We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Gizmodo se sterrekundiges sien raaiselagtige, 10 miljoen ligjaarlange magnetiese veld wat twee sterrestelselgroepe verbind, toon die onderstaande afbeelding, en Space.com se 'n vreemde 'radiobrug' 10 miljoen ligjare lang skakels wat met mekaar bots, is ook bespreek.
Hulle skakel albei na die nuwe artikel in Science A-radiokam wat twee sterrestelsels in 'n filament van die kosmiese web verbind (ook arXiv).
Wat ek tot dusver versamel het, is dat daar tussen twee bekende en gekenmerkte sterrestelsels gesien is, daar is 'n gebied met 'n oormaat kontinuum radiokrag op 140 MHz en 'n bietjie oortollige kontinuum X-straalkrag.
Nie een van hierdie twee is spektrale kenmerke nie, dus kan hul afstande nie deur die dopplerverskuiwing met die galaktiese trosse verbind word nie.
Vraag: Hoe weet hulle dat die X-straal- en radiokontinuum regtig uit die ruimte tussen hierdie twee sterrestelsels kom, en nie voor of daaragter nie?
"bonuspunte" hoe kom Planck se "y-parameter" by hierdie mengsel in?
"'N Radiokam wat twee sterrestelsels in 'n gloeidraad van die kosmiese web verbind", F. Govoni et al. 2019, Wetenskap. Opties: DSS en Pan STAARS (insetsels) - Rooi, X-strale: XMM-Newton - Geel, y-parameter: Planck-satelliet - Blou, radio 140 MHz: LOFAR. Beeldkrediete: M. Murgia - INAF
Die twee galaktiese trosse en die tussenliggende radiorif. Beeld: DSS en Pan-STARRS1 (opties), XMM-Newton (X-strale) PLANCK Satellite (y parameter), F. Govoni, M. Murgia, INAF
Ek dink die antwoord is dat dit hoofsaaklik 'n saak van assosiasie aan die hemel is, hoewel daar 'n paar (swak) bykomende beperkings is.
Die eerste ding om op te let is dat daar drie waarnemings wat aan die hemel geassosieer word: die X-straal-emissie (wat al sedert die middel van die negentigerjare bekend is), die pas ontdekte 140 MHz LOFAR-emissie en bewyse vir 'n Sunyaev-Zel'dovich-effek in dieselfde streek, van Planck data (bv. Bonjean et al. 2018). Van die onderskrif tot Figuur 3 in die nuwe referaat: "Die Planck-data toon 'n brug van gas tussen die paar sterrestelsels Abell 0399 - Abell 0401, op dieselfde plek as die LOFAR-rif." en uit die hoofteks: "Die radiokam is langs die gloeidraad van gas wat Abell 0399 en Abell 0401 verbind, opgespoor met Planck (9, 10)."
(Die "Planck $ y $-parameter ", ook bekend as die" Compton-parameter ", verwys na die meting van die Sunyaev-Zel'dovich-effek as gevolg van omgekeerde Compton-verspreiding van kosmiese agtergrondstralingsfotone, afgelei van Planck-satellietdata. Ek glo dit is eweredig aan die lyn- sig-integraal van die gasdruk.)
Die Suzaku X-straalspektrum van hierdie streek (bv. Figuur 2 van Fujita et al. 2008; sien hieronder) het wel 'n paar spektrale eienskappe, insluitend die Fe K-emissielyn. As gevolg van die lae spektrale resolusie, beperk hierdie eienskappe die rooiverskuiwing van die X-straal-emitterende gas nie baie sterk nie (en ek dink Fujita et al. Het die rooi verskuiwing in die analise op die gemiddelde van die twee groepe vasgestel), maar dit sou waarskynlik opmerklik wees as dit met meer as verskil $ sim 0,1 $ in rooi verskuiwing.
Uit Figuur 2 van Fujita et al. (2008): Suzaku X-straalspektrum van 'n deel van die "brug" -streek tussen die twee trosse. Swart is waargeneem data, rooi is die gekombineerde model, insluitend Galaktiese en ekstragalaktiese agtergrond (blou gestippel), en emissie van die inter-cluster gas (groen).
Ruimteweerwoordelys
'N 3-uurlikse "ekwivalente amplitude" -indeks van geomagnetiese aktiwiteit vir 'n spesifieke stasie of netwerk van stasies (wat hier algemeen deur k voorgestel word) wat die steuringsgebied in die horisontale magneetveld uitdruk. "Ak" word volgens die volgende tabel van die K-indeks van drie uur geskaal:
| K | 0 | 1 | 2 | 3 | 4 | 5 | 6 | 7 | 8 | 9 |
| ak | 0 | 3 | 7 | 15 | 27 | 48 | 80 | 140 | 240 | 400 |
By NOAA word hierdie waardes direk vir bedryfsdoeleindes gebruik. Maar om die ak-waardes in nanoteslas (nT) om te skakel, moet 'n plaaslike (stasie-afhanklike) omskakelingsfaktor gevind word deur die stasie se onderste limiet vir K = 9 deur 250 te deel. By Boulder en Fredericksburg is die onderste grens vir K = 9 is 500 nT, dus die faktor is 2, daarom is die ak-waardes vir hierdie stasies in eenhede van 2 nT. (Om 'n ekwivalente amplitude in nanotesla vir Boulder of Fredericksburg te verkry, moet die indekswaarde verdubbel word.)
'N Gemiddelde, "ekwivalente amplitude" van drie uur per uur van magnetiese aktiwiteit gebaseer op data van K-indeks van 'n planetêre netwerk van 11 magnetiese sterrewagte op die noordelike en twee suidelike halfrond tussen die geomagnetiese breedtegrade van 46 ° en 6 ° deur die geur van die Geophysik in Gottingen, Duitsland ap-waardes word in eenhede van 2 nT gegee.
'N Plot van waargenome sonaktiewe streekbreedtes teenoor tyd. Hierdie diagram, wat op 'n vlinder lyk, toon dat die gemiddelde breedtegraad van die vorming van aktiewe gebiede van hoë na lae breedtegrade gedurende 'n sonvlek-siklus dryf.
'N Skielike uitbarsting van energie in die sonatmosfeer wat minute tot ure duur, waaruit bestraling en deeltjies vrygestel word. Fakkels word geklassifiseer op grond van die oppervlakte ten tye van die maksimum helderheid in H-alfa en op die piekvloei van 1 minuut gemiddelde GOES XRS 0,1 - 0,8 nm band x-strale. Vir x-straal-flare-klassifikasies, sien die definisie vir x-straal-flare-klas. Die H-alfa-klassifikasies word hier gegee.
| Belangrikheid 0 (subflare): | & lt = 2.0 hemisferiese vierkante grade |
| Belangrikheid 1: | 2,1-5,1 vierkante grade |
| Belangrikheid 2: | 5.2-12.4 vierkante grade |
| Belangrikheid 3: | 12,5-24,7 vierkante grade |
| Belangrikheid 4: | & gt = 24,8 vierkante grade |
[Een vierkante graad is gelyk aan (1,214 x 10 4 km 2) = 48,5 miljoenstes van die sigbare halfrond.] 'N Helderheidskwalifiseerder F, N of B word gewoonlik by die belangrikheidskarakter gevoeg om flou, normaal of briljant aan te dui ( byvoorbeeld 2B).
Natuurlike variasies in die geomagnetiese veld word kwantitatief geklassifiseer in stil, onrustige, aktiewe en geomagnetiese stormvlakke volgens die waargenome 'n indeks:
Die komponente van die geomagnetiese veld aan die oppervlak van die aarde. Hierdie elemente word gewoonlik so in die literatuur aangedui:
X-die geografiese komponent noordwaarts
Y - die geografiese komponent ooswaarts
Z-die vertikale komponent, positief afwaarts gereken
H-die horisontale intensiteit, van grootte (X 2 + y 2) 1/2
F-die totale intensiteit (H 2 + Z 2) 1/2
I-die hellingshoek (of dip), tan -1 (Z / H)
D-die deklinasiehoek, gemeet vanaf die geografiese noordelike rigting na die H-komponentrigting, positief in 'n oostelike rigting.
In NOAA-gebruik word die geomagnetiese noordwaartse en geomagnetiese oostelike komponente egter die H- en D-komponente genoem. Die H-asrigting word gedefinieer deur die gemiddelde rigting van die horisontale komponent relatief tot die geomagnetiese noorde deur die benadering van die klein hoek te gebruik. Dus word die D-komponent = H (die horisontale intensiteit) vermenigvuldig met delta D (die deklinasiehoek ten opsigte van die geomagnetiese noord, uitgedruk in radiale).
Kp is 'n algemene indeks wat gebruik word om die erns van die wêreldwye magnetiese versteurings in die nabye aarde aan te dui. Kp is 'n indeks gebaseer op die gemiddeld van geweegde K-indekse by 13 magnetiese veldobservatoriums. Dit is gebaseer op die omvang van die magneetveldvariasie binne drie uur intervalle wat veroorsaak word deur ander verskynsels as die dagvariasie en die langtermynkomponente van die stormtydvariasies. Die waardes van die Kp wissel van 0 (baie stil) tot 9 (baie versteur) in 28 afsonderlike stappe, wat lei tot waardes van 0, 0+, 1-, 1, 1+, 2-, 2, 2+. 9.
'N Geskatte Kp word deur NOAA in 'n nabye intydse tyd bereken.
Die amptelike, na-die-feit-drie-uur-planetêre indeks van geomagnetiese aktiwiteit word twee keer per maand bereken deur die Duitse GeoForschungsZentrum (GFZ) (Navorsingsentrum vir Geowetenskappe), uit die K-indekse waargeneem op 13 stasies, hoofsaaklik in die Noordelike Halfrond. . Die Kp-indekse, wat dateer uit 1932, word gebruik om die ap-indekse te bepaal.
Klassifikasie van die magnetiese karakter van sonvlekke volgens reëls uiteengesit deur die Mount Wilson Observatory in Kalifornië.
'N Snelskrifklassifikasieskema is ontwikkel om die ingewikkelde en dikwels verwarrende vlakke van versteurings in die son-aardse omgewing aan die algemene publiek oor te dra. Drie tipiese gebeurtenisse word voorgestel as: Geomagnetiese storms (G), sonstralingsstorms (S) en radio-uitsperrings (R). 'N Numeriese kwalifikasie word by die tipe gebeurtenis gevoeg om die erns van die steuring aan te dui. Hierdie uitdunne word soos volg omskryf:
| 1 | Minderjarig |
| 2 | Matig |
| 3 | Sterk |
| 4 | Ernstig |
| 5 | Ekstreme |
Sien aanhangsel A vir volledige beskrywings van normale aardse stelseleffekte, drempelvlakke en voorkomsfrekwensie.
Uitstraling van die son in radiogolflengtes van sentimeter tot dekameters, onder stil en versteurde toestande. Sommige patrone, bekend as geraasstorms, bars en vee, word geïdentifiseer soos hieronder beskryf. Hierdie tipe emissies word subjektief beoordeel op 'n belangrikheidskaal van 1 tot 3, 3 wat die intensste is.
Tipe I. 'n Geraasstorm wat bestaan uit baie kort, smalband-sarsies in die golflengte van die meter (300-50 MHz), met 'n uiters wisselende intensiteit. Die storm kan van enkele ure tot 'n paar dae duur.
Tik ll. Smalbandemissie wat in die meterbereik (300 MHz) begin en stadig (tien minute) vee na dekameter-golflengtes (10 MHz). Tipe II-emissies kom in los verband met groot fakkels voor en dui op 'n skokgolf wat deur die sonatmosfeer beweeg.
Tipe III. Smalband-bars wat vinnig (sekondes) van desimeter tot dekameter golflengtes (500-0,5 MHz) vee. Hulle kom dikwels in groepe voor en is soms 'n kenmerk van komplekse sonaktiewe streke.
Tipe IV. 'N Gladde kontinuïteit van breëband bars hoofsaaklik in die meterbereik (300-30 MHz). Hierdie sarsies kom voor met 'n paar groot fakkelgebeurtenisse, dit begin 10 tot 20 minute na die maksimum fakkel en kan ure duur.
Tipe V. Kortdurige ('n paar minute) kontinuumgeluid in die dekameter-reeks, gewoonlik geassosieer met tipe III-sarsies.
Baie lae x-straalgebeurtenisse minder as C-klas.
Matige - geïsoleerde (een tot 4) M-klas x-straalgebeurtenisse.
Hoog - verskeie (5 of meer) M5 of groter x-straalgebeurtenisse.
Spesifikasies vir 'n ligging op die sonoppervlak. Die ligging van 'n spesifieke kenmerk op die son (byvoorbeeld 'n sonvlek) word bemoeilik deur die feit dat daar 'n kanteling van 7,25 grade tussen die ekliptiese vlak en die son-ekwatoriaalvlak is, sowel as 'n ware slinger van die rotasie-as van die son. (Slegs twee keer per jaar is die noordpool van die son en die hemelse noordpool in lyn.) Om 'n ligging op die sonoppervlak te spesifiseer, is gevolglik drie koördinate (P, B, L) nodig om 'n rooster te definieer. Daaglikse waardes vir die koördinate in Coordinated Universal Time (UTC) word gelys in The Astronomical Almanac wat jaarliks deur die US Naval Observatory gepubliseer word. Die terme wat gebruik word om na die koördinate te verwys, word soos volg omskryf:
P-hoek: die posisiehoek tussen die geosentriese noordpool en die son rotasie noordpool gemeet ooswaarts vanaf die geosentriese noord. Die omvang in P is plus of minus 26,31 °.
Bo: Heliografiese breedtegraad van die sentrale punt van die sonskyf, ook genoem die B-hoek. Die reikwydte van B is plus of minus 7,23 °, wat korrigeer vir die kanteling van die ekliptika ten opsigte van die sonekwatoriaalvlak.
Voorbeeld: As (P, B) = (-26,21 °, -6,54 °), is die heliografiese breedte van die sentrale punt op die sonskyf -6,54 ° (die noordelike rotasiepool is nie sigbaar nie) en die hoek tussen die projeksie op die skyf van die geosentriese noordpool en die noordelike rotasiepool van die son is 26,21 ° in die weste.
