Astronomiya

AGB şöbəsindəki sarsıntı nədir?

AGB şöbəsindəki sarsıntı nədir?

Bir çox İK diaqramında, asimptotik nəhəng budaqda bir titrəmə var. Bunların termal impulslar olduğunu düşünürdüm, amma indi çox sayda istilik impulsunun olduğunu başa düşdüm və yalnız bir dənə titrəmə tapdım. Çırpıntı qazma ola bilər, ancaq birdən çox istilik impulsu olduğu üçün daha çox qazma ola bilər.

AGB mərhələsində tərpənmə nədir?

Termal impulslar:

Günəş kütləsi ulduzunun AGB yolunda tərpənmək:

5 günəş kütləsi ulduzunun AGB yolunda tərpənmək:

Bütün şəkillər AGB Wikipedia məqaləsindən.


Səs: Zamanında Periyodik Bir Vırıltı

Eninə dalğa olduqda yüksək nöqtə zirvə, alçaq nöqtədə olduqda nov deyilir. Eninə bir dalğaya nümunə olaraq bir gölməçədəki dalğalanma ola bilər. Zərbə nöqtəsindən xaricə hərəkət edən konsentrik dairəvi dalğalar, çınqıl bir gölməçəyə atıldıqda əmələ gələcək. Atılan çınqıl səyahət dalğası yaratmaq üçün enerji verir. http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/Sound/tralon.html Elektromaqnit dalğaları “Elektrik və maqnit enerjisinin ötürülməsini ehtiva edən eninə dalğa (Don Buckley, 2011)” bunlar titrəyən maqnitdən və işıq sürətində bir mühitdə və ya bir fəzada hərəkət edən elektrik sahələri. & hellip


Meteoritlər *

Michael E. Lipschutz, Ludolf Schultz, Günəş Sistemi Ensiklopediyasında (İkinci Basım), 2007

5.2 Noble qaz komponentləri və mineral sahələr

Qısa Ne mübahisəmiz, prinsipcə, bir neçə Ne komponentinin orta meteoritik bir məlumatdan necə ayrılacağını izah etdi. Əslində, vəziyyət daha mürəkkəbdir, çünki hər bir "komponent", əslində, hər birində birdən çox nəcib qazı ehtiva edən təkrarlanan izotopik naxışları olan müəyyən mənbələrdən olan tərkib hissələrində həll edilə bilər. Dahi laboratoriya müalicələri başqalarından bir həqiqi qaz tərkibində zənginləşdirilmiş bir mərhələ verə bilər. Bunlara ayrı-ayrı taxılların araşdırılması, spesifik mineralların seçmə turşu əriməsi, ağır mayelərdən istifadə edilərək mineral sıxlığı ilə zənginləşdirilməsi, bəzi temperatur aralığında inkişaf etmiş qazların pilləli isidilməsi və kütləvi analizi və ya bu addımların bir neçə birləşməsi (və digərləri) daxildir.

5.2.1 METEORITESDƏ ULUSALAR TƏHLİLLƏRİ

Təxminən 1970-ci ilə qədər Günəş sistemi içərisindəki cisimlər yaxşı qarışıq və kimyəvi və izotopik olaraq homogenləşdirilmiş ibtidai dumanlıqdan əmələ gələn “izotopik olaraq homojen” hesab olunurdu. (Daha sonra oksigen izotopik varyasyonlarının kəşfi bunu təkzib etdi.) Bununla belə, meteoritlərdən çıxarılan nadir nümunələrdə, məsələn, Ne və ya Xe izotoplarının anormal məzmunu sərgiləndi. Bu anomaliyalar, təbii olaraq meydana gələn radionuklidlərin çürüməsi, maddə ilə kosmik şüa qarşılıqlı əlaqəsi və ya kütlədən asılı olan fiziki və ya kimyəvi parçalanma kimi köklü proseslərlə izah edilə bilməz.

Adətən digər günəş sistemi materiallarına nisbətən daha böyük olan bu izotopik anomaliyalar, tarazsız meteoritlərdə nizamsız olaraq paylanmış ibtidai xondritlərin çox kiçik mineral fazaları ilə əlaqələndirilir. Bu minerallara almaz, qrafit, silikon karbid və alüminium oksid daxildir, tipik taxıl ölçüləri 1-10 m, almaz daha kiçik ((0.002 m). Presolar SiC dənələri, ən azından, nadir böyük olanları ilə submikron hissəciklərinin üstünlük təşkil etdiyi bir güc qanunu kütlə paylanmasını izləyir. Bu minerallar meteoritlərdə nadirdir (məsələn, CM xondritindəki SiC, Murchison, kütləsi 5 ppm-dir). Şəkil 16 belə bir anomaliyanı, Murchisondan ayrılmış presolar SiC-də Ba izotopik tərkibini təsvir edir. Məlumatlar, üfüqi xəttdən xeyli uzanmış anomal s- və r-proses izotopları (aşağıya baxın) 130 Ba və 132 Ba quru dəyərlərinə normallaşdırılır.

ŞƏKİL 16. Murchison CM xondritindən ayrı bir SiC-dəki stabil Ba izotopları, normal quru Ba-dakılara nisbətən normallaşdırılmışdır. Məktublar fərdi izotopların istehsal olunduğu nükleosentetik prosesləri göstərir. Presolar neytron tutma izotopları (yavaş, s və sürətli, r, presupernova və supernova mərhələlərində əmələ gələn zaman şkalalarında) 4 × -ə qədər anormal dərəcədə yüksəkdir.

Bu taxılların izotopik tərkibi adi günəş sistemi maddələrindən xeyli dərəcədə fərqli olduğundan, günəş sistemimizin xaricindən əldə edilməlidir. Bu taxıllar ayrı-ayrı nükleosentetik mənbələrinin qüsursuz xatirələri ilə günəş dumanlığına daxil edilmiş, meteorit maddəyə daxil olmuş və ana bədənlərinin tarixindəki sonrakı epizodlardan açıq şəkildə xilas olmuşdular. İndiyə qədər müəyyən edilmiş izotopik anomaliyalar spesifik genetik proseslərə işarə edir. Çox SiC dənələri, ehtimal ki, Hertzsprung-Russell diaqramındakı asimptotik nəhəng budaqdakı ulduzlarda (yəni AGB ulduzları) əmələ gəlmişdir. Bu, supernova mərhələsindən dərhal əvvəl meydana gələn sürətli neytron tutma (r-prosesi) nuklidləri ilə yavaş bir zaman ölçüsü (və ya sözdə s-prosesi) nuklidləri üzərində neytron tutma ilə meydana gələn izotopların mənbəyidir. Supernovaların kiçik almazlardakı izotopik anomaliyaları izah etmələri də tələb olunur.

