astrochemiese reaksies, aangesien dit oppervlaktes bied waarop molekules kan vorm en dan in die interstellêre medium kan uitstoot.

    Daar word geglo dat klein korrels veral belangrik is vir astrochemie, omdat dit 'n groot verhouding oppervlakte tot volume het.

    Uiterste smal en intense emissielyne kan ontstaan ​​as die fisiese toestande en geometriese belyning optimaal is vir mikrogolfversterking deur gestimuleerde straling (masers). Masers kan geassosieer word met stervormende streke en met sterre wat meer ontwikkel. Binne die melkweg het OH-brasante oënskynlike hoekgroottes in die orde van 0,01 boogsekonde of minder. Sulke skynbare groottes vertaal in 'n paar maal die gemiddelde afstand tussen die aarde en die son (150 miljoen km) na lineêre groottes en kom in die hart van streke met aktiewe stervorming voor. Die oorgang van 1612 MHz is 'n uiters belangrike hiperfynlyn van OH. Hierdie lynemissie kom voor in baie soorte voorwerpe in ons sterrestelsel, en waarnemings met 'n hoë hoekoplossing van hierdie voorwerpe in hierdie lyn meet hul afstande en kan gesamentlik gebruik word om die afstand tot die middel van ons sterrestelsel te meet. OH-masers in ander sterrestelsels kan meer as 'n miljoen keer so helder wees as galaktiese masers. Hierdie sogenaamde megamasers ontstaan ​​binne die kern van sterrestelsels. Hierdie werking lei tot versterking (eerder as absorpsie) van die kernradiokontinuum. Omdat hulle so helder is, kan hierdie kragtige OH megamasers tot op groot afstande gesien word, tans tot 80 000 km / s (Z = 0,27). Die gebruik van die OH 1667 MHz-lyn om hierdie baie eienaardige en aktiewe sterrestelsels te bestudeer, laat radiosterrekundiges toe om die temperatuur en digtheid van die molekulêre gas in die middelpunte van hierdie sterrestelsels te diagnoseer. Net so word ekstragalaktiese formaldehied-megamaser-emissie en absorpsie in 'n groeiende aantal sterrestelsels aangetref. Aangesien formaldehied 'n goeie spoor is van middel- tot hoëdigtheidgas, is hierdie lyn baie belangrik vir die studie van die molekulêre struktuur van ander sterrestelsels.

    Die ontdekking in 1968 van uiters intense lyne op 22,2 GHz vanaf die H2O-molekule in die interstellêre ruimte het ook baie nuwe en interessante raaisels tot gevolg gehad. Daar is gou ontdek dat die intensiteit van hierdie lyne baie veranderlik is, dat die groottes van die H2O-bronne is baie klein (enkele astronomiese eenhede) en dat die lyne baie gepolariseerd is. Daarbenewens het H2O masers toon dikwels verskeie komponente, elk met 'n effens ander snelheid in die siglyn. Opsporing van die kinematiese bewegings van H2O-masers in eksterne sterrestelsels het gelei tot die eerste meetkundige afstandmetings in ekstragalaktiese bronne (sien Afdeling 2.3.9).

    Die 42,5-43,5 GHz-band bevat die laagste rotasie-oorgange (J = 1 & rarr 0) van vibrasietoestande van SiO. Hierdie oorgange is opgespoor as 'n sterk emissie van maser uit die omhulsel van sterre wat ontwikkel is en in jong stervormende streke. Daarbenewens val twee vibrasietoestande van die oorgange van SiO in die 3 mm spektrale venster. SiO is die enigste molekule wat sterk maser-emissie in 'n opgewekte vibrasietoestand toon.

