Astronomiya

Radio interferometriyasından istifadə edərək spektral xətt müşahidələrində sürət qətnaməsinin əhəmiyyəti nədir?

Radio interferometriyasından istifadə edərək spektral xətt müşahidələrində sürət qətnaməsinin əhəmiyyəti nədir?

Mən hər zaman spektral müşahidələrdə "sürət qətnaməsi" ifadəsini konseptləşdirmək üçün mübarizə aparmışam. Prinsipcə hesablamaq asandır. Məsələn, spektral genişliyi götürüb kanalların sayına bölmək olar. yəni. 4096 kanallı 16 MHz geniş pəncərə 3.906 kHz / kanal sürət qətnaməsi verir. H1 spektral xətt üzərində mərkəzləşmiş bir müşahidə üçün işığın sürətindən və foton enerjisindən 21 sm H1 xəttində ~ 1.42 Hz istifadə edərək 0.82 km / s / kanal alırıq.

Yaxşı, qətnamə müddətində niyə bir "sürət" müəyyən edilir? İşıq sürətindən gəldiyini ölçülü başa düşürəm, amma son sürət nəyi ifadə edir? İzləyiciyə münasibətdə mənbənin necə hərəkət etdiyi ilə (yəni. Maraqlanan obyektin hərəkət etməsi) bir əlaqəsi varmı? Daha böyük və ya daha kiçik bir sürət qətnaməsinə sahib olmaq daha yaxşıdır və ya bu asılıdır? Ümumiyyətlə, dəyər niyə vacibdir? Əvvəlcədən təşəkkürlər!


Qisa versiya: sürət qətnaməsi ən kiçik sürətdir fərq müəyyən bir spektrdən istifadə edərək iki hərəkətli obyekt arasında ölçü götürə bilərsiniz.

Daha ətraflı:

Yəqin ki, bildiyiniz kimi (sualınızdakı düsturu örtüklü şəkildə istifadə etməyinizə əsasən), Doppler shift istifadə edərək sürətləri ölçə bilərik. Bunu etmək üçün bir cisim spektrindəki bir xüsusiyyəti (udma və ya emissiya xətti) ölçməli və sonra bilinən "istirahət" dalğa uzunluğundan və ya tezlikdən nə qədər sürüşdüyünü təyin etməliyik.

İndi təsəvvür edin ki, bir spektr götürdüyünüz zaman mənzərə xətti boyunca iki qaz buludu var, ikisi də bəzi spektral xəttdə işıq yayır. (Məsələn, Samanyolu təyyarəsində neytral hidrogen müşahidə edərkən bu olduqca yaygındır.) Eyni sürətə sahibdirlərsə, emissiya spektrləri tam üst-üstə uzanacaq və görə bilməyəcəksiniz. orada iki bulud var. Bir az fərqli sürətlərə sahibdirlərsə, iki sətrin fərqli Doppler növbələri onlara bir az fərqli dalğa boyları verəcəkdir. İki fərqli sürəti ölçə bilərsiniz əgər aralarındakı dəyişiklik spektrografınızın qətnaməsindən daha böyükdür, yəni optik və detektorunuz tərəfindən qoyulmuş spektral xüsusiyyətlərin sonlu eni onları bir-birinə çox bulaşmazsa.

Yəqin ki, bundan daha kiçik bir sürət qətnaməsinin daha yaxşı olduğunu görə bilərsiniz. 1 km / s-lik bir qətnamə, xüsusiyyətləri o qədər yaxın ayırd edə biləcəyiniz deməkdir, 10 km / s isə iki xüsusiyyətdəki 1 km / s fərqinin aşkarlanmayacağı anlamına gəlir. Bu mənada məkan həllinə bənzəyir. 1 arcsec məkan qətnaməsi, 10 arcsec qətnaməsindən daha yaxşıdır, çünki daha incə detalları ayırd edə bilərsiniz.

Verilən bir sürət qətnaməsinin olmadığını unutmayın yox demək ki, bu, tək bir obyekt üçün ölçə biləcəyiniz ən kiçik Doppler sürət sürətidir. Çünki ümumiyyətlə müəyyən bir spektral xüsusiyyətin mərkəzi bir dalğa uzunluğunu (Doppler sürüşmə ölçüsü üçün lazım olanı) xüsusiyyət geniş olsa da çox dəqiq bir şəkildə tapa bilərsiniz. Məsələn, ekstolyar planetlərin (məsələn, HARPS) axtarışlarında radial sürətlərin ölçülməsində istifadə olunan spektroqraflar, ümumiyyətlə, 100000-də 1 hissənin sırası ilə spektral qətnaməyə malikdir, yəni qətnamə müşahidə olunan dalğa uzunluğunun 1/100000-dir. Bunu Doppler sürüşmə düsturuna daxil etsəniz, bu, işıq sürətinin 1 / 100,000 və ya təxminən 3 km / s sürət qətnaməsinə çevrilir. Lakin bu alətlər müntəzəm olaraq sürətləri yalnız bir neçəsini ölçürlər metr saniyədə, bu onların nominal sürət qətnaməsindən 1000 dəfə kiçikdir.

Son bir texniki qeyd olaraq, sualınızda spektrdə bir kanalın sürət genişliyini hesablamısınız, lakin spektri Nyquist seçməyiniz lazım olduğundan sürət qətnaməsi bundan iki qat daha böyük olardı. Bunu düşünməyin bir yolu, bir kanalın tam sürət eni ilə ayrılan bir sıra spektral xüsusiyyətləri təsəvvür etməkdir. Əgər belə olsaydı, hər kanalın bir xüsusiyyəti olardı və spektriniz düz görünəcəkdi. (Ardıcıl kanallarda iki xüsusiyyətiniz olsa belə, onlar bir-birinə bənzəyir.) Ancaq xüsusiyyətlər bu sürətdən iki dəfə ayrılsaydı, yalnız hər bir kanalın bir xüsusiyyəti olardı və fərqli xüsusiyyətlərin olduğunu görə bilərsiniz. orada. Beləliklə, spektral çözünürlük həmişə kanal genişliyinizdən ən azı iki dəfə çoxdur, ancaq cihazınızın digər hissələri ilə məhdudlaşdırıla bilər ki, ondan da böyükdür.


Spektral xətt

A spektral xətt bir ulduzda, qalaktikada və ya ulduzlararası qaz buludunda mövcud olan atomları, elementləri və ya molekulları təyin etmək üçün istifadə edilə bilən bir barmaq izinə bənzəyir. Gələn işığı bir səma mənbəyindən prizma ilə ayırsaq, tez-tez ayrı-ayrı cizgilərlə kəsişən rəng spektrini görərik.

Spektral xətts
Atomlar və molekullar fərqli dalğa uzunluğunda radiasiya buraxa bilər və əmələ gələ bilər spektral xətts.

Bir neçə fərqli seriya spektral xətts elektronların müəyyən icazə verilən orbitlərdən və ya müəyyən keçidlərinə uyğun olaraq göstərilir. Müəyyən bir daxili orbitdə sona çatan hər bir sıra seriyası onu tədqiq edən fizik adına verilir.

günəş tacında eni azalma: Alfv n-dən akustik dalğalara rezonanslı enerji çevrilməsi p. L13
T. V. Zaqarashvili, R. Oliver və J. L. Ballester
DOI:.

s Kimya bölməsində.

: Bir atom və ya molekul tərəfindən müəyyən bir tezlikdə verilən işıq. Hər fərqli atom və ya molekul tipi öz frekanslarında işıq verir. Buna görə də, astronomlar radio teleskopunu qazın tezliklərindən birinə uyğunlaşdıraraq müəyyən bir atom və ya molekul ehtiva edən qazı axtara bilərlər.

- Bir atomun və ya molekulun enerji mübadiləsinə uyğun gələn xüsusi işığın dalğa uzunluğu.
Spektroqraf / Spektrometr - Astronomik obyektin spektrini qeyd edən teleskopla birləşdirilmiş alət.
Spektrohelioqraf - Günəşin bir işığın dalğa boyu şəklini çəkməsi üçün alət.

Xüsusi bir atom (və ya molekul) tərəfindən yayılan (və ya udulan) dar bir spektral rəng üçündür.Fotonunun enerjisi atomun iki enerji səviyyəsi arasındakı fərqə uyğundur və belə fotonlar atom "düşdükdə" yayılır. daha yüksək səviyyə aşağıya.

. Xüsusi bir atomun və ya molekulun enerji keçidinə uyğun gələn işığın müəyyən bir dalğa uzunluğu.
Spektral tip. Səthinin istiliyi ilə təyin olunan spektrinə əsaslanan bir ulduzun təyinatı.

yaxınlıqdakı frekanslarla müqayisədə dar bir frekans aralığında fotonların çoxluğu və ya çatışmazlığı nəticəsində meydana gələn başqa bir şəkildə vahid və davamlı optik spektrdə qaranlıq və ya parlaq bir xəttdir.
emissiya.

on doqquzuncu əsrin əvvəllərində Joseph Fraunhofer tərəfindən A - K hərfləri ilə işarələnmiş günəş spektrində. Natrium D xətləri və kalsium H və K xətləri bu istifadənin bu gün ən çox rast gəlinən nümunələridir.

xenon
Ümumi xassələr Ad, simvol
ksenon, Xe
Görünüş
rəngsiz qaz, yüksək gərginlikli elektrik sahəsinə qoyulduqda mavi parıltı nümayiş etdirir
Telaffuz
/ ˈZɛn 'n / [1] və ya / ːziːn 'n / [2]
ZEN-on və ya ZEE-non
Dövri cədvəldə xenon.