Bu presolar taxıllardakı bir çox iz elementinin izotopik anomaliyaları, ulduzların təkamülü və nükleosentezlə əlaqəli bir çox məlumat verir. Bu məlumat yalnız yerüstü laboratoriyalardakı ibtidai nümunələrdən nadir ulduzlararası taxılların ətraflı, təfərrüatlı, yüksək həssas və yüksək dəqiqliklə təhlili ilə əldə edilir və həm ilham, həm də tərləmə tələb olunur. Şübhəsiz ki, bu nadir meteoritik tərkib hissələrdəki izotopik anomaliyalar bizə Ulduz meydana gəlməsi və təkamülü, Günəş Sisteminin meydana gəlməsi və erkən tarixi haqqında daha çox məlumat verəcəkdir.

5.2.2 CAI

Aşağı temperaturlu materiallara əlavə olaraq, C1 xondritlər və presolar dənələrin matrisi kimi, CAI kimi odadavamlı taxıllar da erkən günəş tarixini qeyd edir. CAI milimetr-santimetr ölçüsündə odadavamlı daxilolmalardır, xüsusən C2 və C3 xondritlərində tanınır, eyni zamanda bəzi UOC-lərdə və R və E3 xondritlərdə müəyyən edilir. Tipik olaraq, CAI, nazik çox qatlı mineral zolaqları ilə haşiyələnmiş odadavamlı silikat və oksid mineral birləşmələrindən ibarətdir. CAI-nin əsas tərkibləri tarazlıq buxar çökmə buxarlanma modelləri ilə hesablamalarla uyğunlaşır, 10 −3 atm təzyiqdə və ya 0,3-də kosmik (günəş fotosferik) tərkibli bir qazdan ≥ 1400 K-da bərkimiş yoğunlaşan nebulyar maddənin ilk 5% -ni təmsil edir. toz, qaz nisbəti 40 qat zənginləşdirildiyi təqdirdə. Çox fərdi CAI odadavamlı siderofillərlə (Re, W, Mo, Pt, Pd, Os, Ir və Rh) çox zəngin olan kiçik hissəciklər (ümumiyyətlə & lt50 m) və bəzən Zr və Sc kimi odadavamlı litofillər ehtiva edir. Bəzən bir fazalı saf nəcib metallardan və ya onların ərintilərindən ibarət daha kiçik (mikrometre ölçülü) odadavamlı metal düyünlərə də rast gəlinir.

CAI-nin doku və mineralogik mürəkkəbliyi tarixlərində müxtəlif formasiya və dəyişiklik proseslərini göstərir. Şübhəsiz ki, bəzilərinin yüksək temperatur xüsusiyyətlərində əmələ gələn CAI buxar kondensasiyasını kristal qatı maddələr kimi göstərir, digərləri isə zahirən maye və ya amorf ara maddələri əks etdirir. Dumanlıqdakı və ya yığılma sonrası volatilizasiya, ərimə, qatı maddə metamorfizmi və / və ya dəyişiklik də bəzi CAI'ları təsir etmiş ola bilər. Aydındır ki, CAI birincil toxuma xüsusiyyətlərini gizlədən, lakin kimyəvi və izotopik xüsusiyyətlərini nisbətən dəyişmədən tərk edən mürəkkəb tarixlərə sahib idi.

Həcmli olaraq incə dənəli CAI qaba dənəli olanlardan daha tez-tez rast gəlinir, lakin sonuncusu daha asan öyrənilir. Kaba dənəli CAI, əsasən mineralogiya ilə təyin olunan və tədricən aşağı temperaturlarda əmələ gələn dörd növə qruplaşdırılır: melilitin üstünlük təşkil etdiyi A tipi, kompozisiya olaraq Åkermanite (Åk) 0-70 Tip B, melilit, fassaitik piroksen, şpinel və kiçik anortit anortit üstünlük təşkil edən C tipi və forsterit ehtiva edən daxilolmalar. A tipi CAI, ən çox fərqli görünür, buxarlardan qatı kimi qatılaşdırılmış və bununla da çox dəyişdirilmiş, orijinal tərkiblərinin yenidən qurulması çətindir. Digər üç növ qismən ərimiş qarışıqlardan damcıları əritmək üçün meydana gəldi. Tip B CAI mineralogik baxımdan ən mürəkkəbdir və daha geniş bir sıra izotopik anomaliyalara sahibdir. Kompozisiya cəhətdən CAI yüksək temperatur mənşəyini əks etdirir və odadavamlı zəngindir: REE kimi odadavamlı litofillər ümumiyyətlə C1 kompozisiyalarına nisbətən 20 və ya daha çox zənginləşdirilir, baxmayaraq ki, istilik tarixi və oksigen fokusluğu dəyişikliklərinə görə fərdi CAI-də əhəmiyyətli dərəcədə dəyişkənlik baş verir. CAI-lərin oksigen izotopik kompozisiyaları, Şəkil 11-də susuz minerallar xəttini (yamac 1 ilə) təyin etməyə kömək edir.

C3V xondritlərdəki santimetr ölçülü Tip B CAI ən çox marağı cəlb edir və onların ayrı-ayrı mineralları şərti kimyəvi mikroanalitik texnikaları rüsvay edən bir çox inkişaf etmiş alətlər tərəfindən araşdırılmışdır. Bütün bu CAI-lərin bir çoxu O, Ca, Ti və Cr üçün izotopik anomaliyaları (həm müsbət, həm də mənfi istiqamətdə) göstərir. Mineralogik və mətn baxımından başqalarından fərqlənməyən bir neçə CAI, yalnız Kr və Xe deyil, Mg, Si, Sr, Ba, Nd və Sm kimi elementləri də əhatə edən Fraksiyonlu və Tanımlanmayan Nüvə izotopik təsirlər sərgilədikləri üçün əyləncəli daxilolmalar adlanır. Altı əyləncəli daxilolma kütlə parçalanmış oksigen ehtiva edir (yəni Şəkil 11-də yamacın 1/2 sətirlərini izləyin) və bu altı elementin iki Tip B daxil edilməsi indiyə qədər tədqiq edilmiş hər bir element üçün izotopik anomaliyaları nümayiş etdirir.