    Magnetiese velde kan 'n belangrike rol speel in die dinamika van die interstellêre gas in sterrestelsels. Die sterkte van die magneetveld langs 'n siglyn kan afgelei word uit die effek daarvan op die voortplanting van radiogolwe. Die OH-molekule het byvoorbeeld vier hiperfyn komponente van die grondtoestand lambda-verdubbeling oorgange by 1665, 1667, 1612 en 1720 MHz. Die twee teenoorgestelde sirkel gepolariseerde komponente word effens van mekaar geskei in die teenwoordigheid van 'n magnetiese veld. Hierdie sogenaamde Zeeman-effek is 'n effektiewe metode om die sterkte van die magneetveld in ons sterrestelsel en in ander sterrestelsels met OH-megamaser-uitstoot te meet.

    Alternatiewe tegnieke om die magneetveldsterkte langs die siglyn te meet, is waarnemings van kontinuum-emissie vanaf pulse (Afdeling 2.3.7). Die frekwensie-afhanklikheid van pols-aankomstye is eweredig aan die elektrondigtheid langs die siglyn. Terselfdertyd het die waargeneem

    Faraday-rotasie is eweredig aan die magnetiese veldsterkte en die elektrondigtheid. Dus, die verhoudings van die rotasiemaatstaf tot die verspreidingsmaatreël vir pulse wat in ons sterrestelsel geleë is, kan die sterkte van die galaktiese magneetveld volgens baie siglyne opspoor. Kontinuumbande, veral frekwensies onder 3 GHz, is die belangrikste vir hierdie studies.

    Terwyl sterre baie in massa wissel, is die mees algemene soorte die laagste massa: M-, L- en T-dwerge. Hierdie sterre het baie lang vormingstye en -leeftye. Radiowaarnemings van hierdie sterre kan sterfakkels, stervlekke of ander magnetiese aktiwiteit opspoor. Fakkels kan met die wentelbaan van 'n nabye planeet gesinkroniseer word, wat radiopuls-tydsberekening nog 'n goeie opsie maak vir die opsporing van buitesolêre planete (vergelykbaar met die ondersoek na pulse, Afdeling 2.3.7), die beperking van wenteltydskale en die assessering van bewoonbaarheid. Sterre fakkels is van besondere belang vanweë hul potensiële invloed op die planetêre bewoonbaarheid. Vanweë hul oorvloed in ons sterrestelsel, tesame met hul sterk magnetiese velde en gepaardgaande aktiwiteit, is sterre met 'n lae massa ideaal vir radiowaarnemings en is dit die studie van alle soorte sterre en planetêre stelsels.

    Bruin dwerge, sub-sterre voorwerpe wat nie massief genoeg is om kernversmelting van waterstof te handhaaf nie, is ook interessante voorwerpe vir radio-sterrekunde-waarnemings. As ster-planeet-oorgangsvoorwerpe bied dit ons veral insig in beide sterre en planete. Bruin dwerge alleen is helderder en makliker waarneembaar as planete, en bruin dwerge met buitesolêre planete bied 'n interessante kontras met planetêre stelsels met massiewe gasheersterre.

    Aan die einde van hul sterre-lewensiklus werp sterre materiaal in die interstellêre medium. Die fisiese toestande van sirkelvormige omhulsels van sterre in die laat stadium is gunstig vir die vorming van komplekse langkettingkoolstofspesies soos C3H, C3N, C4H, C7H, C8H, sowel as dié van silikon-, magnesium- en aluminiumdraende molekules (SiS, SiC2, SiC3, MgCN, AlCl, AlNC). Waarnemings van hierdie spektrumlyne in die vensters van 3 mm en 2 mm (sien Figuur 2.6) bied insig in die chemie van omringende omhulsels van sterre in die laat stadium. Daarbenewens bied waarnemings van SiO-maser-oorgange by 42,5-43,5 GHz probes van die ster-koeverte, wat inligting oplewer oor temperatuur, digtheid, sterwindsnelheid en koevertmeetkunde.