Atom və molekullardan tullantılar
Yeddinci fəsil
Qeyri-Termal Mexanizmlər.

bir atom və ya molekul tərəfindən müəyyən bir tezlikdə yayılan işığı təmsil edir.

Xüsusi bir tezlikdə və ya dalğa uzunluğunda emissiya (parlaq) və ya udma (qaranlıq) müşahidə olunan radiasiya xüsusiyyət.
kosmik cisimlərin detallı spektrlərini istehsal etmək üçün istifadə olunan spektrometr cihazı. Ümumiyyətlə, spektrometr bir spektri kompüterdə elektron formada qeyd edir.

Yer atmosferində O2, H2O və ya CO2 kimi qazların udulmasından əmələ gələn s və ya zolaqlar. [H76]
Tellurium.

ən aşağı orbit ikinci olan (Balmer) keçidlərin yaratdığı hidrogenin görünən və yaxın UV-sində.

bu növə uyğundur.

bir ulduzun spektrində bərabər şəkildə dəyişdirilərsə, bu müşahidəçi ilə ulduz arasındakı nisbi tənəzzül hərəkətini göstərir. Qırmızı sürüşmə miqdarı tənəzzül sürətindən asılı olacaqdır. Mürəkkəbləşdirən bir amil hərəkətin birbaşa bizdən uzaqda olmamasıdır.

laboratoriya təcrübələrində özünü göstərdi. Bir yarıq və prizmadan istifadə edərək fiziklər qatı, maye və ya sıx bir qaz parıldamaq üçün qızdırıldıqda, heç bir xətti olmayan hamar bir işıq spektri yaydığını kəşf etdilər.

imzalar.
Fərqli kimyəvi xüsusiyyətlər.
Digər atomların daha çox elektronu və dolayısı ilə daha mürəkkəb elektron orbital quruluşları var.

Radio dalğa məlumatları, bu iki qalaktikanın yüz milyonlarla il ərzində qarşılıqlı təsiri ilə boşaldılan uzun neytral hidrogen hidragik quyruğunu da əhatə edən qalaktikanın həqiqi qaz dərəcəsini aşkar edən neytral hidrogenə diqqət çəkir.

Ağ cırtdanların üst təbəqəsindən yığcam günəş kütləsi obyektləri üçün proqnozlaşdırılan miqdar əhəmiyyətli dərəcədə dəyişir.

s
Doppler spektroskopiyası: işləyən metod
Radial sürət metodu
Başqa aləmlərin aşkarlanması: sarsıntı metodu.

Parlaq və ya qaranlıq bir xətt bəzi parlaq mənbələrin spektrində tapıldı. Absorbsiya xəttinə, emissiya xəttinə baxın. Parlaq xətlər emissiyanı, qaranlıq xətlər emilimi göstərir. spektrografa baxın spektroskop. spektroheliograma baxın.

Müşahidələr etdikləri üçün, alimlərin atomun o zamankindən daha yaxşı bir model inkişaf etdirmələri lazım idi. Niels Bohr hidrogen spektrlərini araşdırdı və müşahidələrə uyğun bir açıqlama verən ilk oldu.

s Günəş atmosferindəki isti plazmanın istiliyi və sıxlığı və plazmanın görmə xətti boyunca hərəkətləri haqqında məlumat verir. SXT, X-şüalarını 0,25-1,0 keV aralığında təsvir edir və 2 ".5 ölçüyə qədər xüsusiyyətləri həll edə bilər.

mənbəylə müşahidəçi arasında nisbi hərəkət olmadığı zaman laboratoriyada ölçülən.
geriyə hərəkət - (n.).

s, günəş diskinin mərkəzindən əzaya qədər olan xəttin intensivliyinin azalması, günəşdə bir temperatur qradiyentinin olması və günəş atmosferi arasındakı görmə xətti. əza alovu.

Ayrıca, verilmiş olduğunu görə bilərsiniz

"bulanıqdır". Bir cisim sürətlə fırlanırsa, sizə yaxınlaşan tərəfin spektri, Doppler sürüşməsi səbəbindən bir dəfəyə kimi normaldan daha qırmızı olacaq və bir daha bulanıklığı ölçmək sizə cismin nə qədər sürətli fırlandığını izah edir.

Doppler görüntüləmə: bir ulduzun sürüşməsindən istifadə edərək şəkillər çəkmək üçün bir texnika

qırmızı spektrə doğru.
Tutulma: bir planet və ya təbii peyk (məsələn Ay kimi) kimi bir səma cisminin digərinin arxasında gizləndiyi zaman meydana gələn fenomen (məsələn Günəş).

Spektroskopik ikili, ən güclü teleskoplarla belə iki ayrı ulduz kimi görmək olmur, amma

cütlüyündən qarşılıqlı inqilabı göstərən dövri bir Doppler təsiri göstərilir.

Günəş alovlarının günəş spektrinin (H-alfa) qırmızı bölgəsindəki hidrogen atomlarının buraxdığı işığı təcrid etmək üçün filtrlərdən istifadə edildiyi tez-tez müşahidə olunur.

). Əksər günəş rəsədxanalarında H-alfa teleskopları var və bəzi rəsədxanalar Günəşin görüntülərini bir neçə saniyədə bir çəkərək Günəşin alovlanmasını izləyir.

redshift:

s, ümumiyyətlə 0 ilə 10 arasında dəyişmələr.

Kierein modelini günəşdəki ətraf təsirindən istifadə edərək əsaslandırır

normal olaraq konveksiyaya aid olan s: isti maddə yüksəlir və sərin düşən materialdan daha parlaq olur, buna görə də xalis effekt günəş diskinin mərkəzində bir kənarda yox olan bir mavi rəngdir.

1912-ci ildə Vesto Slipher ki, diqqətəlayiq bir kəşf etdi

əksər qalaktikaların qalanları dalğa uzunluğundan qırmızıya doğru dəyişilir və bu da Samanyolundan uzaqlaşdıqlarını göstərir. Edwin Hubble, Mt.-da yeni 100 düymlük teleskopla işləyir.

Capella Ab, spektral və parlaqlıq tipi G1 III olan sarı-narıncı nəhəng bir ulduzdur, fırlanan şəkildə genişlənmişdir.

s. Əsas ardıcıllıqdan qırmızı-nəhəng fazaya keçsə də, ulduz hələ helium birləşməsini alovlandırmamış ola bilən bir yığılma helium nüvəsinə sahibdir. Ulduz Ab təxminən 2-yə malikdir.

Müxtəlif ulduzların spektrlərində görünən udma xətləri fərqlidir və xarici görünüşlərinə görə ulduzları müxtəlif qruplara ayırmaq olar.

Parlaqlıq sinifləri müşahidə olunan eni ilə spektroskopik olaraq təyin olunur

Müşahidələr daha kəskin və dar olur.

Bunlar uzaqdan kvars kimi bir şeydir

çox vaxt dəyişkən olanlar (bir neçə ay ərzində 100 faktora qədər). Radodan qamma şüalarının dalğa uzunluğuna qədər yüksək intensivlik yayırlar. Buna ən parlaq rentgen yayanlardan biri olan PKS 2155-304 nümunəsidir.

Ulduzların radial sürətlərindəki dəyişikliklərin son və çox dəqiq ölçüləri

s dövrləri bir neçə saatdan bir neçə günə qədər dəyişən çox dövri rəqsləri aşkar etmişdir.

Bohrun fikirləri tezliyi üçün dəqiq bir düstur verdi

bir çox hallarda s və spektrlərin kodlaşdırılmasında və başa düşülməsində böyük bir kömək olmuşdur.

"Quyruqlu molekulyar buludun sirrini həll etmək üçün fırlanma ilə əlaqədar yüksək qətnaməli spektroskopik müşahidələr apardıq

altı başqa molekul üçün "deyə Astrophysical Journal (arXiv.org versiyası) da yayımlanan bir məqalənin müəllifi Matsumura izah etdi.

bir elektron 3-cü ən aşağıdan 2-ci ən aşağı enerji səviyyəsinə düşəndə ​​bir hidrogen atomu tərəfindən yaradılmışdır. Bu xətt 656.28 nm dalğa uzunluğuna uyğundur. Bu xəttin dumanlıq kimi hər hansı bir göy cisminin spektrində olması, oradakı hidrogenin ionlaşdığına dəlildir.

Tədqiqatçılar təhlil etdikləri ötürmə spektroskopiyasından - aka udma spektroskopiyasından istifadə edirlər

bir planetin atmosferini süzən, planetin keçid etdiyi və ya ev sahibi ulduzun qarşısından keçən bir işıqda.

ionlaşmış qazdan gələn radiasiya və əsasən ionlaşmış hidrogendən ibarət olduqları üçün tez-tez HII bölgələri adlanır. Əksinə, Yansıma Dumanlıqları əhəmiyyətli dərəcədə görünən işıq yaymır, lakin yaxınlıqdakı ulduzların işığını əks etdirdikləri üçün hələ də işıq saçırlar.

Ulduzun radial sürətindəki dəyişikliklər - yəni Yerə doğru və ya ondan uzaqlaşma sürəti - ulduzdakı yer dəyişmələrindən aşkar edilə bilər.

Doppler təsiri səbəbiylə. Son dərəcə kiçik 1 m / s və ya daha az radial sürət dəyişikliyi müşahidə edilə bilər.

& # 9733 Blue Shift Bir ulduz bir müşahidəçiyə doğru irəlilədikdə, onun

lər spektrinin mavi ucuna (daha qısa dalğa uzunluqlarına) doğru əyilir.
& # 9733 Bolide Partlayan və ya parçalanmış kimi görünən çox parlaq, uzun müddətli bir atəş topu. Onlar nadir hallarda sakitdirlər.
& # 9733 Parlaqlıq Böyüyə baxın.

