Астрономија

Како могу да знам величину извора користећи варијабилност спектра?

Како могу да знам величину извора користећи варијабилност спектра?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Читајући неке астрофизичке радове видео сам овакве ствари:

Извори су променљиви у врло кратким временским оквирима, што подразумева компактно подручје емисије.

Како из варијабилности спектра можемо закључити или измерити величину извора или величину емисионог подручја (или његову компактност)?


Извор се не може кохерентно разликовати у временским скалама краћим од величине извора подељене брзином светлости.

То је зато што не постоји начин на који би различите тачке на извору могле да „комуницирају“ међусобно и договоре о координисаном повећању или смањењу осветљености.

Стога најкраћи временски оквир варијабилности даје горњу границу величине емисионог региона.


Како могу да проценим привидну величину предмета?

Волео бих да могу да проценим привидну величину неког предмета. Мотивација иза тога је употреба тачних бројева у научном роману који пишем.

Со, желим да могу да израчунам колико би изгледао брод који лети на некој висини за човека који га гледа са земље.

Открио сам да би угаони пречник (хттпс://ен.википедиа.орг/вики/Ангулар_диаметер) могао бити оно што тражим у форми, али нисам успео да разумем како да користим / протумачим формулу.


Да ли је радио талас исто што и гама зрак?

Да ли су радио таласи потпуно другачији физички објекти од гама зрака? Они се производе у различитим процесима и откривају се на различите начине, али се у основи не разликују. Радио таласи, гама-зраци, видљива светлост и сви остали делови електромагнетног спектра су електромагнетно зрачење.

Електромагнетно зрачење се може описати у виду струје честица без масе, названих фотони, а сваки путује у облику таласа брзином светлости. Сваки фотон садржи одређену количину енергије. Различите врсте зрачења дефинисане су количином енергије која се налази у фотонима. Радио таласи имају фотоне са ниским енергијама, микроталасни фотони имају мало више енергије од радио таласа, инфрацрвени фотони имају још више, затим видљиви, ултраљубичасти, Кс-зраци и, најенергичнији од свих, гама зраци.


Како могу да знам величину извора користећи варијабилност спектра? - Астрономија

Дигитални коректори


где В. и је комплексни напон антене и , и В. ј је комплексни напон антене ј . Ово може бити функција кашњења & тау , писањем

Када В. и (т) и В. ј (т) имају ограничену ширину опсега, образац кашњења изгледа овако:
Слика 2: Веза између пропусног опсега ИФ сваке антене и кашњења
образац у унакрсној корелацији сигнала са две антене. Горња плоча
представља спектар сигнала В.и(т) (једначина 1) из једне антене и
доњи панел представља унакрсну корелацију у једначини (1), Иксиј(& тау)= & лтВ.и(т)В * ј(т+& тау) & гт.
Однос између њих је само однос ФТ.

где Фуријеова трансформација опсега опсега ИФ даје образац кашњења. Имајте на уму да је укупан образац кашњења косинусни талас са периодом 1 / & ну о , модулисан узором синц ширине 1 / & Делта & ну. Ово је случај када бисмо могли да искористимо оно што смо научили у предавању 6,

Гледајући другу једначину, квадратни пропусни опсег можемо сматрати функцијом А. , који је квадратни талас усредсређен на & ну = 0, конволвиран са функцијом Б. , што је делта функција у & ну = & ну о . ФТ ове конволуције је производ појединачних ФТ, тј. А. , што је синц функција, пута Б. , што је косинусна функција. Дакле, теорема о конволуцији заиста функционише!

За соларни низ Овенс Валлеи (ОВСА) морамо често одређивати центре кашњења како бисмо осигурали правилан рад. То се постиже посматрањем јаког извора и померањем кашњења кроз низ вредности како би се пронашао врх обрасца кашњења, што даје оптимално кашњење. (Погледаћемо ДЛАСЦАН у И3542055.АРЦ) Важно је да кашњења у систему која исправљају различите дужине кабла буду позната и надокнађена, иначе амплитуда корелације трпи знатан губитак ефикасности. Једном када знамо центре кашњења (кашњења потребна за корелацију извора директно изнад главе), тада је лако израчунати тачна кашњења за било коју другу локацију на небу, тј. Геометријско кашњење & тау г = Б. с/ ц . (Погледаћемо Гелу-ов запис о обрасцу кашњења, укључујући фазу.)

