Astronomiya

Günəş tacının nisbi parlaqlığı

Günəş tacının nisbi parlaqlığı

Yaxınlaşacaq günəş tutulmasına hazırlıq dövründə totallity zamanı tacın bəzi (ümid edirəm) yaxşı fotolarını çəkə bilmək üçün fotoqraflığımı tətbiq etmək istərdim.

Günəş tacının parlaqlığı nədir? Dolunayla (və ya digər səmavi hadisələrlə) müqayisədə nə qədər parlaqdır?

"Almaz üzük" zamanı hansı məqamda təhlükəsizlik avadanlığı olmadan təhlükəsiz baxmaq çox parlaq olur və almazın nisbi parlaqlığı nədir?


Korona, günəş yaxınlığındakı daxili hissədən bir neçə günəş radiusundakı xarici hissəyə qədər parlaqlığı ilə kəskin şəkildə dəyişir. Ən daxili hissə ən parlaqdır; ISO 100 və f5.6-da, ~ 1/125 saniyəlik bir ifşa onu ələ keçirəcəkdir. Beləliklə, təxminən dolunay ilə eyni parlaqlıqdır. Xarici tac, bəlkə də yarım saniyəlik daha uzun müddətə məruz qalmağı tələb edəcək, ancaq qeyd edin ki, izləmə qurğusundan istifadə etmirsinizsə, günəş uzun bir lenslə nəzərəçarpacaq dərəcədə hərəkət edəcək, buna görə bəzi bulanıklıqlar meydana gələ bilər. Ümumiyyətlə, hilal ayında məşq etmək sizə tacın dinamik diapazonu haqqında olduqca yaxşı bir fikir verəcəkdir.

Brilyant üzüyə, günəş diskinin görünməmiş hissəsi kimi birbaşa baxmaq təhlükəlidir; ilk baxışdan və ya daha erkən baxmalısan.

İnternette səpələnmiş daha çox detal var, ehtimal ki, indiyə qədər tapmısınız. Yaxşı bir baxış http://www.mreclipse.com/Totality2/TotalityCh12-3.html#SEExpoTab


Bu cavab deyil, tutulmanın fotoqrafiyasının necə getdiyinə dair bir yeniləmədir.

ISO 400 və f / 5.6-da (300 mm lensimlə məhdudlaşan) 1/3200 ilə 1/80 saniyə arasında dəyişən doqquz 0,7 dayanma braketi düzəltdim, bu da korona və yalnız patlama olduğu ortaya çıxdı. əlavə şəkillərdə görə bilməli olduğunuz yerlər.


Günəş tacının nisbi parlaqlığı - Astronomiya

Tam ölçülü GIF üçün şəkil vurun

Kolorado ştatının Boulder Yüksək Hündürlük Rəsədxanasından olan ekspedisiyalar tərəfindən Hindistan (1980) və Filippinlərdə (1988) yerləşən yerlərdən götürülmüş 1980 Fevral (yuxarıda) və 1988 Martda (aşağıda) ümumi günəş tutulması görüntüləri. Qeyd edək ki, 1980-ci ildə çəkilmiş şəkil, yaxınlığında çəkilmişdir maksimum günəş fəaliyyət dövrü Günəşin gizli disk ətrafında bütün azimutlarda yerləşən bir çox axınları göstərir. Dövrdə daha sonra, təxminən bir il keçmiş çəkilmişdir minimum, 1988-ci il şəklində bir neçə iri (şüşə formalı) göstərilir dəbilqə axınları N45 ilə S45 arasındakı enliklərlə məhdudlaşır. Böyük miqyaslı, sıx quruluşlu dəbilqə axınları bir neçə günəş fırlanmasından birdən çoxuna qədər ömürlərini ölçdülər.

Bu müşahidələrin hər ikisi üçün Ağ İşıq Koronal Kamera olaraq bilinən xüsusi bir teleskop istifadə edilmişdir. Ayın qaranlıq mərkəzi görüntüsünün diametrinin yarısı bir günəş radiusunun məsafəsinə bərabərdir.

Tam ölçülü JPEG üçün şəkilə vurun

Tarixin çox hissəsində tac tədqiqatlarında müşahidənin yalnız tam günəş tutulmasının xüsusi astronomik vəziyyəti zamanı mümkün olduğu sadə həqiqət üstünlük təşkil etmişdir. Hər il iki ilə beş arasında Günəş tutulması olur, lakin bir çoxu okeanlar üzərində baş verir və asanlıqla sənədləşdirilmir. Bəziləri cəmi deyil, yalnız qismən və ya dairəvi olmaqla, tutulma müşahidə üçün yaxşı bir fürsət yalnız iki və ya üç ildən bir gəlir. Günəş tutulmaları da qısadır, cəmin orta müddəti cəmi iki-üç dəqiqədir, tacın təkamülünü öyrənmək səylərini bir tutulma müşahidəsindən digərinin tacındakı dəyişiklikləri izləməyə məhdudlaşdırır.

Günəşdə fəaliyyət göstərən bir sıra təbii vaxt qrafiki var. Günəş hər 27 gündə bir dəfə öz yerində fırlanır (yerdən göründüyü kimi) və günəş ləkələrindən istifadə edərək ən çox aşkarlanan maqnit dəyişmə dövrü 11 ​​illik dalğalanmadır. Tacın quruluşundakı digər dəyişikliklər, günün bir hissəsinə qədər dəyişən müxtəlif zaman tərəzilərində baş verir. Beləliklə, günəş tacının araşdırılmasında irəliləyiş, bir sıra tam günəş tutulmalarının yerüstü müşahidələrini izləyərək günəş tacının dəyişmələrini araşdırmaq üçün mövcud idi. Tam tutulma zamanı görülən ağ işıq tacı, günəş işığının elektronlar tərəfindən tac içərisinə səpələnməsinin nəticəsidir.