Geri çəkilən hərəkət və ya cazibə səbəbiylə spektrin qırmızı ucuna doğru.
Yansıtıcı Teleskop Bir içbükey yansıtıcı əsas güzgü olan bir teleskop.
Yansıma Dalğaların uzunluğunda dəyişiklik olmadan səthdən şüalanmanın geri qaytarılması.

Bu kainatdakı bütün ulduzlar özlərinə görə spektral siniflərə bölünür

s. 10 spektral sinif var. Ulduzun spektral sinfi və ulduzun istiliyi bir-birinə bağlıdır. Beləliklə, bir ulduz üçün spektral sinif tapıla bilər, çünki onun temperaturunu bilirik. On spektral sinif bunlardır:.

Hidrogenində dəyişkən emissiya nümayiş etdirən bir Be ulduzudur

s. Həm də Gamma Cassiopeiae tipli dəyişən və ya ekvatorda onu əhatə edən bir qaz diski ilə sürətlə fırlanan bir ulduz olduğunu söyləyən bir qabıq ulduzu olaraq təsnif edilir.

İsti obyektlərdən gələn radiasiyanı tənzimləyən qanunlar. Hər kifayət qədər isti qaz davamlı bir spektr yayacaq. İsti qaz bir sıra yayacaq

Məsələn, hidrogen alfa xəttinin laboratoriya dalğa uzunluğu 656.285 nm-dir. Bu

yaxınlıqdakı bir ulduzun işığında 656.315 nm, ulduzun geri çəkilmə sürətini aşağıdakı kimi hesablaya bilərik:
Bu səbəbdən ulduz saniyədə 13,7 kilometr sürətlə bizdən uzaqlaşır:
Gökadalarda Redshift.

Edward Pickering, ilk spektroskopik ikili 1899-cu ildə periodik olaraq parçalanmasını müşahidə edərkən kəşf etdi

104 gün müddətində Mizar ulduzunun s. Bir çox ikili ulduz sistemlərinin ətraflı müşahidələri William Struve və S. W. kimi astronomlar tərəfindən toplanmışdır.

2001-ci ildəki başqa bir sənəd sistemin "Struve-Sahade effektini göstərmək üçün bir ovucdan biri olduğunu" qeyd edərək,

kiçik ulduzda. Kiçik ulduz müşahidəçiyə doğru irəlilədikdə xətlər daha da güclənir və uzaqlaşdıqda zəifləyir.
Spica: Ən Son İkili.

158 & microm-da ionlaşmış karbonun ulduz partlaması və ilkin qalaktikalar üçün əsas bir soyutma keçidi və Ay rəsədxanası ilə 3-dən çox yerdəyişmələrə qədər görünə bilər.

xətti yayan atomlar və ya molekullar maqnit sahəsində yerləşdikdə iki və ya daha çox komponentə çevrilir
Zenit - Göy sferasında birbaşa müşahidəçinin üstündəki nöqtə.

Alimlər, Achernar-ın spektral müşahidələrin göstərdiyindən (təxminən 225 km / saniyə) daha sürətli (və dolayısı ilə "kritik" (dağılma) sürətə 300 km / saniyə yaxın) dönməli olduğu qənaətinə gəldilər.

s) və ya sərt bədən dönməsini pozmalıdır.

İK diaqramı, əlavə məlumatların təsnifatı ilə təmin edildiyi zaman uzaq ulduzlara olan məsafələri təyin etmək üçün bir vasitə kimi olduqca qiymətlidir.

Kvazer hekayəsi 1960-cı illərin əvvəllərində güclü bir radio mənbəyinin mövqeyinin böyük dəqiqliklə təyin olunduğu və açısal diametrinin bir yay saniyəsindən daha az olduğu zaman başladı. Obyektin qırmızı rəngdə dəyişməsi

s, 3.000 milyon işıq ili məsafəsini göstərdi.

Hollandiyalı fizik Pieter Zeeman-ın adından ayrılan a

statik bir maqnit sahəsinin mövcudluğunda bir neçə komponentə.
Zenith
Bir müşahidəçidən birbaşa bir nöqtə.

Şəkillərindən və dərinliklərindən

s, astronom qazların ulduz atmosferini və ya ulduzun təsirli istiliyindən nə qədər sürətlə keçməsi kimi bir ulduzun əsas keyfiyyətlərini hesablaya bilər.

Hər atomun bənzərsiz bir barmaq izi var, çünki hər biri yalnız müəyyən enerji dalğa boylarını buraxa və ya özünə çəkə bilər. Beləliklə, barmaq izi - olduğu yerdə və arada göründüyü kimi

s - hər atom üçün unikaldır. Spektrometrlər mühəndislərin barmaq izlərini aşkarlamaq üçün qurduqları alətlərdir.

Başlanğıcda sferik bir ulduzun bu qədər mürəkkəb bir dumanı necə yarada biləcəyini anlamaq üçün PAC-lər şəkillər çəkir

ulduzdan gələn küləyin dumanlığı üç ölçüdə necə formalaşdırdığını görmək.

Anomal tapmaq cəhdində ulduz spektroqrafik lövhələrin tarixi qeydlərinə nəzər salırıq

lazer mayak siqnalını ifadə edə bilənlər.
SETI.

- hidrogen hidrogen ən güclü olduğu üçün qırmızı rəngdə parlayan bir çox yayılma dumanlığında üstünlük təşkil edir

) qaranlıq dumanlıqlar işıq saçmır və əks etdirmir, lakin parlaq ulduzlar və ya dağınıq dumanlıqların fonunda siluetdə görünür.

bunların fərqli rənglər arasındakı sərhədlər olduğu fikri. Günəşdən gələn işıq spektrini araşdırarkən günəş spektrində 574 qaranlıq xətt tapdı. Bu sətirlərə onun adına Fraunhofer sətirləri adı verildi. Maraqlıdır ki, Sirius ulduzunun və digər bir neçə ulduzun öz ulduzları ilə fərqləndiyini tapdı

Ulduz təsnifatı Ulduzlara xasiyyətinə görə bir hərf və rəqəmdən ibarət bir tərif verilmişdir

təxminən səth istiliyinə uyğundur. Dərslər: O, B, A, F, G, K və M O ulduzları ən isti M ən havalıdır.

yerdəyişməsini yenidən dəyişdirin

Uzaq qalaktikalardan və göy cisimlərindən gələn şüalanmada daha uzun dalğa boylarına (spektrin qırmızı ucu) doğru. xarici maqnit sahəsi çıxarıldıqdan sonra bir mühitdə geridə qalan maqnitləşmə.


Radio Dalğa Boylarında Günəş Sistemi

2.2. Bir Planet & # x27s (Sub) səthindən Radio Emissiyası

Radio müşahidələrdən planet cisimlərinin səth qatları (alt) haqqında məlumat çıxarmaq üçün istifadə edilə bilər. Havasız cisimlərin (alt) səth təbəqələrinin temperatur quruluşu günəş izolyasiyası, qabığın içərisində istilik nəqli və xaricə doğru radiasiya arasındakı tarazlıqdan asılıdır. Səth tərəfindən udulan günəş axınının bir hissəsi obyektə və # A27, səth tərəfindən yayılan enerji (müəyyən bir temperaturda) onun emissiyasına, e (bir qaradərili üçün 1, e = 1 - A). Gündüz, bir planetin səthi ısınır və ən yüksək temperatura günorta və ya günortadan əvvəl çatır (dəqiq vaxt bədənin termal ətalətindən asılıdır - sonra baxın) gecə obyekt soyuyur. Ən aşağı temperatura gün çıxmadan bir az əvvəl çatır. İstiliyin aşağıya doğru aparılması üçün vaxt tələb olunduğundan, yeraltı təbəqələrin səthdəki hissəsinə görə gündəlik istilik rejimində bir faz gecikməsi olacaq və dəyişmənin amplitudası bastırılacaq. Gecələr istilik yuxarıya doğru aparılır və səthdən uzaq şüalanır. Beləliklə, gündüz səth yeraltı təbəqələrdən daha isti olsa da, gecə əksinədir.

Gündəlik temperatur dəyişikliyinin amplitüdü və fazası və qabıqdakı dərinliklə istilik dərəcəsi əsasən istilik ətaləti və materialın termal dəri dərinliyi ilə müəyyən edilir. Termal ətalət, γ, səth təbəqələrinin enerji yığma qabiliyyətini ölçür və istilik keçiriciliyindən asılıdır K, sıxlığı ρ, istilik tutumu C: γ = K ρ C.

Gündəlik temperatur dəyişikliyinin amplitüdü səthdə ən böyükdür və termal dəri dərinliyinə bərabər bir e-qatlanan tərəzi uzunluğu ilə yeraltı təbəqəyə dözərək azalır:

harada P fırlanma dövrüdür.

Ay torpaqlarının istilik xüsusiyyətlərindən və uyğun fırlanma dərəcələrindən istifadə edərək quru planetləri üçün dəri dərinlikləri yavaş fırlandıqları üçün bir neçə santimetrdən (Yer və Mars) bir neçə on santimetrə (Ay, Merkuri və Venera) nizamlanır. ). Dalğa uzunluğunda bir radio dalğasının gəldiyi 1 / e dərinlik λ yeraltı zondlar tərəfindən verilir

harada ɛr dielektrik sabitinin həqiqi hissəsidir və tan Δ - materialın “itmə toxunuşu” (və ya udma qabiliyyəti) - xəyalın dielektrik sabitinin həqiqi hissəsinə nisbəti. Radio dalğaları typically10 dalğa uzunluğunu qabığın içərisinə keçir. Fərqli dalğa uzunluqlarında müşahidə edərək, beləliklə Günəşin yeraltı təbəqələrdə gündəlik istilik qaydasını təyin etmək olar. Bu cür müşahidələr qabıq qatının istilik və elektrik xüsusiyyətlərini məhdudlaşdırmaq üçün istifadə edilə bilər. Termal xüsusiyyətlər qabığın fiziki vəziyyətinə (məsələn, qaya qarşı tozla), elektrik xüsusiyyətləri isə səth təbəqələrinin mineralogiyası ilə (məsələn, metallik) aiddir.