L: Heliografiese lengte van die sentrale punt van die sonskyf. Die lengtewaarde word bepaal met verwysing na 'n stelsel van vaste lengtelyne wat op die son draai teen 'n tempo van 13,2 grade / dag (die gemiddelde rotasietempo waargeneem vanaf sentrale meridiaandoorgange van sonvlekke). Die standaardmeridiaan op die son word gedefinieër as die meridiaan wat op 1 Januarie 1854 om 1200 UTC deur die stygende knoop van die Son se ewenaar gegaan het en word vir die huidige dag bereken deur 'n eenvormige sideriese rotasietydperk van 25,38 dae aan te neem. Sodra P, B en L bekend is, kan die breedtegraad, sentrale meridiaanafstand en lengte van 'n spesifieke sonkrag soos volg bepaal word:
Breedtegraad. Die hoekafstand vanaf die sonekwator, gemeet noord of suid langs die meridiaan.
Sentrale meridiaanafstand (CMD). Die hoekafstand in sonlengte gemeet vanaf die sentrale meridiaan. Hierdie posisie is relatief tot die aansig vanaf die aarde en sal verander as die son draai. Daarom moet hierdie koördinaat nie verwar word met heliografiese posisies wat vasgestel is ten opsigte van die sonoppervlak nie.
Lengtegraad. Die hoekafstand vanaf 'n standaardmeridiaan (0 grade heliografiese lengte), gemeet van oos na wes (0 tot 360 grade) langs die Son se ewenaar. Dit word bereken deur CMD te kombineer met die lengte van die sentrale meridiaan ten tyde van die waarneming, en interpoleer tussen efemeriswaardes (vir 0000 UT) deur gebruik te maak van die sinodiese tempo van sonrotasie (27,2753 dae, 13,2 grade / dag).
Soos deur McIntosh bedink, is 'n 3-letter-aanduiding van die witlig-eienskappe van 'n sonvlekgroep. Die algemene vorm van die benaming is Zpc. Een letter word gekies uit die volgende drie kategorieë.
Rang van 'n fakkel gebaseer op die röntgen-energie-uitset. Fakkels word volgens NOAA geklassifiseer volgens die grootteorde van die piek burstintensiteit (I) wat op die aarde deur satelliete in die 0,1 tot 0,8 nm-band gemeet word, soos volg:
Inleiding
Sterrestelsels is die grootste swaartekraggebonde stelsels in die heelal, met tipiese massas van ongeveer 10 15 Mson, en volumes van ongeveer 100 Mpc 3. Die grootste deel van die swaartekrag in enige groep is in die vorm van donker materie (~ 80%). Sommige van die ligstowwe is in sterrestelsels (∼3–5%), en die res is in diffuse warm gas (∼15–17%), wat in X-straal waargeneem word deur die termiese uitstoot van brems. Hierdie termiese plasma, bestaande uit deeltjies van energieë van verskeie keV, word gewoonlik Intraklustermedium (ICM) genoem. Die meeste gedetailleerde kennis van sterrestelselgroepe is die afgelope paar jaar verkry uit die studie van ICM deur middel van X-straal-sterrekunde.
Trosse word gevorm deur hiërargiese struktuurvormingsprosesse. In hierdie scenario het kleiner eenhede (sterrestelsels, groepe en klein trosse) eerste gevorm en in die loop van die tyd onder swaartekrag saamgesmelt tot groter en groter eenhede. Cluster fusies is die meganisme waardeur trosse saamgestel word. Digter streke vorm 'n filamentêre struktuur in die Heelal, en trosse word in filamente gevorm, dikwels op hul kruising, deur 'n kombinasie van groot en klein samesmeltings. Groot samesmeltings is onder die energiekste gebeure in die heelal sedert die oerknal (Sarazin 2002). Tydens samesmeltings word skokke in die ICM ingedryf, met die daaropvolgende onstuimigheid. Die samesmeltingsaktiwiteit, wat 'n groot deel van die geskiedenis van die Heelal gekenmerk het, blyk tans voort te gaan en verklaar die relatiewe oorvloed aan onderbou en temperatuurgradiënte wat in sterrestelsels bespeur word deur optiese en X-straalwaarnemings.
Uiteindelik bereik trosse 'n ontspanne toestand, gekenmerk deur 'n reusagtige sterrestelsel in die middel, en 'n verbeterde helderheid van die X-straaloppervlak in die kern. Die warm gas in die middel het 'n hoë digtheid, wat kort verkoelingstye impliseer, gewoonlik een of twee so groot soos die Hubble-tyd. Daarom is energieverliese as gevolg van X-straalemissie dramaties en veroorsaak 'n temperatuurdaling na die middelpunt. Voorheen is voorgestel dat die ICM-plasma in die troskern in hierdie toestande moet afkoel en kondenseer, wat aanleiding gee tot 'n bestendige, drukgedrewe binnevloei wat veroorsaak word deur die kompressie van die warm omringende gas. Ontspanne trosse is dan geklassifiseer as “verkoelingsvloei” (Fabian 1994), met voorspelde gasmassaanslag in die cluster sentrum tot 1000 Mson jaar −1. Hierdie model was onderhewig aan baie debatte, toe die XMM-Newton-spektrale resultate nie die lyne en funksies kon bevestig wat verwag is as 'n produk van 'n bestendige verkoeling nie (Peterson et al. 2001 Peterson en Fabian 2006). X-straal- en optiese studies het getoon dat die gaskoelsnelhede oorskat is met 'n orde van grootte of meer (McNamara et al. 2006). Die klassieke “koelvloei” -model is uiteindelik vervang deur die paradigma van “koel-kern”. Waarnemende koelkern word gekenmerk deur 'n sterk piek in die helderheid van die oppervlak, 'n beduidende daling in die temperatuur en 'n piek in die metaalverspreiding (bv. De Grandi en Molendi 2001). Die afkoeltyd is dikwels baie korter as 1 Gyr, daarom is een of ander bron van verwarming nodig om die bestralingsverliese te balanseer. Op die oomblik word algemeen aanvaar dat die bron van verwarming in koelkerngroepe die AGN-aktiwiteit is van die helderste sterrestelsel in die middel (sien McNamara en Nulsen 2007 Böhringer en Werner 2010 vir onlangse oorsigte).
Melkweggroepe word ook gekenmerk deur emissie in die radioband. Duidelike radiobronne is die individuele sterrestelsels, waarvan die emissie die afgelope dekades met sensitiewe radioteleskope waargeneem is. Dit strek dikwels tot ver buite die optiese grense van die sterrestelsel tot honderde kiloparsek, en daarom word verwag dat die radio-uitzendende streke interaksie met die ICM het. Hierdie interaksie word inderdaad waargeneem in sterrestelselstelsels, en radiobronne wat X-straalholtes in die middel van koelkerngroepe vul (McNamara en Nulsen 2007 Feretti en Giovannini 2008).
Verbasender is diffuse uitgebreide radiobronne, wat nie duidelik aan individuele sterrestelsels toegeskryf kan word nie, maar eerder met die ICM geassosieer word. Hierdie radio-emissie is 'n opvallende kenmerk van trosse, omdat dit toon dat die termiese ICM-plasma met nie-termiese komponente gemeng word. Sulke komponente is grootskaalse magnetiese velde met 'n populasie relativistiese elektrone in die groepsvolume. Verdere demonstrasie van die bestaan van magnetiese velde in die ICM word verkry deur studies van die Faraday-rotasie van gepolariseerde radiostelsels, wat op die agtergrond lê of ingebed is in die gemagnetiseerde intraklustermedium.
Die getaldigtheid van relativistiese deeltjies is in die orde van 10 -10 cm −3, terwyl hul Lorentz-faktore is γ≫1000. Magnetiese veldintensiteite is ongeveer ~ 0.1-1 μG, en die energiedigtheid van die relativistiese plasma is wêreldwyd ~ 1% as die van die termiese gas. Nie-termiese komponente is nietemin belangrik vir 'n omvattende fisiese beskrywing van die intraklustermedium in sterrestelsels, en speel 'n belangrike rol in die ontwikkeling van grootskaalse strukture in die heelal. Dit kan dinamiese en termodinamiese effekte hê: magnetiese velde beïnvloed die hittegeleiding in die ICM en die gasdinamika, relativistiese deeltjies is bronne van addisionele druk en ondergaan versnellingsprosesse wat die besonderhede van die ICM-verwarmingsproses kan verander.Realistiese kosmologiese simulasies van die vorming van sterrestelsels bevat ook nie-termiese komponente, dus is 'n diep kennis van die eienskappe van hierdie komponente en hul wisselwerking met die termiese gas nodig om die grootskaalse struktuurvormingscenario behoorlik te beperk. Die ontdekking van diffuse trosradio-emissie het 'n belangrike stap in die begrip van die fisiese prosesse in sterrestelsels verteenwoordig. Diffuse sinchrotronbronne is sensitief vir die onstuimigheid en skokstrukture van grootskaalse omgewings en bied noodsaaklike aanvullings tot studies aan ander golfbande. Studies in die radiodomein sal noodsaaklike leemtes in beide tros-astrofisika en die groei van struktuur in die heelal vul, veral waar die handtekeninge van skokke en onstuimigheid, of selfs die termiese plasma self, andersins nie waarneembaar kan wees nie.
Die doel van hierdie oorsig is om die waarnemingsresultate wat die afgelope jare behaal is in die radiodomein wat verband hou met die diffuse radiobronne aan te bied, om sodoende 'n oorsig te gee van die nuutste kennis van die huidige kennis van nie-termiese groepkomponente. Ons sal aantoon hoe die radio-eienskappe gekoppel kan word aan die röntgen-eienskappe en aan die evolusietoestand van die groep, en bespreek die fisiese implikasies.
Cluster nie-termiese emissie van inverse-Compton (IC) oorsprong word verwag in die harde X-straal domein, as gevolg van die verspreiding van die kosmiese mikrogolf agtergrondfotone deur die synchrotron relativistiese elektrone (Sarazin 1999). Tot vandag toe is die opsporing van 'n nie-termiese harde stert in die X-straalspektrum van sterrestelsels gerapporteer in die literatuur (bv. Fusco-Femiano et al. 1999, 2004, 2005, 2007, 2011 Rephaeli en Gruber 2002 Wik et al., 2009, 2011), en in sommige gevalle word dit steeds bespreek. Die teenwoordigheid van 'n hoë-frekwensie nie-termiese emissie word duidelik bevestig in die Ophiuchus-groep (Murgia et al. 2010b Eckert 2011). Die bespreking van hierdie onderwerp val buite die bestek van hierdie oorsig, wat gefokus is op die resultate in die radiogroep.
Die opstel van hierdie vraestel is soos volg: In Afdeling. 2 word die algemene eienskappe van diffuse trosradiobronne en die klassifikasie daarvan in Afdeling weergegee. 3 die probleme wat verband hou met die opsporing van diffuse emissies word uiteengesit. 4, 5, 6 gee die waarnemingseienskappe van onderskeidelik radiohalo's, oorblyfsels en minihalo's. In Afdeling. 7 word die huidige resultate oor magnetiese velde aangebied. Afdeling 8 bevat die bewyse vir radio-emissie en magnetiese velde buite sterrestelsels. Afdeling 9 gee 'n kort samevatting van die huidige modelle en Afdeling. 10 beeld die toekomsvooruitsigte uit.
Die intrinsieke parameters wat in hierdie artikel aangehaal word, word bereken ΛCDM kosmologie met H 0= 71 km s −1 Mpc −1, Ω m= 0.27, en Ω Λ= 0,73. Waardes wat uit die literatuur geneem is, is volgens hierdie kosmologie afgeskaal.
Menslike bioveld
Die menslike liggaam stuur lae-vlak lig-, hitte- en akoestiese energie uit, het elektriese en magnetiese eienskappe en kan ook energie oordra wat nie maklik deur fisika en chemie gedefinieer kan word nie. Al hierdie emissies maak deel uit van die menslike energieveld, ook bekend as die biologiese veld, oftewel bioveld. Daar is egter geen ooreenkoms bereik in die wetenskaplike gemeenskap oor die definisie van die bioveld nie. Verskeie benaderings is deur hierdie outeur (Rubik, 1993, 1997, 2002b) en ander outeurs [Popp (1996) Tiller (1993) Welch (1992) Welch en Smith (1990) en Zhang (1995, 1996)] ingedien. Die meeste navorsing het gefokus op elektromagnetiese aspekte van die bioveld. Ons beperk die res van hierdie hoofstuk tot die elektromagnetiese gedeelte van die menslike bioveld waar die belangrikste wetenskaplike fokus was.
Biologie is besig met sy molekulêre rewolusie wat fokus op struktuur-funksie-verwantskappe in biochemie. Hierdie poging het uitgeloop op die Human Genome Project, waar spanne wetenskaplikes van regoor die wêreld al die gene in menslike deoksiribonukleïensuur in kaart gebring het. Die grootste deel van die wetenskaplike inspanning en finansiering bly in die molekulêre biologie. Daarenteen het slegs 'n klein aantal wetenskaplikes wêreldwyd gewerk om die energievelde van die menslike liggaam te verstaan. Boonop is die meting van die bioveld en die begrip daarvan die rol in die lewe moeiliker as die bestudering van meer tasbare verskynsels, en die finansiering vir eersgenoemde was buitengewoon skaars. Daarom was die wetenskaplike vordering in die navorsing op bioveld min, en die bioveldwetenskap bly 'n grensgebied wat verken kan word.
"As ons probeer om enige ding op sigself uit te soek, vind ons dat dit aan al die ander dinge in die heelal gekoppel is"
Die bioveld is ook ontwykend. Ons kan dit nie isoleer of volledig analiseer nie. Soos John Muir geskryf het, "as ons iets op sigself probeer uitsoek, vind ons dat dit aan al die ander dinge in die heelal gekoppel is" (Muir, 1911). Vir 'n veld is hierdie verband veral waar, gegewe dat dit, ongeag die oorsprong daarvan, na buite oneindig beweeg, deur superposisie met ander velde in wisselwerking is en onderweg met materie in wisselwerking tree. Daarbenewens kan verskynsels soos resonansie voorkom, wat 'n energieke koppeling of oscillasie in materie insluit. Die velde van die menslike liggaam kan ook beïnvloed word deur die velde van nabygeleë organismes, die biosfeer, en selfs die aarde en kosmos, veral geokosmiese ritmes. Vanuit 'n teoretiese perspektief kan ons die menslike bioveld nie uit die eerste beginsels bereken nie vanweë die dinamiese aspekte en die enorme kompleksiteit daarvan. Desondanks kan ons sekere aspekte van die bioveld meet en die voetspore daarvan waarneem deur middel van nuwe tegnologieë.