Tam ölçülü JPEG üçün şəkilə vurun

Biri yerdən, biri kosmosdan götürülmüş iki tac şəklinin birləşməsi. Mərkəzi görüntü yumşaq rentgen şəklində bir alət tərəfindən hazırlanmışdır Yohkoh ("Sunbeam") peyki (Yaponiya), maqnetik üstünlük təşkil edən alt tacda ilk növbədə qapalı maqnit quruluşlarında çox isti plazmanı göstərir. Mavi-ağ rəngli görüntü eyni zamanda Havaydakı Mauna Loa-da qurulmuş və Kolorado ştatının Boulder Yüksək Hündürlük Rəsədxanası tərəfindən idarə olunan ağ işıq (elektron dağılışı) tacqraf ilə eyni vaxtda hazırlanmışdır. Bu vəziyyətdə, günəş tacının böyük miqyaslı, nisbətən zəif maqnit sahə quruluşları, hündürlükdə bir günəş radiusu üçün yuxarıya doğru uzanır. 1930-cu illərdə bir Fransız astronomu Bernard Lyot, teleskop sistemi içərisində Günəşin süni tutulmasının yaradılması ilə bağlı texniki problemi həll etdi və o zamandan bəri Günəş tacına müntəzəm olaraq baxmaq mümkün oldu. Bu inkişafla belə, yer üzündə həm toz, həm də molekullar tərəfindən yerin atmosferində işığı səpən Günəş tacını müşahidə etmək üçün praktik məhdudiyyətlər var, çünki ağ işıq tacının parlaqlığı milyondan milyardın birinə qədər dəyişir. mərkəzi günəş diskinin parlaqlığı. Koronaqraf 1973-cü ildə uçdu Skylab missiya Apollon Teleskop Dağı üzərindəki bir kosmik stansiyanın bu ilk versiyasından günəş atmosferini görmək üçün istifadə edilən alətlər qrupunu müşahidə edərək bu problemi həll etdi. Kosmosda bir tacqraf istifadə edərək, uzun müddət istədiyi qədər müşahidələr kimi tutulma mümkün oldu. Halda Skylab, missiya təxminən doqquz ay davam etdi, təxminən doqquz günəş fırlanması, ancaq günəş maqnit dəyişkənliyi dövrünün yalnız on beşdə biri. The Günəş Maksimum Missiyası 1980-ci ildə buraxılmış və 1989-cu ilə qədər işləyən kosmik aparat, günəş tacının təbiətinin araşdırılması üçün bir peyk rəsədxanası platformasında bir koronaqrafın istifadəsinin daha da incəldilməsini təmsil etdi, çünki bunun üzərində günəş tacının minlərlə görüntüsünü toplamaq mümkün idi. doqquz illik dövr. Tam ölçülü GIF üçün şəkil vurun

25 fevral 1993-cü il tarixli yumşaq rentgen şüalarında göründüyü kimi aşağı günəş tacı. Bu görüntünün parlaq bölgələri günəş ləkələri və aktiv bölgələr üzərindəki tacda olan maqnit mürəkkəbliyini göstərir. Dəbilqə axın quruluşunun əsası sağın alt hissəsində görünür və diskin aşağı, mərkəzi hissəsində qaranlıq zolaq tac deşik quruluş. Koronal deliklər azaldılmış sıxlığın böyük miqyaslı xüsusiyyətləridir (və buna görə yumşaq rentgen görüntülərində qaranlıq olur, çünki yumşaq rentgen intensivliyi yayan bölgədəki elektron sıxlığının kvadratı ilə mütənasibdir) və açıq maqnit sahəsi olduğu müəyyən edilir. günəş hissəciklərinin (elektronlar, protonlar və ionlar) yüksək sürətli axın mənbəyi olan bölgələr. Tutulma və koronaqraf müşahidələrindən istifadə edərək Günəş tacının bənzərsiz fiziki şərtlərin və proseslərin mövcud olduğu bir yer olduğunu göstərən günəş tacının bir şəkli ortaya çıxdı. Tacın spektroskopiyası bəzi tam başa düşülməmiş bir mexanizmlə Günəşin tacda çox yüksək temperaturlu bir maddə yaratma qabiliyyətinə sahib olduğunu göstərir. Koronaqraf alətləri ilə müntəzəm olaraq bir-iki milyon dərəcə şüalanma müşahidə olunur. Spektrin yumşaq rentgen bölgəsindəki alçaq torpaq orbitindəki peyklərdən hazırlanmış tac şəkilləri, təzyiq və cazibə qüvvələrindən başqa, maqnit sahələrinin Günəşin xarici atmosferinin təyin olunmasında rol oynadığı yüksək dərəcədə qurulmuş bir tac nümayiş etdirir. Bəzən tacdakı alov bölgələrinin müşahidələri, 10 ilə 40 milyon dərəcə arasında çox yüksək temperaturda olduğu şərh olunan radiasiyanı nümayiş etdirir. maqnetik sahə enerjisini istilik enerjisinə çevirmək üçün. Mövcud tədqiqatlar göstərir ki, günəş tacındakı kiçik miqyaslı strukturlara (uzunluğu günəş radiusunun yüzdə biri) uyğun gələn nisbətən yüksək maqnetik sahə gücündə olan bölgələrdə, ən enerjili radiasiya proseslərinin bəziləri bu kiçik miqyasda, yüksək tacın maqnit sahəsi bölgələri. Tam ölçülü GIF üçün şəkil vurun

Koronal kütləvi ejeksiyon (CME) hadisəsi davam edir. Bu iki şəkil, Solar Maximum missiya kosmik gəmisində uçan tacqraf ilə hazırlanmış və bir CME hadisəsinin miqyasını və sürətini nümayiş etdirmişdir. Gizli disk şəkli təxminən 1.8 günəş radiusundadır və görüntülər bir neçə dəqiqə aralığında çəkilir. Döngü şəklində böyük CME quruluşu, ikinci görüntüdəki Günəşin ölçüsünə bərabərdir və bu hadisə üçün təxmin edilən sürətlər saniyədə yüzlərlə min kilometrə qədər (saatda bir milyon mildən çox) bir sürətdir. iyirmi dəqiqə ərzində yerdən Aya bir kosmik səyyahı aparacaqdı. Nisbətən yüksək maqnit sahə gücü olan kiçik miqyaslı strukturlarda baş verən günəş alovlarından fərqli olaraq, günəş tacında aşkarlanan ikinci növ enerjili fenomen var. Bunlar, 1970-ci illərin əvvəllərində toplanan məlumatlarla aşkarlanan və ilk dəfə ətraflı araşdırılan nəhəng kütləvi atma hadisələridir SkylabOSO-7 koronaqraflar daha sonra daha böyük bir məlumat dəsti toplandı P78-1Günəş Maksimum Missiyası alətlər. Göründüyü kimi, böyük miqyaslı, zəif maqnit sahələri ilə idarə olunan tacın ən böyük miqyaslı strukturlarından bəziləri qeyri-sabit hala gəlir və nəhəng kütlələr günəş atmosferindən heliosferə atılır. Venera ilə Yupiter arasında fəaliyyət göstərən tədqiqat peyklərində aparılan hissəcik detektorları bu atışların Günəşdən çox uzaqda təsbit edildiyini və bəzən dünyanı təsir etməsi lazım olduğunu təsdiqlədi. Günəş ləkəsi dövründə maksimuma yaxın günəş maqnit fəaliyyətinin ən yüksək olduğu dövrdə gündə iki və ya üç belə hadisə baş verir. Maqnetik fəaliyyət dövrünün minimumuna yaxın bu nisbət on gündə bir və ya iki kütləvi ejeksiyon hadisəsinə düşür. Bu cür hadisələrin ölçü tərəzilərinin günəş radiusunun böyük bir hissəsi olduğu və atma sürətinin orta hesabla təxminən 400 km / s olduğu görülür. Koronal kütlə tökülmələrinin aşkarlanması, təhlili, fiziki mexanizmləri və nəticələri bu dövrdə cəmləşmiş elmi tədqiqatların mövzusu olaraq qalır. Tam ölçülü GIF üçün şəkil vurun