CAI, ümumiyyətlə və əyləncəli daxilolmalar, xüsusən çox məlumat versə də, bəzi CAI-də izotopik anomaliyaların niyə göründüyünü, bəzilərində niyə görünmədiyini və nümunədəki bəzi elementlərin niyə anomaliyalar nümayiş etdirdiyini, bəzilərinin isə bunu etmədiyini hələ bilmirik. CAI, günəş sistemi və # x27-lər tarixinin əvvəlində, oxşar proseslər nəticəsində, xondrullar kimi əvvəl və ya əvvəllər birləşdirilməmiş maddələrdən meydana gəldi.


Mündəricat

Qırmızı yığın ulduz xüsusiyyətləri mənşəyinə görə, xüsusən də ulduzların metallığına görə dəyişir, lakin ümumiyyətlə erkən K spektral tiplərinə və 5000 K ətrafında təsirli temperaturlara sahibdirlər. Günəş yaxınlığında olan qırmızı yığın nəhənglərinin mütləq görmə böyüklüyü bir ölçüldü. +0.6 ilə +0.4 dex arasındakı metalliklərlə ortalama +0.81. [1]

Qırmızı kümelenmiş ulduzların xüsusiyyətlərində açıq bir qrup kimi oxşar ulduzların tək bir populyasiyasında belə xeyli bir yayılma var. Bu, qismən üfüqi budaqlı ulduzların meydana gəlməsi və inkişaf etdikləri zaman temperatur və parlaqlıqlarının təbii dəyişməsindən və qismən oxşar xüsusiyyətlərə sahib digər ulduzların mövcudluğundan qaynaqlanır. [2] Qırmızı yığın ulduzlar ümumiyyətlə qırmızı nəhəng budaqlı ulduzlardan daha isti olmasına baxmayaraq, iki bölgə üst-üstə düşür və ayrı-ayrı ulduzların vəziyyəti yalnız ətraflı bir kimyəvi bolluq tədqiqatı ilə təyin edilə bilər. [3] [4]

Yatay budağın modelləşdirilməsi, ulduzların sıfır yaş üfüqi dalının (ZAHB) sərin sonunda güclü bir meyl göstərdiyini göstərdi. Bu tendensiya aşağı metallik ulduzlarda daha zəifdir, buna görə qırmızı yığın metal ilə zəngin qruplarda ümumiyyətlə daha çox görünür. Bununla yanaşı, başqa təsirlər də var və bəzi metal baxımından zərif kürə qruplarında yaxşı məskunlaşmış qırmızı yığınlar var. [6] [7]

Günəşə bənzər bir kütlə olan ulduzlar degenerasiya olunmuş helium nüvəsi olan qırmızı nəhəng budağın ucuna doğru inkişaf edir. Daha kütləvi ulduzlar qırmızı nəhəng budağı tərk edir və mavi bir döngə göstərir, lakin degenerasiya olunmuş nüvəli bütün ulduzlar çox oxşar nüvə kütlələri, temperaturları və parlaqlıqları ilə uca çatır. Helium parıldamasından sonra ZAHB boyunca uzanırlar, hamısı 0,5 M-dən az olan helyum nüvələri ilə və onların xüsusiyyətləri, əsasən nüvənin xaricindəki hidrogen zərfinin ölçüsü ilə müəyyən edilir. Aşağı zərf kütlələri hidrogen qabığı birləşməsinin zəifləməsi ilə nəticələnir və üfüqi budağa bükülmüş daha isti və bir qədər az parlaq ulduzlar verir. Qırmızı nəhəng budaqdakı fərqli başlanğıc kütlələr və kütlə itkisi nisbətlərindəki təbii dəyişikliklər, helium nüvələrinin hamısı eyni ölçüdə olmasına baxmayaraq zərf kütlələrində dəyişikliklərə səbəb olur. Aşağı metallik ulduzlar hidrogen zərfinin ölçüsünə daha həssasdır, buna görə də eyni zərf kütlələri ilə üfüqi budaq boyunca daha da yayılır və qırmızı dəstə daha az düşür.

Qırmızı yığın ulduzlar davamlı olaraq inkişaf etdikləri qırmızı nəhəng budağın isti tərəfində uzansalar da, fərqli populyasiyalardan qırmızı yığın və qırmızı nəhəng budaqlı ulduzlar üst-üstə düşə bilər. Bu, metal zəif qırmızı nəhəng budaqlı ulduzların daha çox metalla zəngin qırmızı yığın nəhəngləri ilə eyni və ya daha isti temperaturda olduğu ω Centauri’də baş verir. [3]

Digər ulduzlar, qətiliklə üfüqi budaq ulduzları deyil, H-R diaqramının eyni bölgəsində ola bilər. Qırmızı nəhəng budaqda degenerasiya olunmuş bir helium nüvəsi inkişaf etdirmək üçün çox böyük olan ulduzlar, qırmızı nəhəng budağın ucundan əvvəl helyumu alovlandıracaq və mavi bir döngə göstərəcəkdir. Ulduzlar üçün günəşdən yalnız bir az daha böyük, təxminən 2 M , mavi ilmə çox qısa və qırmızı yığın nəhənglərinə bənzər bir parlaqlıqdadır. Bu ulduzlar günəşə bənzər ulduzlara nisbətən daha az yayılmış, qırmızı yığın nəhəngləri yarada bilən günəş altındakı ulduzlarla müqayisədə daha nadirdir və mavi döngənin müddəti qırmızı yığın nəhənginin sərf etdiyi vaxtdan çox azdır. üfüqi qolda. Bu o deməkdir ki, bu saxtakarların H-R diaqramında daha az rast gəlinir, lakin yenə də aşkar edilə bilər. [2]

2-3 M olan ulduzlar subgiant budağı boyunca inkişaf etdikcə qırmızı yığından da keçəcəkdir. Bu yenə də çox sürətli bir təkamül mərhələsidir, ancaq OU Andromedae kimi ulduzlar qırmızı yığın bölgədə (5500 K və 100 L ) Hertzsprung boşluğunu keçən subgiant olduğu düşünülsə də. [2]