2. NÜMUNƏ

Bu yazıda bildirilən 85 qalaktika, 2 Jy-dən çıxarılan ilk obyektlər dəstidir İRAS–NVSS nümunəsi (Yun və s. 2001), 1809-dan ibarətdir İRAS olan mənbələr S60 μm & # x2265 2 Jy, NRAO-VLA Sky Survey-dən 1,4 GHz radio həmkarları ilə (NVSS Condon et al. 1998). Tam nümunəmiz üçün seçim meyarları bunların (1) Arecibo teleskopu ilə əldə edilə bilən səma daxilində olmasıdır (yəni −1 ° & lt meyl & lt38 °), (2) LFIR & # x2265 7 & # x00d7 10 9 Lvə (3), 0 ilə 50.000 km s arasında hel1 arasında helyosentrik sürətlərə malikdir. Bu kriteriyalara cavab verən qalaktikaların sayı 582-dir. Bu tədqiqat bu qalaktikalardan 85-i sağ qalxma (B1950) aralığında 20 saat -00 saat arasındadır.

Cədvəl 1 sənəddə bildirilən 85 qalaktikanı təqdim edir. Sütun 1 verir İRAS qalaktikaların adları və 2-ci sütunda, mümkün olduğu yerlərdə digər ümumi təyinatlar sadalanır. Sütunlar 3 və 4, J2000 koordinatlarında həqiqətən müşahidə olunan doğru yüksəlişlər və enmələrdir. Sütun 5, NASA / IPAC Xarici Səlahiyyətli Verilənlər Bazasından (NED) alınan optik qırmızı sürüşmələrin siyahısını verir. 6-cı sütunda 60 mkm axın sıxlığı sadalanır İRAS Mümkün olduqda zəif mənbə kataloqu (FSC). Ulduz işarəsi ilə işarələnmiş qalaktikalarda FSC-də 60 μm axın sıxlığı ölçüləri yoxdur və bunlar üçün İRAS Bunun yerinə Nöqtə Mənbə Kataloqu (PSC) dəyərləri verilir. Sütun 7, NVSS tədqiqatından alınan 1.4 GHz axın sıxlığını siyahıya alır. Sütun 8, NED-də və HyperLeda verilənlər bazasında listelenen morfologiyaları təqdim edir (Paturel və ark. 2003).

Cədvəl 1. Nümunə xüsusiyyətləri

İRAS Ad Başqa adlar R.A. (J2000) Dekl. (J2000) z S60 μm S1,4 GHz Morfologiya
(Jy) (mJy)
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)
20082+0058 20 10 46.29 +01 07 13.6 0.0258 2.69 5.6 S?
20093+0536 UGC 11522 20 11 49.36 +05 45 47.0 0.0175 3.96 44.9 Sbc
20178 − 0052 20 20 28.00 −00 42 36.5 0.0185 3.08 21.9 Salam mən
20198+0159 20 22 23.07 +02 09 19.1 0.0414 2.40 14.6 S?
20210+1121 20 23 25.54 +11 31 37.2 0.0564 3.38 53.7 Sy2 / Sc
20230+1024 20 25 30.64 +10 34 21.5 0.0260 2.01 8.1 Sbc
20332+0805 20 35 39.16 +08 16 15.8 0.0279 3.11 19.2 H ii / S?
20369+0150 20 39 26.45 +02 01 04.1 0.0129 2.41 11.5 Sb / S0-a
20381+0325 20 40 39.34 +03 35 47.7 0.0259 2.07 18.5
20415+1219 NGC 6956, UGC 11619 20 43 53.46 +12 30 35.4 0.0156 3.18 35.9 SBb
20417+1214 UGC 11620 20 44 09.74 +12 25 05.0 0.0149 2.55 23.4 Sb / S0-a
20480+0937 20 50 29.09 +09 49 05.5 0.0147 2.34 10.9 SABa
20491+1846 UGC 11643 20 51 25.90 +18 58 04.8 0.0291 2.79 23.4 SBb
20550+1656 II Zw 096 20 57 24.14 +17 07 41.2 0.0361 13.30 43.2 H ii / S0-a
21052+0340 UGC 11680 21 07 45.88 +03 52 40.5 0.0259 2.80 16.9 Scd / H ii Sy2 / E-S0
21054+2314 21 07 43.36 +23 27 06.4 0.0487 2.23 a 11.6 S?
21116+0158 IC 1368, UGC 11703 21 14 12.57 +02 10 41.2 0.0130 4.03 25.8 SaSy2
21271+0627 NGC 7074, II Zw 133 21 29 38.93 +06 40 57.3 0.0116 3.11 21.7 S?
21278+2629 NGC 7080, UGC 11756 21 30 01.81 +26 43 05.3 0.0161 3.16 28.4 SBb
21396+3623 21 41 41.65 +36 36 47.4 0.1493 2.16 a 13.8
21442+0007 21 46 51.28 +00 21 13.5 0.0740 2.11 10.9 Salam mən
21561+1148 Mrk 0518, UGC 11865 21 58 36.09 +12 02 19.4 0.0311 2.73 a 29.1 Mən? / S?
21582+1018 Mrk 0520, UGC 11871 22 00 41.40 +10 33 07.5 0.0266 4.15 57.9 SbSy1.9
22032+0512 22 05 47.08 +05 27 16.3 0.0383 2.43 5.1 S?
22045+0959 NGC 7212 22 07 02.05 +10 14 02.7 0.0266 2.88 114.1 SabSy2
22171+2908 NGC 7253A, Arp 278, UGC 11984 22 19 27.94 +29 23 41.6 0.0152 5.86 72.1 SABc
22217+3310 UGC 12022 22 24 02.76 +33 26 08.9 0.0218 2.25 10.8 Sbc
22221+1748 22 24 33.40 +18 03 56.5 0.0204 2.66 21.0 S-I / Sc
22347+3409 NGC 7331, UGC 12113 22 37 04.67 +34 24 28.0 0.0027 23.10 217.6 SABLIN / Sbc
22387+3154 Mrk 0917, UGC 12149 22 41 07.60 +32 10 11.1 0.0244 3.71 33.3 SBaSy2
22388+3359 UGC 12150 22 41 12.28 +34 14 57.4 0.0214 8.17 38.3 SB0-aH ii / LIN
22395+2000 22 41 56.03 +20 15 41.6 0.0233 2.56 16.9 Sy2H ii / S0
22402+2914 22 42 38.53 +29 30 23.2 0.0244 2.02 13.4 S?
22449+0757 22 47 28.17 +08 13 37.6 0.0372 2.87 14.0 S?
22472+3439 22 49 32.17 +34 55 09.2 0.0234 4.98 43.9 SbrstLIN
22501+2427 Mrk 0309, IV Zw 121 22 52 34.76 +24 43 44.8 0.0421 3.43 7.3 SaSbrst / Sy2
22523+3156 22 54 45.05 +32 12 47.8 0.0212 2.27 32.0 Sb / Sbc
22575+1542 NGC 7448, Arp 013, UGC 12294 23 00 03.60 +15 58 50.8 0.0073 7.23 81.5 SAbc / Sc
22586+0523 UGC 12304 23 01 08.21 +05 39 15.8 0.0116 2.06 13.5 Sc
22595+1541 NGC 7465, Mrk 0313, UGC 12317 23 02 00.93 +15 57 51.2 0.0066 3.80 19.1 SB0Sy2
23007+2329 23 03 09.28 +23 45 32.3 0.0259 3.64 11.9 S?
23007+0836 NGC 7469, Arp 298, Mrk 1514, UGC 12332 23 03 15.62 +08 52 26.1 0.0163 25.90 180.5 SABa / Sy1.2
23011+0046 23 03 41.29 +01 02 38.0 0.0420 2.58 13.3 Sm
23024+1203 NGC 7479, UGC 12343 23 04 56.63 +12 19 20.6 0.0079 12.80 99.0 SBcLIN / SBbcSy1.9
23024+1916 23 04 56.61 +19 33 08.1 0.0251 7.53 42.6 LIN / Sa
23031+1856 23 05 36.16 +19 12 29.6 0.0262 2.09 6.8 Sbrst / Sa
23050+0359 23 07 35.73 +04 15 59.8 0.0474 3.89 15.8 H ii / S?
23106+0603 NGC 7518, Mrk 0527, UGC 12422 23 13 12.67 +06 19 23.3 0.0118 4.20 10.7 SABa
23121+0415 NGC 7541, UGC 12447 23 14 44.00 +04 32 00.8 0.0090 19.30 162.4 SBbcH ii
23157+0618 NGC 7591, UGC 12486 23 18 16.32 +06 35 08.5 0.0165 7.22 52.1 SBbcSyLIN
23161+2457 Mrk 0319, UGC 12490 23 18 38.41 +25 13 58.4 0.0270 4.27 31.6 SBaSbrst
23176+2356 NGC 7620, Mrk 0321, UGC 12520 23 20 05.65 +24 13 15.9 0.0320 2.41 31.5 ScdSbrst / H ii
23179+2702 NGC 7624, Mrk 0323, UGC 12527 23 20 22.69 +27 18 55.7 0.0143 3.16 24.6 SBcH ii / Sbrst
23179+1657 NGC 7625, Arp 212, III Zw 102, UGC 12529 23 20 30.08 +17 13 32.4 0.0054 9.33 60.3 SAa / H ii
23201+0805 23 22 43.92 +08 21 34.7 0.0378 2.33 7.4 Sy2 / S?
23204+0601 III Zw 103 23 23 01.60 +06 18 05.8 0.0560 4.23 19.4 H ii / S?
23213+0923 NGC 7648, IC 1486, Mrk 0531, UGC 12575 23 23 53.86 +09 40 02.4 0.0119 4.84 16.9 S0
23252+2318 NGC 7673, Mrk 0325, IV Zw 149, UGC 12607 23 27 41.28 +23 35 22.5 0.0114 4.91 43.4 SAcH ii Sbrst
23254+0830 NGC 7674, Arp 182, Mrk 0533, UGC 12608 23 27 56.70 +08 46 43.2 0.0289 5.59 220.9 SAbcH ii Sy2
23256+2315 NGC 7677, Mrk 0326, UGC 12610 23 28 06.22 +23 31 52.1 0.0119 3.96 16.8 SABbcSbrst
23259+2208 NGC 7678, Arp 028, UGC 12614 23 28 27.31 +22 25 07.3 0.0116 6.59 49.5 SABcSbrst Sy2
23262+0314 NGC 7679, Arp 216, Mrk 0534, UGC 12618 23 28 46.73 +03 30 41.3 0.0171 7.41 a 55.8 SB0H ii Sy1 / SB0-aSy2
23277+1529 UGC 12633 23 30 13.57 +15 45 40.6 0.0141 3.11 23.7 SB / Sbab
23327+2913 23 35 11.88 +29 30 00.3 0.1067 2.10 7.8 LİN
23336+0152 NGC 7714, Arp 284, Mrk 0538, UGC 12699 23 36 14.12 +02 09 18.1 0.0093 10.40 65.8 SBbH ii LIN
23365+3604 23 39 01.24 +36 21 09.0 0.0645 7.09 27.2 SBaLIN
23381+2654 23 40 42.78 +27 10 40.9 0.0339 2.17 13.1 Sa / S0
23387+2516 23 41 16.13 +25 33 03.7 0.0314 3.02 37.3 Sb
23410+0228 23 43 39.65 +02 45 06.1 0.0912 2.28 6.0 Sy1 / S?
23414+0014 NGC 7738, UGC 12757 23 44 02.01 +00 30 59.5 0.0226 4.47 36.2 SBb
23433+1147 IC 1508, UGC 12773 23 45 55.04 +12 03 42.6 0.0142 3.28 30.1 SDM / SCD
23446+1519 23 47 09.40 +15 35 49.4 0.0259 4.26 9.2 H ii Sy2 / SBab
23456+2056 UGC 12787 23 48 13.77 +21 13 03.5 0.0222 2.29 17.3 Sbc
23471+2939 UGC 12798 23 49 39.73 +29 55 55.1 0.0176 2.47 18.1 S? / Sc
23485+1952 NGC 7769, Mrk 9005, UGC 12808 23 51 04.02 +20 09 00.7 0.0140 4.34 59.9 SABH ii LIN
23488+1949 NGC 7771, Mrk 9006, UGC 12815 23 51 24.90 +20 06 41.3 0.0143 19.00 141.4 SBaH ii / Sbrst
23488+2018 Mrk 0331, UGC 12812 23 51 26.79 +20 35 10.6 0.0185 18.60 70.7 H ii Sy2 / Sa
23532+2513 23 55 49.99 +25 30 21.9 0.0571 1.44 11.0 Salam mən
23560+1026 NGC 7794, UGC 12872 23 58 34.09 +10 43 42.2 0.0176 3.26 24.8 S? / Sbc
23564+1833 UGC 12879 23 59 01.32 +18 50 05.0 0.0180 2.64 18.2 S? / Sc
23568+2028 NGC 7798, Mrk 0332, UGC 12884 23 59 25.60 +20 45 00.1 0.0080 4.87 36.5 SBc / Sbrst
23587+1249 NGC 7803, UGC 12906 00 01 19.87 +13 06 40.5 0.0179 2.02 12.3 S0-a
23591+2312 III Zw 125 00 01 40.44 +23 29 34.0 0.0145 6.13 131.9 SBcSbrstLIN
23594+3622 00 01 58.39 +36 38 56.3 0.0321 4.48 75.0 Sy2 / S0-a
23597+1241 NGC 7810, UGC 12919 00 02 19.08 +12 58 18.0 0.0185 3.39 23.0 S0

