Is daar enige optiese manier om sterre te sien sonder dat 'diffraksie' dit groter laat lyk?

We are searching data for your request:

Forums and discussions:

Manuals and reference books:

Data from registers:

Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Lk eu kA sw Ix Df EA Rn ZH ug Am uj Ls Ey

In die 1700's het Edmond Halley en ander ontdek dat sterre groter lyk as wat hulle is, en het dit toegeskryf aan diffraksie in die lens van 'n waarnemer (teleskoop, oog) en / of in die aarde se atmosfeer. Is daar maniere om sterre te sien sonder die effek?

Daar is 'n fisiese beperking op die hoekoplossing van enige beeldstelsel. Vir 'n sirkelvormige opening word die aangehaalde hoekoplossing dikwels aangehaal $ theta _ { rm min} = 1,22 lambda / D $ (in radiale), waar $ lambda $ is die golflengte van waarneming en $ D $ is die deursnee van die teleskoop.

'N Soortgelyke limiet geld vir interferometrie, maar nou $ D $ kan die skeiding tussen u teleskope voorstel.

Om 'n hoekoplossing te vertaal na 'n werklike fisiese resolusie van grootte, moet u vermenigvuldig met die afstand na die bron.

Die maniere waarop u sake kan verbeter, is dus:

Gebruik 'n groter teleskoop of gebruik 'n interferometer met 'n langer basislyn.
Werk op korter golflengtes.
Kom nader aan die bron.

Daar is natuurlik tegniese uitdagings met elkeen hiervan. In die besonder sou u gedink het dat dit net maklik genoeg is om die basislyn te vergroot, maar u moet weet dat u die teleskoop skei tot 'n fraksie van die golflengte wat u gebruik, en dit blyk moeilik te wees vir groter skeidings. Korter golflengtes is problematies vir optika - normale lense en spieëls werk byvoorbeeld nie by röntgengolflengtes nie. Om nader aan die bron te kom, verg interstellêre reis ...

Die OP wil met my stry of die atmosfeer 'n belangrike faktor is. Natuurlik verneder die atmosfeer sterrebeelde (dit is nie diffraksie nie, maar breking). Om die ruimte in te gaan, oorkom dit en in die verlede hierdie sou was die beperkende probleem. Nou is dit egter algemeen vir teleskope op die grond om naby hul diffraksie-beperkte prestasie te bereik met behulp van aanpasbare optiese tegnieke of 'Lucky Imaging', wat albei beter beelde kan hê as die Hubble-ruimteteleskoop (voorbeelde hieronder).

Voorbeeld 1: Die middelste foto is van HST, die regterbeeld is Lucky Imaging vanaf die grondgebaseerde Palomar 5m-teleskoop. Die groter diafragma van die Palomar lewer 'n beter resolusie ondanks die blik deur die atmosfeer. Besoek https://www.ast.cam.ac.uk/research/lucky vir nadere besonderhede.

Voorbeeld 2: HST-beeld van Titan teenoor 'n beeld wat met adaptiewe optika geneem is met die 10 m grondgebaseerde Keck-teleskoop. Groter diafragma wen weer omdat die gevolge van die atmosfeer vermy kan word.

Het sterrekundiges tog vreemde megastrukture gevind? (Nee, waarskynlik nie)

Beeldkrediet: kuns in die publieke domein deur CapnHack, via. [+] http://energyphysics.wikispaces.com/Proto-Dyson+Sphere.

Laat verlede jaar het een van die sterre wat NASA se Kepler-missie waargeneem het opslae gemaak vir die feit dat 'n baie ongewone sein daar rondom was. In plaas van 'n standaard planeetagtige sein, het dit iets gesien wat ons nie kon verklaar nie: groot hoeveelhede geblokkeerde lig in verskillende hoeveelhede. Onmiddellik het die bespiegeling hoogty gevier, onder meer deur Jason Wright, professor in astronomie in Penn State, wat opgemerk het dat die vyf afsonderlike groot duik in die lig, wat gedoen nie met gereelde tussenposes voorkom, kan iets beter wees as planete, komete, stof of selfs 'n ultra-massiewe ringstelsel.

Kunstenaar se opvatting van die buitekolêre ringstelsel wat die jong reuse-planeet of bruin dwerg omring. [+] J1407b. Beeldkrediet: Ron Miller.

Dit kan 'n bewys wees van vreemdelinge wat reusagtige strukture rondom hul eie ster bou om die energie daarvan in te span, en ons sien moontlik bewyse van 'n werk wat aan die gang is.

Kan dit reg wees? Kom ons kyk diep na die bewyse en kyk. As ons na die sterre in ons Melkweg kyk, is daar 'n paar tekenende handtekeninge van planete rondom ander sterre. Daar is veral twee hoofweë wat ons kan gebruik om dit te identifiseer:

Gebruik die transito-metode, waar ons die hoeveelheid lig van 'n ster oor 'n lang tydperk meet, en let op enige periodieke dalings wat voorkom as gevolg van 'n ander wêreld wat tussen die siglyn gaan wat ons teleskope met die ster maak.
Gebruik die sterwobbelmetode, waar ons die periodieke beweging van die ouerster na ons oë toe meet, en waar die relatiewe rooi-en-bluesverskuiwings gedurende 'n bepaalde periode ons die massas en orbitale radiusse van enige wêreld rondom dit vertel. ster.

Beeldkrediet: ESO, onder die Creative Commons Attribution 4.0 International License.

Maar so af en toe sal een van hierdie metodes ons iets snaaks aan 'n ster wys. In die besonder wys die transito-metode normaalweg 'n periodieke daling in die helderheid van 'n ster baie gereeld - net so gereeld soos die wentelbaan van die Aarde om die Son - en met 'n grootte van nie meer as ongeveer 1% van die helderheid van die ouers nie. Dit is sinvol as u in ag neem dat selfs Jupiter, die grootste planeet in ons sonnestelsel, slegs ongeveer 10% van die fisiese deursnee van die son is, wat beteken dat die grootte van sy skyf, gesien van ver af, slegs ongeveer 1% van die Son se skyf en dus sy lig.

Beeldkrediet: Matt van die Zooniverse / Planet Hunters-span by. [+] http://blog.planethunters.org/2010/12/20/transiting-planets/.

Dit is die geval vir byna al die planete wat deur die NASA se Kepler-ruimtetuig ontdek is. Terwyl hy ongeveer 150 000 sterre oor 'n paar jaar waargeneem het, is dit presies op hierdie manier duisende kandidaatplanete ontdek. Die eerste (en maklikste) een wat ontdek is, was die massiefste wat naby die sterre met die laagste massa wentel, aangesien hulle:

was meer geneig om voor die ster se siglyn ten opsigte van ons te slaag,
die massiefste planete het meer lig geblokkeer as die minder massiewe,
die minder massiewe sterre het 'n hoër persentasie van hul lig geblokkeer deur 'n vergelykbare grootte planeet,
en hoe nader 'n planeet wentel, hoe meer "transitte" kan ons in die data opbou om die sein te probeer terg.

Die resultaat is 'n stel planetêre kandidate wat aanvanklik skeefgetrek is om hierdie tipe wêrelde te bevoordeel. Maar met verloop van tyd kon ons baie buitenste en kleiner wêrelde vasvang, waaronder 'n paar wat op aarde groot was (of selfs kleiner!) En in potensieel bewoonbare omgewings rondom hul sterre.

Beeldkrediet: NASA Ames / W. Stenzel, van die Kepler-planetêre kandidate vanaf Julie 2015.

Dit verteenwoordig die 'normale' sterre met planetêre kandidate rondom hulle. Maar daar is 'n paar nuuskierighede in die data, waar die skynbare daling in helderheid een is (of meer van die volgende):

baie groot, met dalings nie net groter as 1-2% nie, maar moontlik selfs groter as 10%,
onreëlmatig, of sonder die periodieke sein wat ons van planete af sien,
met 'n vreemde "profiel", waar dit nie eskaleer om 'n maksimum hoeveelheid lig te blokkeer nie, daar te bly en dan glad en vinnig weer normaal te wees,
en 'n baie lang tydperk vir die waargenome "duik" in helderheid, waar die verklaring van 'n enkele, nabye planeet uitgesluit word.

In die besonder is een afwykende ster - KIC 8462852 - deesdae van besondere belang.

Beeldkrediet: Tabby Boyajian en haar span PlanetHunters, via. [+] http://sites.psu.edu/astrowright/2015/10/15/kic-8462852wheres-the-flux/.

Dit stal uit almal van hierdie eienskappe, en dit blyk nie te gee aan enige van die standaard waarnemingsverklarings wat raaisels soos hierdie in die verlede opgelos het nie. Byvoorbeeld:

'n enkele groot voorwerp wat oor die ster se gesig uit die interstellêre ruimte beweeg, kan die lig tydelik in 'n willekeurige omvang blokkeer, maar sal nie weer voorkom nie.
'N Protoplanetêre skyf het groot stelle ligblokkende polle, maar sal met tussenposes verskyn en in infrarooi datastelle verskyn.
'N Binêre metgesel kan groot dalings van twee verskillende groottes veroorsaak - een vir wanneer die primêre voor die sekondêre en die tweede voor die primêre beweeg, maar weer sal dit met 'n baie gereelde periode herhaal.
Of 'n klomp planeet- of komeetafval kan veroorsaak dat 'n groot "wolk" materiaal oor die ster se gesig beweeg en dit verdof.

Ons het 'n paar interessante dinge oor die sterrestelsel met opvolgwaarnemings gevind, maar die raaisel word net dikker.

Beeldkrediet: Keck-teleskope, via T. S. Boyajian et al. (2015), van. [+] http://arxiv.org/pdf/1509.03622.pdf.

Daar is 'n binêre metgesel van hierdie ster, maar dit is opgespoor op 'n skeiding van 2 boogsekondes. Op die geskatte afstand tot hierdie ster van

1500 ligjare, dit beteken die twee sterre wentel mekaar op nie minder nie as 'n afstand van ongeveer 900 keer die aarde-sonafstand. As hulle mekaar verduister, doen hulle dit met 'n tydperk van baie duisende jare. Dit is moontlik dat daar naderby-binaries aan een (of elk) van hierdie sterre is wat 'n nog groter duik veroorsaak, maar hierdie twee sterre kon nie die sein veroorsaak nie.

Ons het hierdie sterstelsel ook in die infrarooi en die ultravioletbeeld afgebeeld, en dit is voldoende om die protoplanetêre skyf scenario uit te sluit.

Beeldkrediet: Infrarooi: IPAC / NASA (2MASS), links Ultraviolet: STScI (GALEX), regs.

Infrarooi waarnemings toon 'n volledige gebrek aan enige protoplanetêre skyfstruktuur. Dit beteken nie noodwendig dat daar nie rommel is wat baie naby aan die sterstelsel is nie, soos 'n groot, dik gelykstaande aan ons asteroïedegordel, maar daar is geen tradisionele protoplanetêre skyf wat oor 'n groot afstand strek nie. Daar word verwag dat die ster eienskappe (uit sy lig) vertoon wat ons vertel dat hy minstens honderde miljoene jare oud is, en dat dit heel waarskynlik nie 'n skyf sal hê wat verband hou met die vorming van ster-en-planeet nie.

Die gebrek aan 'n buitenste skyf, gekombineer met 'n ou ster, bevoordeel egter die teenwoordigheid van 'n binneskyf. Die ster Eta Corvi - wat soortgelyke optiese eienskappe vertoon - doen oortollige infrarooi-straling het, aangesien 'n buitenste skyf 'n aanvulling is op 'n binneskyf wat op korter tydskale ingesluk word. Met ander woorde, Eta Corvi word voortdurend gebombardeer deur komete, wat die bisarre eienskappe daarvan veroorsaak.

Beeldkrediet: NASA / JPL-Caltech, van 'n illustrasie van 'n storm van komete rondom 'n ster naby ons. [+] eie, genaamd Eta Corvi.

Maar dit behoort nie die geval te wees vir KIC 8462852 nie. Beteken dit dat dit tyd is om terug te gaan na die oorspronklike, opspraakwekkende verklaring: Alien Megastructures?

As jy dit doen, is dit 'n verskriklik manier om wetenskap te doen! Ja, wat voorheen as die beste vorige verklaring beskou is - die komeet-swerm-verklaring - word nou ongunstig gemaak danksy opvolgdata. Maar baie opvolgings is gedoen, waaronder:

'n SETI-soektog na radioseine, wat niks opmerklik is nie.
infrarooi soek na oortollige emissie, wat niks opmerklik is nie.
'n argiefstudie van fotografiese plate uit die 19de en 20ste eeu wat toon dat die ster se helderheid die afgelope eeu met ongeveer 20% vervaag het.

Daardie laaste is interessant!

Beeldkrediet: Bradley E. Schaefer, via http://arxiv.org/abs/1601.03256.

Daar was reeds ander konvensionele moontlikhede buiten vreemdelinge, insluitend interstellêre stof, geringe planete, 'n verduisterende binêre (of trinaire, of meer) stelsel, ens. ongelyk materiaal of as een van sy planete 'n verbrokkingsgebeurtenis ervaar. (Maar as u op die vreemdelinge sou wed, kan dit wees dat die "megastruktuur" al hoe vollediger word en gedurende daardie tyd geleidelik groter hoeveelhede lig blokkeer.)

Ons het mane in ons sonnestelsel gesien met reuse-kraters op byna die grootte van die hele maan; dit is moontlik dat 'n groter impak op 'n groter planeet (aarde, super-aarde of selfs Neptunus-grootte) dit heeltemal sou kon vernietig. , wat 'n puinring (of reeks ringe) in die binneste sonnestelsel veroorsaak wat die ster van tyd tot tyd deurlaat.

Beeldkrediet: NASA / JPL-Caltech, van die nou ongunstige "verpletterde komeet" -scenario. Maar 'n vernietigde. [+] planeetscenario is 'n werklike moontlikheid.

Ons het dikwels agtergekom dat ons verbeelding saam met ons wegvlug, wat onverwagte astronomiese seine betref, en daartoe lei dat ons onmiddellik tot die gevolgtrekking kom oor ons grootste hoop en / of vrese, soos die bestaan van belangrike vreemdelinge wat vir ons toeganklik is. Maar die ware heelal het tot dusver elke keer meer uiteenlopend, kompleks en ryk aan verskynsels getoon as wat ons voorheen besef het, insluitend die bestaan van kwasars, pulsars, eksoplanete en meer. Ons het nog nie die moontlikheid van vreemde megastrukture uitgesluit nie, maar wat ons waarskynlik sien, is 'n nuwe soort natuurverskynsels waarvan die oorsprong nog onbekend is. Opvolgwaarnemings, veral dié wat vir 2017 beplan word, wanneer 'n ander groot "transit" -geleentheid beplan word, behoort ons baie meer te leer.

Hou tot dusver 'n oop gemoed, maar moenie dat u verbeelding met u weghardloop nie!