Die menslike bioveld bevat moontlik nuwe inligting van diagnostiese en voorspellende waarde vir medisyne. Dus moet nuwe tegnologiese ontwikkelings en metodologiese verbeterings in die meting van die bioveld 'n sentrale doel van gesondheidsverwante navorsing wees. Deur verskillende aspekte van die bioveld te meet, kan ons orgaan- en weefseldisfunksies herken, selfs voor siektes of simptome, en dit toepaslik behandel om dit uit te wis. Ons kan ook in staat wees om metings van bioveld te gebruik om te voorspel of die effek van 'n spesifieke terapie effektief of oneffektief sal wees, afhangende van of dit die bioveld verbeter of verydel. Hierdie moontlikheid geld veral vir die CAM-terapieë, wat in beginsel dikwels 'n verskuiwing uitlok in reaksie op uiters klein stimuli wat harmonieus met die natuurlike dinamika van die menslike liggaam werk om balans te herstel.
Radiostelsels
Radiostelsels is 'n soort AGN-sterrestelsel wat baie helder is by radiogolflengtes tussen 10 MHz en 100 GHz. Die radio-emissie is te danke aan die sinchrotron-proses wat afgelei word vanweë die baie gladde breëband-aard en sterk polarisasie.
Synchrotron-bestraling is nie beperk tot radiogolflengtes nie. As die radiobron deeltjies kan versnel tot hoog genoeg energie, kan funksies wat in die radioband opgespoor word, ook gesien word in die infrarooi, optiese, ultraviolet- en x-straalbande, maar nie in gammastrale nie.
Links is 'n saamgestelde beeld van Centaurus A, 'n nabygeleë "radio" -stelsel in die sterrebeeld Centaurus. Die oranje & quotlobes & quot is radio-uitstoot, wat op hul uiterstes ongeveer een miljoen ligjare van die sentrale swart gat af is. Die blou pixels is afkomstig van 'n röntgenfoto wat deur die Chandra-ruimtetuig geneem is. Die sterre en die aanwasskyf word in ware kleure getoon vanaf 'n normale ligteleskoop. Centaurus A is die naaste sterrestelsel aan die aarde wat 'n super-massiewe swart gat bevat en wat 'n straal aandryf. Die super-massiewe swart gat het 'n gewig van ongeveer 55 miljoen sonmassas.
Radiostelsels vertoon 'n wye verskeidenheid strukture rondom die swart gat. Die botsing van swart gatstrale met galaktiese gas en stof skep skokgolwe wat sigbare lobbe tot gevolg het. Dit is dubbele, redelik simmetriese, ongeveer elliptiese strukture op 'n redelike afstand aan beide kante van 'n aanwasskyf. (In ander radiobeelde het sommige radiobronne met 'n laer helderheid strukture wat pluime genoem word, wat baie langer en wisselvallig is.)
Die blou en rooi prentjie aan die linkerkant is 'n noue aansig van die bogenoemde Centaurus A-straal wat die binneste 4000 ligjare toon. Dit is 'n saamgestelde beeld met Chandra-röntgenstrale in blou en VLA (Very Large Array) radiowaarnemings in rooi. Die helder pers streke wys radiogolwe en x-strale onderling.
Die super-massiewe swart gat is regs onder in die prentjie. Deur radiowaarnemings van die straler met 'n dekade van tyd geskei te hou, het astro-fisici vasgestel dat die nabye dele van die straal ongeveer die helfte van die ligsnelheid beweeg.
Die meeste van die X-strale van die straal word verder buite geproduseer waar die straal vertraag as dit deur die buitenste gas van die sterrestelsel ploeg.
Die röntgenstruktuur van die straal verskil aansienlik van die radiostruktuur. Die röntgenstraal is ook baie meer ongelyk as wat wetenskaplikes oorspronklik verwag het. Hierdie resultate het sommige van die eenvoudiger modelle betwyfel oor hoe hoë energie-deeltjies uit die kern uitgegooi word en langs die straal beweeg. Top
Verouderingssterre
Gedurende die evolusie na die hoofreeks wanneer sterre groot word, kan hulle ook in en uit pols weens onstabiliteit in die buitenste lae van die sterveloom. Hierdie polsende sterre sluit die Cepheid-veranderlikes in wat gebruik word om afstande binne die Melkweg en na nabygeleë sterrestelsels te meet.
Daarbenewens is massiewe sterre in die laaste lewensfases die bron van nuwe elemente. Fusie tydens die reuse-fases van sterre-evolusie lewer elemente soos koolstof, suurstof en silikon wat na die buitenste lae van die ster kan ry. Vir die mees massiewe sterre, neutrone van fusie bombardeer atome in die ster om nog meer elemente te maak, insluitend technetium, 'n vinnig vervalle element wat nie natuurlik op die aarde bestaan nie. Die meer stabiele atome van die sterwende ster verskyn in die spektrum van sy lig en word in die interstellêre ruimte gestort soos die ster sterf.
Hoe word bepaal dat die röntgen- en radiointensiteit afkomstig is van 'n magneetveldbrug tussen twee sterrestelsels? - Sterrekunde
[37] Die instrumente wat aan boord van die HEAO's gevlieg het, het ons in staat gestel om die straling van sterre en sterrestelsels op 'n spesiale manier te verdeel of te ontleed. Deur gebruik te maak van 'n versigtig gekose aanvulling van die detektors om die verskillende aspekte van kosmiese straling met 'n hoë energie te bestudeer, het hulle ons 'n blik op die brandpunte in die heelal gegee. Dit stel ons in staat om gebiede in die ruimte te ondersoek waar deeltjies tot baie hoë energieë opgewek word deur sterk magnetiese velde, hewige ontploffings of intense swaartekrag.
Die HEAO I-missie het 'n verskeidenheid onafhanklike, maar aanvullende eksperimente, wat ontwerp is om X-straalbronne deur die hemelse sfeer op te spoor en in kaart te bring. Die instrumente het die vermoë gehad om X-straalbronne op te spoor en hul variasie in tyd en die verspreiding van hul straling met energie oor 'n wye reeks X-straal-energieë te bestudeer. HEAO 3 het drie instrumente gedra wat ontwerp is om die lug op te spoor vir kosmiese bronne van gammastraling en om monsters van kosmiese strale te neem, die hoë-energie deeltjies wat die aarde buite die sonnestelsel bereik. HEAO 2 was die kompleksste van die missies. Dit het 'n groot X-straalteleskoop met die eerste gedetailleerde X-straalbeelde van voorwerpe buite die sonnestelsel. Hierdie beelde is geanaliseer deur middel van verwisselbare instrumente aan die fokusvlak van die teleskoop.
Die bou van 'n instrument vir sterrekundige waarnemings is nooit maklik nie, want sterrekundiges stoot instrumenttegnologie tot die uiterste toe hulle probeer om nog 'n druppel inligting uit 'n verre bron op die dowwe grens van waarneembaarheid te draai. Soos Herb Friedman dit stel, "Daar is geen beter manier om 'n instrument te kontroleer as deur middel van sterrekunde nie. Die bou van 'n instrument vir ruimte-sterrekunde is trippel moeilik. Die wetenskaplikes en ingenieurs wat aan die HEAO-missies werk, moes nie net die tegnologie hanteer wat tot die uiterste gedruk is nie. , of in sommige gevalle nuwe tegnologie uitvind. Hulle moes werk met die wete dat sodra die ruimtetuig gelanseer is, dit weg sou wees. Daar sou geen moontlikheid bestaan om die ruimtetuig terug te roep om die foute uit te werk nie. Dit moes reg gedoen word vir die eerste keer. Boonop moes hulle die missies op 'n beperkte begroting saamstel en op 'n streng skedule bly, want tyd was geld 'by 'n projek soos HEAO. "
Al hierdie faktore het HEAO, in die woorde van Tom Parnell, projekwetenskaplike vir HEAO 3, ''n besigheid gemaak wat ulkus oplewer.' ' Die toenemende moontlikheid van kansellasie het bygedra tot die spanning. "Ek het altyd gevoel dat ons op die rand van kansellasie was," het Claude Canizares van MIT, 'n lid van die konsortium wetenskaplikes wat aan HEAO 2 gewerk het, gesê, "hetsy in terme van 'n [38] hele projek of ons individuele eksperiment." Volgens Al Opp, NASA-programwetenskaplike vir HEAO, was Canizares se gevoelens nie realisties nie. "HEAO was altyd 'n probleem omdat dit altyd 'n bietjie onderbefonds was. HEAO 2, met sy uiters gesofistikeerde, uiters ingewikkelde optiese stelsel, was die moeilikste. Dit was 'n groter en moeiliker missie as wat almal beraam het. Dit was baie moeilik om hou die koste laag en hou die sending terselfdertyd ongeskonde. '
Die begryplike besorgdheid van die NASA om die begroting te hou, het wetenskaplikes bekommerd gemaak dat NASA pennies wys en dollar dwaas was. "Daar is 'n koste-effektiwiteitsdrempel," het Dan Schwartz van die Sentrum vir Astrofisika, wat een van die hoofondersoekers op HEAO 1 geword het, opgemerk. "As jy dit nie met 'n sekere kwaliteit doen nie, kry jy niks. Ek het gevoel dat NASA altyd daardie drempel gedruk het." 'N Ander wetenskaplike noem dit die brugbouer se filosofie, waarvolgens' Dit lyk asof hulle van mening is dat hoewel dit 'n ramp sou wees om 'n brug te sentimeter te kort te bou, dit dom sou wees om dit 'n voet te lank te maak. baie vas aan die minimum vereistes, as 'n bietjie ekstra 'n aansienlike toename in kwaliteit sou oplewer. ' Dit lyk asof ander wetenskaplikes bekommerd is dat die NASA verkeerd kan oordeel oor hoe lank die 'brug' moet wees en sodoende 'n ramp beywer. Aan die ander kant het Walter Lewin die standpunt ingeneem, wat gemeen het dat dinge nooit so sleg sou word as die hoofondersoekers genoegsaam was nie. "Die verantwoordelikheid vir die integriteit van die eksperiment lê in die finale ontleding van die pl. Se skouers. As hy.
HEAO 1 eksperiment opset.
HEAO A-1-eksperiment, die X-straalopname-eksperiment op groot gebied. Die A-1-eksperiment het bestaan uit sewe modules van X-straal-proporsionele toonbanke met dun venster, sentrale elektronika, twee sterre-aspekte en 'n gasstelsel. Die hoofdoel van die eksperiment was om die hemelsfeer vir X-straalbronne in kaart te bring en om die spektrum, intensiteit en tydvariasies van die straling vanuit hierdie bronne te bepaal. Die hoofondersoeker vir A-l was Herbert Friedman van die Naval Research Laboratory (NRL). Hardeware is vervaardig deur NRL met hulp van die New Mexico State University, Las Cruces.
Die kosmiese X-straal-eksperiment, HEAO A -2. Die A-2-eksperiment het bestaan uit ses gekollimeerde detectors van dunvenster-X-straal proporsionele tellers, elektronika en 'n gassisteem. Die hoofdoel van die eksperiment was om die emissie en absorpsie van kosmiese röntgenstrale in die energiebereik van 0,2 tot 60 kilo-elektronvolt te meet. Die hoofondersoekers was Elihu Boldt van Goddard Space Flight Center en Gordon Garmire van Pennsylvania State University. Hardeware is vervaardig deur Goddard. Ander wat die program help, was die Bendix Corporation, die Universiteit van Kalifornië en die California Institute of Technology.
. skreeu hard genoeg, dan sal NASA doen wat nodig is. "Jim Matteson van die Universiteit van Kalifornië in San Diego, wat aan HEAO 1 gewerk het, het dieselfde gevoel." Dick Halpern het ons eenmaal aangesê om dit met so min geld as moontlik te doen. , maar nie om die plaas te verkoop nie. Ek het nooit regtig geweet wat hy daarmee bedoel nie, maar ek het dit verstaan dat as die dinge desperaat sou raak, die ekstra geld gevind sou word. '
Een voorbeeld hiervan was die poging om HEAO I op te gradeer sodat dit wysbare vermoëns sou hê. Hale Bradt besef dat HEAO ek 'n baie beter werk kan doen as dit net die vermoë het om op spesifieke bronne te wys eerder as om net daarna te kyk. Maar dit sal meer geld verg. Gelukkig het Bradt, met goeie versiendheid, vroeg in die program die belangrikheid van 'n wysvermoë besef en kon hy die NASA-amptenare, veral Dick Halpern, van die waarde daarvan oortuig. Deur die begroting in ander gebiede te wysig, het Halpern 'n reserwefonds gestig om die ekstra koste van die installering van die nodige gasstrale te dek om HEAO I 'n aanwysingsvermoë te gee wat die waarde van die missie aansienlik verbeter het.
Die Scanning Modulation Collimator, HEAO A-3. Die A-3-eksperiment bestaan uit twee skanderingsmodulasie-kollimators met proporsionele tellers, aspeksiesensors en elektronika. Die hoofdoel van hierdie eksperiment was om die posisie van geselekteerde kosmiese X-straalbronne akkuraat te bepaal en die grootte en struktuur daarvan te ondersoek. Die hoofondersoekers was Herbert Gursky en Daniel Schwartz van die Smithsonian Astrophysical Observatory en Hale Brad t van MI T. Hardware is verskaf deur American Science and Engineering, Inc.
Harde röntgen- en lae-energie gammastraal-eksperiment, HEAO A-4. Die A-4-eksperiment het bestaan uit 'n modulêre reeks phoswich-scintillator-detektore, deeltjemonitors, 'n digitale verwerker wat kragvoorsiening bevat en elektroniese datahantering. Die doel van die eksperiment was om die posisie, spektrum, tydsvariasies, intensiteit en ander eienskappe van geselekteerde X- en gammastraalbronne in die energiegebied van 10 tot 10000 kilo-elektronvolt te bepaal. Die hoofondersoekers was Laurence Peterson van die Universiteit van Kalifornië in San Diego (UCSD) en Walter Lewin van MIT. Eksperimentele hardeware is verskaf deur UCSD en Time Zero Laboratories van Ball Brothers Research Corporation.