Qeyd. a 60 μm dəyərləri İRAS PSC yerinə İRAS FSC.

Cədvəl kimi yükləyin: ASCIITypeset şəkillər: 1 2


Məlumat ötürmə mediası

XI.D Peyk ötürülməsi

Peyk ötürülməsi yerüstü stansiyadan rabitə peykinə (yuxarı keçid) və geri yer stansiyasına (aşağı keçid) mənzərənin yayılma yolundan ibarətdir. Peyk ümumiyyətlə yerdən 22.300 mil yüksəklikdə bir geosinxron orbitdə yerləşdirilir ki, göründüyü hər hansı bir nöqtədən sabit görünsün və göydə təkrarlayıcı kimi hərəkət etsin. Yer stansiyasına siqnalların ötürülməsi, qəbulu, multipleks və demultipleks siqnalları üçün lazım olan antenalar, binalar və elektronika daxildir. İstifadə olunan tezlik spektri, yerdəki mikrodalğalı radio üçün istifadə edilənə bənzəyir. Yer stansiyası antenası ümumiyyətlə yüksək istiqamətli olur, peyk antenası isə yerin səthinin daha böyük bir hissəsini əhatə etmək və eyni zamanda bir-birindən çox ayrılmış yer stansiyaları ilə əlaqə qurmaq üçün daha böyük bir şüa genişliyinə malikdir.

Bir peykin bir çox fərqli yer stansiyaları üçün təkrarlayıcı rolunu oynaya bilmə qabiliyyətinə deyilir çoxsaylı giriş (MA). Bunu həyata keçirmək üçün hazırda üç əsas metoddan istifadə olunur: tezliyə bölünmə çoxsaylı giriş (FDMA), vaxta bölünmə çoxsaylı giriş (TDMA) və kod bölmə çoxsaylı giriş (CDMA). FDMA-da, müxtəlif torpaq stansiyaları arasındakı dövrələrə icazə verilən bant genişliyi daxilində fərqli tezlik diapazonları verilir. TDMA-da, bütün bant genişliyi, zaman bölgüsü multipleksiyasında olduğu kimi, hər bir yer stansiyasına qısa müddətə ayrılır. CDMA (başqa ad da verilir geniş spektrli yayılma) yalan təsadüfi koddan istifadə edir və həm zaman, həm də tezlik sahələrində işləyir. Sıxma texnikalarına qarşı təsirli olur və ilk növbədə hərbi peyk rabitəsində istifadə olunur.

Peyklər rabitə topologiyaları və qiymətlər üzərində dramatik təsir göstərmişdir. Yerin nə qədər uzaq olmasından və ya gəmi kimi sabit və ya hərəkətli olmasından asılı olmayaraq, proqramın video, səs və ya məlumat siqnallarının ötürülməsi üçün istifadə edilə bilər. Çoxkanallı qabiliyyətlər, geniş bant genişliyi və yüksək məlumat dərəcələri təmin edirlər. Ötürmə dəyəri mənbəylə təyinat arasındakı məsafədən asılı deyil. Bundan əlavə, əksər ötürülmələr üçün yalnız bir peyk təkrarlayıcı tələb olunur. Peyk ötürülməsinin bu xüsusiyyəti onu mikrodalğalı və ya koaksial kabel kimi yerüstü sistemlərdən üstün edə bilər, çünki son sistemlər uzun məsafələri qət etmək üçün tandemdə bir çox təkrarlayıcı tələb edir və siqnalın hər təkrarlayıcı tərəfindən gücləndirilməsi təhrif və səs-küyün təsirlərini artırmağa meyllidir. .

Yer ilə peyk təkrarlayıcı arasında daha çox məsafə olduğundan zəifləmə və ötürülmə gecikmələri problemlərə səbəb ola bilər. Zəifləməni torpaq antenləri üçün yüksək qazanc, dar şüalar və 20 ° -dən çox yol yüksəlmə açıları istifadə etməklə aradan qaldırmaq olar. Yüksək yol hündürlüyü, zəifləmə və solmağı azaltmaq üçün siqnalların atmosferdən keçdiyi məsafəni azaldır. Bununla birlikdə, xüsusən də daha yüksək daşıyıcı frekanslarında yağış zəifləməsi hələ də problem ola bilər, lakin bir-birindən ayrılmış iki yerüstü stansiyada yağışın baş vermə ehtimalı olmadığından, yer müxtəlifliyi ilə minimuma endirilə bilər. Ümumi ötürülmə gecikməsi təxminən 0,5 saniyədir. bu, yerüstü ötürmə mühitinə nisbətən daha yüksəkdir və siqnalın getməli olduğu məsafədən daha çox olduğu üçün (minimum 2 × 22,300 və ya 44,600 mil). Bu gecikmə səsli rabitənin keyfiyyətini poza bilər, lakin rabitə protokolları bu ötürmə mühitinin xüsusiyyətlərinə uyğunlaşdırılmadığı təqdirdə məlumat ötürülməsində ən böyük zərərli təsirə malikdir. Aşağı orbitli peyklər (yer üzündən 250 ilə 1000 mil yüksəklikdə) bu gecikmə problemini həll edə bilər və tələb olunan peyklərin sayı daha çox və qaldırılma müddətləri geosinxron peyklərdən daha qısa olmasına baxmayaraq bu cür sistemlər tətbiq olunmağa başlayır.