Bir SPARTAN 201, torpaq əsaslı koronaqrafın və Yohkoh SPARTAN 201 sisteminin ilk uçuşu zamanı alınan yumşaq rentgen görüntüsü. Buna bənzər şəkillər istifadə edilmişdir:

    ağ işıq günəş tacının böyük miqyaslı strukturları üçün istilik və sıxlığın paylanması modellərini qurmaq,

Heliosferin təməlindəki günəş tacında üç qüvvə fəaliyyət göstərir, bunlar yer səthində insanların yaşadıqlarına bənzər qaz təzyiqi və cazibə qüvvələri və günəş maqnit sahələrinin yaratdığı üçüncü qüvvədir. Bu qüvvələrin nəticəsi olaraq Günəşdən davamlı bir maddə axını çıxır və heliosferdən kənara doğru əsir: günəş küləyi yüklü hissəciklərin.

Günəşin görünən səthinin bir neçə günəş radiusunda, dəbilqə axınları və tac deşikləri kimi tam günəş tutulması anlarında görülən quruluşun səbəbinin maqnit qüvvələrinin olduğu düşünülür. Koronal deliklərin, tacın sıxlığının xeyli azaldığı bölgələr olduğu bilinir, bu da nisbətən qaranlıq bir bölgənin yumşaq rentgen və EUV (həddindən artıq ultrabənövşəyi) şəkillərdə görünməsinə səbəb olur. Maqnetik fəaliyyət dövrünün çox hissəsində yarı qalıcı qütb tac deşikləri var və Skylab dövründən bəri günəş tacında görülən tac deşik quruluşlarının yer üzünü süzən yüksək sürətli günəş külək axınlarının aşkarlanması ilə əlaqəli olduğu məlumdur. . Günəş küləyinin sürətlənməsinin fiziki mexanizmləri və Planetlərarası məkan şərtləri, Günəşin maqnit sahəsinin dövri dəyişməsinin dəyişməsi ilə addım-addım inkişaf edir, beynəlxalq tədqiqat ictimaiyyətinin də böyük marağına səbəb olur. Mətn Dr. Richard R. Fisher, NASA Goddard Space Uçuş Mərkəzi tərəfindən təmin edilmişdir Bu, 10 iyul 1995-ci ildən bu səhifəyə girişdir. SPARTAN 201 ana səhifəsinə qayıdın.


Koronal Kütlə Ejeksiyonu (CME)

Coronal Mass Ejection (CME) Günəşdən gələn günəş külək plazmasının partlayıcı bir partlayışıdır. Bir CME-nin partlaması saniyədə yüzlərlə kilometr sürətlə Günəşdən təxminən bir milyard ton material çıxarır. Bir CME hissəcik radiasiyasını (əsasən protonlar və elektronlar) və güclü maqnit sahələrini ehtiva edir. Bu partlayışlar Günəşin atmosferinin üst hissəsi olan tacın maqnit baxımından narahat olan bölgələrindən qaynaqlanır.

Əksər CME-lər günəş ləkələri yaxınlığında Günəşin "səthindəki" maqnit cəhətdən aktiv bölgələr üzərində əmələ gəlir. CME-lər bir çox partlayıcı "günəş fırtınası" tipli günəş alovları ilə əlaqələndirilir. Bununla birlikdə, CME və günəş alovları həmişə bir araya gəlmir və elm adamları iki hadisənin necə əlaqəli olduğuna tam əmin deyillər. CME-lər günəş ləkələrinin və Günəşdəki maqnit pozğunluqlarının çox olduğu günəş ləkəsinin "günəş max" mərhələsində daha çox yayılmışdır.

CME-lər Günəş sistemi ilə xaricə səyahət edirlər. Bəziləri Yer üzünə yönəldilmişdir, bir çoxları isə planetimizi tamamilə darıxır. CME-lərin bir hissəsi olan radiasiya fırtınaları kosmik gəmilər və astronavtlar üçün təhlükəli ola bilər. Güclü bir CME Yerin maqnitosferi ilə toqquşarsa, narahatlıq Yerin üst atmosferinə hissəcik şüalanması göndərən bir sıra hadisələrə səbəb ola bilər. Radiasiya Yer atmosferindəki qaz molekullarına çırpıldıqda, onların parlamasına səbəb olur. auroras'ın (Şimal İşıqları və Cənub İşıqları) möhtəşəm işıq şoularını yaratmaq.


Radio Astronomiyasındakı parlaqlıq

burada I & nu = xüsusi intensivlik [W m -2 Hz -1 sr -1],
T b = parlaqlıq temperaturu [K],
T = fiziki temperatur [K],
& nu = tezlik [Hz],
c = işıq sürəti = 2.998 & dəfə 10 8 m s -1,
k = Boltzmann sabit = 1.381 və 10 -23 J K -1 dəfə,
və h = Plank sabit = 6,626 & dəfə 10 -34 J s.

S & nu = 2 & nu 2 k T b & Omega / c 2 (h & nu k T),

burada eliptik bir Gauss şüasının effektiv bərk bucağı yerləşir

Jansky nə qədərdir?

ABŞ-dakı FM radio yayım stansiyaları, ümumiyyətlə ötürücü anten dizaynından qazanc faktorlarını da əhatə edən 100 kilovat effektiv radiasiya gücünə (ERP) malikdir (radiasiyanın əksəriyyəti yatay olaraq sönür, lakin azimutda bərabər paylanır və qazanc ümumiyyətlə 5 ilə 10 arasındadır izotrop radiatorun göstəricisindən də çox olduqda, beləliklə həqiqi ekvivalent izotrop radiasiya gücü yalnız 10-20 kW). Belə stansiyaların adi bir məsafəsi 50 mil = 80 km-dir. Yayım gücü izotrop olmasa da, bir növ tərs kvadrat qanunu ilə azalacaq. Sadəlik üçün, hər hansı bir yayılma effektinə məhəl qoymayaq və gələn güc sıxlığını (APD) alıcı maksimum qazanc istiqamətində olmaqla qazanc ilə dəyişdirilmiş izotropik bir nümunə ilə verdiyini düşünək. Bu halda,

burada d = ötürücüdən alıcıya olan məsafə. 1 FM stansiyasına ayrılmış bant genişliyi (BW) 200 kHz-dir. Gəlin siqnal gücünün bu bant genişliyi üzrə vahid olduğunu düşünək. Yuxarıda göstərilən parametrlər üçün stansiyadan 80 km məsafədəki qəbuledicidə - effektiv aralığının kənarına yaxın - optimal qazanc yolunda axın sıxlığı aşağıdakı kimi olacaqdır:

S & nu = APD / BW
= ERP / (4 & pi d 2 BW)
= 10 5 W / [4 & times 3.14 & times (8 & times 10 4 m) 2 & times (2 & times 10 5 Hz)]
= 6.2 & dəfə 10 -12 W m -2 Hz -1
= 6.2 & dəfə 10 14 Jy

burada 1 Jy = 10 -26 W m -2 Hz -1 yuxarıda qeyd olunduğu kimi.