[44] Almal in die program het dieselfde doel gehad: om drie sterrewagplekke in 'n baan te plaas wat die wetenskaplike doelstellings soos in die voorstel uiteengesit, kon bereik en dit binne koste en skedule kon doen. Gegewe die stram begroting en die ambisieuse wetenskaplike doelstellings, is dit egter redelik seker dat hierdie doel nie bereik sou word as elke groep nie sterk voorstanders van sy eie standpunt en verantwoordelikheid geword het nie. Dit het verstaanbaar gelei tot konflik tussen een groep wetenskaplikes en 'n ander, tussen wetenskaplikes en subkontrakteurs, tussen NASA en subkontrakteurs, en tussen wetenskaplikes en NASA.
Die fokuspunt van baie van hierdie konflik was die Marshall Space Flight Centre. Marshall was die NASA-sentrum met die verantwoordelikheid vir HEAO. Die programbestuurder by Marshall was Fred Speer, 'n man met baie duidelike idees oor hoe die projek bestuur moes word. Baie wetenskaplikes, wat gewoond was aan die informele styl van klein projekte rakende die vlug van 'n ballon of 'n klinkende vuurpyl, was onvoorbereid op die baie formele styl van Speer, wat ontwikkel is tydens sy ervaring met die Apollo-bemande ruimteprogram. Halpern, wat altyd geld kort, het Speer beveel om die groot, komplekse HEAO-instrumente net een keer te bou en dan probleme op te los, eerder as om twee of drie weergawes daarvan te bou. Eintlik was die idee dat die ingenieursmodel, die prototipe en die vlugeenheid in een saamgestel sou word.Hierdie konsep word 'prototvlieg' genoem (prototipe + vlug). Dit het gelei tot groot kostebesparings en 'n groot toename in die druk om alles reg te kry en om volgens 'n streng skedule te bly.
Die meeste wetenskaplikes, hoewel hulle nie opgewonde was oor die idee om 'n heeltemal nuwe soort instrument te moes bou sodat dit reg kon werk die eerste keer dat dit geprobeer is nie, was dit eens dat die benadering tot die prototvlieg waarskynlik 'n lewensnoodsaaklikheid was, gegewe die beperkte begroting. Hulle het egter nie die dokumentasie wat deur Marshall benodig word in dieselfde lig beskou nie. 'Ek het die eindelose papierwerk gehaat,' het 'n wetenskaplike gekla. Nog 'n ander wetenskaplike het gesê
"As ons alles sou doen wat hulle ons gevra het, sou die ding steeds nie in 'n baan gewees het nie." Nog ander het vertroosting in humor gesoek. Bob Farnsworth, 'n ingenieur aan die Universiteit van Kalifornië in San Diego, het homself opgewek toe hy in die dokumentasievereistes begrawe is deur die raad van sy kollega Mike Pelling te onthou. "Wel, as dit alles klaar is," dink Pelling, "dink net hoeveel beter daaraan toe gaan." Tom Parnell, wat al vantevore deurgeloop het in sy jare in Marshall, het erken: 'Dit is 'n ware skok vir mense wat dit nog nie deurgemaak het nie. Ons moet alles in knaende besonderhede bedink, alles wat verkeerd kan gaan en voorberei op dit. Ons moet ook bekommerd wees oor die koste. Die papierwerk verhoog die koste, maar dit verseker dat wanneer ons begin, alles wat ons kan doen om te verseker dat sukses suksesvol is. "
'N Ander beswaar wat meer as een keer gehoor is, was dat Marshall in beide tegniese en geldelike sin te willekeurig was, sodat klein veranderinge in die.
Skema van 'n dun venstergas proporsionele teller. Die berilliumvenster is tussen 'n ondersteunende "toebroodjie" vasgemaak wat weer hermeties aan die katode toegedraai word om die gasintegriteit te behou. 'N X-straalfoton wat die toonbank binnedring, produseer 'n wolk elektron-ioonpare in die gas. Die elektrone dryf na die anode en lewer 'n elektriese sein.
. oorspronklike planne is meestal nie toegelaat nie, alhoewel dit algehele kostebesparings tot gevolg gehad het, omdat dit die ontleding van die data sou vergemaklik. Hierdie frustrasie het in ten minste een geval gelei tot sub rosa tegnieke. Elihu Boldt wou 'n voorsiening byvoeg vir die nagaan van bitfoute in die datastelsel van sy instrument. ('N Bietjie fout is 'n fout wat voorkom by die oordrag van data van een plek na 'n ander, in hierdie geval van die ruimtetuig na die grond.) Ingenieurs by Marshall het hom verseker dat die telemetrie-stelsel so goed is dat die aantal bitfoute so laag wees dat dit nie nodig was om na te gaan nie. "Maar bitfoute kom gewoonlik in sarsies voor en lyk opvallend soos die data wat ons van sommige van die interessanter X-straalbronne kry. Ons moes 'n manier hê om te weet of ons 'n bietjie fout of 'n X-straal-burst sien, maar hulle wou dit nie toelaat nie. Daarom sit ons dit onder 'n ander naam in. Ons noem dit 'n 'blok-kodeerder', en hulle aanvaar dit. '
Aan die ander kant was die betrekkinge tussen die wetenskaplikes ook nie altyd 'n bed van rose nie. 'Ek het die onderhandelinge binne die konsortium van wetenskaplikes baie moeiliker gevind as met Marshall,' het een wetenskaplike opgemerk. "Hulle het gedreineer, nie soseer weens die betrokke persoonlikhede nie, maar omdat die probleme werklik was, en hulle was almal toegewyd aan hul eie idees en in staat om hul eie gras te verdedig." Gebalanseer, .
Claude Canizares (Foto deur Karen Tucker)
Links na regs. George Clark, Roger Doxsey en Hale Bradt. (Foto deur Karen Tucker)
Dan Schwartz en Leon Van Speybroeck. (Foto deur Karen Tucker)
. die meeste wetenskaplikes was egter aangenaam verras oor hoe goed hulle kon werk met kollegas wat dikwels aan weerskante van geesdriftige wedywering was, en baie noem die interaksie met ander wetenskaplikes en ingenieurs as een van die hoogtepunte van die projek. Dit was nie sonder goeie woorde vir die mense in Marshall nie. Leon Van Speybroeck en ander het Jim Power uitgesonder, 'n Marshall-bestuurder / ingenieur wat tydens 'n vliegtuigongeluk dood is terwyl hy besig was met HEAO. "Jim het 'n baie positiewe invloed op die program gehad. Hy het opreg probeer om die wetenskap te ondersteun en die hulpbronne op die regte manier te gebruik." Hans Fichtner is deur Hale Bradt en ander geprys as 'n 'baie verligte ingenieur'. En dit lyk asof almal saamstem dat Carroll Dailey en Joseph B. Jones baie te doen gehad het met die sukses van HEAO.
[48] "Hulle het fantastiese simpatie met die eksperimente gehad," onthou Jim Matteson. Fred Speer, toe hy terugkyk oor die ervaring, sê: 'Ek het dit gehaat om al die goeie mense wat met die span geassosieer is, te verloor. Dit was 'n hartseer oomblik om hulle te sien vertrek.' Hy het ook die "algehele spangees wat die hele HEAO-span gemotiveer het" geprys as 'n belangrike faktor in die sukses van die program. "Dit is bereik deur volledige en oop kommunikasie."
Hoe het die wetenskaplikes oor Fred Speer gevoel as dit eers verby was? "Fred Speer was 'n baie uitstekende bestuurder," het Frank McDonald, die HEAO I-projekwetenskaplike, gesê. Ander was meer terughoudend, maar het erken dat hy hul respek verdien. "Fred Speer het sy deel van die wêreld geneem en dit anders laat werk," het Ray Jorgensen, tegniese bestuurder van die HEAO 3-gammastraal-spektrometer by die Jet Propulsion Laboratory in Pasadena, Kalifornië, gesê. "Alhoewel die bestuur heeltemal te veel in die Apollo-styl was," het Walter Lewin gesê, "verdien Speer nogal baie eer vir 'n paar belangrike besluite, veral met betrekking tot die giros."
Die gyros, oftewel gyroscope, was verantwoordelik vir die enigste skema-glip op HEAO 1. Gyroscope word in ruimtetuie gebruik om die rotasiesnelheid van die ruimtetuig te bepaal. Deur middel van elektroniese kontroles verskaf hulle data oor die beweging van die ruimtetuig. Hierdie data kan deur 'n boordrekenaar verwerk word om korreksies vir die voertuigbeheer af te lei, of dit kan met die telefoon gemetreer word.
Jim Matteson (middel) en kollegas kyk na die HEAO A-4-eksperiment.
13 Augustus 1977. Die bekendstelling van HEAO 1.
Opgangsprofiel Atlas-Centaur.
Ongeveer tyd vanaf opheffing (sek.)
Jettison-isolasiepanele
Die afbreek van die dryfmiddel
[51]. grond om gedetailleerde inligting oor die beweging van die ruimtetuig te verskaf. Slegs 'n paar maande voor die bekendstelling van HEAO I het die gyros begin optree. Hulle het in die vakuum gekort, of hulle sou verkeerde lesings lewer. Oor 'n tydperk van ses weke het meer as dertig sulke foute voorgekom. Daar was geen ander keuse as om die bekendstelling uit te stel totdat die giro-probleem opgelos kon word nie. Weke en dan maande het verbygegaan, en steeds het die probleem voortgeduur. Die wetenskaplikes, wat geweet het dat Speer hom toewy het om op skedule te hou, het hulle begin bekommer dat hy die ruimtetuig in elk geval sou lanseer, wetende dat dit slegs ses maande sou duur, die minimum tyd vir die missie om as 'n sukses te beskou. "Ons bekommernis was baie misplaas," het Jim Matteson gesê. "Ons het geleer dat die probleem baie effektief hanteer is." Fred Wotjalik en ander ingenieurs het oortyd gewerk en ekstra toetse gedoen om hulself te verseker dat die gyros sou werk sodra die ruimtetuig gelanseer is. Niemand het nogtans seker geweet wat die oorspronklike probleme veroorsaak het nie, en hulle het dus nie seker geweet of hulle in 'n baan sou terugkeer nie. Daar moes besluit word om die gyros aan te hou of dit te laat vlieg. Halpern en Speer het besluit om hulle te vlieg. "Die gyro-toetsing was angstig," onthou Herb Friedman. "Toe ons uiteindelik gaan, het Dick Halpern vir my gesê dit is OK. Maar ek het gedink dit is nog steeds 'n waagstuk."
Die bekendstelling is altyd die mees gespanne tyd van enige ruimteprojek, want as iets verkeerd loop, is dit alles verby. Daar kon geen "sagte mislukking" wees nie, want daar was geen rugsteun-ruimtetuig nie. Almal probeer kalm bly, maar niemand slaag nie. Selfs 'n veteraan soos Fred Speer vind die aftelling
Die hoëresolusie-beeldvormer, HEAO B-2. Die High Resolution Imager is ontwerp om die beeldvermoë van die X-straalteleskoop te gebruik, en gebruik gevorderde vastetoestandtegnieke om die beelde op te neem met 'n resolusie van I tot 2 boogsekondes, die limiet van die resolusievermoë van die teleskoop self. Die hoofondersoeker was Riccardo Giacconi. Hardeware is ontwikkel deur American Science and Engineering.
Werking van die hoëresolusie-beeldvormer. X-strale betree die mikrokanaalplate wat aan die bokant van die figuur getoon word. Die X-strale produseer 'n waterval van foto-elektrone wat uit 'n paar buise op die oppervlak verskyn. Die elektronladingwolk versprei oor die kruisrooster van baie fyn drade. Hierdie draadnetwerk produseer die elektriese seine wat gedekodeer is om die posisie van die inkomende X-straal te gee.
Steve Murray demonstreer hoe die prototipe van die High Resolution Imager saamgestel is. (Foto deur Karen Tucker)
. "senutergend." Vir Bob Farnsworth was dit 'gedagtes. Sewe of agt jaar van jou lewe sit bo-op 'n vuurpyl.' Hale Bradt was "beïndruk deur hoe dun en broos dit gelyk het." Vir Harvey Tananbaum, die wetenskaplike programbestuurder van HEAO 2 van Harvard-Smithsonian, was die vuurpyl 'net mooi', hoewel hy ook gevind het dat dit ''n skrikwekkende vooruitsig was om miljoene dollars en jare van jou lewe op die lyn. " Jim Matteson se ervaring was tipies. 'Ek onthou dat ek 'n ramp op pad af probeer rasionaliseer het, en vir myself gesê het:' nou, as dit opwaai of nie in 'n baan gaan nie, kan ek met ft. ' dertig minute voor die lansering het dit alles in duie gestort, en ek het besef dat enigiets kort van sukses 'n emosionele ramp sou wees. '
Die Imaging Proportionele Teller, HEAO B-4. Die Imaging Proportional Counter het dieselfde basiese tegnieke gebruik as die meeste van die X-straaldetectors op HEAO 1, maar die toonbank is elektronies onderverdeel in baie klein streke sodat elkeen 'n klein gedeelte van die X-straalbeeld geregistreer het. Die resultaat was 'n beeld met 'n resolusie van ongeveer 1 boogminuut. Wat die Imaging Proportionele Teller in die beeldoplossing ontbreek, het dit in 'n groter geld as die High Resolution Imager uitgemaak. Die belangrikste wetenskaplikes was Herbert Gursky en Paul Gorenstein van die Smithsonian Astrophysical Observatory. Hardeware is ontwikkel deur American Science and Engineering.
Die aand van die bekendstelling het 'n elektriese storm die Kaap Canaveral-gebied binnegedring, en die lansering, wat kort voor middernag op 11 Augustus 1977 geskeduleer was, is 'n uur lank uitgestel. Die ruimtetuigrekenaar het afgegaan en daar is besluit om die program deur Goddard te laai, 'n baie moeilike maneuver. Intussen het nog 'n komplikasie ontstaan. Verskeie vissersbote was in die gebied waar die vuurpyl na die lansering van die vuurpyl afgevuur sou word. Helikopters is gestuur om boodskappe op hul dekke te laat val. Weens die slegte weer was die bemanning onder die dek en reageer hulle nie. Die lansering is nog 'n uur uitgestel, aangesien die lanseringsdirekteur gewag het dat die weer en die vissersbote opgeklaar het. Uiteindelik bereik Skip [56] Mackey die vissersbote met 'n CB-radio, en hulle draai suidwaarts. Die weer het ook saamgewerk, en kort na 02:00 is HEAO I van stapel gestuur.