Radio interferometriyasından istifadə edərək spektral xətt müşahidələrində sürət qətnaməsinin əhəmiyyəti nədir? - Astronomiya

Astronomik Radio Emissiyası

3 M o . Radii adətən 10-30 km-dir.

Pulsarlar çox yüksək maqnit sahəsinə (bir ulduzun nüvəsinin bir neytron ulduzuna düşməsi zamanı cəmlənmiş) sahib olan, qütbləri spin oxu istiqamətindən kənarlaşdırıldığı sürətlə fırlanan neytron ulduzlarıdır. İplənmə qütbləri dünyaya istiqamətləndirəcəksə, bu parlaq dirəkləri qısaca sıx bir radio yayan qaynaq olaraq görərik. Emissiya yüksək maqnit sahələrində elektronların sinxrotron emissiyası ilə əlaqədardır. Əlbətdə ki, nəbzlər hər bir spin üzərində təkrarlanır. Ulduzlararası mühitdən keçərkən nəbzlər dispersiyaya məruz qalır. Dispersiyanın xüsusiyyətləri, aramızdakı və pulsar arasındakı elektronların sütun sıxlığının çıxarılmasına imkan verir.

Pulsarlar 4 saniyədən 1,6 ms-ə qədər olan dövrlərdə fırlanır. Budur necə səsləndirirlər:

Ən sürətli pulsardakı qüvvələri təsəvvür edə bilərsiniz. Səth sürəti v = 2 & piR / P , harada P pulsar dövrüdür və R pulsar radiusudur (təxminən 10 km = 10 4 m):

Ulduz atmosferdə olan SiO maser emissiyası və su maser emissiyası H II və ulduz formasiyası bölgələrindən qaynaqlanır, buna görə də təəccüblü bir radio yayım mexanizmi var. Bəzi ulduzları genişlənmiş və sərin atmosferlərlə əhatə edən SiO molekulları tercihen J = 1 spin vəziyyətindədir və doğru tezlikdə (43 GHz) radio emissiyası J = 1-dən 0-a keçidi stimullaşdırdığından, başqa bir foton yayırlar. Bu foton, orijinal fotokopi ilə birlikdə molekullar buluduna daxil olur və daha çox keçişi stimullaşdıraraq kiçik bölgələrdə çox parlaq bir xətt yayımına səbəb olur. Maqnit sahəsinin istiqaməti emissiyanın xətti qütbləşmə istiqamətindən çıxarıla bilər. Eyni şəkildə su üçün (H 2 O) 22 GHz-də işləyən maser.

Yaxınlıqdakı Spiral Galaxy
"21 sm mozaikamız, spiral qalaktikadakı (Samanyolu xaricində) neytral hidrogenin hələ əldə edilmiş ən təfərrüatlı görünüşünü təqdim edir. Müşahidələr 20 pc (840 kpc-də 5") məkan çözünürlüğü və sürət nümunəsi ilə xarakterizə olunur.
1,3 km / s. Bu səbəbdən, verilənlər bazamız, son zamanlarda Böyük və Kiçik Magellan Buludlarına dair ATCA + Parkes anketləri ilə birbaşa müqayisə edir (Staveley-Smith et al. 1997, Stanimirovic et al. 1999, Kim et al. 1998). VLA-da, M33 həm B (48 saat) həm də CS (6 saat) konfiqurasiyalarında altı mozaika işarəsi istifadə edərək müşahidə edilmişdir. İnterferometrik məlumatlarımız bu yaxınlarda WSRT-də əldə edilmiş ultra həssas ümumi güc müşahidələri ilə avtomatik korrelyasiya rejimində Holland aləti istifadə edərək, 14 elementin hamısının bir-birinə bənzərsiz qablar kimi işlədildiyini tamamladı.

"Şəkil 1 spektrlərin hər birində pik nöqtəsində sürətə görə B tonunun təyin olunduğu pik parlaqlığımızın temperatur görüntüsünün rəngli təsvirini göstərir. Qalaktik fırlanma qaydası insanın vizual təəssüratında üstünlük təşkil edir, amma əksinə deyil bəlkə də spiral qollardakı kəskin rəng dəyişiklikləri kimi aydın olan lokal lokal hərəkətləri qaranlıq qoyun.Bu ilkin görüntü üçün kubun maskalanması tətbiq olunmayıb, bunun əvəzinə 40 piksel çözünürlüğe (10 "FWHM) endirərək həssaslığı qoruduq. İndi bu xəritənin şüa ölçüsünün mövqedən asılı olduğu və xarici disk və aralararası boşluqlar kimi zəif bölgələrdə səs-küyün qorunması üçün genişləndiyi bir "çox həll" versiyasını yaratmaq üçün metodlar hazırlayırıq. "

Eliptik Qalaktika
"Kabuk qalaktikası NGC 2865-in VLA atom hidrogen müşahidələri. Qaz, Rəqəmsal Səma Tədqiqatından alınan optik görüntüdə sarı konturlar şəklində göstərilir. NGC 2865-in əsas gövdəsi erkən tip qalaktikalar üçün tipikdir, ancaq zəif işıq səviyyələrində qalaktika. bir çox mərmi, dalğalanma və döngə ilə özünəməxsus bir morfologiyanı nümayiş etdirir. VLA spektral xətt müşahidələri eliptikin əsas gövdəsindəki qazı göstərir, eyni zamanda ətrafındakı geniş bir halqada paylanır. "

Niyə spirallarda qaz və toz var, eliptiklərdə yoxdur? Cavab, eliptiklərin qalaktika toqquşmaları və birləşmələri ilə necə meydana gəldiyini yeni anlayışımıza söykənir. Belə bir "toqquşma" dakı ulduzlar toqquşmur, sadəcə bir-birlərindən keçir. Qaz və toz, toqquşur və qalaktikanın xaricində qalır.

Kvazarlar Aktiv Qalaktik Nüvə (AGN), yəni son dərəcə aktiv qalaktikaların mərkəzləridir. Bir müddət onlar müəmmalı obyektlər idilər, çünki optik olaraq yalnız zəif bir ulduz kimi görünürlər (kvasar termini yarımulduzlu obyekt üçün qısadır), lakin son müşahidələr göstərir ki, onların ətrafında zəif "dumanlıq" var ki, bu da əslində yerləşmiş qalaktikanın qalan hissəsi. İndi bilirik ki, bunlar supermassive qara dəliklərdən güc alır. Həm optik olaraq, həm də radioda (aşağıda göstərildiyi kimi) görünən son dərəcə yaxşı kolimasiya edilmiş təyyarələrə sahibdirlər. Reaktivlər ana qalaktikadan dəfələrlə böyük olan nəhəng radio loblarda (bəzən yalnız bir tərəfdə) sona çatır.


NRAO / AUI-nin izni "

Bu görüntü kvazarın yaratdığı yüksək enerji hissəciklərinin relyativistik axınlarından radio emissiyasını göstərir. Bu klassik cüt loblu bir radio mənbəyidir. Astronomlar, təyyarələrin ev sahibi qalaktikanın mərkəzindəki (bu şəkildə göstərilməmiş) super-kütləvi bir qara dəliyə yığılması ilə maddi qaynaqlandığına inanırlar. Yüksək enerji hissəcikləri olduqca yaxşı dərəcədə kolimasiya olunmuş təyyarələrlə məhdudlaşır və işıq sürətinə yaxınlaşan sürətlərdə qeyri-səmavi boşluğa vurulur və nəticədə balonları kütləvi radio loblarına salırlar. Radianın ümumi xətti ölçüsü 212 kpc (Hubble sabitliyi 100 km / s / Mpc), təxminən 30 kpc tipik qalaktika diametri ilə müqayisə edilə bilər. Kvazorda görkəmli isti nöqtələrə sahib ikiqat loblar var və dar bir jet var, lakin əks reaktiv yoxdur. Radio şüalanmasını yayan hissəciklər işıq sürətinə yaxınlaşaraq bizə doğru irəlilədikdə parlaqlıqda "Doppler artırılmış" ola bilən yalnız bizə tərəf yönəlmiş jeti görməyimiz mümkündür. Qarşı təyyarə bizdən uzaqlaşacaq və beləliklə Doppler gücləndirməsini yaşamazdı. Jet lobuna girəndə parlayır və əyilir. "

Jetlərdə müşahidə edə biləcəyi maraqlı bir fenomen də "superluminal" mənbələrin olmasıdır. Bunlar işıq sürətinin 45 qatından çox sürətlə hərəkət etdiyi görünən mənbələrdir! Bu, mənbənin görmə xəttimizə çox yaxın işıq sürətində hərəkət etməsindən qaynaqlanan aydın bir sürətdir. Əslində, vaxtın sıxıldığını görürük və beləliklə mənbənin c-dən daha sürətli hərəkət etdiyi görünür.