Müqayisə üçün, əksər radio astronomiya mənbələrinin bir neçə Jy və ya daha az siqnal gücü var. Əksər tezliklərdə ən parlaq səma mənbəyi olan Günəş, səth aktivliyinin (alovlanma və s.) Olub-olmamasına bağlı olaraq 1 GHz-də təxminən 10 6 - 10 8 Jy axın sıxlığına malikdir. Ən parlaq supernova qalığı, Cassiopeia A, 1 GHz-də təxminən 3000 Jy, lakin 100 MHz-də (20000 Jy) böyükdür (FM yayım bandı), çünki bu, qeyri-istilik (sinxrotron) mənbəyidir - bu tezliklərdə Günəş aktivliyi də (Cas A daxili olaraq Günəşdən daha parlaqdır, lakin daha uzaq olduğu üçün daha zəif görünür). Son zamanlarda NRAO-VLA Sky Survey kimi geniş miqyaslı radio tədqiqatlarda ən zəif 1,4 GHz mənbələr bir neçə milli-janskidir. Kainatın Təkamül Xəritəsi layihəsi kimi daha yeni, daha dərin anketlər, NVSS-dən təxminən 100 dəfə, Cas A-dan 60 milyon dəfə zəif olan 50 & muJy (50 mikro-janskys) səviyyəsindəki mənbələri hədəf alır. , bu cür aşkarlamalar yaxınlıqdakı radio yayım stansiyalarından əhəmiyyətli bir müdaxilənin olmamasını tələb edir!

Radio-frekans müdaxiləsi ilə radio astronomik mənbələr arasındakı parlaqlıq ziddiyyətinin optik işıq çirklənməsi ilə ən çox optik astronomik mənbələrdən daha çox olması da diqqətəlayiqdir. İçəri şəhər səmaları (aydın olduqda), hər hansı bir süni işıq mənbəyindən uzaq olan ən qaranlıq gecə səmalarından 100 dəfəyə qədər (5 bal gücündə) daha parlaq ola bilər və görünən ulduzların sayını minlərlə onlarla azaldır. Ancaq yuxarıda göstərildiyi kimi, azğın bir radio yayımı asanlıqla radio dalğa uzunluğunda Günəşdən bir milyon dəfə, daha çox "adi" radio mənbələrindən bir trilyon dəfə daha parlaq ola bilər! Sonuncu vəziyyətdəki ziddiyyət, Günəşin optik parlaqlığı ilə gecə səmasında görkəmli bürclərin zəif hissələrini dolduran 3-cü böyüklükdəki ulduzlar arasındakı ziddiyyətə bənzəyir. Radio astronomiyasının başlanğıcından bəri bütün göy mənbələrindən toplanan ümumi radio enerjisi, bir qar dənəsinin kinetik enerjisindən azdır. Ən parlaq mənbələr daxil edildiyi təqdirdə bu qətiliklə doğru deyil, lakin radio mənbələrinin zəifliyinin açıq bir təsviri kimi pis deyil. Yoxlayın: 1 qar dənəsinin su kütləsi = 1/25 qram = 4e-5 kq olduğunu və 1 m / s-ə düşdüyünü düşünün, buna görə KE = (1/2) * (1 m / s) ^ 2 * (4e-) 5 kq) = 2e-5 J. Seçin: 1 GHz-də səssiz Günəş axını = 1 MJy = 1e-20 J s ^ -1 m ^ -2 Hz ^ -1. vaxt = 70 il * 3e + 07 s / il = 2.1e + 09 s sahə = (30 m) ^ 2

10 ^ 3 m ^ 2 BW = 1 GHz = 10 ^ 9 Hz => E

1e-20 J s ^ -1 m ^ -2 Hz ^ -1 * 2e + 09 s * 1e + 03 m ^ 2 * 1e + 09 Hz = 20 J Cas A bunun 1/300, ya da 0,06 Jy, hələ də qar dənələrindən daha çox! Əslində qar dənəsi KE-yə uyğunlaşmaq üçün axını 1 Jy-ə endirməlisiniz və bu yalnız 30 metrlik bir teleskop üçündür. Əlbəttə ki, bütün bunlar bu parlaq mənbələrin davamlı müşahidə edilməsini nəzərdə tutur, bu da real deyil - ən azından vaxtlarının çoxunu zəif mənbələrə sərf edəcək böyük yeməklər üçün. Cas A yalnız müşahidə olunursa, deyək ki, 1e-4 (

53 dəq), onda toplanan enerjisi 6e-6 Jy və ya olardı

1/3 qar dənəsi. Daha çox ehtimal ki, bu yuxarı sərhəddir, az sayda teleskop Cas A-nı bu şəkildə müşahidə edəcəkdir (digər zəif mənbələr kalibrləmə standartları üçün istifadə olunur). Alternativ (http://www.astronomytoday.com/astronomy/radioastro2.html) bir qar dənəsini * əritmək * üçün lazım olan enerjiyə nisbətdir. H2O birləşməsinin entalpiyası (gizli istiliyi) 333.55 J / g-dir, 0.04 g qar dənəsi üçün 13.34 J - kinetik enerjidən 6.7e + 05 qat çox olar! Bu, təxminən 30 illik yeməyin 70 ildə yığacağı qədər günəş enerjisidir və Cas A-dan toplanandan yüzlərlə dəfə çoxdur. Beləliklə, Günəş şüalanması istisna edilərsə, bu limit bütün radio teleskoplarına tətbiq edildikdə doğru görünür. dünya. --->

Birincisi, FM ötürülmələrinin əksəriyyəti azimutda izotropdur, yalnız yüksəklikdə deyil. FM və TV yayım antenaları, enerjinin böyük hissəsinin üfüqi sönməsini təmin edən çox düz bir radiasiya nümunəsi qazandırır ..