Vir 'n bietjie meer as twee minute lig die booster-enjins die vuurpyl van die aarde af en die ruimte in. Op 253 sekondes na die hysbak het die boostermotor van die hoofenjin geskei. Tien sekondes later het die hoofenjin begin brand. Dit het 434 sekondes gebrand en die ruimtetuig meer as 200 myl bo die aardoppervlak geneem. Byna 23 minute na die bekendstelling het die.
Die Focal Plane Crystal Crystal Spectrometer, HEAO B-3. Die kristalspektrometer van die brandpuntvlak het gebruik gemaak van die X-straaldiffraksie-eienskappe van sekere kristalle om die X-straalspektrum wat deur hemelse teikens geproduseer word, in detail te bestudeer. Die detektor vir die gebreekte strale was 'n klein proporsionele toonbank. Hierdie instrument kan individuele X-straal-emissielyne opspoor om vrae te help ontrafel oor die chemiese samestelling en ander eienskappe van kosmiese X-straalbronne. Die hoofwetenskaplike was George Clark van MIT. Hardeware is ontwikkel deur MIT.
Die vastetoestandspektrometer, HEAO B-5. Die Vastetoestandspektrometer moes cryogeen afgekoel word met vaste metaan en ammoniak om die silikon-germanium kristal na behore te laat funksioneer. Die voordeel daarvan was dat dit die hele spektrum gelyktydig kon waarneem en die energie van elke foton wat die kristal tref, kon meet, terwyl die Focal Plane Crystal Crystal Spectrometer slegs 'n klein groepie energieë kon ondersoek op elke instelling van die kristalwysies. Die twee spektrometers vul mekaar aan in sensitiwiteit en energie-resolusie. Die hoofwetenskaplike was Elihu Boldt van Goddard Space Flight Centre. Hardeware is deur Goddard ontwikkel onder 'n intersentrumooreenkoms.
Die monitor proporsionele toonbank, HEAO B-1. Die monitor-proporsionele toonbank is aan die een kant van die sterrewag gemonteer en onafhanklik van die teleskoop bedryf. Dit het dieselfde lugstreek waargeneem as die teleskoop, maar oor 'n baie groter energiebereik. Dit bied 'n manier om waarnemings deur al die instrumente van die fokusvlak te korreleer. Die hoofondersoeker was Riccardo Giacconi. Hardeware is ontwikkel deur American Science and Engineering.
Skema van die kranige voorkoms X-straalteleskoop. X-strale wat die teleskoop binnedring, tref die effens geboë spieëls teen 'n weidingshoek en is in die fokusvlak gekonsentreer. Die vier konsentriese spieëls het die vloed van X-strale gekonsentreer sodat voorwerpe 1000 keer flouer as ooit tevore opgespoor kon word. (Foto van die Smithsonian-instansie nr. 80-20240)
. hoofmotor geskei van die ruimtetuig. HEAO 1 was in 'n baan. Dick Halpern en Fred Speer was die laaste wat die Beheersentrum verlaat het. Op pad na die stad, het hulle albei so gedreineerd gevoel dat hulle besluit het om die vieringspartytjie na die bekendstelling te laat slaag. Dit was 'n lang pad saam. 'N Paar dae later is die instrumente geaktiveer en begin om data terug te gee. Meer as 'n dekade na die eerste ontmoeting in Woods Hole, was die eerste HEAO 'n werklikheid.
Intussen het die HEAO 2-span aangedring om hul bekendstellingsperdatum van November 1978, slegs 15 maande weg, te haal. HEAO 2 was kwantitatief anders as die ander missies en van alles wat voorheen probeer is. In die onderskat woorde van Paul Gorenstein van Harvard Smithsonian, "was dit 'n ietwat astrante stap, want daar was geen prototipe vir die instrumente nie. Maar ons was vol vertroue dat ons dit sou kon doen." Die doel van die HEAO 2-span was niks minder nie as om die jong wetenskap van röntgensterrekunde op dieselfde vlak te stel as optiese en radiosterrekunde. Om dit te doen, was hulle van plan om 'n X-straal-sterrewag te maak wat bronne duisend keer swakker sou opspoor as wat voorheen waargeneem is. Hulle het gehoop om dit te bewerkstellig deur 'n komplekse reeks spieëls te vlieg wat X-strale op een van hulle sou fokus.
Die HEAO 2 X-straalspieël is volledig gemonteer vir grondtoetsing. (Foto met dank aan Perkin-Elmer Corp.)
[61]. verskeie sensitiewe X-straalverklikkers. Verskeie detektors is nodig omdat dit nie moontlik was om 'n enkele detector te bou wat fyn beelde en gedetailleerde spektrummetings kon maak, 'n groot gesigsveld kon sien en baie swak bronne kon opspoor nie. Die afwesigheid van 'n enkele detektor met alle gewenste eienskappe het beteken dat die betrokke wetenskaplikes nou moes saamwerk om 'n aanvulling van detektors te ontwikkel wat die doelwitte van die sterrewag kon bereik. 'N Eenvormige wetenskaplike benadering sou nodig wees om die vele probleme wat sou ontstaan en die kompromieë en kompromieë wat nodig sou wees, die hoof te bied. Gevolglik is 'n konsortium van eksperimente van die begin af, in die voorstelstadium, georganiseer. Die konsortium het wetenskaplikes van AS & ampE, die Universiteit van Columbia, Goddard Space Flight Center, MIT en die Smithsonian Astrophysical Observatory ingesluit, met Riccardo Giacconi van die Smithsonian as die hoofondersoeker en wetenskaplike direkteur van die sterrewag. Die konsortiumwetenskaplikes was dit eens dat, benewens die verkryging van data uit die instrumente waarvoor hul individuele instellings verantwoordelik was, dat alle wetenskaplikes ook in die data van alle instrumente sou deel.
Die vier gekose fokusdetektor is die High Resolution Imager, die Imaging Proportional Counter, die Solid State Spectrometer en die Focal Plane Crystal Spectrometer. Die High Resolution Imager het die hoogste ruimtelike resolusie aangebied. Dit het egter geen energie-resolusie gehad nie, en sy gesigsveld was klein. Die Imaging Proportional Counter kon swakker bronne opspoor as die High Resolution Imager, het 'n wyer gesigsveld gehad, kon 'n breë kwas-beeld van bronne maak en 'n beskeie mate van.
Die X-straalteleskoopkalibrasie-fasiliteit by Marshall Space Flight Centre.
HEAO 2 is geïnstalleer in 'n vakuumkamer vir kalibreringsfasiliteite.
. energie resolusie. Hierdie veelsydige instrument was die werkesel van die sterrewag en was die instrument wat die meeste gebruik is. Dit is ontwerp en ontwikkel deur Paul Gorenstein en F.R. Harnden van die Smithsonian. Die Solid State-spektrometer wat deur Elihu Boldt, Stephen Holt en Robert Becker ontwikkel is, kon die hele spektrum gelyktydig waarneem en die energie meet van elke foton wat die silikon-germanium-kristal in die hart van die detektor tref. Die Focal Plane Crystal Spectrometer ontwikkel deur George Clark, Claude Canizares en Tom Markert van MIT is gebruik om die besonderhede van die.
Fred Seward en seun Robert (Foto deur Susan Seward)
13 November 1978. Die bekendstelling van HEAO 2.
[64]. spektra in 'n smal energieband vir sterk X-straalbronne. Twee ander hulpinstrumente het die observatorium se vermoëns uitgebrei. Dit was die Objective Grating Spectrometer, wat vir sterk bronne saam met die High Resolution Imager gebruik kon word om spektrale inligting te verskaf, en die Monitor Proportionele Teller, wat buite die fokusvlak geleë was met 'n kykrigting parallel aan die teleskoopas en as 'n deurlopende monitor op die bronne wat deur die teleskoop gesien word. Die Columbia.
Die eerste lig van HEAO 2, nou die bynaam Einstein Observatory: die swartgatkandidaat, Cygnus X-1.
Einstein "eerste ligte" partytjie in die Harvard-Smithsonian Sentrum vir Astrofisika. Links na regs. Leon Van Speybroeck, Kenton Evans, Martin Elvis, Pepi Fabbiano, Arnold Epstein, Graziella Branduardi-Raymont, Mirella Giacconi en Riccardo Giacconi. (Foto deur Fred Seward)
[65]. Universiteitsgroep bestaande uit Robert Novick, Knox Long, William Ku en David Helfand het aan alle wetenskaplike aspekte van die sending deelgeneem. Ethan Schreier van die Smithsonian het die beplanning en implementering van die sendingoperasie gelei. Ted Kirchner van AS & ampE was die programbestuurder van die eksperiment tydens die vroeë ontwerp- en ontwikkelingsfase. Toe die eksperiment die vervaardigingsfase betree, word Bruce Dias programbestuurder en is hy verantwoordelik vir die vervaardiging, montering, integrasie en toetsing van die eksperiment.
Die vastetoestandspektrometer moes afgekoel word met vaste metaan en ammoniak tot 'n temperatuur van ongeveer 100 K (- 280 & # 176 F) om behoorlik te werk. Hierdie vereiste het moeilike ontwerpprobleme geskep. Steve Holt het enkele van die probleme onthou. "Daar was 'n kans dat die uitlaatlyne met ys kon verstop en ontplof. Ons moes eers bewys dat dit intern sou breek. Riccardo het gevoel dat hy 'n bom op die sterrewag laat vlieg het.Elke plek waarheen ons dit geneem het, na American Science and Engineering, na TRW en dan na die Kaap, moes dit 24 uur per dag gemonitor word. 'Geen ernstige ongelukke het voorgekom nie, maar tog was daar voortdurend kommer dat iets verkeerd sou gaan. Waterdamp uit die isolasiemateriaal sal op die detector ophoop en in 'n dun lagie ys vries. Periodieke ontdooiing van die detektor deur dit te verhit tot 220 K (- 63 & # 176 F) het die yslaag verwyder. Die ontdooiing was nooit roetine nie, 'Ons sal egter een keer elke twee weke in fokus wees en 12 uur vantevore begin ontdooi,' het Holt gesê. 'Ons sal elke keer bang wees dat die bevelstelsel nie sal werk nie en sal moet wag tot die volgende keer verby gaan. die grondstasie om te sien of dit gewerk het en of ons 'n bom gehad het, 'n volledige mislukking. 'Die stelsel het egter altyd gewerk en het mettertyd beter geword.
Die High Resolution Imager het probleme van 'n ander soort aangebied. Anders as die ander instrumente, wat aanpassings was van toestelle wat in ander toepassings gebruik is, was daar nog geen prototipe wat voorheen bestaan het nie. Steve Murray, Patrick Henry, Edwin Kellogg, Harvey Tananbaum en Leon Van Speybroeck, almal Smithsonian Astrophysical Observatory, het die instrument ontwikkel. Die eerste paar drieë het nie gewerk nie. Uiteindelik het Murray op 'n artikel afgekom deur 'n groep wetenskaplikes aan die Universiteit van Leicester in Groot-Brittanje. Die artikel beskryf 'n tipe detector wat belowend lyk. Twee van hierdie wetenskaplikes, Kenton Evans en Ken Pounds, het 'n prototipe-eenheid saamgebring. Dit is opgestel en getoets. Dit het nie gewerk nie. Evans en Pounds het gesê dat die eenheid tuis gewerk het. Uiteindelik is die probleem opgespoor na 'n onvoldoende benadering in die rekenaarprogram wat gebruik is om die resultate te verwerk en om die pompe wat geraas in die stelsel plaas, te stofsuig. Die Smithsonian-groep het toe 'n laboratorium op die been gebring en 'n hoëresolusie-röntgenkamera gebou op grond van die beginsels van die Britse instrument. In die woorde van Steve Murray, "Ons het net aangehou om dinge te probeer totdat iets gewerk het. Ons het regtig die uitvinders van die kelder gespeel. Dit het 'n paar jaar geduur, maar nadat ons in baie blinde gange afgesak het, het ons uiteindelik daarin geslaag. Uiteindelik het dit geblyk dat die die eenvoudigste maniere was die maniere wat gewerk het. ' Die detector [66] het byvoorbeeld 'n rooster van drade benodig wat 128 drade aan die duim moes wikkel, eweredig van mekaar. Hoe kan u dit eweredig spasieer? Wikkel 'n dubbele draad draad en draai dan een draad los.
Die volgende stap was om die High Resolution Imager op 'n vuurpylvlug te toets. Dit het gelei tot 'n skouspelagtige reeks raketmislukkings wat nie verband hou met die kwaliteit van die detektor nie. Op die een vlug het 'n aflos op die ander een misluk, die deure het nie oopgegaan nie, en 'n ander skakelaar het nie gewerk nie. Uiteindelik, in Julie 1978, slegs enkele maande voor die bekendstelling, het hulle die enigste suksesvolle vlugtoets van die detector gehad.
Die hart van die sterrewag was die spieëlbyeenkoms. Leon Van Speybroeck van die Smithsonian Astrophysical Observatory het die hoofverantwoordelikheid vir die ontwikkeling van die spieëlgemeenskap aanvaar. Vanweë hul kort golflengte en hoë energie, sou X-strale wat 'n spieël of lens teen 'n groot hoek teëkom, nie weerspieël word nie, maar in die oppervlak slaan en geabsorbeer word, op dieselfde manier as 'n stroom koeëls wat 'n houtmuur teëkom. Net soos koeëls wat teen 'n weeshoek teen die muur tref, sou kon word, kan ook X-strale wat op weidingshoeke van geplakste glasspieëloppervlakke raak, met 'n hoë doeltreffendheid weerspieël word om 'n beeld te vorm. Hierdie röntgenstrale word op een van die detektors in die fokus van die teleskoop opgeteken en omgeskakel na elektriese seine wat op magnetiese band opgeneem word en na die aarde gestuur word wanneer die sterrewag oor een van die grondstasies gaan.