Teorik olaraq, qırmızı yığındakı ulduzların mütləq parlaqlığı ulduz quruluşundan və ya yaşdan kifayət qədər asılı deyildir, beləliklə həm qalaktikamız içərisində, həm də yaxınlıqdakı qalaktikalar və qruplara astronomik məsafələri qiymətləndirmək üçün yaxşı standart şamlar düzəldirlər. Metallik, kütlə, yaş və tükənmə səbəbindən dəyişikliklər vizual müşahidələrə faydalı olması üçün çox təsir edir, lakin infraqırmızıda təsirləri daha azdır. Qırmızı yığın məsafələr qurmaq üçün xüsusilə infraqırmızı I zolaq müşahidələrindən istifadə edilmişdir. Günəş metalikliyindəki qırmızı yığın üçün mütləq böyüklüklər I zolda -0.22, K zolaqda -1.54-də ölçülmüşdür. [8] Digər metodlarla razılaşdırılaraq 7.52 kpc nəticə verən qalaktik mərkəzə olan məsafə bu şəkildə ölçülmüşdür. [9]

Qırmızı dəstə, qırmızı nəhəng budaq boyunca yüksələn ulduzların parlaqlığının müvəqqəti azalmasına səbəb olan qırmızı nəhəng budaq boyunca az görünən nəhəng qruplaşma olan "qırmızı zərbə" və ya qırmızı nəhəng budaq ilə qarışdırılmamalıdır. daxili konveksiyaya görə. [10]

Göydə görünən bir çox parlaq "qırmızı nəhəng" əslində erkən K sinif qırmızı yığın ulduzlardır:

Arcturusun bəzən bir yığın nəhəngi olduğu düşünülürdü, [13], lakin indi daha çox qırmızı nəhəng budaqda, qırmızı yığın bir ulduzdan biraz daha soyuq və daha parlaq olduğu düşünülür. [14]


Kosmik Həmişə Hərbiləşdirilib, Silahlandırılmayıb - Hələ Olmayıb, Hər halda

Milli Kosmik Şuranın 23 oktyabr tarixli ən son iclasında səlahiyyətlilər, Kosmik Qüvvələr adlanan yeni bir ordu qolunun necə tətbiq ediləcəyini müzakirə etdilər. Və dəfələrlə təşkilati ehtiyacın əsaslandırılması kimi Amerikanın kosmosdakı uzunmüddətli hərbi rəhbərliyinə işarə etdilər.

Bəzi kosmik pərəstişkarlarının hətta mövcud olduğunu anlamadıqları bir tarixdir. Məsələn, ABŞ-ın vitse-prezidenti Mike Pence, Kosmosun hər zaman bir hərbi aləm olduğunu söyləyərək, Kosmik Qüvvələr üçün mübahisə etdikdə, tarixi dəqiq şəkildə təsvir edir və beynəlxalq müqavilələrin pozulduğunu etiraf etmir.

Başdan başlayaq - sözün əsl mənasında, kosmik tədqiqatın ilk günlərindən başlayaq. ABŞ ilk peyklərini havaya qaldıranda NASA yox idi. Bunun əvəzinə Ordu, Hərbi Hava Qüvvələri və hətta Dəniz Qüvvələri hamısı kosmos haqqında düşünürdülər. Corc Vaşinqton Universitetinin kosmik tarixçisi John Logsdon, Space.com-a verdiyi açıqlamada, "Son nöqtə budur ki, orduların kosmik fəaliyyətlərdən bəri kosmik fəaliyyətlərə qoşulduğunu" söylədi. Dallararası mübahisəni azaltmaq üçün Prezident Dwight D. Eisenhower, bütün hərbi kosmik işlərə nəzarət etmək üçün Müdafiə Qabaqcıl Tədqiqat Layihələri Agentliyini (DARPA) qurdu. [ABŞ Kosmik Qüvvələri nədir?]

Ancaq Eisenhower ayrı bir mülki agentlik yaratmağı da istədi - NASA oldu. NASA-nın işi, hətta jeopolitik Apollon proqramı haqqında çox şey eşitmisinizsə, DARPA-nın işləri barədə çox şey eşitməmisinizsə, bu təəccüblü deyil. "Yaxşı ki, müəyyən mənada, bir tərəfdən açıq bir mülki agentliyin ölkənin fəxr edə biləcəyi işlərlə məşğul olması, digər tərəfdən də danışmadığınız milli təhlükəsizlik işlərini həyata keçirməyiniz məqsədli idi. haqqında "dedi Logsdon. "NASA diqqəti mülki tərəfə yönəltmək üçün çox təsirli bir yol idi."

Bunun əvəzinə, raketlərin yerləşdirilməsini izləməkdən, orbitə qoyulmuş izləmə gəmilərinə qədər ordunun fərqli sahələrinin kosmosda gördüyü bütün işləri bir yerə toplamaq üçün nəzərdə tutulmuşdur. "Kosmos başlanğıcdan hərbiləşdirilib, lakin indiyə qədər açıq şəkildə silahlanmayıb" dedi Logsdon. "Bəlkə də parlaq bir qalın qırmızı xətt yox, hələ keçilməmiş bir qədər qeyri-səlis bir xətt var."

Bu qeyri-səlis xətt, 1967-ci ildə qüvvəyə minmiş və guya hərbçilərin kosmosda necə davrana biləcəyini idarə edən Xarici Kosmos Müqaviləsi ilə qurulmuşdur, amma əslində çox sayıqlama otağı buraxır. Bir neçə konkret hərəkəti qadağan edir: Məsələn, orbitdə yüksək kütləvi qırğın silahlarının olmaması və ay kimi səma cisimlərinə nüvə silahlarının qoyulmaması.

Lakin müqavilənin müddəaları birinin istədiyi qədər aydın deyil. Tamamilə orbit əldə etmədən kütləvi qırğın silahlarını kosmosa qoymaq nədir? Bəs kütləvi qırğınlara səbəb olmayacaq silahlar? Hətta nə qədər məhv kütləvi qırğın sayılır?