İkincisi, monaural (L + R) əsas kanal siqnalını üstündəki multipleksli stereo (LR) siqnalla birləşdirdiyiniz zaman üstü SCA alt daşıyıcı yayımlarını əlavə edin (məsələn pərakəndə mağazalar üçün lift musiqisi) , 50 kHz-i keçən səs siqnalı ilə modulyasiya edə bilərsiniz. Ayrıca, tezlik modulyasiyası geniş yan bantlar istehsal edir, buna görə də tezlik modulyasiyası həqiqətən kommersiya FM yayımçılarına ayrılan 200 kHz bant genişliyini doldurur. FM bant genişliyinə yaxşı bir yaxınlaşma Carson's Rule verilmişdir, əminəm ki, bir internet axtarışına çıxa bilərsiniz.

Üçüncüsü, təcrübəm budur ki, çox hündür bir qüllədə yönləndirici qəbuledici antenanız olmasa, FM və ya televiziya yayımlarını 50 mildən çox məsafələrdə qəbul etmək qeyri-adi olardı. --->

Göy nə qədər isti?

Radiotezliklərdə əsas radiasiya növləri bunlardır:

Beləliklə, göyün necə "isti" göründüyü dəyişir və aşağı tezliklərdə, CMB kimi xüsusi hallar istisna olmaqla, real temperaturla heç bir əlaqəsi yoxdur. Bir neçə yüz MHz-dən aşağıda, səmanın parlaqlıq temperaturu həqiqətən çox isti, lakin QMB-ni görə biləcəyi bir GHz-dən yuxarı olduqda, göy insan standartlarına görə həqiqətən "soyuq" - əslində yerdən çox soyuqdur , ya da bir radio teleskopunun qarşısına çıxan hər kəs!


Günəş tacının nisbi parlaqlığı - Astronomiya

Coronal Kütləvi Çıxarışlar

Koronal kütlə çıxartmaları (və ya CME), bir neçə saat ərzində Günəşdən çıxarılan maqnit sahə xətləri ilə yivlənmiş nəhəng qaz balonlarıdır. Minlərlə ildir ki, Günəşin tam tutulması zamanı Günəş tacı müşahidə olunsa da, tac kütləsi tullantılarının mövcudluğu kosmik yaşa qədər gerçəkləşməmişdir. Bu dinamik hadisələrin ən erkən dəlili 1971-1973-cü illərdə 7-ci Orbiting Solar Observatory (OSO 7) üzərində bir koronaqrafla aparılan müşahidələrdən gəldi. Coronagraph, Günəşin görüntüsünə & quotocculting disk & quot yerləşdirərək Günəşin süni tutulmasını meydana gətirdi. Günəşin təbii bir tutulması zamanı tac yalnız ən çox bir neçə dəqiqə görünür, tac xüsusiyyətlərində hər hansı bir dəyişiklik hiss etmək üçün çox qısa bir müddət. Torpaq əsaslı koronaqraflarla göyün parlaqlığının üstündə yalnız ən iç tac görünür. Kosmosdan tac Günəşdən uzaq məsafələrə görünür və davamlı olaraq baxıla bilər. Bu səhifənin yuxarı hissəsindəki cizgi şəkillər ardıcıllığı, Yüksək Hündürlük Rəsədxanasının 1980-ci ilin aprel ayında Günəş Maksimum Missiyasındakı koronaqrafı ilə əldə edildi.


Günəş tacının maqnit sahəsinin ilk xəritəsinə baxın

Bu görüntünün rəngli saçaqları tacın maqnit sahəsinin gücünü göstərir, aşağı gücdən (mavi) yuxarıdan (sarı). Bütün sahənin gücü bir soyuducu mıknatısının yalnız bir hissəsidir. Ortadakı günəş şəkli NASA-nın Günəş Dinamikası Rəsədxanası tərəfindən çəkilmişdir.

Z.-H. Yang et al /Elm 2020

Bunu paylaş:

Korona adlanan günəşin ağıllı atmosferi, dəyişən cızıltılı plazma meşəsidir. Ancaq bu davranışı böyük ölçüdə idarə edən maqnit sahələrinin gücünün xəritələnməsi əlçatmaz oldu. Tarlalar zəifdir və günəşin parlaqlığı onun tacını üstün tutur.

Ancaq günəşin parlaq diskini bağlamaq üçün xüsusi bir koronaqraf adlanan bir cihazdan istifadə edərək aparılan müşahidələr günəş fiziklərinə tac plazmasında dalğalanan dalğaların sürətini və intensivliyini ölçməyə imkan verdi (SN: 3/19/09). Koronaqrafı tərtib edən Colo., Boulderdəki Yüksək Hündürlük Rəsədxanasının günəş fiziklərindən biri olan Steven Tomczyk, "Bu, ilk dəfə tac maqnit sahəsini geniş miqyasda xəritəyə saldıq" deyir.

2017-ci ildə Tomczyk, tacın maqnit sahəsini ölçmək üçün Şimali Amerikanı keçib çıxan tam günəş tutulmasından faydalanan bir komandanın üzvü idi (SN: 8/16/17). Ayın günəşi bağladığı kimi tacın qütblü şəkillərini çəkmək üçün xüsusi bir kamera ilə Wyomingdəki bir dağ zirvəsinə getdi. (Mən onlarla birlikdə idim, komandanın tacın günəş səthindən niyə bu qədər isti olduğunu izah etməyə kömək edən səylərini bildirdim (SN: 8/21/17).) Komanda müəyyən bir işığın dalğa uzunluğunun tacın maqnit sahəsinin imzalarını daşıya biləcəyini yoxlamaq üçün tacın kiçik bir dilimini müşahidə etdi. Ola bilər (SN: 8/21/18).

Lakin tədqiqatçılara bir anda bütün taclara baxmağa imkan verən 2016-cı ildə tacdan yazılmış müşahidələrdir. Nəzəriyyətçilər on illər əvvəl tac dalğalarının sürətlərinin maqnit sahəsinin gücünü çıxarmaq üçün istifadə edilə biləcəyini göstərmişdilər. Bu cür dalğalar həm də günəş səthindən istiliyin tac içərisinə daşınmasına kömək edə bilər (SN: 11/14/19). Ancaq əvvəllər heç kim onları bütün tac boyunca ölçməmişdi.

Sonuncusu üçün qeydiyyatdan keçin Elm Xəbərləri

Ən son başlıqlar və xülasələr Elm Xəbərləri məqalələr, gələnlər qutunuza çatdırıldı

Koronanın maqnit sahəsinin gücü əsasən 1 ilə 4 gauss arasındadır, bu planetin səthindəki Yerin maqnit sahəsinin gücündən bir neçə dəfə çoxdur. Elm.