Прошли пут смо укратко споменули дизајн дигиталног корелатора и разговарали о две алтернативе, ФКС и КСФ. Поновимо то мало детаљније. Подсетимо се да једна основна линија даје одговор као што је приказано на слици доле:

Слика 3: Уметање фазног помака од & пи / 2 у једну од антена и извођење а
друга корелација омогућава мерење и синусне и косинусне компоненте
истовремено. Они се снимају и постају сложена видљивост на
просторна фреквенција у, в што одговара пројектованој основној линији између антена.

КСФ Корелатор
Излазе можемо комбиновати у један сложени израз,

где напишемо геометријско кашњење за основну линију и-ј као што & тау г = & тау иј , & ну о је фреквенција локалног осцилатора и А. и (т) је полако променљива амплитуда која је на слици 3 написана као в и (интеграција представљена заградама & лт> подразумева се на слици 3). Експоненцијални појам у једначини (2) представља временску варијацију која се може израчунати из геометријских разматрања и уклонити у софтверу. Сада се образац кашњења на слици 2 добија полаганим померањем геометријског кашњења одоздо на изнад његове оптималне вредности, што траје приближно 1/2 сата на ОВСА. Међутим, може се замислити одлагање сигнала у јединичним корацима и истовремено извршавање многих корелација како би се тренутно добио доњи панел са слике 2. Тада се може направити инверзни ФТ и добити спектар унакрсних снага. Ово је функција КСФ или корелатора заостајања, који прво врши многе корелације (Кс део), а затим ФТ (Ф део). Циљ је добити видљивост за основну линију и-ј у функцији фреквенције. Имајте на уму да ОВСА то не ради, па зато видљивост постиже само уз оптимално кашњење (нула заостајања), и зато се назива корелатор континуума. На слици 4 приказан је Кс део блок-дијаграма КСФ корелатора, који би затим пратио хардверски ФФТ:


Слика 4: Дизајн корелатора заостајања. Имајте на уму да два антенска улаза долазе са супротних страна уређаја, што омогућава
за симетрични дизајн. Укупно заостајање између сигнала при свакој корелацији је н& Делтат , где је цео број н приказан у сваком блоку.
Симболи С означавају интеграцију. Излаз сваког интегратора је тада Иксиј(& тау) онда из једначине (2). ФТ оф Иксиј(& тау)
(није приказано) даје спектар унакрсне корелације.

Занимљиво је погледати мало више детаља о томе како би се такав корелатор могао применити. Слика 5, доле, приказује блок дијаграм већег дела система, где се антенски сигнали к (т) и и (т) дигитализују, а затим уносе у „временске демултиплексере“, који су у суштини регистри смена. Подаци улазе серијски, тако да имају велику брзину такта, али излазе паралелно, тако да чипови корелатора могу радити на нижој брзини такта. Сваки блок са ознаком ЦЦ доле представља целокупну функцију корелатора заостајања приказану на слици 4, горе, тако да у основи деле време између циклуса такта чипа корелатора. Као пример, рецимо да дигитализатор ради на 1000 МХз, а временски демултиплексери су 8-битни померни регистри. Подаци долазе на 1000 МХз, али излазе на 1000/8 МХз = 125 МХз. Свака линија ван временског демултиплексера тада представља кашњење од 1/125 МХз = 8 нсец. Кашњења и Делтат на слици 4 би тада било по 1 нсец, а чипови корелатора ЦЦ би дали 8 заостајања. Укупан број кашњења за сваки циклус такта већег блока био би 64 заостајања.
Слика 5: Већи део дигиталног система, који приказује корак дигитализатора и како корелацијски чип, ЦЦ,
приказано на слици 4 уклапа се у целокупну шему. Историјски гледано, сваки ЦЦ блок би се радио на једној ИЦ
чип, дизајниран за ову специјалну намену и масовно произведен као АСИЦ. Приказана цела површина 8к8
тачкастом линијом била би картица са штампаним кругом. Имајте на уму да ова електроника врши корелацију
за само једну основну линију. За низ Н антена биле би потребне Н * (Н-1) / 2 картице. Скорије,
читав блок се може имплементирати на једном огромном ФПГА (Фиелд Программабле Гате Арраи) чипу,
чија се функција може програмирати помоћу језика ВХДЛ, слично као софтвер за писање.