Şimali Dakota Universitetinin bir kosmik vəkili Michael Dodge, Space.com-a verdiyi açıqlamada, "Bir şeyin hərbiləşdirilməsi və bir şeyin silahlandırılması arasında ən azından qanuni olaraq bir fərq var" dedi. "Bu, əslində on illərdir kosmik hüquq salonlarında davam edən çox uzun bir mübahisəsidir." [XS-1: ABŞ Hərbi Kosmik Təyyarəsi (Qalereya)]

Johnson-Freese görə, Earth ətrafında olan orbitdəki peyklərin böyük əksəriyyətinin həm hərbi, həm də mülki məqsədlərə sahib olması ilə daha da qarışıqdır - peyklərin təxminən yüzdə 95-i ikili istifadə adlanır. Bunlara çox tanış nümunələr daxildir. "GPS sistemi texniki cəhətdən hərbi bir varlıqdır" dedi Dodge. "Yalnız bunu texniki olaraq etməmələri lazım olan bütün dünyayla paylaşırlar." Və ordu bunun müqabilində mülki peyklərin verdiyi məlumat və xidmətlərdən istifadə edir.

Üst-üstə düşmə peyk məlumatlarından kənara çıxır. Özünü manevr edə bilən (yalnız hündürlüyünü qorumaq üçün deyil), mükəmməl etibarlı mülki məqsədlərə sahib ola biləcək, eyni zamanda nəzəri olaraq başqa bir kosmik gəmi ilə toqquşmağa yönəldilə biləcəyi bir qabiliyyəti nəzərdən keçirək. Bu, Xarici Kosmos Müqaviləsi ilə qadağan edilməmişdir və əlbəttə ki, ölkələrin başqaları varsa, onsuz qalmaq istəməmələri.

Müqavilədəki qeyri-müəyyənlikləri və texnologiyadakı qeyri-müəyyənlikləri birləşdirin və nəticə tam olaraq gözlədiyiniz şeydir. Johnson-Freese, "Çox miqdarda boz sahə var" dedi. "Düşünürəm ki, təhlükəsizlik ictimaiyyətinin bu qeyri-müəyyənliklərdən çox məmnun olan çox böyük bir hissəsi var" dedi.

Bu qeyri-müəyyənliyin məkanı hərbiləşdiriləndən silahlanmış vəziyyətə gətirəcəyi olub olmadığı hələ də aydın deyil. Logsdon, "Tam bir üfürülmüş bir Kosmik Qüvvə yaratsanız, bu Kosmik Qüvvədəki insanlar kosmosa və ya kosmosa güc tətbiq etməyin yollarını düşünəcəklər" dedi. "Kosmosa silahlı qarşıdurmadan azad bir müqəddəs yer kimi baxmağa davam etməyin bir növ axmaq tapşırıq olduğunu söyləyən bir düşüncə məktəbi var, insan fəaliyyətinin digər sahələrinin - quru, dəniz, hava silahlandırıldığını və bu fikirin sonsuz bir vaxta qədər silahlanmaqdan uzaq saxlaya bilərsiniz. "


Alüminium oksidlə zəngin AGB ulduzu W Hydrae ətrafında toz əmələ gəlməsi və külək sürətlənməsi

Asimptotik nəhəng budaq (AGB) ulduzları ətrafında əmələ gələn toz dənələri, Qalaktikaya yeni sintez olunmuş nuklidlər verən ulduz küləklərini idarə etmək üçün ulduz radiasiyası ilə sürətlənir. Silikat kosmosda üstünlük təşkil edən toz növləridir, lakin

Oksigenlə zəngin AGB ulduzlarının 40% -nin müqayisəli miqdarda alüminium oksid tozuna sahib olduğu düşünülür. Ancaq bu oksigen baxımından zəngin ulduzların ətrafındakı toz əmələ gəlməsi və külək sürücülük mexanizmi çox az öyrənilmişdir. Alacinium oksidi ilə zəngin M tipli AGB ulduzu W Hydrae ətrafında AlO və 29 SiO molekullarının məkan bölgüsünü, Atacama Böyük Millimetr / submillimetr Array ilə əldə edilmiş müşahidələrə əsasən təqdim edirik. AlO molekulları yalnız üç ulduz radiusunda müşahidə edilmişdir (Rulduz), 29 SiO isə 5-dən çox sürətlənmiş küləkdə paylandı Rulduz əhəmiyyətli tükənmədən. Bu, qatılaşdırılmış alüminium oksid tozunun ulduz küləyinin sürətlənməsində və W Hydrae ətrafında silikat tozunun səmərəli əmələ gəlməsinin qarşısını almaqda əsas rol oynadığını qətiyyətlə göstərir.

Rəqəmlər

Şəkil 1. AlO N = 9-8 keçid ...

Şəkil 1. AlO N = W Hya ətrafında 9-8 keçid müşahidə edildi.

Şəkil 2. 29 SiO xətti ( v ...

Şəkil 2. 29 SiO xətti ( v = 0, J = 8-7) W ətrafında müşahidə edildi…

Şəkil 3. 29 SiO-nun vəziyyət-sürət diaqramları…

Şəkil 3. 29 SiO xəttinin mövqe-sürət diaqramları ( v = 0, J = 8–7)…


Meteoritlər, Kometalar və Planetlər

1.02.8.2 İzotopik Kompozisiyalar

Murchison'dan (Amari) gələn dörd sıxlıq fraksiyasının toplu nümunələrində nəcib qaz ölçmələri aparıldı və s., 1995b) və tək dənəli (Nichols) və s., 1995). SiC-dən fərqli olaraq qrafitdəki Ne-E-nin əhəmiyyətli bir hissəsi qısamüddətli çürümədən qaynaqlanır (T1/2= 2.6 il) 22 Na (Clayton, 1975), böyük ehtimalla supernovalarda istehsal edilmişdir (Amari, 2003, 2006 Amari və s., 2005c). Bu, ayrı-ayrı taxıllarda ölçülmüş aşağı 4 He / 22 Ne nisbətləri (Nichols) tərəfindən dəstəklənir və s., 1995). Qrafitdəki Kripton, fərqli sıxlıq hissələrində məskunlaşan, zahirən fərqli neytron təsirləri olan iki s-proses komponentinə malikdir (Amari və s., 1995b). Aşağı sıxlıqlı qrafitdəki Kripton SN mənşəli görünür, yüksək sıxlıqlı qrafitdə isə aşağı metallik AGB ulduzlarından əmələ gəlmişdir (Amari və s., 1995b, 2006).