    Die sterre met die hoogste massa sal hul buitenste omhulsels aan die einde van hul lewe in die interstellêre medium uitwerp. Terwyl die supernova-ontploffing self op kort tydskale plaasvind, is die supernova-oorblyfsels wat daaruit voortvloei, relatief lank en het hulle kenmerkende nie-termiese spektra wat geproduseer word deur sinchrotron-emissie van relativistiese kosmiese straalelektrone wat in magnetiese velde op galaktiese skaal beweeg. Radiokontinuum waarnemings by byvoorbeeld 5 GHz onthul die omvang en gedetailleerde morfologie van galaktiese supernova-oorblyfsels en laat meting van hul strukture en dinamika toe, asook die afleiding van hul fisiese parameters, soos hul totale massa.

    Een van die interessantste en belangrikste ontdekkings in radiosterrekunde was die opsporing van pulse.Onder Pulsars word verstaan ​​sterk gekondenseerde neutronsterre wat met 'n periode van so kort as 'n millisekonde draai. Sulke voorwerpe word geproduseer deur die ineenstorting van die kern van massiewe sterre tydens die katastrofiese ontploffing van 'n supernova. Die radiospektra van pulse dui op 'n nie-termiese meganisme. Pulsars straal die sterkste uit teen frekwensies in die reeks vanaf

    50 MHz tot 2 GHz. Daarom word baie waarnemings op sulke frekwensies gedoen. Belangrike waarnemings en opnames vir pulse word egter met frekwensies tot 10 GHz gedoen.

    Die ontdekking en die bestudering van pulse in die afgelope vyf dekades het 'n belangrike nuwe hoofstuk in die fisika van sterk gekondenseerde materie geopen. Die studie van neutronsterre met digthede in die orde van 10 14 g / cm 3 en met magnetiese veldsterktes van 10 12 gauss het reeds baie bygedra tot ons begrip van die finale stadiums van sterre evolusie en het ons nader aan die begrip van swart gate gebring , wat beskou word as die mees verdigte voorwerpe in die heelal.

    Die ontdekking van millisekonde binêre pulsars het die beste eksperimentele toetse van algemene relatiwiteit moontlik gemaak en sterk bewyse gelewer vir die bestaan ​​van gravitasiestraling. Daarbenewens het 'n noukeurige ontleding van die residu's van polstydreëling gelei tot die verrassende ontdekking van planeetgrootte liggame in 'n wentelbaan om pulse en die eerste opsporing van buitesolêre planete (sien ook Afdeling 2.2.6). Pulsars bied ook nou die akkuraatste tydwaarneming en oortref die wêreld- en rsquos-ensemble van atoomhorlosies vir langtermynstabiliteit.

    Gekoördineerde waarnemings van polsare by 'n aantal radio-sterrewagplekke, soos dié van die NANOGrav-projek, bied 'n metode om Gravitational Wave Radiation (GWR) te soek. Aangesien millisekonde-pulse baie stabiele horlosies is, bied gekoördineerde waarnemings van millisekonde-pulse presiese metodes van aankoms by elke sterrewag. Fluktuasies van aankomstyd kan dan gebruik word om GWR op te spoor uit die korrelasie van gemete residue.

    Waarnemings van die struktuur van ons eie Melkweg is moeilik verkrygbaar by optiese golflengtes, omdat hierdie golflengtes van die lig geblokkeer word deur wolke van interstellêre stof. Radiogolwe kan egter deur hierdie wolke dring en sterrekundiges in staat stel om 'n uitsig te kry op die hele Melkwegstelsel, insluitend die galaktiese middelpunt (sien Figuur 2.10). Studies van die ligging en samestelling van interstellêre wolke met behulp van radiowaarnemings bied fundamentele inligting oor die struktuur en evolusie van die sterrestelsel wat nie op ander maniere verkry kan word nie. Die frekwensiebande in die 1 tot 3 GHz-reeks is belangrik vir galaktiese studies van geïoniseerde waterstofwolke en die algemene diffuse straling van die Melkweg. Verder, kaarte