Ek dink die "jy kan dit nie afskakel deur hulle soos die oue met klippe te gooi nie" is 'n verwysing na 'n reddit-opmerking in 'n draad oor ouer generasies wat weier om nuwe tegnologie aan te leer, of iets in daardie mate. Een opmerking het 'n humoristiese verhaal uiteengesit waarin hulle 'n dorpie gehelp het om elektrisiteit / gloeilampe te installeer, en hierdie ouma van die huishouding het al die gloeilampe verpletter deur klippe na hulle te gooi om dit uit te skakel en weier om te leer hoe om dit reg te gebruik. Ek probeer hierna soek, maar tot dusver geen geluk nie. As dit nie 'n verwysing na die draad was nie, maar bloot 'n toeval, vra ek my verskoning dat ek dit alles gelees het. Wigglebeans (kontak) 20:55, 28 Februarie 2020 (UTC) wigglebeans

Ek onthou ook daardie opmerking. Ek voel asof dit in ask reddit was, maar ek kan dit blykbaar ook nie vind nie. 172.68.174.128 23:15, 28 Februarie 2020 (UTC) VerduidelikXKCD is die vreemdste, mees ekstreme voorbeeld van absurde apofenie, met mense wat gereeld 'n buitensporige en onwaarskynlike parallel uit hul eie persoon se ervaring kies en beweer dat dit die duidelike oorsprong van 'n komiese gegee. «& # 160Kazvorpal (kontak) 21:19, 3 Maart 2020 (UTC) jy is so reg, en dankie dat jy my aan die woord" apophenia "voorgestel het. Natuurlik het dit niks met reddit te doen nie, die rede waarom u kruisboë vir die LED's benodig, anders as die "oue", is dat die "oues" van glas gemaak is, maklik is om te breek en dat die nuwe LED's plastiek is, en die rotse wip net af. Die term "oues" verwys na die ou bronne van ligbesoedeling, nie na 'n klomp baboesjas wat rotse gebruik nie. 23:12, 7 Julie 2020 (UTC)

Kan iemand 'n kategorie maak vir die Stargazing-reeks? 1644: Stargazing, 2017: Stargazing 2, en hierdie een. 172.69.34.238 23:29, 28 Februarie 2020 (UTC)

O, dink nooit, dit bestaan reeds: Kategorie: Sterrekyk 172.69.34.238 23:31, 28 Februarie 2020 (UTC)

Eintlik is "geen nuwe sterre wat geskep word nie" nie net voor die hand liggend nie, maar dit moet toekenning, navorsing en aanhaling nodig wees. Ek bedoel sekerlik, eintlik verskyn 'n nuwe ster (en nie net 'n ster wat meer helder geword het soos nova nie) nie so gereeld nie, en nog minder met 'n blote oog sigbaar, maar dit KAN nog steeds gebeur - en kan maklik oor die hoof gesien word . Die skatting is dat daar jaarliks sewe nuwe sterre in ons sterrestelsel gevorm word. - Hkmaly (kontak) 23:36, 28 Februarie 2020 (UTC)

Astronomie-kruisboë is regte dinge. Hulle word gebruik om die hoekafstand tussen sterre te meet. Hier is 'n spoggerige (gebruikte) te koop vir $ 700, [1] en hier is 'n eenvoudige een wat eenvoudig 'n maatstaf is wat in 'n kurwe teruggetrek word en aan die einde van 'n stok vasgesteek word [2]. Rtanenbaum (kontak) 23:51, 28 Februarie 2020 (UTC)

Ek het een van die duur kruisboë van Gregg Blandin. Dit is 'n ekwatoriale platform waarmee 'n eenvoudige dobsoniaanse teleskoop die sterre kan dop. Dit het niks te doen met die meet van hoekafstande nie. Daarom het ek die skakel verander na die astronomiekursus wat die eenvoudige tipe gebruik om hoekafstande te meet. Johnrb (kontak) 04:14, 29 Februarie 2020 (UTC)

Ek wonder of die titelteks 'n Shrek-verwysing is? Dit volg op dieselfde basiese struktuur as sommige van u mag sterf. Moosenonny10 (kontak) 14:39, 29 Februarie 2020 (UTC)

Op die oomblik (of ten minste die afgelope paar nagte, op die oomblik is die grootste verligting aan die hemel vir my die bewolkte, maar dagliglug self), is die duidelikste helderste 'ster' in die lug Venus, redelik naby aan die (selfs helderder, baie minder skynbaar steragtige) sekelmaan. Aangesien Venus nie in ons gids vir die sterre melding maak nie, maak dit die helderheidsverklaring op geen enkele manier ongeldig nie, selfs sonder om 'n "Fool's Star" se ware stelligheid in ag te neem. En al wat ons weet, word die aanbieding op 'n plaaslike tyd aangebied wanneer Moon + Venus in elk geval nie bo die horison sigbaar is nie. Maar dit is die moeite werd om op te let. Dit is of geen rotse of kruisboog waarskynlik nuttig sal wees om daglig, maanlig of Venus te blus nie (NB: hierdie drie word nie noodwendig gelys in volgorde van probleme nie, as u dit wil probeer!) 162.158.34.222 17:25 , 29 Februarie 2020 (UTC)

Die titelteks sê nie dat daar nuwe spelers sou geskep word nie. Ek glo dit is 'n afleiding wat iemand gemaak het. Dit het net die risiko bespreek om meer komete te SIEN. Momerath (kontak) 11:44, 1 Maart 2020 (UTC)

Ek dink egter dat dit 'n waarskynlike afleiding is. Omgekeerde-astrologie: Wat op aarde gebeur, verander die vordering van die hemel. Wel, afgesien van skree - en tot dusver is daar geen aanduiding dat dit hulle ook ontmoedig nie ook nie trek hulle aan, maar elke keer as jy 'n nuwe een sien, moet jy jou afvra of hulle gaan kyk het waaroor die bohaai gaan. Omgekeerde astrologie sou maklik gemaak word met 'n Nicoll-Dyson-balk en 'n paar spieëls. Skuif die sterre / planete net in die regte posisie. 162.158.106.132 19:04, 2 Maart 2020 (UTC)

(Bykomend: Dit is natuurlik welbekend dat die skree op die wintersonstilstand Sun 'n betroubare manier is om seker te maak dat dit oor sy ontwrigting kom en die volgende jaar weer hoër begin styg. Het nog nie misluk nie! (En sou ek nie nodig gehad het om dit te herhaal as dit nie vir Aussie-skreeuers was nie.) Ek het eintlik nie 'n handjie kere met die verduisterende Son geskree nie, maar wel op TV gesien dat ander dit vir my gedoen het (gelukkig), net soos ek u graag met die winter sal help.) 162.158.158.253 17:44, 1 Maart 2020 (UTC)

Die grap blyk iemand te wees wat verwar dat daar meer komete (wat reeds bestaan) met die oortuiging dat meer komete nou bestaan omdat hulle dit kan sien. 172.68.38.124 17:24, 2 Maart 2020 (UTC) wikkelbone

Die lyn "Hulle is te blou" moet behoorlik verduidelik word.As u na Wikipedia kyk, is baie LED's blou en blou lig beïnvloed ligbesoedeling hoër as die warmer kleure, om dieselfde redes dat die lug self blou is (blou lig versprei maklik deur die atmosfeer). 172.68.244.234 14:18, 3 Maart 2020 (UTC)

Dit is nie net die verspreiding van die blou lig nie, wat slegter ligte bied as tradisionele straatbeligting. 'Wit' LED's is óf Rooi + Groen (/ GeelGroen) + Blou (moontlik gemaak sedert die ontwikkeling van 'n helder genoeg Blou LED om dit maklik genoeg te maak) dat wanneer dit alles vertoon word as 'n hoë temperatuur-witheid deur ons visuele stelsel kom, of hulle is monochromaties (miskien blou, miskien UV), maar is gehuisves op 'n fosfor (die dikwels geel slypie (s), groter as die voor die hand liggende elektroniese elemente, wat gesien kan word wanneer 'n onaktiewe eenheid ondersoek word). Die trichromatiese metode (nuttig in 'afstelbare' ligte, wat deur skakerings gery kan word) het skerp kleurpunte, en daarom kan sommige optiese sterrekunde wat belangstel in spektrale gebiede buite die bande steeds uitgevoer word deur die ergernis te filter. Die besmeerde spektrum van die gefosforiseerde lig (as u niks anders as die wit lig aan of af wil gee nie) is meer 'n probleem. En ook LED-straatligte is perseptueel (indien nie eintlik nie) helderder as hul voor-LED-weergawes. Hulle word dikwels na onder laat skyn tot 'n kleiner voetspoor (alhoewel hierdie konsentrasie en kontras opvallend donkerder dele tussen die helder brandpunte van die ry lampe skep, volgens my ervaring), maar die verligte grond / ens natuurlik 'skyn' dan weer na bo. . Ongeveer die beste wat u kan sê, is dat hulle eintlik nie hoofsaaklik opwaarts en buite gerig is soos u gemiddelde Batsignal / Luxor-soeklig nie, maar dit lyk vir my asof enige wenk van wolk oor / naby 'n moderne stad nou nog lastiger is as dit kom om na sterre te soek as wat dit was toe dit net 'n amber gloed neerslag waardeur 'n gegewe mate van sterre spelde nog soms waargeneem kon word. 162.158.158.253 20:22, 4 Maart 2020 (UTC)

Die beskrywing lui dat Megan 'n TV-gasheer is, wat duidelik verkeerd is. Sy bied 'n fisieke vergadering van sterrekykers aan. TV-leërskare het nie hul gehoor om hulle nie, kan nie kruisboë aan hul gehoor uitdeel nie en kan nie hul gehoor fisies vergesel om ligbesoedelingsbronne aan te val nie. Nêrens in die strokiesprent dui dit aan dat ons 'n TV-produksie sien nie. Megan sweis nie 'n mikrofoon nie. Nog 'n ding: daar is geen suggestie dat Megan dink dat daar meer komete sal wees as daar minder ligbesoedeling is nie, en die voorstelle dat die skepping van komete geïmpliseer word, het geen sin nie. Wat gesê word, en wat waarskynlik bedoel word, is net dat meer gesien kan word, en dit is sleg omdat komete irriterende afleidings is wat nie sterre is nie. 15:59, 2 Julie 2020 (UTC)

Iemand sal moet terugkom om dit reg te stel as hy oor ses jaar 'n 4de een maak. 162.158.75.112 18:32, 18 September 2020 (UTC)

Is daar 'n optiese manier om sterre te sien sonder dat dit & ldquodiffraction & rdquo groter laat lyk? - Sterrekunde

Herdruk uit die Herfs / Winter 1992 Research Review Magazine

Van al die instrumente en instrumente van die wetenskap is daar niemand so wonderlik of blywend soos die teleskoop nie. As ons na die hemel kyk, bring 'n teleskoop ons beelde van die verlede wat baie oor die hede sê en leidrade oor die toekoms gee. Sommige teleskope & sien en radiogolwe, ander sien röntgenstrale, en ander sien die hitte wat hemelse voorwerpe gee, maar die brood- en bottergereedskap van die moderne sterrekunde bly die optiese teleskope, diegene wat sigbare lig sien - die belangrikste straling van die sterre.

Die afgelope lente is die bou van die grootste optiese teleskoop ter wêreld, die W. M. Keck-teleskoop op die eiland Hawaii, voltooi. Met 'n ligversamelspieël wat 10 meter (400 duim) in deursnee meet, sal die Keck-teleskoop die waarnemingsbereik van enige bestaande teleskoop verdubbel, en voorwerpe wat meer as 10 miljard ligjaar weg is, in die oog kry (een ligjaar is gelyk aan ongeveer 6 triljoen myl).

Die Keck Telescope, gebou en bedryf deur die California Association for Research in Astronomy (CARA), 'n vennootskap van die Universiteit van Kalifornië (UC) en die California Institute of Technology (Caltech), is die eerste belangrike vertrek in die fundamentele optiese teleskoopontwerp sedert die dae van Sir Isaac Newton. Hierdie deurbraak in die ontwerp, wat weergegee is in 'n tweeling-teleskoop van tien meter langs die eerste, is by LBL gebore en gevoed.

In 1977 het UC 'n komitee van vyf lede saamgestel om 'n ontwerp vir 'n voorgestelde grondgebaseerde optiese teleskoop te ontwerp waarvan die weerkaatsende spieël dubbel die grootte sou wees van die Hale-teleskoop by die berg Palomar, die 5 meter (200 duim) skyf. dit was die grootste teleskoop van die land sedert 1948. Die komitee het verteenwoordigers van elkeen van die UC-kampusse met groot sterrekundige programme - Berkeley, Santa Cruz, Los Angeles en San Diego - ingesluit, plus 'n eksperimentele beampte by LBL se afdeling Fisika, wie se opleiding en agtergrond was in deeltjie-fisika, maar wat betrokke geraak het by studies van pulse en neutronsterre. Hierdie astrofisikus was Jerry Nelson.

Aanvanklik, toe die UC-komitee vergader het, was die idee om hoofsaaklik 'n vergrote weergawe van die Hale Telescope te ontwerp, 'n teleskoop met 'n monolitiese weerkaatsende spieël. Hierdie benadering het 'n aantal probleme opgelewer. 'N Weerkaatsende spieël met 'n deursnee van 10 meter benodig 'n ingewikkelde struktuurondersteuningstelsel om te verhoed dat dit onder sy eie gewig ineenstort. Hoe groter die oppervlak van 'n spieël is, hoe dikker moet dit wees om gravitasie-effekte te weerstaan wat die vorm kan verander.

Namate die grootte swel, word die koste van die spieël buitensporig. Daar word beraam dat die koste van 'n 10 meter-teleskoop, met behulp van 'n enkele weerkaatsende spieël, 'n miljard dollar kan haal. Almal was dit eens dat die vooruitsigte vir die finansiering van 'n miljard dollar-teleskoop skraal was.

In plaas van 'n enkele, reusagtige weerkaatsende spieël, het Nelson voorgestel om 'n paraboliese of bakvormige weerkaatsende oppervlak uit baie dun spieëlsegmente te bou. Hy het aangevoer dat as die tegnologie van 'n gesegmenteerde spieël baasgeraak kan word, daar geen inherente beperking sal wees op die grootte van 'n weerkaatsende oppervlak nie.

Nelson het destyds in 'n onderhoud gesê, & quotThe Hale Telescope was baie innoverend vir sy dag, maar in terme van die bevordering van die nuutste tegniek - of ten minste die beskikbare tegnologie tot sy uiterste stoot - is dit sedertdien bergaf vir optiese teleskope. Dit is tyd vir 'n stap vorentoe, nie net om verbeterings in 'n ou ontwerp aan te bring nie. & Quot

Die UC-komitee het voortgegaan om die monolitiese spieëlbenadering te bevoordeel, maar was geïntrigeerd genoeg om Nelson uit te nooi om sy idee te ontwikkel. Hy het die volgende twee jaar by LBL gewerk saam met 'n aantal navorsers, veral die fisikus Terry Mast en die ingenieur George Gabor. In 1979 het hy hul gesegmenteerde spieëlbenadering aan die komitee voorgehou, en dit is gekies uit verskeie ander konsepte.

Spesifiek het die ontwerp waarop Nelson en sy kollegas hulle gevestig het, gevra vir 'n mosaïek van 36 seshoekige spieëlsegmente wat in die vorm van 'n heuningkoek gerangskik is en in perfekte belyning gehou word deur 'n rekenaarbediende aktiewe beheerstelsel. Elke spieëlsegment sou 1,8 meter breed wees, 7,5 sentimeter (ongeveer 3 duim) dik en ongeveer 'n halwe ton weeg. In sy geheel word verwag dat hierdie gesegmenteerde weerkaatsende spieël ongeveer dieselfde gewig sal hê as die spieël van die Hale Telescope, alhoewel dit die oppervlakte viervoudig sou wees.

DIE UNIEKE MOSAIESE ONTWERP VAN DIE KECK PRIMARYRE SPIEGEL BESTAAN UIT 36 SESAGONALE SEGMENTE. HIERDIE SEGMENTE IS TWEE KEELLE TWEEDE GELYK MET 'N NUWWAARDIGHEID VAN VIER NANOMETERS - OF 1 000 KEER DUNNER AS' N MENSLIKE HARE - DIT VORM 'N VIRTUELE DEURLOPENDE STUK GLAS. Foto met vergunning van die W.M. Keck-sterrewag

Nelson en sy LBL-kollegas het voor twee groot hindernisse te staan gekom: 'n manier ontwerp om die 36 segmente perfek in lyn te hou en 'n manier te vind om die segmente te poleer, sodat hulle saam sou funksioneer as 'n enkele, reuse, paraboliese oppervlak.

Die oppervlak van die weerkaatsende spieël van 'n groot teleskoop word voortdurend aan spanning blootgestel deur faktore soos atmosferiese temperatuurveranderinge, winde wat verander, of veranderinge in die posisie van die spieël terwyl dit die lug deurkyk. Nelson het geweet dat sulke spanning maklik die belyning van sy voorgestelde spieëlsegmente sou versteur, en daarom was die ontwikkeling van 'n stelsel wat hierdie spanning sou kon vergoed noodsaaklik.