Komanda deyir ki, xəritə düzəltmək böyük bir addımdır. Ancaq günəş fiziklərinin həqiqətən etmək istədiyi şey, ən azı gündə bir dəfə tacın maqnit sahəsini izləməkdir.

"Günəş maqnit sahəsi hər zaman inkişaf edir" deyir Pekindəki Pekin Universitetindən günəş fiziki Zihao Yang. Bəzən günəş partlayıcı olaraq maqnit enerjisi buraxır və plazma partlayışları kosmosa atəş edə bilər (SN: 3/7/19). Bu atışlar, Yerə vurduqlarında peyklərdə və ya elektrik şəbəkələrində fəsad törədə bilər. Koronal maqnetizmin davamlı olaraq izlənməsi bu partlamaları proqnozlaşdırmağa kömək edə bilər. "İşimiz bu üsulu tac maqnit sahəsinin qlobal paylanmasını xəritələşdirmək üçün istifadə edə biləcəyimizi göstərdi, ancaq tək bir məlumat dəstindən yalnız bir xəritə göstərdik" deyir.

Tacın maqnit sahəsinin gücünün ölçülməsi “həqiqətən böyük bir şeydir” deyir Mass Cambridge Smithsonian Astrofizika Rəsədxanasından günəş fizikası Jenna Samra. “Tac maqnit sahəsi gücünün qlobal xəritələrini hazırlamaq ... nəhayət bizə imkan verəcək şeydir. kosmik hava hadisələri barədə daha yaxşı proqnozlar əldə edin ”deyir. "Bu, bu istiqamətdə həqiqətən gözəl bir addımdır."

Tomczyk və həmkarları, Coronal Solar Magnetism Rəsədxanası üçün COSMO adlanan koronaqrafın günəşin davranışını proqnozlaşdırmaq üçün eyni texnikanı dəfələrlə istifadə edəcək bir təkmilləşdirilmiş versiyası üzərində işləyirlər.

Tomczyk, "Bunu etmək bir mərhələdir" deyir. "Məqsəd bunu mütəmadi olaraq etmək, hər zaman etməkdir."

Bu məqalə ilə bağlı suallarınız və ya şərhləriniz? Bizi [email protected] elektron poçt ünvanına göndərin

Bu məqalənin bir versiyası 26 sentyabr 2020-ci il tarixli sayında görünür Elm Xəbərləri.

Sitatlar

Z. Yang və digərləri Günəş tacındakı maqnit sahəsinin qlobal xəritələri. Elm. Cild 369, 7 Avqust 2020, s. 694. doi: 10.112 / science.abb4462.

Lisa Grossman haqqında

Lisa Grossman astronomiya müəllifidir. Cornell Universitetindən astronomiya dərəcəsi və Kaliforniya Universitetindən, Santa Cruz'dan elm yazma məzunu sertifikatına sahibdir. Boston yaxınlığında yaşayır.


Günəş tacının sirri həll olundu? Alimlər deyirlər ki, bu nanoflardır

Ulduzların necə davrandığının ən böyük sirlərindən biri bizim öz həyətimizdədir: günəş tacı. Alimlər bu incə, eterik hissəcik qabığını günəşin səthinin istiliyinin təxminən 300 qatına qədər nə qədər qızdırdığını çoxdan düşündürürlər.

İndi səsli bir roketdən və qara dəlikdən ovlanan teleskopdan və kompüter modelindən bir araya gəldikdən sonra tədqiqatçılar bunun səbəbini tapdıqlarını söylədilər: nanoflares.

NASA-nın Greenbelt, MD-dəki Goddard Kosmos Uçuş Mərkəzinin günəşşünas alim Jim Klimchuk, "Nanofaraların mövcud olduğunu və tacı qızdırdığına dair birbaşa sübutumuz var" dedi. "Bu sübut superhot plazma formasını alır ... bu əsl bir kəşfdir . ”

Indianapolisdə davam edən ilk Üç İllik Dünya-Günəş Zirvə toplantısında izah edilən tapıntılar, tacın nə gücə sahib olduğu barədə onilliklərdir davam edən sirrin həllinə kömək edə bilər və alimlərin kosmik hava şəraitinin Yer üzünə təsirlərini daha yaxşı proqnozlaşdırmasına kömək edə bilər.

Günəş tacı, günəşin xarici atmosferi, o qədər inanılmaz dərəcədə zəifdir ki, yalnız günəş tutulması zamanı çılpaq gözlə görülə bilər, ay günəşin parlaq bədənini tamamilə blokladığı zaman və yalnız tacın xəyalət parıltısını buraxır.

Günəşin səthi Fahrenheit 10,340 dərəcə olarkən, tac, günəş səthindən yüksəkdə və kosmosa uzanır, İdman istiliyi təqribən 4 milyon dərəcə, hətta bəzi nöqtələrdə 18 milyon dərəcəyə çata bilər. Günəşin alovlanan nüvəsindən bu qədər aralı olan qaz qabığının bu qədər ifrat dərəcədə qızdırıla biləcəyini izah etməyə gəldikdə, elm adamları qarışıq qaldılar.

Tədqiqatçılar uzun müddətdir nanoflyarların mövcudluğundan və tacın sirli istilik mənbəyini təşkil edə biləcəyindən şübhələnirlər, lakin bunu sübut edə bilmirlər. Tipik günəş alovlarının milyarddan birinin böyüklüyünə sahib olduqları üçün belə adlandırılan nanoflar hələ də güclüdür və 10 meqatonluq hidrogen bombasının ekvivalent enerjisini qablaşdırırlar. Günəş standartlarına görə kiçik olsalar da, onların bir çoxu - günəş səthində saniyədən bir milyona yaxın düşənlər - tacları inanılmaz istiliyinə qədər qızdırmaq potensialına sahibdirlər.

Tədqiqatçılar üçün problem nanofelərlərin o qədər kiçik və qısa olmasıdır ki, onları günəşin böyük parlaqlığına qarşı seçmək çətindir. Ancaq indi fərqli araşdırma xətləri üzərində işləyən tədqiqatçıların hər biri nanoflyarların mövcud olduğuna dair güclü dəlil tapdıqlarını söyləyirlər.

Günəşə daha yaxşı baxmaq üçün elm adamları 15 dəqiqə ərzində Extreme Ultraviolet Normal İnsidentlik Spektrografı adlı bir alətlə təchiz edilmiş səsli bir roketi uçurdular, super qızdırılan qazın əlamətlərini (təxminən 18 milyon dərəcə Fahrenhayt) axtardılar. Bu aləti istifadə edərək Goddard-da bir günəşşünas alim, aparıcı alim Adrian Daw, elm adamlarının nanoflar tərəfindən bu həddindən artıq istilərə qədər qızdırıldığını söylədikləri qaz hissələrini tapa bildi.