Такође треба напоменути да се корелатор заостајања може користити за аутоматску корелацију, где је сигнал једне антене у корелацији са самим собом (прикладно заостао). После ФТ, ово даје спектар ауто-корелације (који се такође назива и снага) (и то је стварна величина, а не сложена видљивост).

Грешке делимичног кашњења
У било ком дизајну, геометријско кашњење мора бити надокнађено. За ОВСА то се постиже пребацивањем променљиве дужине кабла (тзв. Аналогна компензација кашњења), док у дигиталним системима то можемо постићи коришћењем дигиталних кашњења. У оба случаја, кашњења се квантизују до неке минималне величине корака. За ОВСА, кашњења су квантизована на 1 нсец (еквивалентно око 1 стопа кабловских делова). За мм мм Цалтецх, који ради на много вишим фреквенцијама, кашњења су квантизована на 1/128 нсец! Рецимо да имамо систем са минималним кораком одлагања од 1 нсек и да је систем постављен за савршено кашњење у средишту узорка. Тада ће кашњење бити искључено за делило времена & минус & епсилон / 2 нсец на почетку периода узорковања и + & епсилон / 2 на крају периода узорковања. За широкопојасни сигнал ово уводи фазни помак у опсегу који варира у зависности од фреквенције унутар опсега, као што се може видети из једначине (2), тј.

Ако се не надокнади, амплитуда на крају високе фреквенције опсега би била смањена. Из тог разлога, корелатори су често дизајнирани да укључују компензацију ротације фазе, што значи да померају фазу долазног сигнала и позитивно и негативно током периода дигитализације кашњења. Ово се такође мора квантизовати, а тачност зависи од броја битова корелације. За тростепени корелатор, фазни ротатор има три стања, +& пхи , & минус & пхи , и 0.

ФКС корелатор
Као што смо споменули прошли пут, ФКС корелатор ради исти посао као КСФ корелатор, али инвертира ФТ и функције корелације (Кс), радећи прво поделу фреквенције. Концептно је можда једноставније. Идеја је да се долазни сигнал подели на различите фреквенције помоћу банке филтера, а сваки од ових сигнала је онда у корелацији са свим сигналима на истој фреквенцији међу свим осталим антенама. Нису потребна заостајања, тако да је посао корелације једноставнији - сваки је у основи континуални корелатор. Фазна корекција због грешака у кашњењу такође је једноставнији посао, јер једноставно треба на одговарајући начин померити фазу сваког фреквенцијског канала. Подјела фреквенције може се извршити помоћу ФФТ-а, али имајте на уму да је фреквенцијска резолуција таквог ФФТ-а повезана са бројем узорака који се трансформишу. Фина фреквенцијска резолуција захтева дуге временске серије. Чак и тада, Гиббсов феномен звоњења узрокује неке проблеме, посебно мешање сигнала у суседне канале. Постоји релативно нов развој који се зове полифазни филтери, који има боље карактеристике у том погледу и може долазни сигнал чистије поделити у подопсеге. Овај приступ је развијен за & куотфрекуенци-домаин мултиплекинг & куот у бежичним комуникационим системима. Слика 6, доле, приказује преглед поступка. Кључ је у томе што се овај поступак може применити у хардверу и пратити корак протока података.

Слика 6 : Графички приказ поступка полифазног филтера. Временска серија неке дужине (овде приказана као 1024 узорка,
множи се са & куотвиндов & куот функцијом која је синц функција (због свог својства да је ФТ правоугаона функција) дајући
таласни облик приказан доле лево. Узорци с прозорима, поновљени у горњем десном углу, подељени су на н одвојени одељци (овде
приказано као 4 секције, дакле свака дужине 256), а резултујући делови се сумирају дајући коначни таласни облик у доњем
јел тако. Овај таласни облик је Фуријеов трансформисан дајући спектар са лепим, правоугаоним пропусним опсегом.