Die belyningstelsel wat Nelson, Mast en Gabor uiteindelik ontwerp het, bestaan uit 168 elektroniese sensors wat aan die rande van die seshoekige spieëlsegmente gemonteer is, en 108 individuele, motorgedrewe verstelmeganismes, genaamd & quotposisie-aandrywers, & quot wat aan die agterkant van die segmente gekoppel is. teen die tempo van drie aandrywers per segment. Die sensors in elke segment vergelyk voortdurend die hoogteverskil tussen die segment en sy bure. As 'n segment ten minste 'n miljoenste duim ten opsigte van sy bure beweeg - duisend keer dunner as 'n menslike hare, word hierdie inligting onmiddellik aan 'n rekenaar oorgedra. Die rekenaar versamel data van al 168 sensors, bereken watter aanpassings nodig is om al die segmente weer in lyn te bring, en beveel dan die aandrywers om hierdie aanpassings te maak. Teen die tyd dat een groep regstellingsbewegings voltooi is, is 'n nuwe lesing geneem en begin die proses weer. Die belyning van die hele reeks spieëlsegmente van Keck vind twee keer per sekonde plaas.

Benewens hierdie & quotactive & quot-spieëlondersteuningstelsel, het 'n span LBL-navorsers 'n & quotpassive & quot-ondersteuningstelsel ontwerp. Die passiewe steun bestaan uit 'n dun, roestvrye staal & quotflex skyf & quot; aan die agterkant van elke segment en drie & quotwhiffletrees & quot met artikulerende arms wat & quot & dryf & quot & quot; die segment op 36 eweredig verspreide punte, asof daar geen swaartekrag was nie. Die buigskyf en die witbome werk saam en weerstaan die kant-tot-kant-bewegings, maar laat die op- en af- en kantelbewegings toe om die segmente in lyn te bring.

Nelson gee baie van die oplossing vir die spieëlpoetsprobleem toe aan Jacob Lubliner, 'n professor in ingenieurswese aan UC Berkeley. Nelson het, saam met Mast en Lubliner, 'n tegniek aangepas wat die Duitse teleskoopontwerper Bernhard Schmidt vir die eerste keer gebruik het om 'n kombinasie-refleksie-brekingspieël in 'n enorme kamera te vorm. & Quot;

In hierdie tegniek word kragte en wringkrag selektief toegepas op die rande van 'n spieëlvlak om die spuit tot 'n gewenste mate van vervorming te verdraai. 'N Eenvoudige bol word dan in die verdraaide leeg gepoleer en die kragte en wringkragte verwyder. As die regte kragte toegepas word, sal die bolvormige oppervlak elasties in die gewenste vorm ontspan.

Verduidelik Nelson, & quot; Die polering van 'n segment van 'n paraboliese kurwe is prakties onmoontlik, die spieëlsegment moet die vorm van 'n aartappelskyfie hê. Maar om 'n segment van 'n sfeer te poleer, is nogal roetine. & Quot

Met die wete van die finale vorm van elke spieëlsegment wat hulle wou hê, was dit vir Nelson en sy kollegas 'n eenvoudige saak om vas te stel hoeveel vervorming hulle benodig. Die oplossing van die vergelykings rakende die elastisiteit van die glasagtige keramiekmateriaal wat hulle as spieëlvlak gebruik het, het die kragte opgelewer wat nodig was om hierdie vervorming te bewerkstellig.

Sodra 'n spieëlblank gepoleer is, kan dit in 'n seshoek gesny word. Nelson en sy kollegas het later verneem dat die snyoperasie 'n spieël se paraboliese patroon effens verdraai het. Die bevestiging van 'n harnas, bestaande uit 30 metaalbladvere aan die agterkant van die spieël, kan egter die spieël kragte oplewer wat dit weer in die vereiste vorm sal buig.

In 1984 is 'n tegniese demonstrasie van die belyning- en beheerstelsel by LBL gehou met 'n volgrootte spieelsegment en 'n prototipe sensor en aandrywer. Die demonstrasie het bewys dat die stelsel werk.

Gedurende hierdie periode was daar ook intensiewe aktiwiteite oor die strukturele ontwerp van die teleskoop, gelei deur Steve Medwadowski van UC Berkeley, na 'n voorlopige ontwerppoging onder leiding van Lubliner. Jack Osborne van die UC Lick Observatory het die tegnieke vir die verskuiwing van die teleskoop en die posisie van die posisie nagevolg. Bob Weitzmann van Berkeley se Space Sciences Laboratory het fundamentele bydraes gelewer tot die passiewe ondersteuningstelsel en die aanhegting daarvan aan die teleskoopstruktuur. Na 'n intensiewe oorsig van al hierdie werk, het sterrekundiges van die California Institute of Technology ingestem om UC by die projek aan te sluit. Die soeke na finansiering het in alle erns begin.

Die skenker wat gevind is, was die W.M. Keck-stigting van Los Angeles. Hierdie stigting is vernoem na William M. Keck, die stigter van die Superior Oil Company, en is een van die land se grootste liefdadigheidsorganisasies. Aan die begin van Januarie 1985 kondig die stigting aan dat hulle $ 70 miljoen aan Caltech sal toeken om die teleskoop te bou. Caltech en UC het CARA amptelik gestig. Ingevolge die ooreenkoms sou Caltech die geld voorsien om die teleskoop te bou (ongeveer $ 94,5 miljoen) en UC die geld vir ongeveer 25 jaar bedien.

Op 12 September 1985 is grond gebreek om met die bou van 'n brandkegel bo-op 'n onaktiewe vulkaan genaamd Mauna Kea te begin, wat algemeen erken word as die beste plek op die aarde vir 'n teleskoop. Op 'n hoogte van 13.796 voet is die piek van Mauna Kea meer as 40 persent van die atmosfeer. Die dun lug daarbo is droog, gewoonlik wolkloos en ver verwyderd van die besoedelende chemikalieë en stedelike liggies wat ander sterrewagte belemmer. Mauna Kea word ook omring deur 'n termiese deken, die Stille Oseaan, wat die onstuimigheid in die lug wat die waarneming van sigbare lig kan versteur, baie verminder.

Toe CARA se konstruksie van die Keck-teleskoop begin, word Nelson aangewys as die projekwetenskaplike. As projekbestuurder is Jerry Smith van die Jet Propulsion Laboratory benoem, wat voorheen die konstruksie van die NASA se infrarooi-teleskoopfasiliteit op Mauna Kea bestuur het, en wat ook toesig gehou het oor die internasionale samewerkingspoging om die infrarooi astronomiese satelliet te ontwikkel.

Die afdeling vir ingenieurswese van LBL het steeds 'n belangrike rol in die projek gespeel. Andy DuBois van Engineering het die taak van LBL oorgeneem. Dick Jared is in beheer van die werk aan die aktiewe ondersteuningstelsel, en Bob Fulton is aangewys om die passiewe ondersteuningstelselwerk te lei. Steve Lundgren en Bob Minor het ook prominente rolle vertolk. (Jared en Minor sal die bydraes van LBL tot die konstruksie van die tweelingteleskoop, genaamd Keck II, aanvoer. LBL sal gedurende die volgende vier jaar ongeveer $ 750,000 ontvang om in 'n konsultasierol te dien in die vervaardiging van die aktiewe Keck II-ondersteuningstelsel. )

Teen die somer van 1987 was die grondwerk vir die Keck-teleskoop voltooi, die betonfondament gegiet en die bouwerk aan die koepel het begin. Die ervaring het sterrekundiges geleer dat selfs klein hittebronne in 'n koepel die beelde wat deur 'n teleskoop se hoofspieël vasgevang is, kan verdraai of ernstig kan afbreek. Gevolglik het CARA baie moeite gedoen om alle hittebronne uit die Keck-koepel te verwyder. Die binnemure van die koepel is geïsoleer en bedek met 'n verf wat gekies is vir termiese eienskappe wat interne verhitting gedurende die dag verminder. Gedurende die dag is die binnekant met lugversorging, en groot waaiers kan indien nodig al vyf minute in die koepel vervang. Dit hou die binne- en buitentemperature byna identies en verseker dat die kwaliteit van die spieël se beeld slegs deur die natuurlike eienskappe van die atmosfeer beperk word. Die termiese ontwerp van die koepel is bestudeer en geoptimaliseer deur Bill Carroll van LBL se afdeling Energie en omgewing.

'N Aansienlike besparing in konstruksiekoste en materiaal is behaal omdat die koepel van die Keck aansienlik kleiner gemaak kon word as die koepel van die Hale-teleskoop. Die kompakte grootte van die koepel - dit meet 30 meter hoog en 36 meter breed - was moontlik vanweë die uiters kort fokus van die Keck se gesegmenteerde spieël en omdat die Keck gebruik word wat 'n alt-azimuth-montering genoem word, eerder as 'n konvensionele en aansienlik bulk. ekwatoriale montering.

Terwyl die koepel opgerig is, word die Keck-buisstruktuur in Spanje gemonteer en op buig getoets. Hierdie struktuur van agt verdiepings is ontwerp om maksimum sterkte en styfheid te bied met 'n minimum hoeveelheid staal. Danksy die unieke ontwerp en die feit dat die spieelsegmente soveel dunner is as wat 'n 10-meter monolitiese spieël sou moes wees, is die totale gewig van die Keck Telescope 298 ton, ongeveer die helfte van die Hale Telescope.

In 1989 het werkers die staalbuisstruktuur van die Keck-teleskoop binne die koepel begin installeer. Die ruimte-raam-spieëlsel wat die spieël bevat, wat uit meer as 1100 individuele werkstukke bestaan, is volgende bygevoeg en op 12 Oktober 1990 is die eerste spieëlsegment aangebring. Twee maande later, op 4 Desember, met nege van sy spieëlsegmente in plek, het die teleskoop sy eerste lig opgeneem.

CARA-wetenskaplikes het 'n dramatiese foto van NGC 1232, 'n sterwiel-sterrestelsel van ongeveer 65 miljoen ligjaar, bekend gemaak. Selfs met slegs 'n vierde van sy primêre spieël geïnstalleer, pas die Keck-teleskoop al by die ligversamelingskrag van die Hale-teleskoop.

Het 'n uitbundige Nelson gesê tydens die perskonferensie waarop die foto vrygestel is, & quotWe spring op en af oor die skerpte van die beeld. & Quot

Op dieselfde konferensie het Robert Kraft, direkteur van Lick Observatory, gesê: & quot; Die beeld is redelik skouspelagtig. In hierdie stadium van die spel weet ek nie van 'n teleskoop in die moderne tyd wat so reg van die vlermuis af gewerk het nie. & Quot

Die W.M. Keck Observatory is amptelik op 7 November 1991 ingewy, met 'n seremonie wat, behalwe die gewone toesprake, 'n gesang en priester bevat wat tradisionele Hawaiiaanse seëninge van die teleskoop en die mense wat daaraan sal werk, aangebied het, en 'n tradisionele Hawaiiaanse grondseën van die terrein vir die Keck II. Op 14 April 1992 is die laaste spieëlsegment in die sel laat sak en die teleskoop voltooi.

& quot Ek is in ekstase, & quot was Nelson se amptelike opmerking.

Nuwe teleskope benodig gewoonlik 'n jaar of langer afskudtyd om volledig in werking te wees. Gedurende hierdie jaar gaan Nelson, saam met Smith en ander CARA-lede, die teleskoop toets en die optika daarvan fyn instel om die beste foto's moontlik te maak.

Een van die belangrikste toetse wat reeds geslaag is, was of die buigbande sou werk soos hulle moes, en dat die vorm van elke spieëlstuk tot 'n miljoenste duim reggestel sou word.

& quotMet hierdie regstellings hoop ons om 'n resolusie van 1/2 sekonde boog te kry (sterrekundiges meet die resolusie in hoeke, een boogsekonde is 1 / 3600ste van 'n graad) of beter as die atmosfeer kalm is, & quot; het Nelson gesê. & quot Dit is ongeveer gelykstaande aan die feit dat u die kopligte van 'n motor as twee aparte voorwerpe op 'n afstand van 500 myl kan onderskei, en dit is ongeveer twee keer so goed soos die eerste beelde van die Keck. & quot

Om die beelde vas te lê, sal die Keck 'n Cassegrain- of 'n Nasmyth-fokus gebruik. In die Cassegrain-fokus sal die lig van 'n voorwerp wat gekyk word, versamel word deur die mosaïek van spieëlsegmente en terug reflekteer na die hoof fokuspunt. Voordat die hoofpunt egter bereik word, sal die lig weer weerkaats word deur 'n klein konvekse sekondêre spieël, gehou in 'n staalraam ongeveer 15 meter bo die primêre spieël, terug deur 'n opening in die middel van die primêre spieël. In die Nasmyth-fokus word 'n langwerpige tersiêre spieël in hierdie opening geplaas en dit weerkaats die lig vanaf die sekondêre spieël na brandpunte aan weerskante van die teleskoop.

Daar is twee sekondêre spieëls wat op die Keck-teleskoop gebruik kan word - een vir optiese studies en een vir infrarooi studies. Die Keck se infrarooi-vermoëns is een van die eerste teleskope wat ontwerp is vir sigbare lig en infrarooi besigtiging, en sal na verwagting baie beter wees as dié van enige ander teleskoop. Dit sal infrarooi metings 40 keer vinniger maak, wat beteken dat dit baie flouer stralingsbronne kan sien - en infrarooi foto's drie keer skerper kan lewer as enige teleskoop.

Die droë lug bokant Mauna Kea is 'n verdere hupstoot vir die Keck Teleskoop se infrarooi vermoëns. Hierdie funksies sal die Keck-teleskoop in staat stel om gebiede in die ruimte te binnedring wat te bedek is deur stof en gas vir helder sigbare sig. Infrarooi-kyk is veral nuttig om protostars te vind - sterre wat nog in die vormingsproses is - wat baie hitte uitstraal, maar gehul is in 'n ondeursigtige kokon van sterretjies wat dit as vlekke na 'n optiese teleskoop laat lyk.

Of die teleskoop as 'n optiese of 'n infrarooi instrument werk, daar is selde 'n sterrekundige wat deur 'n okular na die Keck se beelde loer. In plaas daarvan sal beelde deur rekenaarbeheerde kameras opgeneem word. Dit is omdat 'n dowwe voorwerp vir die menslike oog dof lyk, ongeag hoe lank daar na gekyk word, terwyl fotografiese film of ander soorte detektors wat lank genoeg aan 'n dowwe lig blootgestel word, 'n helder beeld sal lewer. Waar die teleskoop lyk, sal ook rekenaarbeheerd wees. Met 'n telefoonlyn wat aan die rekenaar gekoppel is, kan u die teleskoop-aanwysingsinstruksies skakel.

UC en Caltech-sterrekundiges sal elk 45 persent van die observasietyd van die teleskoop ontvang, en sterrekundiges met die Universiteit van Hawaii sal die oorblywende tyd kry. 'N Tydjie van elke groep sal egter aan sterrekundiges van ander instellings toegeken word. Een idee wat getoets gaan word, is dat sterrekundiges hul waarnemingsversoeke na 'n permanente personeel by die sterrewag moet stuur, wat die data sal versamel en terugstuur na die versoekers. Peter Gillingham, die voormalige hoof-offisier van die Anglo-Australiese sterrewag in Nieu-Suid-Wallis, is onlangs aangewys as die eerste operasionele direkteur van die W. M. Keck-sterrewag.

Met sy reusagtige hoofspieël en sy optiese en infrarooi sekondêre spieëls sal die Keck-teleskoop 'n tydmasjien wees, wat sterrekundiges in staat stel om die geskiedenis van ons heelal waar te neem soos dit ontvou. Alle optiese teleskope kyk terug deur die tyd en sien 'n voorwerp soos dit verskyn toe die lig of die weerkaatste lig ontstaan het, net soos wanneer ons na iemand aan die ander kant van 'n kamer kyk, sien ons hulle eintlik soos hulle honderdmiljoenste van 'n tweede gelede. Op sulke kort afstande is hierdie tydsverloop natuurlik onbeduidend, maar dit word baie belangrik as ons na sterre kyk.

Sowat 10 biljoen ligjare weg van die aarde is byvoorbeeld kwasi-sterre voorwerpe of & quotquasars, & quot; die ligste voorwerpe in die heelal, wat die energie van die hele Melkweg honderde keer uitbreek. Baie sterrekundiges glo dat kwasars die briljante kern van sterrestelsels is soos aan die begin van die skepping. Die Keck-teleskoop bied ongekende uitsigte oor kwasars en gee aan sterrekundiges hoe die heelal verskyn het toe die tyd begin, kort na die oerknal wat volgens die meeste wetenskaplikes die transformasie van straling in materie begin het.