In die Einstein Observatory Data Center in die Harvard-Smithsonian Sentrum vir Astrofisika bestudeer Rick Harnden die X-straalbeeld van die Krapnevel, die oorblyfsel van 'n ontploffende ster. (Foto deur Dane Penland Smithsonian Institution Foto No. 80 - 16232)
Die spieëls is by Perkin-Elmer Corporation gemaak deur 'n span onder leiding van P. Young. Eerstens was die spieëlelemente diamantgemaal tot by benadering. Daarna is hulle gepoleer, met chroom en nikkel bedek, in lyn gebring en aan 'n draagstruktuur gebind. Dit was geen geringe probleem nie. Die spieëlelemente, wat 'n paar duisend pond geweeg het, moes op so 'n manier ondersteun word dat dit die swaartekragvrye toestand van die baan naboots. Die Perkin-Elmer-ingenieurs het saam met Gerry Austin en William Antrim van AS & ampE 'n skema van 32 teengewigte ontwikkel wat so geplaas is dat die spieëls in wese dryf en hul onbeperkte, swaartekragvrye toestand aanvaar.
[68] Die verskil in die manier waarop X-strale weerkaats word, beteken dat die ontwerp van die X-straalteleskoop anders moet wees as 'n optiese teleskoop, wat plat skottels gebruik om lig te weerkaats. In plaas daarvan het die X-straalteleskoop 'n reeks van vier geneste glasbuise gebruik. Die oppervlaktes van hierdie spieëls moes intern gepoleer word, 'n tegnies baie moeiliker taak as polering van gewone teleskoopspieëls. Nog kommerwekkender was die gebrek aan 'n konvensionele metode om die gladheid van die oppervlak te meet. Geen ruwe kolle op die oppervlak van meer as ongeveer 30 angstrome nie, dit wil sê ongeveer een tien miljoenste duim, kan geduld word nie. Dit was van kritieke belang om die gladste oppervlak te kry, want as die oppervlak ru is, verstrooi dit die straling en smeer die beeld. Die gladheid van konvensionele spieëls kan gemeet word deur die interferensie van liggolwe wat van die spieël versprei, te bestudeer. Dit was nie moontlik vir die geneste X-straalspieëls nie. Die oplossing was om 'n stuk deursigtige plastiekband op die spieëls te plaas, indruk te maak en dan die band deur die steurmasjien te laat loop.
Nog 'n probleem was om die rondheid van die spieëls te meet. Die spieëls was baie buigsaam en sou onder hul eie gewig vervorm word. 'N Klein bietjie stof op die meettafel kan veroorsaak dat die mate van die rondheid van die spieëls van tyd tot tyd wissel. Uiteindelik kom Van Speybroeck met 'n oplossing: dryf die spieëls in 'n vat kwik tydens die meetproses. NASA was skepties, dus het Van Speybroeck 'n hoeveelheid kwik gevind wat oorgebly het van 'n kollega se eksperiment en het die haalbaarheid van sy idee met 'n prototipe getoon, waarna NASA ingestem het om dit met die Einstein Observatory-spieëls te doen.
Uiteindelik moes die spieëlstel en die detektore in een sterrewag geïntegreer word en getoets word. Hierdie toetsing het laat in die somer van 1977 plaasgevind. 'N Kalibrasiefasiliteit is in Marshall Space Flight Centre gebou, veral om die Einstein-sterrewag te toets. Hierdie fasiliteit het vakuumpompe ingesluit, 'n pyp van 1000 voet lank om die skeiding te bied tussen die bron en die teleskoop wat nodig is om effektief te fokus, 'n vakuumkamer om die sterrewag te huisves en 'n verstelbare bron van die röntgenstrale om na die teleskoop te lei . Oorspronklik is ses maande vir die toets van die sterrewag toegestaan, maar weens 'n skema van ses maande het NASA die toetsperiode tot een maand verkort. Giacconi betoog. Een maand was eenvoudig nie genoeg tyd om die meer as duisend afsonderlike metings te maak wat nodig was om seker te maak dat die sterrewag in 'n baan sou werk nie. Maar een maand is al wat hulle sou kry, en hulle het dus 'n alternatiewe plan beraam. Hulle sou 24 uur per dag werk, in twee oorvleuelende 13-uur-skofte. Om te verseker dat die werk so doeltreffend moontlik gedoen word, het Van Speybroeck 'n rekenaarprogram ontwikkel om die toetsing te optimaliseer. 'N Skedule van 1397 afsonderlike toetse is ontwikkel en daar is tyd afgestaan vir die herwerking van hardewareprobleme en hertoetsing. Hierdie reservaat blyk baie belangrik te wees, aangesien daar verskeie probleme opduik, en moontlike ernstige vliegprobleme vermy kan word.
Gamma Ray Spectrometer, HEAO C- 1. Die Gamma Ray Spectrometer bestaan uit 'n groep van vier afgekoelde germanium-detektore met 'n hoë suiwerheid in 'n natrium-geaktiveerde skild met sesiumjodied. Die germaniumkristalle word afgekoel deur 'n vaste yskassie. Die doel van die eksperiment was om bronne van X-straal- en gammastraallynvrystellings te ondersoek. Die instrument het die spektrum en intensiteit van beide diffuse en diskrete bronne van X- en gammastraling gemeet. Dit het ook die isotropie van die diffuse agtergrond gemeet, sowel as tydsveranderings in die gammastraalvloei uit afsonderlike bronne. Die hoofondersoeker was Allan Jacobson van die NASA se Jet Propulsion Laboratory in Pasadena, Kalifornië.
'N Belangrike neweproduk van die kalibrasie van die sterrewag was die ontwikkeling van die rekenaarsagteware om die groot hoeveelheid data wat tydens die toetsing gegenereer is, te ontleed. Hierdie doeltreffende stelsel vir datahantering is grootliks ontwikkel deur Christine Jones, William Forman, Arnold Epstein, Jonathan Grindley, Jeffrey Morris, Schreier en Van Speybroeck van die Smithsonian. Dit vorm 'n basis vir die datahanteringstelsel wat gebruik word om te verminder en.
[sien ook foto hieronder] Isotopiese samestelling van primêre kosmiese strale-eksperiment, HEAO C-2. Flitsbuis-skikkings het die baan van invallende deeltjies deur die detektore, wat poeier Cerenkov-toonbanke was, gedefinieer. Die brekingsindekse van die tellers is gekies om die nuttige waarnemingstyd vir die geomagnetiese afsnypunt wat verband hou met die baan van die sterrewag te maksimeer. Hierdie eksperiment het die isotopiese samestelling van primêre kosmiese strale met atoomlading z in die omgewing van 4 (berillium) tot 56 (yster) gemeet en m die momentum van 2 tot 20 miljard elektronvolt per nukleon. Daarbenewens het die ladingoplossing van die instrument die identifikasie van alle invallende kerne tot die lading z = 50 (tin) moontlik gemaak. Die hoofondersoekers was Lydie Koch-Miramond van die Centre for Nuclear Studies, Saclay, Frankryk, en B. Peters en I. Rasmussen van die Danish Space Research Institute, Kopenhagen, Denemarke.
. ontleed die data na die bekendstelling van die sterrewag. Dit is 'n doeltreffende, deeglike "ontluisterende" stelsel wat u in staat stel om vlot van waarneming na data-analise te gaan, en waarskynlik die prototipe vir toekomstige astronomiese datahanteringstelsels.
Die lansering van HEAO 2 sou op 13 November 1978 kort ná middernag plaasvind. Soos gewoonlik was die wetenskaplikes skitterend oor die gereedheid vir die lanseerder. Die goeie rekord van die Atlas-Centaur-stelsel was.
. gerusstellend, tot op 'n punt. "Maar ons het net een instrument gehad," het Harvey Tananbaum gesê. "Daar was dus geen tweede geleenthede nie. Daardie lanseervoertuig hoef nie goed te wees nie. Dit moes perfek wees. Ek dink hulle (die lanseringspan) was 'n bietjie verslae. met die aggressiwiteit waarmee ons hulle ondervra het. Ek moet sê dat alles vlot verloop het, so ek dink hul gerusstellings was gegrond. Dit was net dat ons soveel belê het dat ons gevoel het dat ons die reg het om te weet van elke twyfelagtige area . "
Om hierdie reg te beskerm, het Giacconi saam met die NASA-amptenare in die beheergebied gesit, sodat hy uiteindelik goed sou wees vir die eksperimente as daar vrae sou ontstaan oor die voertuig of die omstandighede. Pat Henry, wat die eksperiment gevolg het na kalibrasie deur Marshall en integrasie met die ruimtetuig by TRW, was aan Giacconi se kant. Die aftelling het sonder haakplekke vorentoe beweeg. Op T minus 20 sekondes gee Henry sy sitplek in die beheerkamer af en hardloop na buite om die lansering te sien. Harvey Tananbaum het van die bleikers dopgehou. 'Ek voel 'n koue rilling deur my liggaam loop toe ek die toring by T minus I sien opvlam met ontsteking. Dit was soos 'n weerlig en donderweer.' N Paar sekondes lank kon jy niks hoor nie. Toe het die voertuig al opgehys. het baie, baie stadig begin styg en vinnig versnel. U het vergeet dat dit as 't ware u lewenswerk onder die neuskegel dra.'
'N Paar minute later kom die berig dat HEAO 2 'n baan bereik het. Uitroep van gejuig. 'N Sug van verligting van Fred Speer. En 'n diep gevoel van tevredenheid vir almal wat betrokke is. Byna onmiddellik is hierdie gevoelens vervang met senuweeagtige afwagting oor die aktivering van die instrumente enkele dae later. In die woorde van Ethan Schreier, "was almal volledig [72] bedraad. Niemand kon slaap voordat ons by Goddard aangekom het nie. Die volgende ses dae moes ek nie meer as 15 of 20 uur geslaap het nie."
Die eerste stap was om die ster-spoorsnyers na te gaan. Tot die verskrikking van die wetenskaplikes blyk dit dat hulle verkeerd funksioneer. 'Ons het hulle afgeskakel en vier dae daar gesit en probeer uitvind wat verkeerd is,' onthou Schreier. "Toe het ons besef dat die ster-spoorsnyers die weerkaatsing van die maan van die see af opneem, en dat daar geen probleem was nie." Toe blyk dit dat die aanwysstelsel nie werk nie. 'Ons het baie groot drifte gevind,' het Schreier gesê. 'Almal gaan piesangs toe.' Deur die data te bestudeer, het hulle tot die gevolgtrekking gekom dat die sterretrekers met 'n paar persent afgeskakel is. Hulle het die vervaardigers geraadpleeg, wat die data van die ster-spoorsnyers bestudeer het en bevestig het dat hulle perfek werk. Die effek is opgespoor in 'n memorandum wat jare gelede geskryf is waarin die nommer 32 767 in 'n omskakelingsformule as 32 000 benader is.
Uiteindelik, vier dae na die lansering, het die ruimtetuig aan Cygnus X-l gedood, 'n sterk röntgenbron wat vermoedelik geassosieer word met 'n swart gat. Dit was tyd vir die oomblik van waarheid, die oomblik van 'eerste lig'. Vir Leon Van Speybroeck was die eerste X-straalbeeld, wat getoon het dat die spieëls en die beeldmaker gaan werk, 'amper soos 'n godsdienstige ervaring'. Vir Rick Harnden was die eerste lig deur die Imaging Proportional Counter 'n oomblik van angs wat grens aan paniek en wanhoop. Die Imaging Proportional Counter was besig om 'n gedeelte van die hemel te bekyk wat vermoedelik die eensame bron Cygnus X-3 bevat, maar tog verskyn 'n veelvoudige beeld. "My eerste gedagte was: 'O, nee! Dit werk nie!' 'Dit blyk toe dat die detector net goed werk. Dit het 'n groep voorheen onopgemerkte bronne in die omgewing van Cygnus X-3 ontdek. Die ander instrumente het ook goed gewerk. Met 'n byna gewaarborgde suksesvolle missie, het die sterrewag die bynaam Einstein-sterrewag gekry, ter ere van die eeufees van die geboorte van die man wie se teorieë oor ruimte, tyd en materie ons persepsie van die heelal so ingrypend verander het. Na meer as anderhalf dekade van beplanning, politiek en volharding deur die oplossing van wat Tananbaum onthou het as 'honderdduisend tegniese probleme van die een of ander aard', het Riccardo Giacconi se droom van 'n groot X-straalteleskoop om die waarheid gekom. .
Terwyl die Einstein-sterrewag pragtige X-straalfoto's van ontploffende sterre en sterrestelsels en sterrestelsels saambring, is voorbereidings getref om HEAO 3 te begin, 'n sterrewag wat die heelal met nog hoër fotonenergieë sou ondersoek en monsters van hoë energie sou opneem. deeltjies uit die interstellêre ruimte. HEAO 3 was soortgelyk aan HEAO 1 deurdat dit 'n opnamemissie was waarby verskeie onafhanklike, maar aanvullende instrumente betrokke was. Die herstrukturering van die HEAO-program het 'n huwelik van drie eksperimente in een eksperiment gedwing om die kosmiese strale van skaars hoë atoomgetalle waar te neem. Die hoofondersoekers oor die nuwe eksperiment was Martin Israel, Edward Stone en C.J. Waddington. Dit was n.
Die Heavy Nuclei Experiment, HEAO C-3. Hierdie kosmiese straal-eksperiment het bestaan uit twee groot ionisasie-kamers wat agter-aan-rug gemonteer was met 'n groot Cerenkov-toonbank tussen. Dit het seldsame, hoë atoomgetalle (z minder as 30), relativistiese kerne in die kosmiese strale waargeneem. Die instrument het die elementêre samestelling en energiespektra van hierdie kerne gemeet met voldoende resolusie om die oorvloed van individuele elemente vanaf chloor (z = 17) tot ten minste uraan (z = 92) te bepaal. Die hoofondersoekers was Martin Israel van die Washington Universiteit, St. Louis, Missouri, Edward Stone van die California Institute of Technology, en C. J. Waddington van die Universiteit van Minnesota, Minneapolis. Met die eksperiment word Harold Kinney van Ball Brothers Aerospace getoon.
Al die data wat deur HEAO 3 versamel is, het deurgegaan deur die hoofknooppunt wat hier getoon word.