Слика 7 : Поређење перформанси различитих прозорских функција и ФФТ (зелена крива на графикону лево).
Две заслужне фигуре су ширина & куотцханнел & куот и висина бочних режњева са обе стране. Што је већи
бочних режњева, већи је & куотцросс-талк & куот између канала. ФФТ бочни режњеви су само 20 дБ испод главног врха,
док се за профил полифазног филтера (зелена кривина на цртежу десно) бочни режњеви могу спустити за више од 100 дБ.
Правоугаони појас и ниски бочни режњеви приближавају се идеалу.

Слика 7 приказује перформансе полифазног филтера у поређењу са ФФТ-ом и неким другим функцијама прозора.

Соларни радиотелескоп за фреквенцијску покретљивост може да користи дизајн ФКС корелатора како би решио проблем сметњи. У КСФ корелатору, неки широкопојасни сигнал се вишеструко умножи, а затим трансформише Фурије. У присуству ускопојасних сметњи (рецимо неки комуникацијски канал), нивои сигнала за читав опсег могу бити прилично високи, засићујући дигиталну електронику корелатора. Ово уништава мерење за све фреквенције у опсегу. То се може превазићи употребом вишебитног корелатора, али то значи да сваки ЦЦ чип на слици 5 мора радити на много битова, што је скупо. Коришћењем ФКС корелатора може се дигитализовати на много битова, а затим каналисати улазни опсег у много под-опсега. Они канали са сметњама тада могу да се уклоне и да уопште нису у корелацији, док ће они без сметњи имати мале амплитуде (у односу на интерференцијске канале), али се могу узорковати са много нижом битном резолуцијом (можда дворазински, 1 битни компаратор) . Накнадни ЦЦ чипови могу бити 1-битни чипови, што чини имплементацију врло јефтином. Разлог због којег се ФАСР суочава са овим проблемом више него претходни низови је тај што ће радити на врло великом пропусном опсегу, а тако ће радити и у деловима радио спектра где постоје јаке сметње. И други нови низови (ЕВЛА, АТА, ЛОФАР, СКА) такође се суочавају са истим изазовима.

Проблеми са спектралном линијом
Погледајте предавање Мицхаела Рупена о Спецтрал Лине Обсервинг И у НРАО Летњој школи. Да би се радио спектрални линијски рад, на свакој основној линији (и амплитуда и фаза) морају се одредити појединачни опсези опсега и исправити неједноликости. Тада се може сликати у свакој тачки спектралне линије и добити „коцка података“ која садржи две просторне и једну спектралну димензију.


Како могу да знам величину извора користећи варијабилност спектра? - Астрономија

Вебинари о научној олимпијади из астрономије и достизања звезда.

Научна олимпијада је национална непрофитна организација посвећена побољшању квалитета научног образовања К-12, повећању интересовања за науку за све ученике, стварању технолошки писмене радне снаге и пружању признања за изванредна постигнућа и од ученика и од наставника. Ови циљеви се постижу учешћем на регионалним, државним и / или националним турнирима научне олимпијаде, укључивањем научне олимпијаде у наставни план и програм и клиникама и институтима за обуку наставника. Да би ојачала садржај догађаја и апликације из стварног живота, Научна олимпијада одржава партнерства са индустријом и организацијама. Научна олимпијада „Астрономија“ и „Досегни за звездама“ подржава група Цхандра Едуцатион & Оутреацх од 1999. године.

У настојању да даље прошири подршку за научне олимпијаде тренере клиника и института тренерима који не могу да похађају, група Цхандра Едуцатион & Оутреацх снимила је низ видео снимака учитељице Цхандре Донне Л. Иоунг која представља „Астрономију“ и „Солар Систем „тренира клинички садржај групи локалних тренера и тимова научне олимпијаде. Ови видео снимци ће омогућити било ком тренеру или тиму да разуме такмичења за предстојећу годину. Тренутни скуп видео снимака укључује садржај, ресурсе и предлоге како се најбоље припремити за такмичење.




Астрономија 2020 (Дивизија Ц)


Досегните за Старс Б Евент 2020


Надзорник астрономских догађаја 2019


Национални астрономски догађај олимпијске науке - 2019.