Die Keck-teleskoop bied ook 'n blik op die verlede, die hede en die toekoms van sterre, insluitend ons eie son, deur middel van gedetailleerde spektrale ontledings van warm, jong, blou sterre, middeljarige geel, ou en sterwende rooi reuse, en die finale doodsnikke van die wit dwerge. In so 'n analise word 'n prisma gebruik om die gewone wit lig van 'n ster af te breek in 'n spektrum waarvan die reënboog van kleure met smal donker of helder lyne gesny sal word. Hierdie lyne is die spektrale handtekeninge van 'n bepaalde atoom of molekuul, en daaruit kan sterrekundiges die chemiese samestelling van 'n ster bepaal, sy afstand vanaf die aarde, sy ouderdom, oppervlaktemperatuur en swaartekrag, hoe dit deur die ruimte beweeg, en selfs al dan nie dit draai. Sodanige spektrale analise vereis dat baie fotone versamel word, en daarvoor sal daar niemand fyner wees as die Keck-teleskoop met sy brute diafragma nie.

Die brute diafragma van die Keck-teleskoop sal ook op een van die grootste soektogte van alle sterrekunde, die soeke na sterre met planeetstelsels soos dié van ons son, te pas kom. In 1996, wanneer die Keck II voltooi moet word, sal die tweelingteleskope as 'n interferometer funksioneer. Interferometrie is 'n tegniek waardeur die lig van die primêre spieëls van twee of meer teleskope saamgevoeg word om 'n enkele beeld te vorm. Dit verdubbel, of meer, die ligversamelingskrag, dit verbeter die resolusie aansienlik, van 1/2 'n boogsekonde, wat beskou word as die limiet vir die beste teleskope van vandag tot slegs 'n paar duisendste van 'n boogsekonde. Die Keck en Keck II, wat as 'n interferometer werk, sal na verwagting genoeg resolusie hê om na Jupiter-planete rondom die 100 naaste sterre te soek.

Voordat die bou van die Keck-teleskoop begin is, is Nelson gevra watter antwoorde op kosmologiese vrae hy dink sy breinkind sou bied. In reaksie hierop het hy gemeen dat dit nog opwindender kan wees om die vrae wat die Keck kan opper, te oordink: & quot Met hierdie teleskoop sien ons dalk iets heeltemal onverwags daar buite, en dit is die regte rede waarom u 'n teleskoop bou - om die dinge te sien u het nie verwag nie. & quot

Nelson se sentimente weerspieël dié van Galileo wat, in die beskrywing van die wonderlike besienswaardighede wat hy met sy teleskoop gesien het, gesê het: & quot; Ek het baie dinge in die hemel ontdek wat nog nie voor ons tyd gesien is nie. & Quot

Sidebar: The Evolution of the Telescope

Die teleskoop is in 1608 uitgevind deur 'n Nederlandse optikus genaamd Hans Lippershey. Dit is in 1609 bekendgestel aan die sterrekunde deur die groot Italiaanse wetenskaplike Galileo Galilei, wat die eerste man geword het wat die kraters van die maan gesien het en wat sonvlekke, die vier groot mane van Jupiter en die ringe van Saturnus ontdek het. Galileo se teleskoop was soortgelyk aan 'n paar operaglase deurdat dit 'n rangskikking van glaslense gebruik het om voorwerpe te vergroot. Hierdie reëling het Galileo tot 30 keer beperkte vergroting gegee en Galileo kon nie meer as 'n kwart van die maan se gesig sien sonder om sy teleskoop te herposisioneer nie.

In 1704 kondig Newton 'n nuwe konsep in die teleskoopontwerp aan, in plaas van glaslense, word 'n geboë spieël gebruik om lig in te samel en weer terug te gee tot 'n fokuspunt. Hierdie weerkaatsende spieël dien soos 'n emmer wat lig versamel: hoe groter die emmer, hoe meer lig kan dit versamel. Die weerkaatserteleskoop wat Newton ontwerp het, het miljoene kere die deur na vergrootvoorwerpe oopgemaak - veel verder as wat ooit met 'n lens verkrygbaar was.

Gedurende die volgende twee eeue was daar wysigings aan die fokusmetode, maar Newton se fundamentele beginsel om 'n enkele geboë spieël te gebruik om lig in te samel, het dieselfde gebly. Die grootste verandering wat plaasgevind het, was die groei in die grootte van die weerkaatsende spieël, van die 6-duim-spieël wat Newton gebruik het tot die 6-meter (236 duim in deursnee) spieël van die Spesiale Astrofisiese Sterrewag in Rusland, wat in 1974 geopen is .

Die idee van 'n gesegmenteerde spieël dateer uit die 19de eeu, maar eksperimente daarmee was min en klein, en baie sterrekundiges betwyfel die lewensvatbaarheid daarvan. Die Keck-teleskoop het oorgebly om die tegnologie vorentoe te dryf en hierdie innoverende ontwerp te verwesenlik.

David-tyler.com

Ek wonder hoeveel verkykers is in huishoudings waar dit min gebruik word, omdat die gesin nie regtig weet hoe om dit te gebruik nie? So 'n skande, want daar is 'n verskuilde, dikwels wonderlike wêreld aan die ander kant van die verkyker. Of dit nou wild is of die sterre in die lug.

Die meeste verkykers het figure soos byvoorbeeld 8 x 40. Die 8 x beteken dat die toneel wat u gaan besigtig 8 keer groter is as die uitsig met die blote oog, of dat u in werklikheid 8 keer nader na die toneel gedra word, maar tog met die perspektief gesien vanuit u waarnemingsposisie. Die tweede figuur is bloot die deursnee van die hooflens in millimeter.

90% van die verkyker het 'n sentrale gekartelde wiel wat beide oogkaarte fokus om by die gebruiker te pas en die afstand van die voorwerp wat u wil sien, van naderby. Daarbenewens kan die regteroogstuk gewoonlik verder op sy eie fokus, dit is om die verskille wat die gebruiker mag hê in die regstellingsvoorskrif vir elke oog te akkommodeer. Maak jou regteroog toe en fokus die verkyker met die middelwiel vir jou linkeroog, maak nou die regteroog oop en draai die regteroogstuk stadig heen en weer om die beste uitsig vir jou regteroog te kry. Gebruik nou net die sentrale wiel om met albei oë oop te fokus. U moet dit miskien 'n paar keer doen om die beste instelling vir die regte okularis te kry. U sal sien dat nabye voorwerpe soos voëls op u voëlvoerder 'n ander sentrale wielfokusposisie benodig as vir voorwerpe op 'n langer afstand. Fokus word op kort afstande 'n bietjie meer krities.

Tipes verkyker

Daar is gewoonlik twee soorte verkykers, die dakrisma en die porro-prisma. Die daktipe lyk soos 'n paar reguit teleskope wat langs mekaar vasgemaak is, en die porro-prisma-tipe het die bekende, gekromde voorkoms.

Aangesien dakprismas moeiliker gemaak word, is dit dus duurder as porro. Hulle word dikwels met kleiner prisma's en met 'n kleiner gesigsveld gemaak as die porro-prisma-verkyker van dieselfde prys.

Ek stel voor dat u wel dieselfde prestasie kan kry van porros wat die helfte van die prys van die dakprisma is, maar die poro's & # 8217's is natuurlik meer lywig en swaar.

Ek het wel 'n Foton 5 x 25 Russiese verkyker met dak prisma's en dit is aangenaam. Vreemd genoeg meet die objektiewe lense 30 mm dia en die uitgangspupil is 5 mm. Die optika het al die eienskappe van 'n verkyker van baie hoë gehalte

2. Regte gesigsveld en oënskynlike gesigsveld

Sommige vervaardigers druk die werklike gesigsveld in grade op die verkyker af, en ander druk die breedte van die werklike gesigsveld in voet af op 'n afstand van 1000yd. Sommige druk dit in meter op 1000 meter. As u die behoefte het om voete teen 1000yd in grade om te skakel, moet u die aantal voetjies net deur 52,5 verdeel. As u die metrieke eenhede wil omskakel, deel die veld in meter deur 17 om grade te gee. Hierdie eenvoudige metode is baie naby en werk goed vir die vlak hoek.

'N Verkyker kan oculare van heel verskillende ontwerpe hê, waarvan sommige 'n groter gesigsveld bied as ander vir dieselfde vergroting.

As u in die okularis kyk, sien u dat die gesigsveld beperk is tot 'n sirkelvormige beeld asof u deur 'n gat in die wasser kyk. Dit is in werklikheid presies wat u doen en dit word veldstop genoem en dit is deel van die okularis. Wanneer die verkyker korrek gefokus is, val die beeld wat deur die voorwerpglas gevorm word op dieselfde vlak as die veldstop en word dan deur die lense in die okularis deur u ondersoek. Die hoekdeursnee van die veldstop, soos dit vir die kyker lyk, word die oënskynlike gesigsveld van die okularis genoem en kan wissel van 50 tot 70 grade en meer. Die werklike veld is die skynbare veld gedeel deur die vergroting. 'N Verkyker word dikwels wye veld en ekstra wye veld beskryf. Ek sou sê diegene met okulêrs met oënskynlike velde van 70 grade of meer is 'ekstra wye veld', en dié met 'n oënskynlike veld van 60 is wye veld. Aangesien die werklike waarneembare veld die skynbare veld is gedeel deur die vergrotingsyfer, kan gesien word dat hoe laer die krag, hoe breër sal die werklike veld wees. Byvoorbeeld, 'n verkyker van 6x sal die dubbele veld van 'n 12x-verkyker hê, met dien verstande dat albei dieselfde ontwerpsoort van die oculair het, met dieselfde sigbare veld en brandpuntlengte.

Omdat die objektiewe lense wyer van mekaar is, bied die porro-prisma-verkyker met normale konfigurasie groter stereoskopie as die dak-prisma-verkyker. Dit is goed en wenslik, van ongeveer 50 voet tot in die oneindige, maar u sal dit miskien 'n bietjie te veel vind op ongeveer 12 voet.

3. Besluit. U kan lees dat die teoretiese maksimum resolusie van 'n teleskoopvoorwerpglas slegs afhang van die opening daarvan. In die praktyk hang die fynste besonderhede nie net af van die diafragma nie, maar ook van die vergroting, die beeldkontras en die sientoestande. 'N 50 mm-lens sal nooit sy volle resolusie-vermoëns toon met die lae vergroting van die gewone verkyker nie. As die 50mm-optiek baie goed is, kan dit 'n waarnemingsvergroting van ongeveer 66x ondersteun met 'n uitgangspupil van 0.75mm. Vir my is hierdie vergroting ongeveer die limiet vir 'n 50mm f15-lens. Ek sien allerhande puin in my oog as ek 'n uittreepupilie van 'n halwe millimeter gebruik. In 'n neutedop werk 'n verkyker teen 'n vergroting onder hul bekwame resolusie. Amateurteleskoopmakers wat poleer en hul eie teleskoopspieëls verf, streef daarna om 'n oppervlak akkuraatheid van een tiende van 'n liggolf te behaal. Die teleskoop sal dan, by sy optimale vergroting, 'n resolusie gee wat slegs beperk word deur sy diafragma en die golfaard van die lig self. En die sienende omstandighede natuurlik.

4. Beeldskerpte.

Skerpheid, solank die lens- en ooglens van goeie ontwerp en figuur is, hang dit dan af van die akkuraatheid van die glasoppervlaktes en die goedheid van poetsmiddel van al die oppervlaktes in die optiese trein. Elke keer as die lig wat deur 'n verkyker binnedring, deurbreek of gebreek word deur enige van die optiese oppervlaktes, word die beeldinligting wat dit dra, afgebreek deur afwykings van perfeksie in daardie oppervlaktes. Dit is natuurlik 'n akkumulatiewe fout, net soos enige ligverlies deur weerkaatsing op die oppervlaktes. Ek raai nou hier, maar ek sou dink dat slim werk gedoen is deur ontwerpers en vervaardigers van 'n verkykeroptiek, waardeur die akkuraatheid van die optiese oppervlaktes kwaliteitsbeheerd word, sodat die waargenome skerpte deur die lae vergrotings gebruik word. gebruiker optimaal sal wees. Hoe hoër die vergroting, hoe beter sal die optiese oppervlaktes moet wees om die kyker steeds 'n beeldskerpte te gee, slegs beperk deur hoe goed die gebruiker se oë is. Alhoewel dit skerp is, kan die uitsig nie kontrasterend wees nie en bederf deur besoedeling op die optika in die instrument, en minder as perfekte beheer van die skerp lig van buite die as.

5. Diepte van die veld

As u twee verkykers, 'n 7 x 30 en 'n 7 x 50, vergelyk, sal die diepte van die fokus 'in fokus' waarskynlik groter wees in die verkyker met 'n kleiner voorwerpbril. Die meganisme hier is baie dieselfde as om die diepte van die veld te vergelyk wanneer 'n kamera op f 8 en f 4 ingestel is, waar die instelling f8 is, meer van die aansig lyk. As ons egter met 'n mens se oë waarneem, in teenstelling met 'n kamera-skyfie, het ons die vermoë om die fokusmeganisme van ons oog op die verkykerstoneel toe te pas, wat 'n groter diepte van die veld bied. Ons moet ook in ag neem die veranderlike deursnee van ons oogpupil in vergelyking met die vaste deursnee van die verkyker se uitgangspupil. As die uitsig sonnig is, kan ons oogkopie die helfte van die deursnee van 'n 7 & # 21550 se 7 mm-uitgangspupiel wees. Dit sal die opening van die verkyker effektief "stop", waardeur die diepte van die veld groter sal lyk. Laer vergroting verhoog ook die velddiepte.

Op 'n helder dag lyk dit asof my 7 & # 21550 Fujinon van oneindig tot ongeveer 100 voet fokus. Dit is eers as jy nader fokus, dat die verminderde diepte van die veld opmerklik word. Op ongeveer 20 voet of minder moet 'n mens die heeltyd een vinger op die fokuswiel hê om die beweging van voëls rondom die voeders te volg.

6. Verlaat leerlinge

Die uitgangspupil is daardie klein ligskyfie wat jy naby die okular sien dryf as jy die asblikke ongeveer 'n voet van jou oë hou. Die deursnee daarvan is die deursnee van die groot lense gedeel deur die vergroting. Dit dra al die beeldinligting deur u oog pupil na u retina.

Ons lees gereeld hoe ons eie oogpupiel die helderheid van die uitsig wat ons deur die verkyker kry, beperk. Dit word beklemtoon dat waar die verkyker die pupil verlaat groter is as die oogpupil, sal die lig van die voorwerpglas vermors word. Dit is waar, maar dit is nie die hele gebruiksverhaal nie. Wanneer die uitgangspupiel groter is as die oogpupil, is dit makliker om die interpupillêre afstand in te stel (die afstand wat ons oë uitmekaar lê) om by die van ons oë te pas, plus, en 'n groot pluspunt, dit is makliker om ons oog te hou leerlinge ten volle verlig sonder irriterende verdof, veral aan boord van 'n bewegende voertuig. Beskou die scenario waar u u oogkopie dieselfde het as die verkyker se uitgangspupil. Die waarskynlikheid dat u 'n perfekte posisionele wedstryd kry, is minimaal.

7. Collimasie-effekte

Die verkyker het drie asse, die twee optiese asse en die skarnieras. Die ideaal is dat al drie parallel moet wees. In die daglig gebruik en as die optiese as verkeerd ingestel is, kan 'n mens 'n nare trek aan die oë voel as die brein ons oë probeer draai om die beelde van elke helfte van die verkyker saam te trek.

As u na die maan in 'n donker lug kyk, is dit makliker om die gevolge van swak kollimasie waar te neem. Die maan sal as twee oorvleuelende beelde verskyn. Dit kan voorkom asof dit saamdryf as die fout effens is, met net 'n bietjie trek in die oë. As u die oë ontspanne en na 'n mikpunt op 100M kyk, is die optiese as van elke oog amper parallel, maar as ons 'n boek op 'n afstand van ongeveer 'n voet lees, gaan ons effens dwars. Ons vind dit nie moeilik nie, aangesien dit heeltemal natuurlik is.