Tək taxılların ion mikroprob analizləri, SiC taxıllarında olduğu kimi eyni 12 C / 13 C nisbətində olduğunu ortaya çıxardı, lakin paylanması tamamilə fərqlidir (şəkil 6). Əksər anomal taxıllarda SiC X dənələrinə bənzər 12 C hədd var. Əhəmiyyətli bir hissəsi SiC A + B dənələri kimi aşağı 12 C / 13 C nisbətlərinə malikdir. Əksər qrafit dənələrinin günəşə yaxın azot izotopik nisbətləri vardır (Hoppe) və s., 1995 Zinner və s., 1995 Cadhav və s., 2006). Karbon izotopik nisbətlərdəki böyük aralığa görə bu normal azot nisbətləri daxili ola bilməz və çox güman ki, meteorit ana bədənində və ya laboratoriyada izotopik tarazlığın nəticəsidir. Göründüyü kimi, azot kimi elementlər qrafitdə SiC-dən daha çox hərəkətlidir. İstisna, az miqdarda anomal azot olan qrafit dənələridir (≤2.05 g sm –3) (Şəkil 12). Aşağı sıxlıqlı (LD) qrafit dənələri ümumiyyətlə izi-element konsentrasiyası daha yüksək olanlara nisbətən daha yüksəkdir və bu səbəblə izotopik tərkibləri üçün ətraflı tədqiq edilmişdir (Travaglio) və s., 1999 Cadhav və s., 2006). Azot anomaliyası olanlarda 15 N artıqlıq var (şəkil 12). Bir çox LD taxılının böyük 18 O həddi var (Amari və s., 1995c Stadermann və s., 2005a Cadhav və s.Demək olar ki, SiC X dənələrinin nisbətlərinə çatan və əsas SiC dənələrinin nisbətlərindən xeyli yüksək olan yüksək 26 Al / 27 Al nisbətləri (şəkil 5). Oksigen-18 həddi 12 C / 13 C nisbətləri ilə əlaqələndirilir. Silikon izotopik nisbətlərin kifayət qədər dəqiqliklə müəyyən edilə biləcəyi bir çox aşağı sıxlıqlı dənələr 28 Si aşırılıqlarını göstərir, lakin böyük 29 Si və 30 Si aşırılıqları da görülür. İzotopik imzaların SiC X ilə oxşarlıqları LD qrafit dənələrinin SN mənşəli olduğunu göstərir. 18 O həddən artıqlığı belə bir mənşəyə uyğundur. Helyum yanması, CNO dövrü boyunca hidrogen yanmasına məruz qalan materialdakı CNO izotoplarına üstünlük verən 14 N-dən 18 O istehsal edir. Nəticə olaraq, qismən helium yanması ilə qarşılaşan SNII öncəsi böyük ulduzlardakı H / C zonası (bax Şəkil 9), yüksək 18 O bolluğuna sahibdir (Woosley and Weaver, 1995). WN-WC keçidləri dövründə Wolf-Rayet ulduzlarının 12 C, 15 N və 18 O aşırılıqlarını və yüksək 26 Al / 27 Al nisbətlərini (Arnould) göstərəcəyi təxmin edilir. və s., 1997), eyni zamanda 29 Si və 30 Si-də böyük həddən artıqdır və bu səbəbdən 28 Si-ni aşan LD qrafit dənələrinin mənbəyi kimi xaric edilir.

Şəkil 12. Fərdi aşağı sıxlıqlı qrafit dənələrində ölçülən azot, ogen, karbon və alüminium izotopik nisbətlər. Presolar Si üçün məlumatlar da göstərilir3N4 X tipli SiC dənələri və Nittler və Hoppe (2005) və Jadhavdan əlavə məlumatlarla Zinner (1998a) şəkli. və s. (2006) .

LD qrafit dənələrinin SN mənşəli olduğunu göstərən əlavə xüsusiyyətlər var. Bir neçə dənə 44 Ti (Nittler) üçün dəlil göstərir və s., 1996), digərlərində 41 K radikal izotopun çürüməsi ilə əlaqəli olması lazım olan çox böyük hədd var (T1/2= 1.05 × 10 5 il) (Amari və s., 1996). 41 Ca / 40 Ca nisbətləri AGB ulduzlarının (Wasserburg) zərfləri üçün proqnozlaşdırılanlardan daha yüksəkdir (0.001-0.01). və s., 1994 Zinner və s., 2006a), lakin neytron tutulmasının 41 Ca (Woosley and Weaver, 1995) istehsalına səbəb olduğu tip II supernovaların karbon və oksigen baxımından zəngin zonaları üçün gözlənilən aralıqdadır. 44 Ti-nin sübutu olmayan taxıllarda kalsium izotopik nisbətlərinin ölçülməsi 42 Ca, 43 Ca və 44 Ca-da həddini aşır, 43 Ca isə ən böyük həddi göstərir (Amari və s., 1996 Travaglio və s., 1999). Bu naxış ən yaxşısı tip II supernovaların He / C və O / C zonalarında neytron tutulması ilə izah olunur (şəkil 9). Titan izotopik nisbətlərinin ölçüldüyü hallarda (Amari və s., 1996 Nittler və s., 1996 Travaglio və s., 1999 Stadermann və s., 2005a) 49 Ti-də, 50 Ti-də daha kiçik olanları göstərir. Bu model neytron tutulmasını da göstərir və He / C zonası (Amari) üçün proqnozlarla yaxşı uyğun gəlir və s., 1996). Bununla birlikdə, nisbətən aşağı (10-100) 12 C / 13 C nisbətində olan taxıllarda böyük 49 Ti həddini aşma yalnız 49 V çürümədən gələn töhfələr nəzərə alınarsa izah edilə bilər (Travaglio və s., 1999). Stadermann və s. (2005a) SN imzalı qrafit sferulunun mikrotom dilimlərindəki ayrı-ayrı TiC alt dənələrinin oksigen izotopik nisbətlərini ölçmüşdür. Bu taxılların qrafitdə olduğundan xeyli böyük olan dəyişkən 18 O həddən artıqlığı var idi. Ya böyüyən qrafitə yığılmadan əvvəl SN ejekasının fərqli bir bölgəsində əmələ gəldilər ya da izotopik olaraq normal oksigenlə qismən tarazlaşma zamanı orijinal oksigen izotopik tərkibini qrafitdən daha yaxşı qorudular.