MOLEKULAR QAZLARIN RADİATİV XÜSUSİYYƏTLƏRİ

10.5 RADİATİV TRANSFER HESABLAMALARI ÜÇÜN XÜSUSİ MODELLƏR

Müəyyən bir spektral mövqedə olan tək bir spektral xətt gücü (intensivliyi və ya inteqrasiya olunmuş udma əmsalı) və xəttin yarım enliyi (üstəgəl genişləndirmə mexanizmi, yəni toqquşma və / və ya Doppler genişlənməsi) ilə xarakterizə olunur.Bununla birlikdə, bir titrəmə-fırlanma zolağının bir-birinə çox üst-üstə düşə bilən bir-birinə yaxın spektral xətləri var. Ayrı-ayrı xətlər üçün udma əmsalları hər hansı bir spektral mövqedə bütün bir bandın udma əmsalı vermək üçün sadəcə əlavə oluna bilər,

yaranan funksiya, xətlər çox güclü üst-üstə düşmədiyi təqdirdə, zolaq boyunca şiddətli bir şəkildə girməyə meyllidir (Şəkil 10-8-də göründüyü kimi). Bu tendensiya, üstəlik sözün əsl mənasında on minlərlə spektral xətt ola bilməsi, tam əlaqənin ümumi intensivlik üçün spektral inteqrasiyada istifadə olunacağı təqdirdə radiasiya köçürmə hesablamalarını həyata keçirməyi son dərəcə çətinləşdirir [tənlik (9.29)], ümumi radiasiya istilik axını [tənlik (9.46)] və ya istilik axınının ayrılması [tənlik (9.53)]. 4.3-ün süni spektrinin kiçik bir hissəsini göstərən bir nümunə Şek. 10-9-da verilmişdir μm CO2 HITRAN96 verilənlər bazasından [42] yaradılan və təxminən 900 spektral sətir olan lent. Şəkil 10-9-un yuxarı çərçivəsi CO-nin təzyiqə əsaslanan udma əmsalı göstərir2 ümumi təzyiq 10 mbar olan havada aşağı qismən təzyiqdə. Ümumi təzyiq nisbətən aşağı olduğundan xətlər kifayət qədər dar olur və nəticədə az üst-üstə düşür. Ümumi çərçivədə göstərilən ümumi təzyiq 1 bar-a qaldırılıbsa, xətlər güclü şəkildə genişlənir, bu da əsas xətt üst-üstə düşməsinə və udma əmsalı daha hamar bir dəyişməyə gətirib çıxarır (maksimum maksimum və daha yüksək minimumlarla). Yanma zamanı qarşılaşdıqları yüksək temperaturda spektral xətlər xeyli daralır (bax tənlik (10.24)), azalan xətt üst-üstə düşür, eyni zamanda aşağı temperaturda ən vacib olan xətlərin qüvvələri (10.46) tənliyinə görə azalır və nəhayət, yüksək temperaturda otaq istiliyində əhəmiyyətsiz olan “isti xətlər” getdikcə daha çox əhəmiyyət kəsb edir. Nəticə, Şek. 10-9-un alt çərçivəsində göstərildiyi kimi olduqca qeyri-sabit görünən udma əmsalıdır. Yüksək temperatur aşağı ümumi təzyiqlə birləşdirilirsə (göstərilmir), udma əmsalının spektral davranışı yüksək tezlikli elektron səs-küyə bənzəyir. Xoşbəxtlikdən, aşağı ümumi təzyiqdə mühitdə istilik köçürmə hesablamalarına nadir hallarda rast gəlinir (aşağı atmosfer təzyiqi ilə işləyən meteoroloji tətbiqetmələrdə bunlar vacibdir). Yenə də daha böyük təzyiqlər üçün bütün spektri əhatə edən hesablamalar, həqiqətən bir çox təxmini spektral modellərin inkişafına təkan verən bir işdir. Bu təxmini metodlar sərbəst şəkildə dörd qrupa ayrıla bilər (mürəkkəblik və dəqiqliyin azalması sırası ilə): (1) sətirbaşı hesablamalar, (2) dar zolaqlı hesablamalar, (3) geniş zolaqlı hesablamalar və (4) qlobal modellər .

Sətir-Sətir Hesablamalar Son zamanlarda güclü kompüterlərin meydana çıxması ilə, xüsusən də Fransadakı J. Taine ətrafındakı qrup tərəfindən bir sıra sətirlərarası hesablamalar aparılmışdır [43, 44]. Bu cür hesablamalar, ümumiyyətlə HITRAN verilənlər bazasından götürülmüş hər bir spektral xətt haqqında çox ətraflı məlumata əsaslanır [42, 45]. Absorbsiya əmsalı dəyərləri çox dəyişdiyinə görə (bax. Şəkil 10-9), bir neçə yüz min dalğalanan üçün spektral radiasiya köçürmə problemi həll edilməli və ardından spektr üzərində inteqrasiya edilməlidir. Bu cür hesablamalar bu günə qədər ən doğru olsa da, çox sayda kompüter mənbəyi tələb edir. Bu, güclü kompüterlərin mövcudluğu ilə də arzuolunmazdır və qalacaq, çünki radiasiya hesablamaları ümumiyyətlə inkişaf etmiş, ümumi yanğın / yanma kodunun yalnız kiçik bir hissəsidir. Daha da əhəmiyyətlisi, dəqiq xətt hesablamaları üçün tələb olunan yüksək dəqiqlikli qaz mülkiyyət məlumatları (qətnamə 0,01 sm-1-dən yaxşı), sadəcə mövcud deyil və yaxın gələcəkdə mövcud olmayacaq: HITRAN96 verilənlər bazası bir çox insan ili işinin zirvəsidir və az-çox atmosfer şəraiti ilə məhdudlaşır (aşağı hissəvi təzyiqlər və ətraf temperaturu). Spektral xətt genişlənməsinin istilik və təzyiqdən asılılığı çox mürəkkəbdir və otaq temperaturu məlumatlarını yanma mühitində vacib olan yüksək temperaturlara ekstrapolyasiya etmək üçün kifayət qədər yaxşı başa düşülməmişdir, yuxarıda göstərilən sətir-sətir hesablamalarında olduğu kimi. Bu yaxınlarda karbon qazı və su buxarı üçün yüksək temperaturlu HITRAN96 versiyası, HİTEMP adlanır [46], CO-ya təxminən 1 milyon xətt daxildir.2 və H üçün 1,2 milyon sətir2O. Bu yeni verilənlər bazası eksperimental məlumatlardan çox ekstrapolyasiyaya əsaslanır. Buna görə dəqiqliyi bu günə qədər sübut edilməyib. Bu səbəblərdən, yaxın gələcəkdə satır-xətlə hesablamaların yalnız daha çox spektral modellərin təsdiqlənməsi üçün etalon kimi istifadə ediləcəyini düşünmək ədalətli olar.

Dar Bant Modelləri Bir molekulyar qazdan spektral radiasiya axınlarını hesablayarkən qaz udma əmsalı (və bununla birlikdə şüalanma intensivliyi) spektrdə qaraciyər intensivliyi və s. Kimi digər miqdarlardan daha sürətlə dəyişdiyini tapır. Buna görə də prinsipcə həqiqi udma əmsalı (və intensivliyi) dar bir spektral aralığa uyğun olaraq ortalama düzəldilmiş dəyərlərlə əvəz etmək mümkündür. Təxminən 40-50 il əvvəl bir sıra bu cür “dar bant modelləri” hazırlanmışdır ki, bu da aşağıdakı hissədə nəzərdən keçiriləcəkdir. Prinsipcə, dar zolaq hesablamaları “dəqiq” dar zolaq ortalaması tapmaq şərti ilə sətir-sətir hesablamalar qədər dəqiq ola bilər. Bu cür dar zolaqlı modellərin birincil çatışmazlıqları bircins olmayan qazlara tətbiq edilməsinin çətin olması və dar zolaqlı məlumatlara əsaslanan və ümumi həll metodlarından istifadə olunan istilik köçürmə hesablamalarının qara divarlı bir mühitdəki səpələnməyən mühitlə məhdudlaşmasıdır.

“Ənənəvi” dar bant modellərinə alternativ “əlaqəli” sözdədir k- paylama. ” Bu metodda dar bir spektral aralıqda sürətlə salınan udma əmsalı olduğu müşahidə edilir κη eyni dəyəri dəfələrlə əldə edir (bir az fərqli dalğalarda η), hər dəfə eyni intensivliyə səbəb olur Mənη və radiasiya axını (mühit homojen olduğu təqdirdə, yəni mövqedən asılı olmayan bir udma əmsalı var). Faktiki boşqablar əlaqəsiz olduğundan (kiçik spektral aralıqda) əhəmiyyətsizdir kpaylama metodu udma əmsalı yenidən sıralanır və udma əmsalının hamar bir asılılığı ilə nəticələnir vs süni zəmin nömrəsi (verilmiş dar aralığında dəyişir). Bu da öz növbəsində spektral inteqrasiyanı çox sadə edir. k-Paylamalar nisbətən yenidir və yenə də inkişaf tələb edir. Cazibədar olsalar da, homogen olmayan mühitlərə tətbiq etmək çətindir.

Geniş lent modelləri Geniş zolaqlı modellər, bütün bir vibrasiya-fırlanma zolağında belə, qara cisim intensivliyinin əhəmiyyətli dərəcədə dəyişməməsindən istifadə edir. Prinsipcə, geniş zolaqlı korrelyasiyalar dar zolaqlı nəticələrin bütün bir zolaqda birləşdirilməsi yolu ilə tapılır və nəticədə bir az daha az dəqiqlik əldə edilir. Zəruri hesablamaların nisbətən sadə olması və daha yaxşı spektral məlumatların mövcud olmaması səbəbindən geniş lent model hesablamaları keçmişdə çox populyardı. Bununla birlikdə, geniş zolaqlı korrelyasiyaların tipik bir korrelyasiya dəqiqliyi ± 30% -ə bərabər olduğu və bəzi hallarda eksperimental səhvlər səbəbindən 70% -ə qədər əlavə, lakin təsdiq olunmayan səhvlərin gözlənilə biləcəyi yaxşı bilinir. İlgili cazibələrdən biri k- paylamalar, geniş zolaqlı hesablamalara asanlıqla uyğunlaşdırıla bilməkdir.