Ons kan nie kollimasiefoute duld wat ons vra om die teenoorgestelde te doen nie.

7. DIY Collimation

As die skarnieras getrou is aan die twee optiese asse, as ons die interpupillêre afstand van 60mm tot 70mm sê om 'n ander persoon te pas, draai ons albei die teleskoop effens, maar dit sal nie die kollimasie verander nie.

Dit is moontlik met die regte gereedskap om kollimasiefoute op 'n aanvaarbare vlak reg te stel, waar ons nie die onaangename trek op ons oogballe sal voel nie, aangesien hulle hulself verkeerd probeer regruk van hul normale posisie,

As u gelukkig is, het u, nadat u die voorwerp se glasvel oopgedraai het, maklike toegang tot 'n twee-gleufige ring wat die lenssel vasklamp. Hierdie sel, wat die lens bevat, het 'n eksentrieke periferie. Hierdie eksentrieke sel het dikwels een of twee gate in die rand, waarmee u die lenssel ten opsigte van die binokulêre liggaam kan draai, en dit deur 'n proef en fout kan plaas in 'n posisie wat u gemaklik bekyk sonder oogspanning.

Hoe ek dit doen, is om eers my verkyker op my interpupillêre afstand in te stel (dit stel die skarnier onder die hoek waarteen ek die verkyker gaan gebruik), en rus dit dan bo-op my kamerastatief, sodat ek kan deurkyk elke okular om die beurt met my regteroog sonder om die verkyker te versteur. My doel is om na 'n verre TV-antenna te kyk en die verkyker te plaas sodat ek die antenna in die middel van die gesigsveld kan sien. Ek beweeg dan my kop om deur die ander okular te kyk.

Die taak is om die individuele lensselle te draai, sodat die verre voorwerp in albei ooglede in die middel van die gesigsveld verskyn. Dit sal u 'n ontspanne blik op 'n verre voorwerp gee. As u die verkyker van u oë af wegneem, moet hulle steeds ontspanne voel en nie te veel aan die blote oog hoef aan te pas nie. Maak seker dat die sel nie van u gekose posisie draai nie, terwyl u die klemring saggies draai. Ek het nog nooit probeer om die prisma-verstelskroewe onder die afgewerkte vel van my verkyker te vind nie.

Na die aanpassing van die twee optiese asse, is enige oorblywende fout wat verband hou met die skarnieras, d.w.z. wanneer die interpupillêre afstand met 5 mm verander word, waarskynlik klein en nie regtig opmerklik in gebruik nie. 'N Spesiale kollimerende optiese bank wat in die industrie gebruik word vir die kollimering van 'n verkyker, kan hierdie foute ondersoek en kwantifiseer.

8. Gebruik die verkyker eintlik

As u direk na die uithoeke van die gesigsveld probeer kyk, kan u deur die oë in hul voetjies draai om van die uitgangspupiel af te beweeg en donker kolle aan te bring. As u egter met 'n 7 x 50 waarneem, het u ten minste 'n bietjie spasie om u tipiese dag 3- tot 4 mm-oogpupil binne die 7 mm-uitgangspupil van die verkyker te skuif. Ek is lus dat die praat van waarneembare rand tot rand-skerpte 'n bietjie mite is, want jy kan dit eintlik nie met jou keëlselle sien nie, tensy jy jou kop oor die okulêre beweeg. Wie doen dit as hy waarneem?

Ons skuif die verkyker instinktief om die hoofteiken in die middel van die uitsig te bring. As ons ons oë in die middel van die gesigsveld toesluit, laat ons of perifere visie doen wat dit die beste is, dit wil sê om bewegings op te spoor en dowwe voorwerpe op te spoor. Die helderheid van die verkyker is oor die algemeen nie te belangrik nie, want ons definisie van perifere visie is baie swak. Ons is egter baie krities oor die definisie dood in die middel.

As u goeie asblikke het, probeer om u spesifikasies te dra, veral as u aan astigmatisme ly, soos ek.

As u die verkyker ongeveer 8x vergroot, tensy die verkyker op 'n driepoot gemonteer is, of met arms gerus of die verkyker beeldstabiliseer, sal ons net die fyn detail sien wat die instrument kan lewer.

As u staan en u verkyker met die hand vashou, betwyfel ek dat u veel meer as 'n prikkelende blik van fyner detail op 12x sal sien as wat u met 6 of 7x sou sien. Die kleinste hulpmiddel wat gebruik word om die houvas te stabiliseer, sal fyner besonderhede openbaar as u groter vergrotings gebruik.

Nog 'n belangrike kenmerk om aan te pak, is die sogenaamde 'oogverligting. ” Nee, dit is nie twee komkommerskyfies nie, dit is die afstand van u oogkopie tot die glas in die okulêr wanneer u kyk. As u die heeltyd bril dra, is dit baie belangrik vir u, aangesien u 'n oogverligting van ongeveer 17 mm benodig om die grootste deel van die brilens tussen u en die verkyker te akkommodeer. Kyk na hierdie afstand op die spesifikasielys vir enige verkyker wat u van plan is om te koop.

Voël kyk verkyker

Die uitdrukking & # 8216perde vir kursusse & # 8217 is veral gepas by die keuse van 'n verkyker vir voëlkyk. Die habitat en omstandighede waarin u gewoonlik u waarnemings doen, kan die keuse van die verkyker tot 'n mate beïnvloed, maar hou in gedagte daar is natuurlik ruimte vir baie oorvleueling hier. In werklikheid mag enige verkyker in enige habitat gebruik word om enige voël waar te neem, maar 'n ingeligte keuse sal die ervaring verbeter.

Hier is 'n paar van die mees algemene binokulêre spesifikasies met 'n voorgestelde gids vir hul voëltoepassings:

7 & # 21550, met 'n laer vergroting met sy 7 mm uitgangspupiel, bied die 7 x 50 'n toename in beeldstabiliteit wanneer dit gebruik word aan boord van 'n boot wat seevoëls waarneem.

In omstandighede in die donkerte waar u eie oogpupiel uitbrei om voordeel te trek uit die 7 x 50's groot uittreepupilie, sal dit die bekyk van kreupale spesies soos uile of Nightjars verbeter.

8 & # 21532, is klein vakkies met vinnige hantering, goed vir algemene waarneming en ideaal in geslote habitatte soos bosveld, waar vinnige verkryging van die teiken noodsaaklik is. Hierdie tipe kan dikwels fokus tot ongeveer. 6ft en is ook ideaal vir die waarneming van skoenlappers.

8 & # 21540, dieselfde vergroting, maar die groter objektiewe lens gee 'n bietjie ekstra begrip vir donkerder situasies. Solank u oog pupil groot genoeg is om hiervan voordeel te trek.

10 & # 21550, kan die ekstra vergroting met moontlik 'n verminderde gesigsveld vinnige ligging van teikens in geslote habitatte bemoeilik. Dit kom egter regtig tot hul reg as dit gebruik word vir langafstandbesoeke op oop habitatte soos landbougrond, reservoirs en riviermondings.

Gaan altyd die gesigsveld en die naaste fokus na voordat u dit koop, want dit kan redelik wisselend wees van tipe tot tipe en van model tot model.

'N WAARSKUWING hier: As u die vlug van voëls in die oop platteland volg, is dit baie maklik om onbewus te wees daarvan dat hulle tussen u en die son vlieg. As u selfs die kortste blik op die son deur 'n verkyker sien, kan dit permanente blindheid tot gevolg hê. Probeer om altyd die son op u rug te hou. Dit is in elk geval beter om te kyk.

Verkyker vir sterrekunde

Enige verkyker sal die uitsig op die naghemel verbeter. As u hulle bestendig genoeg kan hou, kan u die 4 helder mane van Jupiter met 'n 10 x 50 sien. U kan selfs sien dat hulle van nag tot nag van posisie verander, of miskien uur tot uur as u 'n verwysingspunt gee as u 'n kans gee om dit te bepaal. Laai die gratis sagteware "Winjupos" en klik op program / hemelliggaam / Jupiter / tools / efemerides, plaas u datum, die universele tyd (u) van u waarneming en ligging, en klik dan op Grafies, en u sal die mane sien soos u het hulle plus hul name gesien.

10 x 50 is 'n goeie alledaagse verkyker as u sterrekunde wil insluit.

As u groter word met behulp van 'n driepoot, sal die uitsig op die Pleiades deur 'n 20 x 80 u sokkies afwaai.

Die binokulêre aansig in teenstelling met 'n teleskopiese aansig, laat u brein dink dat dit in 3D kyk. Dit is natuurlik 'n illusie, maar jy probeer dit vir jou brein sê: Dit sal jou nooit glo nie. As u goed gekies het, sal u 20 x 80 verkyker 'n gesigsvlak van 3,5 grade hê, dan sal die hele Andromeda-sterrestelsel net mooi hierby pas. Breek die ligstoel warm toe en geniet dit.

Die Swift porro-prisma verkyker.

Ek het 'n klein versameling van hierdie fabrikaat opgebou. Hulle is baie billik op e-baai en baie gewaardeer, met 'n lewensduur van meer as 60 jaar. Dit is baie mooi stukke meganiese en optiese ingenieurswese en is gebou om te hou.

1. 8 x 30 Swift Apollo die vroeë en 'n MK2. Die vroeë voorbeeld is regtig 'n klein juweeltjie. Die Mk2 het 'n effens wyer gesigsveld van 8,5 grade, maar hierdie ekstra is nie regtig opvallend in gebruik nie. Gewig 1 lb 8 oz.

2. 8 x 40 Swift Grand Prix1980-model. Dit is nog 'n juweel, en baie klein vir 'n 8 x 40, 'n plesier om te gebruik. Gewig 1 lb 8 oz en 'n sigveld van 7,5 grade, alhoewel dit kleiner lyk, maar die uitsig is uitstekend.

3. 8 x 40 Swift Saratoga Mk2 Dit is 'n vetterige kap, 'n regte spierbak, groot ooglede, groot prisma's, groot skouers en 'n groot gesigsveld van 9,3 grade. Dit gee 'n baie "meeslepende" helder, skerp en helder uitsig. Gewig £ 2kg.

4. 10 x 50 Swift Newport (Mk1) 1967 oesjaar. Dit is 'n baie mooi swaargewig-verkyker, met 'n gewig van £ 10oz. Baie soos die Saratoga in grootte, maar meer wisselvallig met sy langer vate wat die 50 mm-lense bevat. Die gesigsveld is 7 grade, wat breed is vir 'n 10x mag.

5. 8,5 x 44 Swift Audubon Dit is die room van die klomp net so helderder, en met 'n bietjie meer kontras as die res, is dit daar bo met die beste van hulle, met 'n 8,5 grade gesigsveld (op my twee 1979 weergawes van goue strepe). Pryse wissel van £ 50 vir 'n minder as perfekte voorbeeld tot £ 200 vir 'n kruisementvoorbeeld (in 2018).

6. Swift Triton 7 x 35 ekstra wye hoek, dit is fantasties (nou ja, ek is ten minste 'n voorbeeld). Ek gebruik dit met die rubber oogskerms verwyder om volle toegang tot die 12 grade gesigsveld te kry. Die mag 'van 7 x die 12 grade gesigsveld = 'n oënskynlike gesigsveld van 84 grade, wat die breedste is waarvan ek gehoor het.

7. Swift Belmont Deluxe 10 x 50 ekstra wye veld van 7 grade wat op 10 x mag en 7 grade werklike veld is. Vermenigvuldig 7 keer 10 en sê dit gebruik gesonde 70 okulêre oogkykers. My voorbeeld is 'n ware plesier; dit lyk nuut, die optika lyk en presteer soos nuut. Koste, £ 17: 70 + £ 3: 60 P & ampP buite e-baai! Dit is nie so sterk gebou soos die Saratoga en Newport nie. Gewig presies £ 2

8. Swift SP 8 x 40 Die SP staan vir Swift Pyser U lees verskillende verslae van beter of armer voorbeelde van Swift-verkykers op forder- en sterrekykforums, maar uit die elf wat ek besit, het ek nie 'n dud gehad nie, behalwe vir verborge skade ( wat ek reggestel het). Ek vra die verkoper om deur my voornemende aankoop te kyk om seker te maak dat die uitsig nie wazig is nie, want dit kan 'n verwoester wees, selfs op 'n kosmetiese verkyker. 'N Klein hoeveelheid swam is nie te skadelik vir die uitsig nie. Ok as die "versamelaar gogga & # 8221 jou byt, kan jy voortgaan om te soek na kruisement voorbeelde met perfekte optika, vir die skêr hel.

9. Swift Skipper Mk1 dit is 'n 7x kragweergawe van die 10x Newport, en baie lekker. Dieselfde swaar gewig as die Newport, maar die laer krag maak hulle so 'n bietjie makliker om te gebruik.

Ek hoop dat ek daarin geslaag het om nuttige inligting aan u oor te dra, wat u in staat sal stel om 'n ingeligte keuse te maak die volgende keer as u 'n verkyker koop.

Miskien het ek jou geïnspireer om die ou verkyker van Pa wat die laaste 20 jaar agter in die klerekas rus, uit te grawe.

Vinnige Audubon

Navorsingskassietitel

Voordat planete rondom ander sterre in die negentigerjare vir die eerste keer ontdek is, het hierdie verre eksotiese wêrelde slegs in die verbeelding van wetenskapfiksieskrywers geleef.

Maar selfs hul kreatiewe denke kon nie die verskeidenheid wêrelde wat sterrekundiges ontdek het, bedink nie. Baie van hierdie wêrelde, genaamd eksoplanete, verskil hemelsbreed van ons sonnestelsel se familie van planete. Hulle wissel van ster-omhelsende 'warm Jupiters' tot groot rotsagtige planete wat 'super aarde' genoem word. Ons heelal is blykbaar vreemder as fiksie.

Om hierdie verre wêrelde te sien is nie maklik nie, want hulle verdwaal in die glans van hul gasheersterre. Om hulle te probeer opspoor, is soos om 'n vuurvlieg langs die briljante baken van 'n vuurtoring te sien sweef.

Daarom het sterrekundiges die meeste van die meer as 4 000 eksoplanete wat tot dusver gevind is, geïdentifiseer met behulp van indirekte tegnieke, soos deur 'n ster se ligte wankeling of die onverwagte verdofding daarvan as 'n planeet voor hom verbygaan, en sommige van die sterlig blokkeer.

Hierdie tegnieke werk egter die beste vir planete wat naby hul sterre wentel, waar sterrekundiges veranderinge gedurende weke of selfs dae kan opspoor namate die planeet sy renbaan voltooi. Maar die vind van slegs sterrekykende planete bied astronome nie 'n omvattende beeld van al die moontlike wêrelde in sterstelsels nie.

'N Ander tegniek wat navorsers gebruik in die jag op eksoplanete, soos planete wat om ander sterre wentel, is een wat fokus op planete wat verder weg is van 'n ster se verblindende glans. Wetenskaplikes, met behulp van gespesialiseerde beeldtegnieke wat die glans van die ster blokkeer, het jong eksoplanete ontdek wat so warm is dat hulle in infrarooi lig gloei. Op hierdie manier kan sommige eksoplanete direk gesien en bestudeer word.

NASA se komende James Webb-ruimteteleskoop sal sterrekundiges help om verder in hierdie gewaagde nuwe grens te ondersoek. Webb is, net soos sommige grondteleskope, toegerus met spesiale optiese stelsels genaamd coronagraphs, wat maskers gebruik om soveel moontlik sterlig te blokkeer om flou eksoplanete te bestudeer en nuwe wêrelde te ontbloot.

Twee teikens vroeg in die missie van Webb is die planetêre stelsels 51 Eridani en HR 8799. Van die enkele dosyn planete wat direk afgebeeld is, beplan sterrekundiges om Webb te gebruik om die stelsels wat die naaste aan die aarde is, met die grootste skeiding van hul planete te analiseer sterre. Dit beteken dat hulle ver genoeg van 'n ster se glans lyk om direk waargeneem te word. Die HR 8799-stelsel lê 133 ligjaar en 51 Eridani 96 ligjaar van die aarde af.