    FIGUUR 2.10 Radiobeeld van die middel van ons sterrestelsel op 1,4 GHz vanaf die Very Large Array. Die helder kern in die middel van die beeld (bekend as Sgr A) is die omgewing rondom die Melkweg & rsquos supermassiewe swart gat. Ander strukture in hierdie beeld sluit supernova-oorblyfsels (SNR's) en gloeidraadboë in wat magnetiese veldlyne opspoor. BRON: Met dank aan Elisabeth Mills, NRAO en Cornelia Lang, Universiteit van Iowa, sien C.C. Lang, W.M. Goss, C. Cyganowski en K.I. Clubb, 'n hoë-resolusie-opname van H I-opname in die rigting van die sentrale 200 stuks van die galaktiese middelpunt, Astrofisiese Tydskrif Aanvullingsreeks 191:275, 2010.

    van galaktiese kontinuumemissie is nie net belangrik vir die fundamentele wetenskap wat verband hou met struktuurstudies in ons eie Melkweg nie, maar ook van kritieke belang vir die interpretasie van waarnemings van die kosmiese mikrogolfagtergrond (sien Afdeling 2.4.1). Die ernstigste hindernis vir die volle ontginning van bestaande en toekomstige kosmiese mikrogolf-agtergronddatastelle is die begrip van die galaktiese voorgrond (sien Figuur 2.1), veral teen die frekwensies wat vir hierdie eksperimente gebruik word (20-200 GHz).

    Waarnemings onder 1 GHz is ook van groot belang vir die bestudering van die termiese en nie-termiese diffuse straling in ons eie Melkwegstelsel. Sulke galaktiese waarnemings gee inligting oor kosmiese straaldeeltjies met 'n hoë energie in ons sterrestelsel en oor die verspreiding daarvan, en ook oor die warm geïoniseerde plasma en stergeboorte in die skyf van ons spiraalstelsel. In die besonder kan die geïoniseerde interstellêre wolke bestudeer word teen lae frekwensies waar die bronne ondeursigtig is en hul spektra die wet van Planck termiese straling (swartliggaam) benader. Sulke spektrale waarnemings kan direk gebruik word om die fisiese parameters van die stralende wolke, veral die temperatuur, te meet. Verskeie honderde sulke galaktiese wolke kom ongeveer as swartliggame voor onder frekwensies

    Die struktuur van ons sterrestelsel kan ook afgelei word van die verspreidende eienskappe van die diffuse interstellêre plasma op die straling wat deur die pulse uitgestraal word. Spesifiek, omdat elke pols 'n unieke tydstempel bied, is dit moontlik om die aankomstyd van die pols te meet as 'n funksie van frekwensie en sodoende die kolomdigtheid van elektrone langs die baan af te lei (sien Figuur 2.11). Daarbenewens bied die Faraday-draaihoek 'n maatstaf van die sterkte en oriëntasie van die plaaslike galaktiese magnetiese veld op dieselfde paaie. Met behulp van pulse wat oral in die galaktiese skyf geleë is, het eksperimente met pulsêre tydsberekening van die beste kaarte van die interstellêre medium van die Melkweg tot nog toe gelewer.

    Presisie-astrometriese metings van interferometriese waarnemings van galaktiese bronne bied ook die geleentheid om galaktiese struktuur op te spoor. Die afstand na die Pleiades-sterreswerm is byvoorbeeld onlangs hersien op grond van sterre-parallaksmetings, met 'n submarsiese tweede posisie-presisie, afgelei van VLBI-waarnemings by 8,4 GHz. Net so word waarnemings van hoë ruimtelike resolusie-monitering van bronne naby die middelpunt van ons sterrestelsel gebruik om hul wentelbewegings op te spoor en sodoende 'n kinematiese skatting van die massa van die sentrale swart gat te gee. Verder, waarnemings met 'n hoë ruimtelike resolusie van atoom- en molekulêre gas, spoor die sirkelkern-aanwasskyf na en gee insig in die voeding en terugvoer van die supermassiewe swart gat in die middel van ons sterrestelsel.