. gemakshuwelik, wat hoofsaaklik deur begrotingsoorwegings teweeggebring is, maar dit was volgens alle opsigte 'n uiters suksesvolle unie. "Die samewerking het gelei tot 'n beter eksperiment," het Martin Israel gesê, "omdat dit drie verskillende benaderings bymekaar gebring het om kosmiese strale te bestudeer." Dit het dit vir die eksperimente moontlik gemaak om die kernlading (atoomgetal) en die momentum van 'n kosmiese straalpartikel ondubbelsinnig te bepaal.
Die Israel-Waddington-Stone Heavy Nuclei Experiment was een van twee kosmiese straaleksperimente op HEAO 3. Die ander was 'n eksperiment wat ontwerp is om die isotopiese samestelling van kosmiese strale te meet. Dit was 'n samewerking tussen wetenskaplikes en die Centre for Nuclear Studies in Saclay, Frankryk, en die Danish Space Research Institute in Kopenhagen, Denemarke. Met die Franse groep was daar nog 'n samewerking wat nie ontstaan het as gevolg van die begroting nie, maar weens die fyn oog van 'n jong fisikus. Die kern van die Frans-Deense voorstel was toonbanke wat 'n vloeistof sonder borrels en freongas onder baie hoë druk benodig het. Dit was baie moeilik om so 'n toonbank te bou, en die wetenskaplikes was bekommerd om die nodige tegnologie betyds te kon ontwikkel. Soos Lydie Koch-Miramond dit onthou, 'was daar hierdie jong fisikus, Michel Casse, wat belangstel om deel van die projek te word. Hy het die tydskrifte en voorafdrukke in die biblioteek deurgelees toe hy op 'n doktorale proefskrif in toegepaste chemie afgekom het. Die proefskrif het gehandel oor 'n metode om deursigtige silikagels te verbou. Hy het gedink dat dit vir ons toonbanke kon werk. Ons is na Lyon, het met die chemikus gesels en 'n samewerking begin wat gelei het tot 'n suksesvolle toonbank. As hy nie die proefskrif gelees het nie , sou ons waarskynlik nie die tweede keuse [die keuse na herstrukturering] vir HEAD gemaak het nie. '
As HEAO 3 geseën is met 'n groot vennootskap, het dit ook probleme ondervind met die elfde uur. Binne 'n week na aflewering is 100 versterkers vernietig tydens die finale termiese vakuumtoetsing van die Heavy Cosmic Ray Nuclei-eksperiment. Die probleem is vinnig teruggevoer na 'n foutiewe toetsprosedure, en daar was geen kommer oor die versterkers wat in 'n wentelbaan draai nie. Dit sou ook nie besonder moeilik wees om die vernietigde versterkers te vervang nie. Maar wat van die duisend of so versterkers wat nie vernietig is nie? Is hulle beskadig tot op die punt dat hulle sou misluk? Die enigste oplossing was om hulle uit te haal, te toets en weer in te sit. Dit het behels dat honderdduisend verbindings of sweiswerk verbreek en herskep word.
Toe, net vier maande voor die bekendstelling, het die Gamma Ray Spectrometer 'termiese uitstappies' ontwikkel. Met ander woorde, die instrument, wat ontwerp is om op 80 K (-315 & # 176 F) te werk, het van tyd tot tyd tot 120 K (- 243 & # 176 F) verhit. Onder leiding van Allan Jacobson, die hoofondersoeker, is 'n "tierspan" van probleemoplossers byeengeroep, met Frank Schutz as bestuurder en Jim Stephens wat die tegniese leierskap behartig. Hul gevolgtrekking: die instrument moet uitmekaar gehaal word. Deur die hele somer sestien uur per dag te werk, het wetenskaplikes, ingenieurs en tegnici van die Jet Propulsion Laboratory, TRW en Ball Brothers Aerospace in Boulder, Colorado, die instrument uitmekaar gehaal en die probleem gevind.'N Wasmasjien is nie plat deur die bybehorende bout gedruk nie. Die resultaat was 'n minder volmaakte seël wat die termiese uitstappies veroorsaak het.
Die seël is herstel en die Gamma Ray Spectrometer is deur militêre lugvervoer na die Kennedy Space Center-lanseringswerf gehaas, waar dit enkele ure voordat die sentrum ontruim is in die ruimtetuig geïnstalleer is ter voorbereiding van die orkaan David. Twee weke later, op 20 September 1979, is HEAO 3, die laaste van die HEAO's, suksesvol van stapel gestuur. 'N Paar dae later is die instrumente aangeskakel, en dit was duidelik dat die missie 'n sukses sou wees.
Sommige van die vele wetenskaplike suksesse van die HEAO-program sal in die volgende hoofstukke bespreek word. Die punt wat hier gemaak moet word, is dat dit ook 'n geweldige tegnologiese sukses was. Soos Frank McDonald gesê het: "HEAO het getoon dat u baie groot eksperimente kon saamstel wat in [76] baie gevalle die verwagtinge van ontwerp oortref het." En dit is gedoen binne 20 persent van die oorspronklike kosteberaming, 'n wonderlike prestasie as gevolg van die kompleksiteit van die projek en die feit dat die verbruikersprysindeks vir kommoditeite en dienste gedurende dieselfde tydperk met meer as 50 persent gestyg het.
HEAO het deels gewerk omdat dit goed beplan en goed bestuur is. Maar bowenal het dit gewerk vanweë die talent en die buitengewone toewyding van die betrokke individue. En die toewyding van hul gesinne, wat soms gewonder het of al die lang ure, die verlore naweke en vakansies en die afgeleide, bekommerde blik oor die etenstafel regtig die moeite werd was. "Ons moes baie uit mense haal deur deursettingsvermoë, argumente en vriendskappe wat gedurende die jare van die projek gesmee is," onthou Steve Murray. 'Die ingenieurs het baie keer die ekstra myl geloop, bloot omdat hulle ons vriende was.' Vriendskappe was sekerlik deel daarvan, maar dit was nie die dryfveer wat hierdie mense jare lank dag ná dag oortyd sonder betaling laat werk het nie. Vriendskappe kon nie verklaar waarom Harold Kinney, 'n meganiese tegnikus op HEAO 3, 'daar' kon sê nie.
Ball Brothers Aerospace-werknemers plaas die herstelde krioostaat weer in die Gamma Ray Spectrometer-yskas.
20 September 1979. Die bekendstelling van HEAO 3.
[78]. dit was nie een oggend gedurende die hele projek dat ek nie wou werk nie. 'Wat kan dit verklaar?
Tientalle wetenskaplikes en ingenieurs wat by die HEAO-program betrokke is, is hierdie vraag gevra. Hulle antwoorde was byna almal dieselfde en het verband gehou met twee diepgaande menslike begeertes: die begeerte om probleme op te los en die begeerte om deel te wees van iets groter as hulle self. 'Die aangenaamste ding was om die probleme op te los', het Harvey Tananbaum gesê. "Daar is geen vinger gewys waarom die probleme ontstaan het nie, net die erkenning dat 'n geweldige probleem opgelos is. Almal werk saam." Dick Halpern het die gevoel opgesom: "Ek is een keer gevra wie die grootste verantwoordelikheid het vir die sukses van HEAO en ek kon nie antwoord nie. Honderde mense het aan die projek gewerk. Natuurlik het ek baie geken, maar almal het verantwoordelik gevoel. -en hulle almal was. ' En laastens, soos Art Gneiser van Ball Brothers dit gestel het: 'Dit is 'n ongelooflike gevoel van tevredenheid om te sien hoe die data inkom, inligting oor die heelal daarbuite bring, en om te weet dat baie van jouself daar is en dat dit alles werk . "
Titel: Die NuSTAR Harde X-straalopname van die Norma Arm-streek
Ons bied 'n katalogus van harde X-straalbronne aan in 'n vierkante-graad streek wat deur NuSTAR in die rigting van die Norma-spiraalarm bestudeer is. Hierdie opname het 'n totale blootstellingstyd van onderskeidelik 1,7 Ms, en tipiese en maksimum blootstellingsdieptes van onderskeidelik 50 ks en 1 Ms. In die gebied van die diepste bedekking word sensitiwiteitsgrense van onderskeidelik 5 x 10-14 en 4 x 10-14 erg s -1 cm -2 in die 3-10 en 10-20 keV-bande bereik. Agt-en-twintig bronne word stewig opgespoor en tien word met lae betekenis bespeur. Daar word verwag dat agt van die 38 bronne aktiewe galaktiese kerne is. Die drie helderste bronne is voorheen geïdentifiseer as 'n lae-massa X-straal-binêre, hoë-massa X-straal-binêre en pulsêre windnevel. Op grond van hul X-straaleienskappe en eweknieë met multi-golflengte, identifiseer ons die waarskynlike aard van die ander bronne as twee botsende windbinaries, drie pulsar-windnewels, 'n swartgat-binêre en 'n aantal kataklismiese veranderlikes (CV's). Die CV-kandidate in die Norma-streek het 'n plasmatemperatuur van ~ 10-20 keV, wat ooreenstem met die X-straalemissiespektrum van die Galactic Ridge, maar laer is as die temperatuur van CV's naby die Galactic Centre. Hierdie temperatuurverskil kan aandui dat die Norma-streek 'n laer fraksie van meer & raquo tussenpole het in vergelyking met ander soorte CV's, vergeleke met die Galactic Center. Die NuSTAR logN-logS-verdeling in die 10–20 keV-band stem ooreen met die verspreiding wat Chandra meet by 2–10 keV as die gemiddelde bronspektrum aanvaar word dat dit 'n termiese model is met kT ≈ 15 keV, soos waargeneem vir die CV-kandidate . & laquo minder
Toegangsopsies
Koop enkele artikel
Onmiddellike toegang tot die volledige PDF-artikel.
Belastingberekening sal tydens die betaalpunt gefinaliseer word.
Die Son se kroon
Donker ster omring deur 'n ligkring: Die buitenste gaslaag van die Son - die korona - kan gesien word wanneer die nuwemaan tydens 'n totale verduistering presies sy skitterende helder skyf bedek. Krediet: SPL - Agentur Focus
(Phys.org) - Diegene wat 'n totale sonsverduistering ervaar, word oorweldig as hulle na die ligkring kyk wat ons son omring. Leke vind dit miskien betowerend, maar navorsers het al dekades lank hul brein daaroor geslaan. Waarom, wonder hulle, het hierdie gaslaag & # 150 die korona & # 150 'n temperatuur van etlike miljoene grade? Sami K. Solanki, direkteur van die Max Planck Instituut vir Sonnestelselnavorsing in Katlenburg-Lindau, en sy span pak die probleem aan met vernuftige waarnemingsmetodes en rekenaarsimulasies.
Die instituut sit te midde van rustige wei en landerye, en 'n wandeling deur die ingangsportaal beklemtoon die lang tradisie van navorsing oor sonnestelsels. Van die Helios-ruimtesondes van die 1970's tot Ulysses en Cluster tot die moderne sonsterrewagterreine wat bekend staan as SOHO en STEREO & # 150 Max Planck-navorsers neem al hierdie missies deel. Oor die afgelope tien jaar het waarskynlik die grootste groep sonfisici in Europa hier saamgekom. Een van die belangrikste doelstellings van die studie is die korona. & # 147Dit is die raakvlak tussen ons ster en sy heliosfeer, dit wil sê die invloedsfeer van die sonwind waarin ons aarde ook ingebed is, & # 148, sê direkteur Sami Solanki.
Die wetenskaplikes beskou die son as 'n holistiese stelsel om die korona te verstaan: een groep is besorg oor die binnekant van ons son, waar die wortels van die aktiwiteite van buite sigbaar is. In 2009 het die ballon-oordraende teleskoop Sunrise die oppervlak van die son bestudeer met 'n akkuraatheid wat nog nooit tevore bereik is nie. Beide waarnemers en teoretici doen ondersoek na die korona, en Solanki ondersoek self die impak van die son se aktiwiteit op die aarde se klimaat.
Sterrekundiges is al lank daarvan bewus dat die temperatuur op die oppervlak van die son ongeveer 5 500 grade Celsius is. Die oppervlak is die deel van die warm, borrelende gasbal wat ons met die blote oog kan sien. Tagtig jaar gelede het wetenskaplikes die korona en die baie dun buitenste atmosfeer van die son van naderby begin ondersoek. Tot hul verbasing vind hulle dat die temperature daar etlike miljoene grade is. Met die eerste oogopslag lyk dit so fisies onmoontlik soos die poging om water op 'n kookplaat by 'n temperatuur van 50 grade te laat kook. Maar dit is wat op die son gebeur.
Die magneetveld is 'n kragtige bron van hitte
Gas, by 'n temperatuur van een miljoen grade, straal hoofsaaklik uit in die ultraviolet- en X-straalgebiede. Die korona- en # 146-lig, wat tydens 'n sonsverduistering gesien kan word, is slegs 'n swak gloed. Teleskope moet in die ruimte geplaas word, want ons atmosfeer absorbeer die kort golflengte UV en X-straling. Die VS-Europese sterrewag SOHO is 1,5 miljoen kilometer van die aarde af geleë en hou die son voortdurend in sy sig. Die beelde wat deur die verskillende instrumente opgeneem is, word in so 'n mate outomaties dat dit prakties in realtime via die internet gesien kan word.
Die sonwaarnemers in Katlenburg-Lindau is besonder trots op die SUMER-spektrometer (Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation) wat hulle die meeste daarvan ontwerp en gebou het en sedert 1996 onvermoeide diens verrig. SUMER versprei die sonlig in sy spektrale kleure, alhoewel dit nie in die omvang van sigbare lig, maar diep in die ultraviolet, want dit is waar die korona besonder goed bestudeer kan word.
& # 147SUMER het sy rol gespeel in die ondersoek na baie besonderhede van die korona se verwarmingsmeganisme, omdat belangrike gasparameters, soos temperatuur, digtheid en snelheid, afgelei kan word van die spektraal verspreide UV-lig, & # 148 sê Max Planck navorser Werner Curdt. Die kenners is dit nou eens dat die Sun & # 146's magnetiese veld die korona verhit. Die enigste vraag is hoe.
Die magneetveld word ongeveer 200 000 kilometer onder die oppervlak gegenereer. In teenstelling met die aarde, waar dit hoofsaaklik by die twee pole na vore kom, is die oppervlak van die son oral deurtrek met veldlyne wat uitgaan en weer binnekom. Die magnetiese velde is besonder sterk in die donker sonvlekke. Pare van hierdie sonvlekke vorm die voetspore van 'n brugvormige bondel veldlyne wat van die oppervlak af voortspruit. Twee kolle dui dus onderskeidelik die noord- en suidpool van 'n plaaslike magneetveld aan.