Webb se planetêre teikens

Twee waarnemingsprogramme vroeg in die missie van Webb kombineer die spektroskopiese vermoëns van die Near Infrared Spectrograph (NIRSpec) en die beelding van die Near Infrared Camera (NIRCam) en Mid-Infrared Instrument (MIRI) om die vier reuse planete in die HR 8799-stelsel te bestudeer. In 'n derde program sal navorsers NIRCam gebruik om die reuse-planeet in 51 Eridani te ontleed.

Die vier reuse-planete in die HR 8799-stelsel is elk ongeveer 10 Jupiter-massas. Hulle wentel meer as 14 miljard kilometer van 'n ster wat effens massiewer is as die Son. Die reuse-planeet in 51 Eridani is twee keer die massa van Jupiter en wentel ongeveer 11 miljard myl van 'n sonagtige ster af. Beide planetêre stelsels het wentelbane gerig op die aarde. Hierdie oriëntasie bied sterrekundiges 'n unieke geleentheid om 'n voëlvlug bo-op die stelsels te kry, soos om na die konsentrieke ringe op 'n boogskiet te kyk.

Baie eksoplanete wat in die buitenste wentelbane van hul sterre voorkom, verskil baie van ons sonnestelselplanete. Die meeste eksoplanete wat in hierdie buitenste streek ontdek is, insluitend dié in HR 8799, is tussen 5 en 10 Jupiter-massas, wat hulle die massiefste planete tot nog toe gevind het.

Hierdie buitenste eksoplanete is relatief jonk, van tienmiljoene tot honderde miljoene jare oud - baie jonger as ons sonnestelsel se 4,5 miljard jaar. Hulle gloei dus nog steeds van die hitte van hul vorming. Die beelde van hierdie eksoplanete is in wese baba-prente, wat planete in hul jeug onthul.

Webb sal die middel-infrarooi ondersoek, wat sterrekundiges nog selde voorheen gebruik het om verre wêrelde te beeld. Hierdie infrarooi "venster" is moeilik waarneembaar vanaf die grond vanweë termiese uitstoot van - en absorpsie in - die aarde se atmosfeer.

"Die sterk punt van Webb is die ongeremde lig wat deur die ruimte in die middel-infrarooi bereik kom," het Klaus Hodapp van die Universiteit van Hawaii in Hilo, hoofondersoeker van die NIRSpec-waarnemings van die HR 8799-stelsel, gesê. 'Die aarde se atmosfeer is redelik moeilik om deur te werk. Die belangrikste absorpsiemolekules in ons eie atmosfeer verhinder ons om interessante eienskappe in planete te sien. ”

Die middel-infrarooi 'is die streek waar Webb regtig 'n bydrae sal lewer tot die begrip van die spesifieke molekules, wat is die eienskappe van die atmosfeer wat ons hoop om te vind wat ons nie net kry van die korter, naby-infrarooi golflengtes, ”het Charles Beichman van die NASA se Jet Propulsion Laboratory in Pasadena, Kalifornië, hoofondersoeker van die NIRCam- en MIRI-waarnemings van die HR 8799-stelsel gesê. "Ons sal voortbou op wat die grondwaarnemings gedoen het, maar die doel is om dit uit te brei op 'n manier wat sonder Webb onmoontlik sou wees."

Hoe vorm planete?

Een van die navorsers se hoofdoelstellings in albei stelsels is om Webb te gebruik om te help bepaal hoe die eksoplanete gevorm het. Is dit geskep deur 'n opeenhoping van materiaal in die skyf wat die ster omring, verryk in swaar elemente soos koolstof, net soos Jupiter waarskynlik gedoen het? Of het hulle gevorm deur die ineenstorting van 'n waterstofwolk, soos 'n ster, en kleiner geword onder die onverbiddelike trek van swaartekrag?

Atmosferiese grimering kan leidrade gee vir die geboorte van 'n planeet. "Een van die dinge wat ons graag wil verstaan, is die verhouding tussen die elemente wat in die vorming van hierdie planete gegaan het," het Beichman gesê. 'In die besonder vertel koolstof teenoor suurstof baie oor waar die gas vandaan kom wat die planeet gevorm het. Kom dit van 'n skyf wat baie van die swaarder elemente versier, of kom dit van die interstellêre medium? Dit is dus wat ons die koolstof-tot-suurstof-verhouding noem, wat 'n aanduiding is van vormingsmeganismes. '

Om hierdie vrae te beantwoord, sal die navorsers Webb gebruik om dieper in die eksoplanete se atmosfeer te ondersoek. NIRCam meet byvoorbeeld die atmosferiese vingerafdrukke van elemente soos metaan. Daar word ook gekyk na wolkeienskappe en die temperature van hierdie planete. "Ons het reeds baie inligting op hierdie naby-infrarooi golflengtes vanaf grondgebaseerde fasiliteite," het Marshall Perrin van die Space Telescope Science Institute in Baltimore, Maryland, hoofondersoeker van die NIRCam-waarnemings van 51 Eridani b. 'Maar die data van Webb sal baie meer presies en sensitiewer wees. Ons het 'n meer volledige stel golflengtes, insluitend die invul van gapings waar u die golflengtes nie van die grond af kan kry nie. '

Die sterrekundiges sal ook Webb en sy uitstekende sensitiwiteit gebruik om te soek na minder massiewe planete ver van hul ster. "Uit waarnemings op grond weet ons dat hierdie massiewe planete relatief skaars is," het Perrin gesê. 'Maar ons weet ook dat planete met laer massa dramaties meer algemeen voorkom as planete met 'n groter massa vir die binneste dele van stelsels. Die vraag is dus: geld dit ook vir hierdie verdere skeidings? ' Beichman het bygevoeg: "Webb se werking in die koue omgewing van die ruimte laat 'n soeke na flouer, kleiner planete toe, wat onmoontlik is om van die grond af op te spoor."

'N Ander doel is om te verstaan hoe die magdom planetêre stelsels wat tot dusver ontdek is, geskep is.

"Ek dink wat ons vind, is dat daar 'n groot verskeidenheid sonstelsels is," het Perrin gesê. 'U het stelsels waar u hierdie warm Jupiter-planete in baie noue wentelbane het. U het stelsels waar u nie het nie. U het stelsels waar u 'n 10-Jupiter-massa planeet het en een waarin u niks meer massief het as verskeie Aarde nie. Uiteindelik wil ons verstaan hoe die diversiteit van die vorming van die planeetstelsel afhang van die omgewing van die ster, die massa van die ster, allerhande ander dinge, en uiteindelik hoop ons om ons eie sonnestelsel in konteks te plaas. . ”

Die NIRSpec-spektroskopiese waarnemings van HR 8799 en die NIRCam-waarnemings van 51 Eridani is deel van die waarborge-programme waarborg, wat kort na die bekendstelling van Webb later vanjaar gedoen sal word. Die NIRCam- en MIRI-waarnemings van HR 8799 is 'n samewerking van twee instrumentspanne en is ook deel van die waarborgprogram vir gewaarborgde tyd.

Die James Webb-ruimteteleskoop sal die wêreld se voorste ruimte-wetenskapsterrewag wees wanneer dit in 2021 van stapel gestuur word. Webb sal raaisels in ons sonnestelsel oplos, verder kyk na verre wêrelde rondom ander sterre en die geheimsinnige strukture en oorsprong van ons heelal en ons plek ondersoek. daarin. Webb is 'n internasionale program onder leiding van NASA met sy vennote, ESA (European Space Agency) en die Canadian Space Agency.

Donna & # 32 Weaver
Space Telescope Science Institute, & # 32 Baltimore, & # 32 Maryland

Christine & # 32 Pulliam
Space Telescope Science Institute, & # 32 Baltimore, & # 32 Maryland

Gratis aflewering van bestellings van meer as $ 75 en afbetaling van bestellings van meer as $ 350 (uitsluitings geld)

<"closeOnBackgroundClick":true,"bindings":<"bind0":<"fn":"function()<$.fnProxy(arguments,'#headerOverlay',OverlayWidget.show,'OverlayWidget.show')>","type":"quicklookselected","element":".ql-thumbnail .Quicklook .trigger">>,"effectOnShowSpeed":"1200","dragByBody":false,"dragByHandle":true,"effectOnHide":"fade","effectOnShow":"fade","cssSelector":"ql-thumbnail","effectOnHideSpeed":"1200","allowOffScreenOverlay":false,"effectOnShowOptions":"<>","effectOnHideOptions":"<>","widgetClass":"OverlayWidget","captureClicks":true,"onScreenPadding":10>

Waarom by Orion koop?

30 dae geld terug waarborg
Veilige en veilige inkopies
Versending op dieselfde dag
Maklike opbrengste
Verkooppryswaarborg
Gratis tegniese ondersteuning

Waarom by Orion koop?

30 dae geld terug waarborg
Veilige en veilige inkopies
Versending op dieselfde dag
Maklike opbrengste
Verkooppryswaarborg
Gratis tegniese ondersteuning

Koop ons katalogusse

Kyk na ons kleurvolle katalogus, gevul met honderde kwaliteitsprodukte.

E-pos aanmeld

800-447-1001
Telescope.com
& kopie 2002 - Orion-teleskope en 'n verkyker. Alle regte voorbehou

Oor Orion-teleskope en -verkykers

Sedert 1975 bied Orion Telescopes & Binoculars teleskope direk aan klante te koop aan. Ons is nou 'n onderneming wat deur werknemers werk en ons is trots op 'n onwrikbare verbintenis tot die beste gehalte produkte, waarde en ongeëwenaarde kliëntediens. Ons 100% tevredenheidswaarborg sê alles.

Orion bied teleskope aan vir elke vlak: beginner, middel, gevorderd en kundig. Van ons beginnervlak-teleskope vir amateursterrekundiges tot ons Dobsonian-teleskope tot ons mees gevorderde Cassegrain-teleskope en bykomstighede, u kan die beste teleskoop vir u vind. Omdat ons direk verkoop, kan ons u 'n geweldige prys teen 'n goeie prys bied. Nie seker hoe om 'n teleskoop te kies nie? Orion se teleskoopkopersgids is 'n uitstekende plek om te begin.

Orion-verkykers is bekend vir optiese gehalte teen 'n goeie prys. Ons bied 'n verkyker vir elke besienswaardigheid, insluitend astronomiese verkykers, kompakte verkykers, waterdigte verkykers, voëlkykers en sport- en jagkykers.

Orion se teleskoop- en astrofotografie-toebehore sal u teleskoopgenot verbeter sonder om die bank te breek. Brei u kykervaring uit met bykomstighede wat wissel van maanfilters tot kragopwakkerende Barlow-lense tot gevorderde gerekenariseerde teleskoopbevestigings. Neem asemrowende foto's met ons bekostigbare astrofotografie-kameras. En as u kyk na sterre, sal Orion se teleskoopkaste en -bedekkings, waarnemingstoerusting, rooi LED-flitse, sterrekundeboeke en sterrekaarte u waarnemingsessies gemakliker, gemakliker en betekenisvoller maak.

By Orion is ons daartoe verbind om ons kennis en passie vir sterrekunde en astrofotografie aan die amateur-sterrekundegemeenskap te deel. Besoek die Orion-gemeenskapsentrum vir meer inligting oor teleskope, verkykers en astrofotografie. U kan wenke oor astrofotografie vind en u beste astronomieprente hier deel. Dien astronomie-artikels, gebeure en resensies in, en word selfs 'n gewilde Orion-klant!

Ingesluit bykomstighede:

Die Steiner HX 15x56 verkyker is verpak met die gewone opstelling van bykomstighede, wat 'n draagtas, nekband, lensbedekkings, skoonmaakdoek en handleiding insluit:

/> Draagtas

Alhoewel dit goed gemaak is, is die ingeslote sagte draagtas wat ek sou beskryf as goed, heeltemal funksioneel, maar dit ontbreek net 'n bietjie in vergelyking met die allerbeste.

Vir 'n verkyker van hierdie grootte en gewig sou ek verkies om 'n halfvaste ontwerp te sien wat meer beskerming bied as die sagte koffer.

Die verkyker pas baie goed in die koffer en ek hou van die feit dat dit weggebêre kan word met die oogkoppies nog uitgestrek en die lensbedekkings op hul plek is, wat nie altyd die geval is nie.

Toegang tot die binnekant is via 'n groot ritssluiting wat om drie kante van die koffer gaan, en sommige maak dit eenvoudig genoeg om die instrument te vervang of terug te kry.

Alhoewel die gebruik van 'n ritssluiter 'n veilige sluitingsmetode is, sal u as jagter, wildwaarnemer, voëlkop of selfs diegene wat in veiligheidsituasies is, tye wees dat u ekstra versigtig moet wees om nie te veel geraas te maak as u dit gebruik nie. Ek wil byvoeg dat dit egter 'n baie beter en veiliger oplossing is as klittenband wat ook gereeld gebruik word.

Waar ek dink instrumente soos hierdie wat meestal op die jagmark gerig is, kan verbeter, is deur 'n blaadjie uit die Best Hunting Bino-tuig te neem en 'n meer stil en vinniger toegang tot magnetiese sluiting of koord- en lusstelsel te gebruik.

Die tas het sy eie, nie-opgevulde draagriem wat met 'n paar snelsnitte verwyder kan word.

Daar is geen ekstra sakke aan die binnekant of aan die buitekant nie, wat jammer is, want dit kan nuttig wees om 'n paar klein persoonlike voorwerpe, sleutels, geld en die skoonmaakdoek op te berg vir gebruik in die veld.

Nekriem

/> Die nekband wat u by die Steiner HX-verkyker kry, hou baie van en daar is geen twyfel nie dat dit baie beter is as die meeste ander daar buite:

Eerstens is die metode waarop dit aan die instrument geheg word. In plaas van die gewone skuifbalk wat 'n bietjie moeilik is om op te stel, het Steiner 'n vinnige losknip aan die einde van die band wat in 'n reseptor-eterkant van die liggaam van die verkyker klik.

Dit sorg nie net vir 'n baie skoner, geïntegreerde voorkoms nie, maar dit is baie vinniger om die band te verwyder as u dit sou wou hê.

Vervolgens het hulle 'n paar splitringe reg langs hierdie verbindings geplaas, wat beteken dat u hierdie verkyker maklik aan 'n tuig kan heg en steeds hul Clic-Loc-stelsel kan gebruik.

Hierdie ringe het ook 'n ander voordeel deurdat hierdie ekstra vrye beweging beteken dat as u 'n verkyker na die gesig optel, die opgestopte gedeelte agter u nek nie soveel beweeg of draai as wat dit op die een is nie. Ek weet dit is 'n uiters geringe punt, maar dit dra 'n bietjie by tot die gemak.

Die een gebied wat ek wel met die band effens ondervind, is met die opgestopte gedeelte. Ek is seker dat dit dieselfde band is wat by die kleiner 42mm-modelle voorsien word. Hier is hierdie breedte en dikte van die vulling meer as voldoende. Vir hierdie swaarder 56mm-model, moet hierdie gedeelte ideaalweg effens wyer en dieper gevul wees om maksimum gemak te verseker.

Lensdeksels

/> Vir die grootste deel is die objektiewe lensbedekkings wat Steiner vir die grootste deel van hul groter verkyker maak, uitstekend en die wat u met hierdie HX kry, verskil nie.

In plaas daarvan dat dit lyk soos 'n nabetragting of 'n generiese toevoeging wat by die meeste mense die geval is, is dit spesifiek ontwerp vir 'n verkyker.

Eerstens hou ek baie daarvan dat elkeen aan die onderkant van die loop vas is. Dit beteken dat wanneer u besig is om te glas, dit eenvoudig hang, uit die pad en onmoontlik om te plaas, maar altyd handig om vinnig te vervang as u klaar is.

Alhoewel baie verkykers dit nou ook doen, voeg hulle eenvoudig 'n rubberring by die deksel wat om die loop gaan. Dit werk goed genoeg, maar lyk nie naastenby so netjies of so geïntegreerd soos die Steiner-oplossing om 'n klem in 'n reseptor onder elke loop te hê op dieselfde manier waarop die nekband vasgemaak is nie. Dit lyk goed en as u wil of moet, kan dit verwyder word.