Nicolussi və s. (1998c) ən yüksək Murchison sıxlığı fraksiyasından (2.15-2.20 g sm -3) fərdi qrafit dənələrindəki zirkonyum və molibdenin izotopik nisbətlərinin RIMS ölçmələrini bildirmişlər ki, burada başqa izotopik nisbətlər ölçülməmişdir. Zirkonyum üçün fərqli bir s-proses naxışına sahib iki dənənin normal molibdenə sahib olmasına baxmayaraq, bir neçə taxıl, əsas SiC taxıllarının nümayiş etdirdiklərinə bənzər sirkonyum və molibden üçün s-proses nümunələri göstərir. İki dənənin həddindən artıq 96 Zr həddi var, bu da SN mənşəli olduğunu göstərir, lakin birindəki molibden izotopları demək olar ki, normaldır. Molibden, azot kimi, qrafitdə izotopik tarazlığa məruz qalmış ola bilər. Yüksək sıxlıqlı qrafit dənələri, əvvəlcədən kripton məlumatları ilə göstərildiyi kimi AGB ulduzlarından gəlir (Amari və s., 1995b) və supernovalardan. LD dənələrinin də çoxsaylı ulduz mənbəyinə sahib olub olmadığı məlum olacaq.

SN nukleosentezinin nəzəri modelləri üzərində daha yaxşı məhdudiyyətlər əldə etmək üçün Travaglio və s. (1999) fərqli tip II SN təbəqələrinin qarışdırma hesablamalarını həyata keçirərək LD qrafit dənələrinin izotopik tərkiblərini uyğunlaşdırmağa çalışdı (Woosley and Weaver, 1995). Nəticələr taxılların əsas izotopik imzalarını çoxaltarkən, bir neçə problem qalır. Modellər kifayət qədər 15 N istehsal etmir və çox aşağı 29 Si / 30 Si nisbətində məhsul verir. Modellər ayrıca 26 Al / 27 Al böyüklüyünü izah edə bilmirlər, xüsusən SiC X dənələri də nəzərə alınarsa və bu nisbətin 14 N / 15 N nisbəti ilə əlaqəsində səhv işarələr verirlər. Bundan əlavə, kalsium və titanda müşahidə olunan böyük neytron tutma effektləri yalnız O & gtC ilə qarışıqda əldə edilə bilər. Clayton və s. (1999) və Deneault və s. (2006) qarışıqdakı kimyəvi məhdudiyyəti yumşaldan O & gtC olduqda belə SN ejektasının yüksək radiasiya mühitində qrafit əmələ gəlməsinə imkan verən kinetik kondensasiya modeli təklif etmişdir. Bununla birlikdə, SiC və Si-nin olub olmadığını görmək qalır3N4 oksidləşmə şəraitində də əmələ gələ bilər. Presolar qrafitin əmələ gəlməsi mühiti haqqında əlavə məlumatlar, prinsipcə, yerli polisiklik aromatik karbohidrogenlərin (PAH) mövcudluğu ilə təmin olunur (Messenger və s., 1998). Anormal karbon nisbətləri olan PAH'lar fərqli forma şərtlərini göstərən fərqli kütlə zərflərini göstərir.

Yüksək sıxlıqlı qrafit dənələrinin əksəriyyətinin aşağı metallik AGB ulduzlarından qaynaqlandığına dair dəlillər artmaqdadır. Ti-nin alt taxıllarında (Bernatowicz) aşkar olunmuş s-proses elementləri sirkonyum, molibden və rutenyumun yüksək konsentrasiyaları və s., 1996 Xorvatiya və s., 2005a, b) AGB ulduzlarının zərfində bu elementlərin gözlənilən və müşahidə olunan həddən artıq çoxluğu ilə razıyam. Bir çox yüksək sıxlıqlı taxılın böyük 30 Si aşırılığı var və bu hədlər yüksək 12 C / 13 C nisbətləri ilə əlaqələndirilir (Amari və s., 2003, 2004a, 2005b Cadhav və s., 2006). Bu imzalar aşağı metalikliyin ana ulduzlarına işarə edir. AGB ulduzlarının nukleosentez modelləri bu cür ulduzlarda 30 Si / 28 Si və 12 C / 13 C nisbətlərinin günəş metalikliyi ulduzlarına nisbətən daha yüksək olacağını proqnozlaşdırır (Zinner və s., 2006b). Bu modellər yüksək C / O nisbətlərini də proqnozlaşdırır. Bu şərtlərdə qrafitin SiC-dən əvvəl sıxlaşması gözlənilir (Lodders and Fegley, 1997) və bu, yüksək sıxlıqlı qrafit dənələrinin C və Si izotopik tərkibli SiC dənələrinin tapılmaması ehtimalı.

Bir neçə qrafit dənəsinin novalardan gəldiyi görünür. Tək taxılların lazerlə çıxarılması GMS göstərir ki, SiC dənələri kimi, yalnız kiçik bir hissəsi Ne-E-nin sübutlarını ehtiva edir. Bu dənələrdən ikisində, 22 Na (Nichols) çürüməsini nəzərdə tutan, bilinən hər hansı bir ulduz mənbəyində helyum yanması nəticəsində proqnozlaşdırılan nisbətlərdən daha az olan 20 Ne / 22 Ne nisbətləri vardır. və s., 1995). Bundan əlavə, 22 Ne-də 4 He müşayiət olunmur, neon qoyulacağı gözlənilir. Bu iki taxılın 12 C / 13 C nisbətləri, yeni bir mənşəli SiC dənələri aralığında 4 və 10'dur. 12 C / 13 C = 8.5 olan başqa bir qrafit dənəsinin 760 of (Amari) böyük bir 30 Si artıqlığı var və s., 2001a).

Xülasə olaraq, aşağı sıxlıqlı qrafit dənələrinin SN mənşəli və ən yüksək sıxlıqlı qrafitin aşağı metallik AGB ulduzlarında mənşəli olduğu görünür. Bununla birlikdə, azot və oksigen kimi elementlərin aşkar izotopik tarazlığı və iz elementlərinin ümumiyyətlə aşağı olması bir çox hallarda presolar qrafit dənələrinin ana ulduzlarını birmənalı şəkildə müəyyənləşdirmək üçün kifayət qədər diaqnostik izotopik imzaların alınmasını çətinləşdirir.


Sənədə giriş

  • APA
  • Standart
  • Harvard
  • Vancouver
  • Müəllif
  • BIBTEX
  • RIS

In: Astrophysical Journal, Vol. 639, No. 2 I, 10.03.2006, p. 1053-1068.

Research output : Contribution to journal › Article › peer-review

T1 - Optical spectropolarimetry of asymptotic giant branch and post-asymptotic giant branch stars

AU - Oppenheimer, Benjamin D.