Die plasma skiet in dik pluime op
Die plek van oorsprong vir hierdie wêreldwye, chaotiese veldpatroon is in die warm sonmateriaal wat in die binneland sirkuleer. Hierdie plasma is elektries geleidend en, soos dit gekonfekteer word, lei dit die magneetveldlyne in soos 'n teelepel heuning trek en dit in dik bondels verdraai. Die warm gas van elektries gelaaide deeltjies vloei nou langs hierdie veldlyne wat van die oppervlak af voortspruit, en die lig daarvan maak die lyne sigbaar & # 150 soortgelyk aan ystervylsels wat op 'n vel papier bo 'n magneet lê en die veldlyne opspoor. Dit is hoe spikkels en # 150 pluime gegenereer word, met 'n deursnee van ongeveer een duisend kilometer, waarin die plasma tot 20 000 kilometer hoog skiet voordat dit weer neerstort. Spikels val na ongeveer 10 minute inmekaar en word op verskillende punte opnuut gegenereer. Hulle kan veral op die rand van die son op satellietbeelde waargeneem word, dit herinner aan 'n waaiende mielieland.
Met die hulp van SUMER & # 146's het Werner Curdt onlangs ontdek dat groot spikkels om hul lengteas draai met snelhede van meer as 100 000 kilometer per uur & # 150 soortgelyk aan super-tornado's so groot soos Duitsland. & # 147 Met hierdie enorme snelheid kan die sentrifugale krag materie uit die spikkels uitwerp en in die korona katapult, & # 148 sê Curdt. Hierdie proses sou 'n denkbare manier wees om die korona van warm materiaal te hou. 'N Konstante toevoer is nodig omdat waarnemings toon dat van die koronale gas voortdurend terugval op die oppervlak van die son, terwyl meer as sonwind in die interplanetêre ruimte wegstroom.
& # 147 Sonder die voortdurende vervoer van materie sal die korona binne minute oplos, & # 148 verduidelik Curdt. Dit is dus moontlik dat die kronkeltornado's die korona van materie voorsien. Maar kan hulle die korona tot 'n paar miljoen grade verhit, of ten minste 'n bydrae lewer? Hierdie vraag bly steeds onbeantwoord. Alhoewel sonnavorsing gebaseer is op waarnemings, wil ons nie net sien nie, wil ons dit ook verstaan, sê Curdt. Die navorsingsgroep J & # 246rg B & # 252chner en Hardi Peter & # 146 ontwikkel sedert 2009 rekenaarsimulasies om hierdie begrip van die komplekse prosesse te bied.
Die ingewikkelde en dinamiese manier waarop die magneetveld met die omliggende plasma in wisselwerking is, beteken dat rekenaarsimulasies van die kompleksste aspekte is wat astrofisika bied. Dit verklaar waarom die meeste modelleringsberekeninge lankal net in een dimensie gedoen kon word. In hierdie geval het die rekenaar die tydelike ontwikkeling langs 'n magnetiese veldlyn in die korona bereken. Die wetenskaplikes ontwikkel al 'n aantal jare modelle van geselekteerde streke in drie dimensies.
Sulke massa-uitwerpings word deur magnetiese velde veroorsaak. Die velde verskaf ook die energie om die korona te verhit. Krediet: NASA - SDO
'N Volledige simulasie kan soms weke of maande duur, selfs op die kragtigste rekenaars. Die navorsers moet aansoek doen vir die rekenaartyd wat hulle benodig, net soos hul kollegas 'n aansoek om waarnemingstyd per teleskoop moet indien. Selfs as rekenaartyd aan hulle toegeken is, word 'n simulasie nie van begin tot einde deurgegaan nie, maar word dit altyd onderbreek vir ander projekte en op 'n later tydstip voortgesit. & # 147 Dit bied ons die geleentheid om die tussentydse resultate na te gaan en foute reg te stel as die berekening van koers af gaan, & # 148 verduidelik Peter.
Die sonnavorser fokus sy simulasies op aktiewe streke, hulle verskil in grootte en kan die beste gesien word op beelde in die UV- en X-straalreeks. Op enige tydstip is daar tienduisende mikroflare op die son en # 150 uitbarstings wat slegs 'n paar minute duur, oor 'n gebied wat ongeveer so groot is as Duitsland. Tien jaar gelede het die navorsers die mikroflare as gunsteling beskou vir die verhitting van die korona.
Verder is daar ook groter en kragtiger uitbarstings, wat fakkels genoem word. Hulle is skaarser as mikroflare, maar is versprei oor 'n groter gebied. Binne enkele minute stel hulle 'n energie vry wat ooreenstem met die plofkrag van ongeveer een miljard waterstofbomme met 'n megaton TNT elk. Fakkels kom hoofsaaklik saam met sonvlekke voor.
Veldlyne draai soos rekkies
Die magnetiese velde wat vanaf die oppervlak uitsteek soos hierbo beskryf, lê aan die wortel van al hierdie aktiwiteite. Die son lyk nou soos 'n warm bol gas waarvan die materie voortdurend in beweging is. Net soos water in 'n kastrol saamtrek, borrel warm gas in 'n konvektiewe beweging van die binnekant af na bo, waar dit afkoel en weer die diepte in vloei. & # 147Daarom is die voetpunte van die magnetiese lusse nie stewig aan die oppervlak geanker nie, maar beweeg dit heen en weer as die warm gasvormige materiaal opborrel, & # 148 verduidelik Hardi Peter.
Die veldlyne draai en berg meer en meer energie in hierdie proses, soos 'n rekkie wat gedraai word. As die spanning 'n kritieke waarde oorskry, kan die magneetveldlyne verbind word met die teenoorgestelde polariteit. Natuurkundiges noem hierdie proses heraansluiting. In so 'n magnetiese kortsluiting word 'n deel van die energie wat in die veld gestoor word, skielik vrygestel.
Maar dit is ook moontlik sonder kortsluiting. 'N Magnetiese veld hoef net te beweeg om energie aan die omliggende plasma te lewer, baie soortgelyk aan 'n stroomdraende geleier: Die bewegende magneetveld veroorsaak strome in die korona, en hierdie strome verhit dan die gas waardeur hulle vloei. Dit is die rede waarom navorsers hierdie proses ook Ohmiese verhitting noem. Hierdie prosesse bevat waarskynlik die sleutel tot die begrip van koronale verwarming.
Die aktiewe streke kan baie goed in die UV-reeks waargeneem word. Quick-motion films wys indrukwekkend hoe dinamies die veranderinge in die magnetiese velde en die warm gas is. Magnetiese lusse swaai heen en weer, los op en vorm nuwe konfigurasies. Die navorsers gebruik die SUMER-spektrometer om digtheid, temperatuur en snelhede te meet. Nog een van die SOHO & # 146's instrumente bied die sterkte van die magnetiese veld. Peter voer sy rekenaarprogram met die waarnemingsdata van 'n spesifieke tydstip en laat dit die verdere ontwikkeling op sy eie bereken.
Sewevoudige ionisasie van neon veroorsaak bestraling
Na 'n voorafbepaalde periode word die berekening beëindig en die resultaat vir alle beskikbare parameters vergeleke met die werklikheid: die program kan die velde vir snelheid en temperatuur aanbied, of die voorkoms van die gas op 'n spesifieke temperatuur vertoon. Plasma by 'n temperatuur van ongeveer 700 000 grade straal intens uit met 'n golflengte van 77 nanometer (een miljoenste millimeter). Dit is te danke aan die neonatome met hul sewevoudige ionisasie.
Dit is egter moeilik om die vasgestelde snelheidsvelde met die werklikheid te vergelyk, omdat SOMER te stadig is. Die instrument duur ongeveer tien minute om 'n hele aktiewe streek te meet. Daarteenoor teken 'n simulasie die veranderinge een keer per sekonde oor 'n totale periode van 20 minute aan. & # 147Die instrumente kan baie verbeter word, & # 148 lewer kommentaar op Peter oor die huidige situasie.
Nog 'n rede waarom die vergelyking met die werklikheid nie altyd maklik is nie, is die feit dat die gas deurskynend is. Dit is die rede waarom strukture wat voor mekaar lê altyd op 'n vlak geprojekteer word. Dit beïnvloed die waarnemings, sowel as die simulasie-resultate. Die Solar Dynamics Observatory (SDO), 'n ruimtelaboratorium, maak tans hierdie superposisie van individuele strukture duidelik sigbaar. Beelde toon die komplekse ruimtelike struktuur en die hoë temporale dinamika hier op 'n besonder indrukwekkende manier. Die Max Planck-instituut vir sonnestelselnavorsing het voorste sitplekke in terme van die evaluering en hy bestuur immers die SDO German Data Center.
Sommige van die waargenome verskynsels kan slegs met sulke 3D-simulasies verklaar word, maar die eendimensionele berekeninge het dit nie weergee nie. Die ooreenkoms tussen die 3D-modelle en waarnemings is meestal redelik goed. Hardi Peter het onlangs in 'n simulasie op 'n verskynsel afgekom wat tot dan toe nog onbekend was: Aan die onderrand van die rekenaargebied het 'n duisend kilometer hoë gasborrel skielik gevorm en skielik opgeskiet en op 'n wye boog deur die korona gevlieg tot 'n hoogte van 20 000 kilometer voordat dit na 15 minute weer na die oppervlak val. Hierdie toneel in die film roep 'n beeld op van 'n dolfyn wat uit die water spring.
In 'n meer gedetailleerde ontleding van hierdie volgorde het Peter opgemerk dat die magnetiese velde toevallig sterk aan mekaar gevleg was op die punt waar die borrel weggespring het. Hulle het ook vinnig beweeg en hul omgewing besonder sterk verhit. Materiaal is nou uitgegooi en vlieg in 'n hoë boog die korona in, wat herinner aan 'n ontploffing. Peter het aanvanklik aanvaar dat hierdie verskynsel, wat slegs in die berekening voorgekom het, 'n fout is, soos in numeriese simulasies kan voorkom. Die data-ontleding het egter vinnig getoon dat dit nie die geval was nie. Op 'n konferensie het dit geblyk dat kollegas 'n soortgelyke verskynsel waargeneem het en dit 'n konyn genoem het, omdat dit hulle aan die huppelende dier herinner het.
Nuwe sterrewag om ook die pale te monitor
& # 147 Die interessante kenmerk in hierdie geval is dat die proses moontlik ook op baie kleiner skale belangrik kan wees, byvoorbeeld met speserye, & # 148 sê Peter. Dit is die taak van toekomstige werk met numeriese modelle met 'n hoër ruimtelike resolusie en die verdere vergelyking met waarnemings.
Na baie dekades van koronale navorsing is daar nou sonder twyfel ooreengekom dat die magnetiese velde fundamenteel genoeg energie lewer om die korona te verhit. Peter kwalifiseer dit: & # 147Maar ons weet nog nie hoe hierdie energie op die sentimeter- of meterskaal na die koronale plasma oorgedra word nie. & # 148 Selfs sy simulasies kan dit nie duidelik maak nie, omdat hulle die gebeure op groot skale bereken. honderde kilometers. Die sonnavorsers is in 'n soortgelyke situasie as weerkundiges: hoewel hul modelle met 'n sekere waarskynlikheid kan voorspel waar dit sal reën, kan hulle die druppelvorming in die wolk nie bereken nie.
Die navorsers vestig groot hoop op 'n nuwe sonobservatorium, die Solar Orbiter, wat die Europese Ruimteagentskap ESA besluit het om in die herfs van 2011 te bou. Die ruimteteleskoop word in 2017 gelanseer en sal op 'n elliptiese baan om die son wentel. minimum afstand van 42 miljoen kilometer. Dit stem ooreen met minder as een derde van die afstand tussen die aarde en die son. Nog nooit het 'n ruimtelaboratorium so naby ons son gekom nie. Verder sal die baan so sterk met die sonekwator neig dat dit ook vir die eerste keer moontlik is om die Sun & # 146s-pole waar te neem.
Swaar bombardement met fakkeldeeltjies
Die Max Planck Instituut in Lindau is betrokke by vier van die tien wetenskaplike instrumente. Die instituut hou toesig oor die ontwikkeling van 'n magnetograaf wat die magnetiese veld en die plasmasnelheid sal meet. Verder sal 'n spektrometer gebaseer op die ervaring wat met SUMER opgedoen is, die korona met ongekende akkuraatheid en 'n baie hoë temporele resolusie ondersoek.
Die wetenskaplikes het nie baie tyd nie: hulle moet die instrumente in 2015 by ESA aflewer. En voordat hulle dit doen, moet hulle baie eksperimente uitvoer & # 150 & # 147 Byvoorbeeld met materiale en optika wat die baie hoë temperature en baie goed oorleef. swaar deeltjiebombardement deur die sonwind en fakkels, & # 148 verduidelik Eckart Marsch, een van die inisieerders van die Solar Orbiter. Die sterrewag sal so naby die son kom dat die ruimtesonde & # 146 se hitteskerm 500 grade Celsius sal bereik.
Op hierdie kort afstand sal dit ook moontlik wees om die oorspronklike eienskappe van deeltjies in situ te meet, en in presies dieselfde toestand waarin dit van die oppervlak van die son af kom en in die interplanetêre ruimte langs die magneetveldlyne vlieg. Een van die doelstellings is om die bane van deeltjies terug te bereken na hul oorsprong in die son, om sodoende 'n beter begrip te kry van hoe golwe en turbulensies in die sonwind voortplant.
Dit sou die navorsers in staat stel om die noue interaksie van die plasma met die aktiewe magnetiese veld van die son en sy heliosfeer te bestudeer. Hierdie data sal dan opgeneem word in die 3-D modellering van die deeltjie voortplanting. & # 147Een van die belangrikste motiverings agter die Solar Orbiter is om die mikrofisika van die korona te verstaan, & # 148 sê Marsch, wat uitsien na 'n goue era van sonkragnavorsing.
Kyk die video: Obscure Systems Showcase: 10 Games For The Enterprise 64128 (Desember 2024).
Sulke massa-uitwerpings word deur magnetiese velde veroorsaak. Die velde verskaf ook die energie om die korona te verhit. Krediet: NASA - SDO 