"Gördüyümüz o superhot plazma emissiyası nanoflaresin siqaret çəkən silahıdır" dedi Daw.

Elm adamları, NANA-nın NuSTAR teleskopundan da istifadə edərək nanoflar sübutlarını tapdılar. NuSTAR, digər yüksək enerjili hadisələr arasında qara dəliklərdən gələn rentgen şüalarını öyrənmək üçün istifadə edilir, eyni zamanda günəşin normal ölçülü alovlarının aşkar oluna bilmədiyi bölgələrdən gələn rentgen şüalarının öyrənilməsində də istifadə edilə bilər. Bu bölgələr rentgen enerjisi ilə böyüyürdü, bu da nanofelərlərin işdə olduğuna işarədir, dedi Şotlandiya, Glasgow Universitetinin astrofiziki Iain Hannah, Indianapolisdəki bir brifinqdə.

Alimlər, bu nanoflyarların günəş ətrafındakı maqnit sahə xətlərinin qıvrılması və qırılmasından qaynaqlandığını düşünürlər, Klimçuk, nanofelərin necə işlədiyini dəqiq bir şəkildə araşdırmalarına bir müddət qalacağını söylədi.

Nanoflyarların Yerə çatan kosmik havaya necə töhfə verə biləcəyini izləmək çox vacibdir, çünki bu cür günəş radiasiyasının silah rəhbərliyi sistemləri, naviqasiya sistemləri və radio ötürülmələrini əhatə edən hər hansı bir şey daxil olmaqla yerüstü texnologiyanı poza biləcəyini söylədi.

"Bu isti plazmaların necə yaradıldığını başa düşməli və bu rentgen şüaları və UV şüalanmasını istehsal etməliyik, beləliklə bunların Yerdəki təsirlərini daha yaxşı başa düşüb hazırlaşa bilərik" dedi Klimchuk.

Follow @aminawrite for more stellar science news.

Get our free Coronavirus Today newsletter

Sign up for the latest news, best stories and what they mean for you, plus answers to your questions.

You may occasionally receive promotional content from the Los Angeles Times.


Eclipse data illuminate mysteries of Sun's corona

Researchers at the University of Hawaiʻi Institute for Astronomy (IfA) have been hard at work studying the solar corona, the outermost atmosphere of the sun that expands into interplanetary space. The properties of the solar corona are a consequence of the Sun's complex magnetic field, which is produced in the solar interior and extends outward into space.

IfA graduate student Benjamin Boe conducted a new study that used total solar eclipse observations to measure the shape of the coronal magnetic field with higher spatial resolution and over a larger area than ever before. The results were published in the Astrofizika jurnalı on June 3.

The corona is most easily seen during a total solar eclipse -- when the moon is directly between the Earth and Sun, blocking sunlight. Significant technological advances in recent decades have shifted a majority of analysis to space-based observations at wavelengths of light not accessible from the ground, or to large ground-based telescopes such as the Daniel K. Inouye Solar Telescope on Maui. Despite these advances, some aspects of the corona can only be studied during total solar eclipses.

Boe was advised by UH Mānoa Astronomy Professor Shadia Habbal, a coronal research expert. Habbal has led a group of eclipse chasers, the Solar Wind Sherpas making scientific observations during solar eclipses for more than 20 years. These observations have led to breakthroughs in unveiling some of the secrets of the physical processes defining the corona.

"The corona has been observed with total solar eclipses for well over a century, but never before had eclipse images been used to quantify its magnetic field structure," explained Boe. "I knew it would be possible to extract a lot more information by applying modern image processing techniques to solar eclipse data."

Boe traced the pattern of the distribution of magnetic field lines in the corona, using an automatic tracing method applied to images of the corona taken during 14 eclipses the past two decades. This data provided the chance to study changes in the corona over two 11-year magnetic cycles of the Sun.

Boe found that there were very fine-scale structures throughout the corona. Higher resolution images showed smaller-scale structures, implying that the corona is even more structured than what was previously reported. To quantify these changes, Boe measured the magnetic field angle relative to the Sun's surface.

During periods of minimum solar activity, the corona's field emanated almost straight out of the Sun near the equator and poles, while it came out at a variety of angles at mid-latitudes. During periods of maximum, the coronal magnetic field was far less organized and more radial.

"We knew there would be changes over the solar cycle but we never expected how extended and structured the coronal field would be," Boe explained. "Future models will have to explain these features in order to fully understand the coronal magnetic field."

These results challenge the current assumptions used in coronal modeling, which often assume that the coronal magnetic field is radial beyond 2.5 solar radii. Instead, this work found that the coronal field was often non-radial to at least 4 solar radii.

This work has further implications in other areas of solar research -- including the formation of the solar wind, which impacts the Earth's magnetic field and can have effects on the ground, such as power outages.

"These results are of particular interest for solar wind formation. It indicates that the leading ideas for how to model the formation of the solar wind are not complete, and so our ability to predict and defend against space weather can be improved," Boe said.

Boe is already planning to be part of his team's next eclipse expeditions. The next one is slated for South America in December 2020.


Eclipses of the Sun

The apparent or angular sizes of both the Sun and Moon vary slightly from time to time as their distances from Earth vary. (Figure (PageIndex<1>) shows the distance of the observer varying at points A&ndashD, but the idea is the same.) Much of the time, the Moon looks slightly smaller than the Sun and cannot cover it completely, even if the two are perfectly aligned. In this type of &ldquoannular eclipse,&rdquo there is a ring of light around the dark sphere of the Moon.

However, if an eclipse of the Sun occurs when the Moon is somewhat nearer than its average distance, the Moon can completely hide the Sun, producing a total solar eclipse. Another way to say it is that a total eclipse of the Sun occurs at those times when the umbra of the Moon&rsquos shadow reaches the surface of Earth.

The geometry of a total solar eclipse is illustrated in Figure (PageIndex<2>). If the Sun and Moon are properly aligned, then the Moon&rsquos darkest shadow intersects the ground at a small point on Earth&rsquos surface. Anyone on Earth within the small area covered by the tip of the Moon&rsquos shadow will, for a few minutes, be unable to see the Sun and will witness a total eclipse. At the same time, observers on a larger area of Earth&rsquos surface who are in the penumbra will see only a part of the Sun eclipsed by the Moon: we call this a partial solar eclipse.

Between Earth&rsquos rotation and the motion of the Moon in its orbit, the tip of the Moon&rsquos shadow sweeps eastward at about 1500 kilometers per hour along a thin band across the surface of Earth. The thin zone across Earth within which a total solar eclipse is visible (weather permitting) is called the eclipse path. Within a region about 3000 kilometers on either side of the eclipse path, a partial solar eclipse is visible. It does not take long for the Moon&rsquos shadow to sweep past a given point on Earth. The duration of totality may be only a brief instant it can never exceed about 7 minutes.