Die volgende detail wat ek baie waardeer, is dat elke lensdeksel pas in die einde van die loop en nie verby dit, wat by die meeste ander die geval is. Alhoewel ek nie dink dat dit 'n praktiese voordeel het nie, lyk dit net weer baie mooier en meer geïntegreerd in die hele stelsel.

Die oortreksels is van 'n sagte, maar dik rubber gemaak en lyk vir my baie duursaam. Hulle het die Steiner-logo op die buitekant gebosseleer en sit veilig in die loop en moet dus nie maklik wegkom as u dit nie wil hê nie.

/> Reënwag
Die ooglensdeksel (reënbeschermer) is vervaardig van 'n sagte rubber en is redelik tipies, behalwe dat die bekers 'n bietjie anders as normaal gevorm is om die ligskerms aan die kante van elke oogbeker te kan akkommodeer.

Dit beteken wel dat u presieser as normaal moet wees en die beskerming met die skilde moet opstel as u dit vervang.

Alhoewel dit 'n bietjie fyner is as normaal, wil ek nog steeds hierdie opstelling met die oogskerms hê as oogkoppies daarsonder.

Die wag het 'n buigsame brug tussen die twee koppies, wat beteken dat u die gewenste IPD-instelling kan behou wanneer u dit vervang. Nog 'n klein punt wat ek ken, maar dit kan irriterend wees vir die bino's waar jy die skarnier moet oopmaak elke keer as jy dit klaar gebruik.

Daar is ook 'n lus aan die regte koppie wat u deur die nekband kan ryg as u sou wou.

Skoonmaakdoek
Steiner voorsien hierdie vullisdromme van 'n goeie gehalte mikrofiberlap wat in sy deursigtige plastieksak kom. Alhoewel dit omtrent so goed is as wat dit raak, sal ek steeds aanbeveel om in 'n lensskoonmaakstel te belê vir die beste skoonmaak en instandhouding van die lense.

Waarborg
Soos in alle Steiner-verkykers, word dit in die VS deur hul lewenslange waarborg gedek. In Europa glo ek dat hulle met 'n waarborg van 30 jaar gedek word.

Wêreld se grootste teleskoop om uiteindelik sterre te sien sonder kunsmatige spykers

As u uitkyk na die grootste beelde van die heelal, is daar 'n paar besienswaardighede wat ons herinneringe verlig en ons verbeelding laat opvlam. Ons kan die planete in ons eie sonnestelsel tot in ongelooflike besonderhede sien, sterrestelsels wat miljoene of selfs miljarde ligjare weg lê, newels waar nuwe sterre gebore word, en sterreste wat 'n skrikwekkende, fatalistiese blik gee op ons kosmiese verlede en ons eie Sonnestelsel se toekoms. Maar die mees algemene gesig van almal is sterre wat oral lê en in enige rigting waarna ons wil kyk, beide in ons eie Melkweg en daarbuite. Van teleskope op die grond tot by Hubble kom sterre byna altyd met spykers daarop: 'n beeldartefak as gevolg van hoe teleskope gebou word. Terwyl ons voorberei vir die volgende generasie teleskope, val een daarvan - die 25 meter Reuse Magellaan-teleskoop - egter op: dit is die enigste wat nie hierdie kunsmatige spykers sal hê nie.

Daar is in beginsel baie maniere om 'n teleskoop te maak. Al wat u hoef te doen is om lig vanuit die heelal op 'n enkele vlak te versamel en te fokus. Vroeë teleskope is gebou op die konsep van 'n refractor, waar die inkomende lig deur 'n groot lens gaan en dit afwaarts fokus op 'n enkele punt, waar dit dan op 'n oog, 'n fotografiese plaat of (op meer moderne wyse) geprojekteer kan word. 'n digitale beeldstelsel. Maar die refraktore is basies beperk tot hoe groot u fisies 'n lens kan bou tot die nodige kwaliteit. Hierdie teleskope is skaars 'n maksimum van 1 meter in deursnee. Aangesien die kwaliteit van wat u kan sien, bepaal word deur die deursnee van u diafragma, beide in terme van resolusie en ligversameling, het refraktore meer as 100 jaar gelede uit die mode geraak.

Maar 'n ander ontwerp - die weerkaatsende teleskoop - kan baie kragtiger wees. Met 'n baie weerkaatsende oppervlak kan 'n behoorlik gevormde spieël inkomende lig op een punt fokus, en spieëls kan geskep, gegiet en gepoleer word tot baie groter groottes as wat lense kan doen. Die grootste enkelspieël-weerkaatsers kan tot 8 meter in deursnee wees, terwyl gesegmenteerde spieëlontwerpe nog groter kan word. Op die oomblik is die gesegmenteerde Gran Telescopio Canarias, met 'n deursnee van 10,4 meter, die grootste ter wêreld, maar twee (en moontlik drie) teleskope sal die rekord in die komende dekade breek: die 25 meter Reuse Magellan-teleskoop (GMT) en die 39 meter Extremely Large Telescope (ELT).

Albei is weerkaatsende teleskope met baie segmente wat gereed is om die heelal soos nog nooit tevore voor te stel nie. Die ELT is groter, bestaan uit meer segmente, is duurder, en moet 'n paar jaar na GMT voltooi word, terwyl die GMT kleiner is, bestaan uit minder (maar groter) segmente, goedkoper is en al sy eerste belangrike mylpale. Dit sluit in:

opgrawings wat in Februarie van 2018 begin het,
beton giet in 2019,
'n voltooide omheining teen weer teen 2021,
die aflewering van die teleskoop teen 2022,
die installering van die eerste primêre spieëls teen vroeg in 2023,
eerste lig teen die einde van 2023,
eerste wetenskap in 2024,
en 'n geskeduleerde voltooiingsdatum teen die einde van 2025.

Dit is binnekort! Maar selfs met daardie ambisieuse skedule, is daar een groot optiese voordeel wat GMT het, nie net bo die ELT nie, maar bo alle reflektore: dit sal nie diffraksiespieke op sy sterre hê nie.

Hierdie spykers wat u gewoond is om te sien, van sterrewagte soos Hubble, kom nie uit die primêre spieël self nie, maar uit die feit dat daar nog 'n stel weerkaatsings moet wees wat die lig op sy eindbestemming fokus. As u die weerkaatsde lig fokus, moet u egter 'n manier om 'n sekondêre spieël te plaas en ondersteun om die lig weer op sy eindbestemming te fokus. Daar is eenvoudig geen manier om te verhoed dat u steun het om daardie sekondêre spieël vas te hou nie, en daardie steun sal die lig in die pad steek. Die nommer en die rangskikking van die stutte vir die sekondêre spieël bepaal die aantal spykers - vier vir Hubble, ses vir James Webb - wat u op al u beelde sal sien.

Alle weerkaatsers op die grond het hierdie afbrekingspieke, en so ook die ELT. Die gapings tussen die 798 spieëls dra, ondanks die feit dat hulle net 1% van die oppervlak uitmaak, by tot die grootte van die spykers. Elke keer as u 'n prentjie sien wat flou is, wat ongelukkig naby iets helder en helder is - soos 'n ster - het u hierdie afbrekingspieke waarmee u te make het. Selfs deur skuifbeelding te gebruik, wat twee byna identiese beelde neem wat net effens verkeerd geposisioneer is en dit aftrek, kan u nie heeltemal van hierdie spykers ontslae raak nie.

Maar met sewe enorme spieëls van 8 meter in deursnee wat gerangskik is met een sentrale kern en ses sirkelvormige sirkels rondom dit, is die GMT briljant ontwerp om hierdie afbrekingspieke uit te skakel. Hierdie ses buitenspieëls, soos hulle gerangskik is, maak voorsiening vir ses baie klein, smal gapings wat vanaf die rand van die versamelgebied tot in die sentrale spieël strek. Daar is verskeie "spinnekoparms" wat die sekondêre spieël op hul plek hou, maar elke arm is presies geposisioneer om presies tussen die spieëlgapings in te loop. Omdat die arms niks van die lig wat deur die buitenspieëls gebruik word, blokkeer nie, is daar glad nie spykers nie.

In plaas daarvan, as gevolg van hierdie unieke ontwerp - insluitend die gapings tussen die verskillende spieëls en die spinnekoparms wat die sentrale hoofspieël kruis - is daar 'n nuwe stel artefakte: 'n stel sirkelvormige krale wat langs ringagtige paaie verskyn (bekend as Airy ringe) omring van elke ster. Hierdie krale verskyn as leë kolle in die prentjie en is onvermydelik gebaseer op hierdie ontwerp wanneer u ook al kyk. Hierdie krale het egter 'n lae amplitude en is slegs oombliklik, aangesien die lug en die teleskoop deur die loop van 'n nag draai, en hierdie krale sal ingevul word namate 'n lang blootstelling beeld ophoop. Na ongeveer 15 minute, sal die krale heeltemal ingevul word, byna elke beeld moet bereik.

Die netto resultaat is dat ons ons eerste teleskoop van wêreldgehalte sal hê wat sterre presies soos hulle sal kan sien: met geen afbrekingspieke om hulle nie! Daar is 'n effense kompromie in die ontwerp om hierdie doel te bereik, waarvan die grootste is dat u 'n bietjie ligversamelingskrag verloor. Terwyl die GMT-end-tot-einde-deursnee, soos ontwerp, 25,4 meter is, het u 'slegs' 'n versamelarea wat ooreenstem met 'n 22,5 meter-deursnee. Die geringe verlies aan resolusie en ligversamelingskrag is egter meer as goedgemaak as u oorweeg wat hierdie teleskoop kan doen wat dit onderskei van alle ander.

Dit sal resolusies van tussen 6-10 milliboogsekondes bereik, afhangende van watter golflengte u kyk: tien keer so goed as wat Hubble kan sien, met snelhede 100 keer so vinnig. Afgeleë sterrestelsels word afgebeeld na afstande van tien biljoen ligjare, waar ons hul rotasiekurwes kan meet, na handtekeninge van samesmeltings kan soek, galaktiese uitvloei kan meet, na stervormingstreke en ionisasie-handtekeninge kan soek. Ons kan die aardagtige eksoplanete, insluitend Proxima b, direk afbeeld tot êrens tussen 15-30 ligjaar ver. Jupiteragtige planete sal meer as 300 ligjare sigbaar wees. Ons meet ook die intergalaktiese medium en die elementêre oorvloed van materie oral waar ons kyk. Ons sal die vroegste supermassiewe swart gate vind.

En ons sal direkte, spektroskopiese metings van individuele sterre in oorvol trosse en omgewings doen, die onderbou van nabygeleë sterrestelsels ondersoek en nabye binêre, trinaire en meestersterstelsels waarneem. Dit sluit selfs sterre in die galaktiese sentrum in, wat ongeveer 25 000 ligjare weg is. Natuurlik, sonder afbrekingspieke.

In vergelyking met wat ons tans met die grootste sterrewagwêreld kan sien, sal die volgende generasie teleskope op die grond 'n rits nuwe grense oopmaak wat die sluier van die geheimsinnigheid wat die onsigbare Heelal omhul, sal terugtrek. Benewens planete, sterre, gas, plasma, swart gate, sterrestelsels en newels, sal ons na voorwerpe en verskynsels soek wat ons nog nooit gesien het nie. Totdat ons kyk, het ons geen manier om presies te weet watter wonders die Heelal op ons wag nie. As gevolg van die slim en innoverende ontwerp van die Giant Magellan Telescope, sal die voorwerpe wat ons gemis het as gevolg van afbrekingspunte van helder, nabygeleë sterre, skielik onthul word. Daar is 'n heel nuwe heelal wat waargeneem kan word, en hierdie unieke teleskoop sal openbaar wat niemand anders kan sien nie.

Kyk na die rand van geen terugkeer

Stel u voor dat u 'n natuurlike teleskoop kragtiger maak as enige ander teleskoop wat tans werk. Stel jou voor dat jy dit gebruik om nader aan die rand van 'n swart gat te kyk waar die mond soos 'n straal is wat superwarm gelaaide deeltjies vorm en miljoene ligjare in die ruimte spoeg. Dit lyk asof die taak een tot die rand van geen terugkeer neem, 'n gewelddadige plek vier miljard ligjare van die aarde af. Daardie plek word 'n kwasar genaamd PKS 1257-326 genoem. Sy flou vonkel in die lug kry die meer pakkende naam van 'n & # 8216blazar & # 8216, wat beteken dat dit 'n kwasar is wat dramaties in helderheid wissel, en 'n selfs misterieuse, binneste swart gat met 'n enorme swaartekrag kan masker.

Die lengte van 'n teleskoop wat nodig is om in die mond van die baadjie te loer, moet groot wees, ongeveer 'n miljoen kilometer breed. Maar net so 'n natuurlike lens is gevind deur 'n span Australiese en Europese sterrekundiges, die lens is opvallend 'n wolk van gas. Die idee van 'n uitgebreide, natuurlike teleskoop lyk te elegant om nie in te kyk nie.

Die tegniek, genaamd & # 8216 Earth-Orbit Synthesis & # 8217, is die eerste keer deur dr Jean-Pierre Macquart van die Universiteit van Groningen in Nederland en CSIRO & # 8216's dr David Jauncey uiteengesit in 'n referaat wat in 2002 gepubliseer is. Die nuwe tegniek belowe navorsers die die vermoë om besonderhede van ongeveer 10 mikrosekondes oor te dra en gelykstaande aan die sien van 'n suikerblokkie op die maan vanaf die aarde.

Dr. Hayley Bignall, wat swartgatstrale in kwasars bestudeer met die unieke gaswolk-teleskoop. Krediet: JIVE

& quotDit is honderd keer fyner besonderhede as wat ons met enige ander huidige tegniek in die sterrekunde kan sien, & quot sê Dr. Hayley Bignall, wat onlangs haar PhD aan die Universiteit van Adelaide voltooi het en nou by JIVE, die Joint Institute for Very Long Baseline, is Interferometrie in Europa. & quot Dit is tienduisend keer beter as wat die Hubble-ruimteteleskoop kan doen. En dit is so kragtig soos enige toekomstige ruimte-gebaseerde optiese en X-straalteleskope. & Quot

Bignall het die waarnemings gedoen met die CSIRO Australia Telescope Compact Array radioteleskoop in die ooste van Australië. Wanneer sy na 'n mikro-sekonde verwys, is dit 'n maat van die hoekgrootte of hoe groot 'n voorwerp lyk. As die lug byvoorbeeld as 'n halfrond deur grade gedeel word, is die eenheid ongeveer 'n derde van 'n miljardste van een graad.

Hoe werk die grootste teleskoop? Die gebruik van die lomp in 'n wolk gas is nie heeltemal onbekend vir nagkykers nie. Soos atmosferiese onstuimigheid die sterre laat blink, het ons eie sterrestelsel 'n soortgelyke onsigbare atmosfeer van gelaaide deeltjies wat die leemtes tussen sterre vul. Enige opeenhoping van hierdie gas kan natuurlik 'n lens vorm, net soos die digtheid van die lug na die glas gebuig word en die lig fokus wat Galileo die eerste keer gesien het toe hy sy eerste teleskoop na die ster gewys het. Die effek word ook skitter genoem, en die wolk werk soos 'n lens.