Qlobal Modellər İstilik ötürmə hesablamalarında ümumiyyətlə yalnız (spektral inteqrasiya olunmuş) ümumi radiasiya istilik axını və ya onun fərqliliyi maraq doğurur. Qlobal modellər spektral inteqrasiya olunmuş radiasiya xüsusiyyətlərindən istifadə edərək bu ümumi axınları birbaşa hesablamağa çalışırlar. Əksər erkən qlobal metodlar qaz sütunlarının ümumi emissiyalarını və udma qabiliyyətlərini tətbiq edir, lakin son zamanlarda tam spektrli əlaqələr mövcuddur k- paylamalar da hazırlanmışdır.

Bu fəslin qalan hissəsi ərzində molekulyar qazların spektral radiasiya xüsusiyyətlərinin dar zolaqlar və geniş zolaqlar üzərində düzəldilməsini və ümumi xüsusiyyətlərin qiymətləndirilməsini müzakirə edəcəyik. Bu məlumatları istifadə edən həqiqi istilik köçürmə hesablamaları Fəsil 19-a qədər təxirə salınacaqdır (yəni, partikül xüsusiyyətləri və radiasiya ötürülməsi tənliyi üçün həll üsulları müzakirə edildikdən sonra).


MPIfR-də çox uzun əsas interferometriya və radio Astronomiya qrupu

Çox uzun əsas interferometriya (VLBI), super-kütləvi kosmik qara dəliklərin dərhal yaxınlığındakı bölgələrin birbaşa görüntüsü üçün yeganə metoddur. Buraya qara dəlik ətrafındakı kölgəni və onun ətrafındakı foton halqasını (hadisə üfüqü) təsvir etmək və beləliklə Eynşteynin Ümumi Nisbilik Nəzəriyyəsini sınamaq cəhdləri daxildir.

Bir interferometrin açı açısı azaldıqca dalğa uzunluğu artdıqca və başlanğıc uzunluğu artdıqca millimetr VLBI və boşluq VLBI astronomiyada ən yüksək açısal qətnamələri təmin edir (30 mikrosaniyədən aşağı). Yığcam radio mənbələri artan tezliklə daha şəffaflaşdığından (mm-dalğa uzunluğunda daha az qeyri-şəffaflıq) mm-VLBI, AGN-nin özünə hopdurulmuş bölgələrini daha uzun araşdırmağa imkan verir, bu daha uzun sm-dalğa uzunluqlarında mümkün deyil. Qrupumuz 14 teleskopu normal 3mm / 7mm VLBI müşahidələrinə birləşdirən və 1.3 mm dalğa uzunluğunda VLBI müşahidələrini həyata keçirən Event Horizon Teleskopunun (EHT) əsas tərəfdaşı olan Global Millimeter VLBI Array (GMVA) işləyir. Həm 3.5mm həm də 1.3mm VLBI müşahidələri ALMA teleskopunu əhatə edə bilər. Bu səylərin əsas hədəflərindən biri də Qalaktik Mərkəzdəki və M 87 radioaktika içindəki 'qara dəlik kölgələrini' araşdırmaqdır. Digər bir vacib mövzu da təyyarələrin mənşəyini və ilkin reaktiv sürətlənmə və kollimasiyanı daha çox araşdırmaqdır. görünməmiş çözünürlüklü uzaq radio-qalaktikalar və kvazarlar (AGN).

Doktora namizədinin, mümkün olan ən yüksək açı və məkan qətnaməsi ilə Active Galactic Nuclei (Quasars, BL Lac obyektləri, Radio Gökadalar və s.) VLBI görüntülərində fəal iştirak etməsi lazım idi. Tədqiqat AGN fəaliyyəti, partlayış-ejeksiyon əlaqələri, təyyarələrin fiziki mənşəyi, reaktiv buraxılış detalları və birincil reaktiv sürətləndirmə prosesləri ilə əlaqəli suallara cavab verir. Bunun üçün jet kinematikası, onların spektral və polarimetrik xüsusiyyətləri müxtəlif müşahidə tarixlərindən əldə edilmiş mm-VLBI şəkillərindən və mərkəzi mühərrikə mümkün qədər yaxın olan məkan tərəzilərindən (bir neçə 10 - 1000 cazibə şkalalarından) istifadə edilərək öyrəniləcəkdir. radius).

Digər bir elm mövzusu, maqnit sahələrinin nisbi təyyarələrinin daxili hissəsindəki istiqamətini və təbiətini araşdıran AGN-in qütbləşmiş incə quruluşunun öyrənilməsidir. mm-VLBI-nin üstünlüyü ondadır ki, ən qısa dalğa boylarındakı polarimetrik müşahidələr Faraday fırlanmasından yalnız cüzi dərəcədə təsirlənir və daxili xətti qütbləşmiş emissiyanı zondlayır. Daxili reaktiv bölgələrdəki oblik şokların müşahidə olunan qütblü emissiyadan nə dərəcədə məsuliyyət daşıdığını araşdırırıq. Jetin burnuna yaxın üçölçülü, məkan əyilmiş mürəkkəb quruluşunun təfərrüatlı araşdırılması, AGN fizikasındakı ən əsas suallardan birinə, yəni Qara Deliklərin relyativistik təyyarələri necə işə saldığına cavab verməyə kömək edəcəkdir.


2. Aşağı Kütləli Ulduz Oluşumundakı Maqnetik Sahələr

Qütbləşmənin yüksək dəqiqlikli, interferometrik müşahidələrinin inqilabı BIMA və Owens Valley Radio Observatory (OVRO) ilə başladı. Bu iki anten dəsti daha sonra CARMA-ya birləşdirildi (Bock et al., 2006). BIMA və OVRO 11 ilə aparılan erkən müşahidələr, Orion'un ikonik bölgələrinə doğru toz, SiO, CO və SiO maserlərinin qütbləşmə müşahidələri də daxil olmaqla geniş mövzuları əhatə edirdi (Rao et al., 1998 Plambeck et al., 2003 Girart et al., 2004 Matthews et al., 2005) və ayrıca protostarların müşahidələri (Girart et al., 1999 Cortes et al., 2006 Kwon et al., 2006). Bu ilk müşahidələr, CARMA, SMA, ALMA-nın geniş təqibi ilə birlikdə, bu nəzərdən keçirməyə əsas verən işin əsasını təşkil edir. Aşağıda, bu işi maqnitlənmiş aşağı kütləli 12 ulduz formasiyası sahəsindəki bir çox açıq suallara toxunan bir hekayə kontekstində qoyduq.

2.1. Protostellar Çökməsində Maqnetik Sahənin rolu

Maqnetik olaraq tənzimlənən protostellar çökmə modellərində (məsələn, Mouschovias, 1976a, b, 1991 Mouschovias və Ciolek, 1999), güclü, yaxşı nizamlanmış bir maqnit sahəsi, atılan materialın xarici təzyiq dəstəyini təmin edir. Bunun səbəbi sahənin zəif ionlaşmış qazdakı yüklənmiş hissəciklərin kiçik hissəsinə qoşulmasıdır (və ya & # x0201Cfrozen & # x0201D). Bununla birlikdə, qeyri-təlatümlü modellərdə ambipolar diffuziyanın ideal olmayan MHD təsiri (Mestel və Spitzer, 1956) neytral materialın (ulduz əmələ gətirən nüvənin əsas hissəsini təşkil edir) maqnit sahə xəttlərindən yavaş-yavaş sürüşməsini təmin edir. maqnit axınının çıxarılması və nəticədə kütlə-axın nisbəti kritik dəyərdən çox olduqda çöküşün davam etməsinə imkan vermək.

Yüksək dərəcədə maqnitlənmiş ulduz formasiyasının proqnozlaşdırılan işarələrindən biri də kifayət qədər yüksək sıxlıqda (& # x0227310 4 sm & # x022123) güclü maqnitlənmiş qazın çökməsinin maqnit sahəsini simmetriya oxu ilə & # x0201Chourglass & # x0201D şəklində sıxmasıdır. düzlənmiş əsas oxa dik, & # x0007E 1000 au & # x0201Cpseudodisk & # x0201D (Galli və Shu, 1993a, b). Kum saatının tərəziyə qədər davam etməsi gözlənilir & # x0003C 1,000 au (Fiedler and Mouschovias, 1993 Galli and Shu, 1993b Allen et al., 2003 Gon & # x000E7alves et al., 2008 Frau et al., 2011 Kataoka et al., 2012 Mocz et al., 2017) bax Şəkil 1. Və həqiqətən, proqnozlaşdırılan qum saatı indi aşağı kütləli protostellar nüvələrinin bir sıra interferometrik müşahidələrində görülmüşdür (Girart və digərləri, 1999, 2006, 2008 Rao və ark., 2009 Stephens et al., 2013 Hull et al., 2014 Maury et al., 2018 Sadavoy et al., 2018a Kwon W. et al., Nəzərdən keçirilərkən bax Şəkil 2), bəzi protostellar nüvələrinin güclü maqnit halında meydana gəldiyini irəli sürdü. bölgələr. Kum saatı şəklində maqnit sahələrinin müşahidələri ilə güclü sahə ulduz formasiyasının məhdudlaşdırılması barədə bir bölmə 4-ə baxın.

Şəkil 1. Allen və digərlərindən bir model. Çökən, maqnitlənmiş ulduz əmələ gətirən bir nüvədə qum saatı şəklində bir maqnit sahəsi konfiqurasiyasını göstərən. Amerika Astronomiya Cəmiyyətinin (AAS) icazəsi ilə çoxaldılmışdır.


Videoya baxın: benzin nasoslarının təmiri, sürət qutusu və bublik təmiri (Sentyabr 2021).