Figure (PageIndex<2>) Geometry of a Total Solar Eclipse. Note that our diagram is not to scale. The Moon blocks the Sun during new moon phase as seen from some parts of Earth and casts a shadow on our planet.

Because a total eclipse of the Sun is so spectacular, it is well worth trying to see one if you can. There are some people whose hobby is &ldquoeclipse chasing&rdquo and who brag about how many they have seen in their lifetimes. Because much of Earth&rsquos surface is water, eclipse chasing can involve lengthy boat trips (and often requires air travel as well). As a result, eclipse chasing is rarely within the budget of a typical college student. Nevertheless, a list of future eclipses is given for your reference in Appendix H, just in case you strike it rich early. (And, as you can see in the Appendix, there will be total eclipses visible in the United States in 2017 and 2024, to which even college students may be able to afford travel.)


    (Version 3) (Version 3) (Version 3) (Version 3) (Version 3) (Version 3) (Version 3) (Version 3) (Version 3) (Version 3) (Version 3) (Version 3) (Version 3) (Version 3)

This book contains over 200 problems spanning over 70 specific topic areas covered in a typical Algebra II course. The content areas have been extracted from the McDougal-Littell Algebra II textbook according to the sequence used therein. A selection of application problems featuring astronomy, earth science and space exploration were then designed to support each specific topic, often with more than one example in a specific category.


Scientists Take Temperatures of Sun's Corona, Yellowstone's Geysers

Harvard's astronomers are looking up in the sky, and for geologists are looking down in the ground. Both are looking for the same thing.

In each department, men are interested in the temperatures of things they can't touch, Professor Donald H. Menzel wants to explain the temperature of the corona, a collar of thin gas around the sun. Professor Louis C. Graton wants to find the temperature of geyser holes.

Menzel, whose thermometers must reach 93,000,000 miles, seems to have the tougher job. The temperature of the sun is 6000 Centigrade, but the temperature of the corona, which the naked eye can see only during total eclipses, appears to be 1,000,000. That's what Menzel is trying to explain, but it's only one of his worries.

The Sun Edits a Telegram

His chief problem is how the sun affects the early--why radios go on the blink when sunspots are heavy, for instance, and why a big tongue of fire on the sun will change the words on a telegram.

To solve all this, Menzel directs a cone-roofed observatory in Colorado, and a new station in New Mexico, close to the site of the first atom bomb. The observatories are equipped with spectrohelioscopes-- astronomical X-ray machines that penetrate to the inner layers of the sun--and with coronoscopes, which blot out the sun like an eclipse, so that the other corona can be watched. Menzel went west a few months ago to spend all his time at the solar stations, on the Astronomy Department's biggest project.

Professor Graton also goes west for his work--out to Yellowstone National Park and the geyser country. Last summer he wired up a cable with six electric thermometers, all recording simultaneously on a remote sheet of graph paper. He carried the device all over Yellowstone, and lowered it down the gullet of every geyser he could find.

Graton wanted to see how temperatures changed at various depths as the geyser went off. But once his experimenting brought up more than a handful of pen-line graphs.

It happened last summer, when Graton had dropped his cable into Old Faithful, to study the temperature of the world's most famous geyser. Suddenly his instruments tripped some unknown underground trigger, and Old Faithful-- which had faithfully erupted every 63 minutes since the Indians found it--blew its top 15 minutes too soon. Graton and his party didn't know the geyser was loaded, but they backed out of the way before anyone was hurt.

From the information gathered in Yellowstone, the geologists have prepared a Walt Disneyish movie, caricaturing a geyser and pointing out its temperature shifts. By these methods they hope to solve the mysteries of where the heat and the water comes from.

Graton works in hot ground. His fellow Department member, Professor Kirk Bryan, is an expert in cold ground. Bryan is doing research in the permanently frozen soil of Alaska, which presents problems to men building things like the Alcan highway.

But the best-known projects in the Geology Department are the seismographs of Professor L. Don Leet. Last Month Leet wrote earthquake history by picking up a dynamite explosion in South Holston, Tennessee--the farthest distance a man-made noise has ever been "heard."

The Tennessee Valley Authority had to touch off 681 tons of TNT before Lect's instruments could feel it, though. The blast ripped out one side of a mountain to supply crushed rock for a TVA dam. Present seismographs, says Leet, have never recorded an atom bomb explosion.

Working in an abandoned garage, Leet has developed a new labor-saving seismograph, which frees geologists from darkrooms and sub-cellar laboratories. Old seismographs recorded on photographic plates the new one relays earth tremors to a pen-and-paper graph on Leet's desk.

The Department's last big project is its X-ray lab, where scientists study the insides of crystals, learning how the molecules are put together.

Geologists are studying the shape of some of the smallest things in the Universe and astronomers are studying the shape of one of the largest--the Milky Way galaxy.

Road-Map of the Universe

Professors Bart J. Bok and Harlow Shapley are trying to map this huge disc-shaped "island universe," which includes the earth and every star that the naked eye can see. Both of them are measuring the distance to far-away suns, to determine their relative positions in the galaxy and thus the shape of the galaxy itself.

Bok measures the distance of a star by studying its color, which changes as the light passes through the dust clouds of space. Shapley looks at variable stars, which grow brighter and dimmer with a regular period. This period often depends on the absolute brightness of the star when Shapley knows the absolute brightness and the brightness as seen from the earth, he can easily determine the star's distance.

Professor Armin Deutsch is investigating another kind of variable star, which regularly changes color. Only 20 of them are known, and to astronomers the varying spectrum suggests that millions of tons of calcium are changing into other chemicals. So far Deutsch has not found much--only that these stars are surrounded by strong magnetic fields 5000 times greater than the earth's.

From the biggest astronomical bodies to the smallest--that takes one to the work Professor Fred L. Whipple, who studies the miner bodies of the solar

This is the third in a series of four articles on Harvard's scientists and what they are doing. It covers the Geology and Astronomy Departments. system meters, comets, and dust. A caravan of trucks--"Whipple's Wagon Train"--is now touring the Southwest, snapping pictures of meteors every night to discover their evolution and habits.

From the cosmic dust, Whipple has drawn a theory on the origin of the earth-now probably the ranking theory among astronomers. He hypothesizes that the solar system was once all dust, and that the dust collected to form planets. And what, at first, drove the dust together? Not gravity, says Whipple, and not molecular attraction--but the seemingly insignificant push exerted by light beams, streaming out from the sun

Qısa xəbərlərlə ayaqlaşmaq istəyirsiniz? E-poçt bülletenimizə abunə olun.


Videoya baxın: طريقة ضبط سطوع الشاشة للكمبيوتر 2017 (Sentyabr 2021).