Illustrasie van kwasarstraal, ingelegde groen bo links en illustrasie van die hoë-energie deeltjiestroom uit kwasar GB1508 + 5714. Die insteekbeeld word beskou as die mees verafgeleë röntgenstraal, op 12 miljard ligjare ver. Die straal self strek 'n monsteragtige 100 000 ligjare alleen. Krediet: M. Weiss, Chandra X-Ray Facility, Harvard

Om beter te sien as iemand anders is miskien opmerklik, maar hoe om te besluit waarheen om eers te soek? Die span is veral geïnteresseerd in die gebruik van & # 8216Aard-Orbit Synthesis & # 8217 om naby swart gate in kwasars te kyk, wat die super-helder kern van verre sterrestelsels is. Hierdie kwasars onderwerp sulke klein hoeke aan die hemel dat dit bloot ligpunte of radio-emissie is. Op radiogolflengtes is sommige kwasars klein genoeg om in ons atmosfeer van gelaaide deeltjies te vonkel, die geïoniseerde interstellêre medium genoem. Kwasars vonkel of wissel baie stadiger as wat die vonkeling met sigbare sterre verband hou. Waarnemers moet dus geduldig wees om dit te sien, selfs met behulp van die kragtigste teleskope. Enige verandering binne minder as 'n dag word as vinnig beskou. Die vinnigste skintillators het seine wat binne minder as 'n uur verdubbel of sterk word. In werklikheid trek die beste waarnemings tot dusver voordeel uit die jaarlikse beweging van die Aarde, aangesien die jaarlikse variasie 'n volledige beeld gee, wat sterrekundiges moontlik in staat stel om die gewelddadige veranderinge in die mond van 'n swartgatstraler te sien. Dit is een van die span se doelwitte: & quotto sorg binne 'n derde van 'n ligjaar van die basis van een van hierdie stralers, & quot volgens dr David Jauncey van CSIRO. & quotDit is die & # 8216 sake-einde & # 8217 waar die straler gemaak word. & quot

Dit is nie moontlik om & quotsee & quot in 'n swart gat nie, want hierdie ineengestorte sterre is so dig, dat hul oorweldigende swaartekrag nie eens toelaat dat lig ontsnap nie. Slegs die gedrag van materie buite 'n horison 'n entjie weg van 'n swart gat kan aandui dat dit selfs bestaan. Die grootste teleskoop kan die sterrekundiges help om die grootte van 'n straal aan die basis daarvan te verstaan, die patroon van magnetiese velde daar en hoe 'n straal met verloop van tyd ontwikkel. & quot; Ons kan selfs na veranderinge soek terwyl materie naby die swart gat afdwaal en langs die strale uitgespoeg word, & quot; sê dr Macquart.

Die tydskrif Astrobiology het die geleentheid gehad om met Hayley Bignall te gesels oor hoe om 'n teleskoop uit gaswolke te maak en waarom dieper as enigiemand vantevore gekyk kan word, insig in merkwaardige gebeure naby swart gate.

Astrobiologietydskrif (AM): Hoe het u die eerste keer belanggestel om gaswolke te gebruik as deel van 'n natuurlike fokus vir die oplossing van voorwerpe wat baie ver is?

Hayley Bignall (HB): Die idee van die gebruik van interstellêre skintillasie (ISS), 'n verskynsel as gevolg van radiogolfverspreiding in onstuimige, geïoniseerde Galaktiese gas & quotclouds & quot, om baie verre, kompakte voorwerpe op te los, verteenwoordig die konvergensie van 'n paar verskillende navorsingslyne, so ek sal dit uiteensit 'n bietjie van die historiese agtergrond.

X-straalstraal vanaf die middelpunt van Centaurus A, die naaste aktiewe sterrestelsel aan die Aarde, op 10 miljoen ligjare weg. Die raaisel van waarom alle materie nie kan ontsnap uit die middel van hierdie reuse elliptiese sterrestelsel nie (as daar 'n swart gat is), maar 'n fyn straal word uitgeslaan, is verontrustend. Krediet: NASA Chandra / NOAA / NSF

In die 1960's het radiosterrekundiges 'n ander soort skintillasie, interplanetêre skintillasie, gebruik as gevolg van die verspreiding van radiogolwe in die sonwind, om die boogsekonde (1 boogsekonde = 1/3600 grade boog) se hoekgroottes vir radiobronne te meet. Dit was 'n hoër resolusie as wat destyds op ander maniere bereik kon word. Maar hierdie studies het grotendeels langs die pad geval met die koms van Very Long Baseline Interferometry (VLBI) in die laat 1960's, wat direkte beelding van radiobronne met 'n veel hoër hoekoplossing moontlik gemaak het, en VLBI bereik 'n resolusie beter as 'n miljard sekonde.

Ek het persoonlik belanggestel in potensiële gebruike van interstellêre skittering deur betrokke te raak by studies oor radiobronveranderlikhede en veral # 8211, veranderlikheid van & quotblazars & quot. Blazar is 'n pakkende naam wat toegepas word op sommige kwasars en BL Lacertae-voorwerpe, oftewel Active Galactic Nuclei (AGN), wat waarskynlik supermassiewe swart gate bevat as hul & quot; sentrale enjins & quot; met kragtige strale van energieke, uitstralende deeltjies wat amper reguit na ons toe is .

Ons sien dan die effekte van relativistiese straling in die straling vanaf die straal, insluitend vinnige wisselvalligheid in intensiteit oor die hele elektromagnetiese spektrum, van radio tot hoë-energie gammastrale. Die meeste van die waargenome variasies in hierdie voorwerpe kon verklaar word, maar daar was 'n probleem: sommige bronne het 'n baie vinnige, intradagse wisselvalligheid getoon. As sulke kort tydskaalveranderlikhede by sulke lang (sentimeter) golflengtes intrinsiek was met die bronne, sou dit heeltemal te warm wees om jare lank rond te bly, soos baie waargeneem word. Bronne wat warm is, moet al hul energie vinnig uitstraal, soos X-strale en gammastrale. Aan die ander kant was dit alreeds bekend dat interstellêre skittering radiogolwe beïnvloed, en die vraag of die baie vinnige radioveranderlikheid inderdaad ISS was, of intrinsiek tot die bronne, was 'n belangrike vraag om op te los.

Die gaswolk teleskoop & # 8211 onstuimigheid in die geïoniseerde gaswolk tree op soos 'n lens, wat die radiogolwe vanaf die kwasar fokus, wat die sein sterker laat lyk. Soos die skerm van geïoniseerde gas verbybeweeg, word die golwe herhaaldelik gefokus en defokus, wat die sein laat styg en daal in sterkte (onderste inlas). Op sommige tye van die jaar beweeg beide die aarde en die wolk & # 8216lense in dieselfde rigting, en die waargenome variasies is stadig, maar ses maande later beweeg hulle in teenoorgestelde rigtings en is die variasies vinnig.
Krediet: & kopieer Renee Dillon

Tydens my PhD-navorsing het ek toevallig 'n vinnige wisselvalligheid in die kwasar (blazar) PKS 1257-326 gevind, wat een van die drie snelste radioveranderlike AGN is wat ooit waargeneem is. Ek en my kollegas kon beslis toon dat die vinnige radioveranderlikheid te wyte was aan ISS [scintillation]. Die saak vir hierdie spesifieke bron het bygedra tot toenemende bewyse dat die wisselvalligheid binne dae in die algemeen hoofsaaklik aan ISS te wyte is.

Bronne wat ISS toon, moet baie klein, mikro-vierkante, hoekige groottes hê. Waarnemings van ISS kan op hul beurt gebruik word om & quotmap & quot; bronstruktuur met 'n mikrosekonde resolusie. Dit is 'n baie hoër resolusie as wat selfs VLBI kan bereik. Die tegniek is in 2002 deur twee van my kollegas, dr Jean-Pierre Macquart en dr David Jauncey, uiteengesit.

Die kwasar PKS 1257-326 was 'n baie mooi proefkonyn en waarmee hy kon aantoon dat die tegniek regtig werk.

AM: Die beginsels van skittering is sigbaar vir enigiemand, selfs sonder 'n teleskoop, korrek & # 8211 waar 'n ster vonkel omdat dit 'n baie klein hoekie in die lug bedek (so ver weg is), maar 'n planeet in ons sonnestelsel skitter nie sigbaar nie? Is dit 'n billike vergelyking van die beginsel om afstande visueel met skittering te skat?

HB: Die vergelyking met die sien van sterre skitter as gevolg van atmosferiese skittering (as gevolg van onstuimigheid en temperatuurskommelings in die Aarde en atmosfeer) is 'n billike een, die basiese verskynsel is dieselfde. Ons sien nie dat planete vonkel nie, want hulle het veel groter hoekgroottes & # 8211 die skittering word uitgedroog & quot oor die planeet se deursnee. In hierdie geval is dit natuurlik omdat die planete so naby aan ons is dat hulle groter hoeke aan die lug onderwerp as sterre.

Skittering is egter nie regtig nuttig om afstande tot kwasars te bereken nie: voorwerpe wat verder weg is, het nie altyd kleiner hoekgroottes nie. Byvoorbeeld, alle pulsars (draai neutronsterre) in ons eie Galaxy skitter omdat hulle baie klein hoekgroottes het, baie kleiner as enige kwasar, alhoewel kwasars dikwels miljarde ligjare weg is. Trouens, skittering is gebruik om pulsarafstande te skat. Maar vir kwasars is daar baie faktore behalwe afstand wat hul skynbare hoekgrootte beïnvloed, en om sake verder te bemoeilik, op kosmologiese afstande, wissel die hoekgrootte van 'n voorwerp nie meer as die inverse afstand nie. Oor die algemeen is die beste manier om die afstand tot 'n kwasar te skat, die rooi verskuiwing van sy optiese spektrum te meet. Dan kan ons gemete hoekskale omskakel (bv. Van skintillasie of VLBI-waarnemings) na liniêre skale met die rooi skuif van die bron

AM: Die teleskoop soos beskryf, bied 'n kwasar-voorbeeld wat 'n radiobron is en waargeneem word dat dit oor 'n hele jaar wissel. Is daar natuurlike perke aan die soorte bronne of die lengte van waarneming?

HB: Daar is afsnitte met hoekgrootte, waarna die skittering geblus word & quot. 'N Mens kan die verspreiding van die helderheid van die radiobron voorstel as 'n klomp onafhanklike skitterende & quotpatches & quot van 'n gegewe grootte, sodat namate die bron groter word, die aantal sulke kolle verhoog, en uiteindelik sal die skittering oor al die kolle gemiddeld wees, sodat ons ophou om let op enige variasies. Uit vorige waarnemings weet ons dat die vorm van die radiospektrum vir ekstragalaktiese bronne baie te make het met hoe kompak 'n bron is & # 8211 bronne met & quotflat & quot of & quotinverted & quot radiospektra (dws die vloeidigtheid wat na korter golflengtes toeneem) is meestal die meeste kompakte. Hierdie is ook geneig om & quotblazar & quot-tipe bronne te wees.

Wat die lengte van die waarneming betref, is dit nodig om baie onafhanklike monsters van die skitterpatroon te verkry. Dit is omdat skintillasie 'n stogastiese proses is, en dat ons statistieke van die proses moet ken om nuttige inligting te kan onttrek. Vir vinnige skintillators soos PKS 1257-326, kan ons 'n voldoende voorbeeld van die skitterpatroon kry uit slegs een, tipiese waarnemingsessie van 12 uur. Stadiger skintillators moet oor 'n paar dae waargeneem word om dieselfde inligting te kry. Daar is egter 'n paar onbekendes om op te los, soos die grootsnelheid van die verstrooiing en kwotasieskerm & quot in die Galaktiese interstellêre medium (ISM). Deur met tussenposes oor 'n hele jaar waar te neem, kan ons hierdie snelheid oplos & # 8211, en belangriker nog: ons kry ook tweedimensionele inligting oor die skitterpatroon en dus die bronstruktuur. Wanneer die aarde om die son gaan, sny ons die skitterpatroon effektief onder verskillende hoeke deur, aangesien die relatiewe Aarde / ISM-snelheid deur die loop van die jaar wissel. Ons navorsingsgroep noem hierdie tegniek & quotEarth Orbital Synthesis & quot, aangesien dit analoog is aan & quotEarth rotation synthesis & quot, 'n standaardtegniek in radiointerferometrie.

AM: Volgens 'n onlangse skatting van die aantal sterre aan die hemel is daar tien keer meer sterre in die bekende heelal as sandkorrels op die aarde. Kan u beskryf waarom stralers en swart gate interessant is as voorwerpe wat moeilik is om op te los, selfs met behulp van huidige en toekomstige ruimteteleskope soos Hubble en Chandra?

HB: Die voorwerpe wat ons bestudeer is van die mees energieke verskynsels in die heelal. AGN kan tot

10 13 (10 tot 10, of 10 000 biljoen) helderder as die son. Dit is uniek en laboratoriums vir hoë-energie fisika. Astrofisici wil die prosesse wat betrokke is by die vorming van hierdie geweldig kragtige stralers naby die sentrale supermassiewe swart gat, ten volle verstaan. Met behulp van skittering om die binneste streke van radiostralers op te los, loer ons naby die & quotnozzle & quot waar die straler vorm & # 8211 nader aan die aksie as wat ons met enige ander tegniek kan sien!

AM: In u navorsingsartikel wys u daarop dat hoe vinnig en hoe sterk die radioseine wissel, afhang van die grootte en vorm van die radiobron, die grootte en struktuur van die gaswolke, die Aarde se spoed en rigting terwyl dit om die Son, en die snelheid en rigting waarin die gaswolke beweeg. Is daar ingeboude aannames oor die vorm van die gaswolk & # 8216lens of die vorm van waargenome voorwerp wat toeganklik is met die tegniek?

Alhoewel die ringnevel nie nuttig is nie, het dit die suggestiewe voorkoms van 'n verre teleskooplens. 2.000 ligjare ver in die rigting van die konstellasie, Lyra, word die ring gevorm in die laat stadiums van die innerlike ster en sy lewe, wanneer dit 'n dik en uitbreidende buitenste gaslaag afwerp. Krediet: NASA Hubble HST

HB: In plaas daarvan om aan gaswolke te dink, is dit miskien meer akkuraat om 'n faseveranderende en kwotiese skerm van geïoniseerde gas of plasma voor te stel wat 'n groot aantal selle van turbulensie bevat. Die belangrikste aanname wat die model betref, is dat die grootte skaal van die onstuimige skommelinge 'n kragsregtelike spektrum volg en dit blyk 'n redelike aanname te wees, uit wat ons weet oor die algemene eienskappe van turbulensie. Die turbulensie kan verkieslik in 'n bepaalde rigting verleng word as gevolg van die magnetiese veldstruktuur in die plasma, en in beginsel kan ons inligting hieroor verkry uit die waargenome skintillasiepatroon. Ons kry ook inligting uit die skitterpatroon oor die vorm van die waargenome voorwerp, daarom is daar geen ingeboude aannames daaroor nie, hoewel ons in hierdie stadium slegs heel eenvoudige modelle kan gebruik om die bronstruktuur te beskryf.

AM: Is vinnige skintillators 'n goeie teiken om die vermoëns van die metode uit te brei?

Die Very Large Array (VLA) radioteleskoop, om na nuwe teikens te soek?
Krediet: NRAO

HB: Vinnige skintillators is goed, net omdat dit nie soveel waarnemingstyd benodig as stadiger skintillators om dieselfde hoeveelheid inligting te kry nie. Die eerste drie & quotintra-uur & quot-scintillators het ons baie geleer oor die skintillasieproses en oor hoe om te doen & quotEarth Orbit Synthesis & quot.

AM: Is daar addisionele kandidate vir toekomstige waarnemings beplan?

HB: Ek en my kollegas het onlangs 'n groot opname met die Very Large Array in Nieu-Mexiko onderneem om nuwe skitterende radiobronne te soek. Die eerste resultate van hierdie opname, gelei deur dr Jim Lovell van die CSIRO & Australia Telescope National Facility (ATNF), is onlangs in die Astronomical Journal (Oktober 2003) gepubliseer. Van die 700 platspektrum radiobronne wat waargeneem is, het ons meer as 100 bronne gevind wat 'n beduidende wisselvalligheid in intensiteit oor 'n periode van drie dae getoon het. Ons doen opvolgwaarnemings om meer te wete te kom oor die bronstruktuur op ultra-kompakte, mikro-vierkante skale. Ons sal hierdie resultate vergelyk met ander broneienskappe, soos emissie op ander golflengtes (opties, X-straal, gammastraal) en struktuur op groter ruimtelike skale, soos gesien met VLBI. Op hierdie manier hoop ons om meer te wete te kom oor hierdie baie kompakte temperatuurbronne met 'n hoë helderheid, en ook om meer te leer oor die eienskappe van die interstellêre medium van ons eie Melkweg.

Dit lyk asof die rede vir baie vinnige skittering in sommige bronne is dat die plasma- en kwotasieskerm en die grootste gedeelte van die skittering binne 100 ligjare van die sonnestelsel af is. Hierdie nabygeleë kwotasieskerms is blykbaar redelik skaars. Ons opname het baie min vinnige sprankelaars gevind, wat ietwat verrassend was omdat twee van die drie vinnigste bekende sprankelaars opreg ontdek is. Ons het gedink dat daar nog baie sulke bronne sou wees!