    Soos genoem in Afdeling 2.3.1, is die 21 cm HI-lyn baie gebruik om die atoomgaskomponent van die Melkweg en ander sterrestelsels op te spoor (sien byvoorbeeld Figuur 2.12). Met behulp van die Doppler-verskuiwing om die kinematika van die gas op te spoor, word waarnemings van atoom- en molekulêre oorgange ook gebruik om die gravitasiepotensiaal van sterrestelsels te leer. Resultate van hierdie werk het gelei tot die besef dat 'n aansienlike fraksie van die massa van elke sterrestelsel bestaan ​​uit materiaal wat nie sigbaar is nie. Die & ldquodark-materie & rdquo wat deur hierdie waarnemings geïmpliseer word en deur ander waarnemingstoetse bevestig word, soos die bestudering van die kosmiese mikrogolfagtergrond, is een van die belangrikste navorsingsgebiede in moderne astrofisika. Daarbenewens, vir sterrestelsels wat gasryk is en opties flou is (of selfs opties & ldquodark, & rdquo, dws wat te min sterre bevat om gesien te word), gee die meting van die 21 cm HI-lyn 'n akkurate maatstaf van die afstand, waardeur 'n unieke, maar belangrike siening van die plaaslike grootskaalse struktuur. HI spoor ook die rommelreste van gety-ontmoetings tussen sterrestelsels na. Deurlopende en toekomstige eksperimente sal hierdie waarnemings teen laer frekwensies en dus hoër rooi verskuiwings doen, wat ons in staat stel om te ondersoek hoe die gasinhoud van sterrestelsels nie net oor die ruimte wissel nie, maar ook oor die kosmiese tyd.

    Een van die kritieke parameters in sterrekundige studies is die afstand tot sterrekundige voorwerpe. Meetkundige metodes bied die akkuraatste afstandskattings, maar is gewoonlik net haalbaar vir die


    Radioastronomie op millimeter golflengtes

    Millimeter radioastronomie is 'n radiotegniek wat samehangende detektore gebruik, asook konvensionele radioastronomie. Radioastronomie van millimeter het 'n aantal aspekte wat verband hou met sterrekunde op korter golflengtes, soos die toenemende invloed van die atmosfeer of die gebruik van kwasioptiese tegnieke in die ontvanger. Radioaktiwiteit van millimeter is op die grens van tegniese velde. In die hoofstuk word die ontwikkeling van millimeter radioastronomie uiteengesit. Alhoewel heelwat inligting deur millimetergolf-sterrekundiges oor baie kosmiese voorwerpe versamel is, van planete en komete tot kwasars en die kosmologiese 2,7 K-agtergrond, was die ontdekking en bestudering van verreweg die belangrikste prestasie van millimetergolf-sterrekunde molekulêre wolke. Die implikasies was belangrik op die gebied van molekulêre fisika, interstellêre wolkestruktuur, galaktiese struktuur, teorieë oor stervorming en galaktiese evolusie, en nuwe velde, soos interstellêre chemie, het uit die niet na vore gekom. Die hoofstuk bespreek die waarnemingstoestande en terreine van radioastronomie. In die hoofstuk word twee breë klasse radioteleskope aangebied: die instrumente vir enkele skottels, soms radioteleskope met gevulde diafragma genoem, en die interferometers met twee verskillende antennas of meer (skikkings). Die meeste millimeter radioteleskope wat gebruik word, gebruik die konvensionele paraboliese skottel as hul antenne. Die hoofstuk bespreek die antennas kortliks. Die kenmerke van die ontvangers wat ontwerp is vir radio-astronomie in millimeter is soortgelyk aan dié van ontvangers vir radio-astronomie vir sentimeter en desimeter. Die belangrikste vereiste is sensitiwiteit. Die hoofstuk brei uit oor sensitiwiteit en oor enkele aspekte wat verband hou met bandwydtes. Die vinnige en suksesvolle ontwikkeling van millimeter radioastronomie het 'n aantal nuwe projekte geïnspireer. Die hoofstuk bespreek die evolusie en die nuwe projekte van radio-astronomie.

    Met verlof vanaf Observatoire de paris.


    Kyk die video: Wereldwijs vwo 456 hoofdstuk 4 5 Hoe anders wordt ons klimaat? (November 2022).