N2 - Spectropolarimetric observations are presented for 21 AGB stars, 13 proto-planetary nebulae (PPNs), and two R CrB-type stars. The spectra cover the wavelength range from ∼4200 to 8400 Å with 16 A resolution. Among the AGB stars, 8 of 14 M giants, five of six carbon stars, and zero of one S star showed intrinsic polarization. At least 9 of 13 PPNs exhibited intrinsic polarization, while the R CrB-type stars show intrinsic polarization during fading episodes. There is a statistical correlation between mean polarization, (P), and IR color, K - [12], among the AGB stars such that redder stars tend to be more polarized. The PPN sample is significantly redder and more polarized, on average, than the AGB stars. This increase in 〈P〉 with increased reddening is consistent with an evolutionary sequence in which AGB stars undergo increasing mass loss, with growing asymmetries in the dust distribution as they evolve up and then off the AGB into the short-lived PPN phase. A related trend is found between polarization and mass-loss rate in gas, Mgas. The detectability of polarization increases with mass-loss rate, and probably all AGB stars losing mass at >10-6 M⊙ yr-1 have detectable polarization. Multiple observations of three polarized AGB stars show that in some cases 〈P〉 increases with mv, and in others it decreases. If polarization arises from scattering of starlight off an aysmmetric distribution of grains, then the distribution varies with time. Polarized features are detected in the TiO bands of three M-type Mira variables, in the CN bands of the carbon stars R Lep and V384 Per, and in the Swan bands of C2 in R CrB and two PPNs. Polarization effects in the molecular bands appear to be more common and the effects are larger in O-rich than C-rich objects.

AB - Spectropolarimetric observations are presented for 21 AGB stars, 13 proto-planetary nebulae (PPNs), and two R CrB-type stars. The spectra cover the wavelength range from ∼4200 to 8400 Å with 16 A resolution. Among the AGB stars, 8 of 14 M giants, five of six carbon stars, and zero of one S star showed intrinsic polarization. At least 9 of 13 PPNs exhibited intrinsic polarization, while the R CrB-type stars show intrinsic polarization during fading episodes. There is a statistical correlation between mean polarization, (P), and IR color, K - [12], among the AGB stars such that redder stars tend to be more polarized. The PPN sample is significantly redder and more polarized, on average, than the AGB stars. This increase in 〈P〉 with increased reddening is consistent with an evolutionary sequence in which AGB stars undergo increasing mass loss, with growing asymmetries in the dust distribution as they evolve up and then off the AGB into the short-lived PPN phase. A related trend is found between polarization and mass-loss rate in gas, Mgas. The detectability of polarization increases with mass-loss rate, and probably all AGB stars losing mass at >10-6 M⊙ yr-1 have detectable polarization. Multiple observations of three polarized AGB stars show that in some cases 〈P〉 increases with mv, and in others it decreases. If polarization arises from scattering of starlight off an aysmmetric distribution of grains, then the distribution varies with time. Polarized features are detected in the TiO bands of three M-type Mira variables, in the CN bands of the carbon stars R Lep and V384 Per, and in the Swan bands of C2 in R CrB and two PPNs. Polarization effects in the molecular bands appear to be more common and the effects are larger in O-rich than C-rich objects.


What is the wiggle in the AGB branch? - Astronomiya

We searched for Tc in a sample of long period variables selected by stellar luminosity derived from Hipparcos parallaxes. Tc, as an unstable s-process element, is a good indicator for the evolutionary status of stars on the asymptotic giant branch (AGB). In this paper we study the occurrence of Tc as a function of luminosity to provide constraints on the minimum luminosity for the third dredge up as estimated from recent stellar evolution models.

A large number of AGB stars above the estimated theoretical limit for the third dredge up are found not to show Tc. We confirm previous findings that only a small fraction of the semiregular variables show Tc lines in their spectra. Contrary to earlier results by Little et al. (cite) we find also a significant number of Miras without Tc.

The presence and absence of Tc is discussed in relation to the mass distribution of AGB stars. We find that a large fraction of the stars of our sample must have current masses of less than 1.5 M sun . Combining our findings with stellar evolution scenarios we conclude that the fraction of time a star is observed as a SRV or a Mira is dependent on its mass.

Partly based on observations collected at the European Southern Observatory, Paranal, Chile (ESO-Programme 65.L-0317(A)).


What is the wiggle in the AGB branch? - Astronomiya

Context. Phosphorus-bearing compounds have only been studied in the circumstellar environments of the asymptotic giant branch star IRC +10 216 and the protoplanetary nebula CRL 2688, both carbon-rich objects, and the oxygen-rich red supergiant VY CMa. The current chemical models cannot reproduce the high abundances of PO and PN derived from observations of VY CMa. No observations have been reported of phosphorus in the circumstellar envelopes of oxygen-rich asymptotic giant branch stars.
Aims: We aim to set observational constraints on the phosphorous chemistry in the circumstellar envelopes of oxygen-rich asymptotic giant branch stars, by focussing on the Mira-type variable star IK Tau.
Methods: Using the IRAM 30 m telescope and the Submillimeter Array, we observed four rotational transitions of PN (J = 2-1,3-2,6-5,7-6) and four of PO (J = 5/2-3/2,7/2-5/2,13/2-11/2,15/2-13/2). The IRAM 30 m observations were dedicated line observations, while the Submillimeter Array data come from an unbiased spectral survey in the frequency range 279-355 GHz.
Results: We present the first detections of PN and PO in an oxygen-rich asymptotic giant branch star and estimate abundances X(PN/H 2 ) ≈ 3 × 10 -7 and X(PO/H 2 ) in the range 0.5-6.0 × 10 -7 . This is several orders of magnitude higher than what is found for the carbon-rich asymptotic giant branch star IRC +10 216. The diameter (≲0.''7) of the PN and PO emission distributions measured in the interferometric data corresponds to a maximum radial extent of about 40 stellar radii. The abundances and the spatial occurrence of the molecules are in very good agreement with the results reported for VY CMa. We did not detect PS or PH 3 in the survey.
Conclusions: We suggest that PN and PO are the main carriers of phosphorus in the gas phase, with abundances possibly up to several 10 -7 . The current chemical models cannot account for this, underlining the strong need for updated chemical models that include phosphorous compounds.

This work is partially based on observations carried out with the IRAM 30 m Telescope. IRAM is supported by INSU/CNRS (France), MPG (Germany) and IGN (Spain).