Догађај Националне научне олимпијаде о соларном систему - 2019.


Стеллар Еволутион 101 за вебинар тренера и тимова Националне научне олимпијаде.


Национални астрономски догађај олимпијске науке - 2018.


Догађај Националне научне олимпијаде о соларном систему - 2018.


Национални астрономски догађај олимпијске науке - 2017. - Водич за државне директоре и надзорнике догађаја.


Догађај Националне научне олимпијаде Досегни за звезде - 2017. - Водич за државне директоре и надзорнике догађаја.


Национални астрономски догађај олимпијске науке 2017. године фокусира се на звездану еволуцију и супернове типа Иа.


Национална научна олимпијада (НСО) Досегни за звезде 2017. са фокусом на звездану еволуцију и супернове типа Иа.


Национални астрономски догађај олимпијске науке 2016. године фокусира се на звездану еволуцију, стварање звезда и егзопланете.


Национална научна олимпијада (НСО) Досегни за звезде 2016. године, са фокусом на еволуцију звезда, регионе формирања звезда и остатке супернова.


Национални астрономски догађај олимпијске науке 2015. године фокусира се на звездану еволуцију и формирање звезда и планета.


Догађај Националне научне олимпијаде (НСО) Солар Систем Б 2015, са фокусом на садржају о планетарној науци.


Национални астрономски догађај олимпијске науке 2014. фокусиран је на звездану еволуцију и променљиве звезде.


Национални научни планетарни научни догађај 2014. године фокусира се на својства и развој ванземаљског леда и воде у Сунчевом систему.


Национални астрономски догађај олимпијске науке 2012. године односио се на звездану еволуцију и догађаје супернове типа Иа. Садржај такмичења 2013. фокусиран је на звездану еволуцију и догађаје супернове типа ИИ.


Догађај Националне научне олимпијаде 2012. Досег за звезде фокусирао се на својства и еволуцију звезда, а догађај Реацх фор тхе Старс 2013. усредсредио се на звездану еволуцију и електромагнетни спектар.


Природа централних мотора

Као што сам већ приметио, светао КСО има сјај до 1000 пута већи од осветљења целе Галаксије. Још једно заједничко својство КСО-а је да су јако променљиве. Временски оквир варијабилности значи да какав год извор био, он мора бити мали (мањи од Сунчевог система). Још једно заједничко својство КСО спектра су широке оптичке емисионе линије. Ове линије имају ширину брзине до 10000 км / сек. Ако су ширине линија последица орбиталних кретања облака гаса, то значи да централни извори морају имати врло велике масе:

То значи да какав год извор био, он мора бити мали (мањи од Сунчевог система). Најједноставније објашњење за ово је да су централни мотори Супермасивне црне рупе.

Како таква супермасивна црна рупа успева да створи разне врсте појава које примећујемо? Најбоље доступан модел је да материјал формира акрециони диск око Црне рупе. Падајући материјал се гравитационо загрева и јонизује док се креће кроз акрециони диск. Ротирајућа плазма ствара моћно магнетно поље. Како материјал досеже унутрашњу границу акрецијског диска, већи део пада у Црну рупу. Али мали део њега привлачи магнетно поље и цури напоље у млазовима.

У овом моделу, оно што видимо зависи од нашег угла гледања, као и од излазне енергије извора. Ако извор видимо директно дуж осе млаза, видећемо објекат БЛ Лац. Ако видимо централни мотор, али нисмо директно укључени, видимо везу. Ако је централни мотор заклоњен диском за увећање, тада видимо радио галаксију. Једна од најбољих ствари код овог модела је да постоје опсервацијски докази да је он барем квалитативно исправан.

Раније сам истакао да постоје аналози веза са ниским црвеним помаком који су слични у већини посматраних својстава, али много мање светли. Ово је важно јер нам омогућава да проучавамо феномен АГН у много већој просторној резолуцији него што је то могуће за (веома удаљене) КСО-ове. Можемо много боље да погледамо језгро галаксије удаљене 10Мпц од оне која је удаљена 200Мпц. Као пример, у случају М87, можемо посматрати ротирајући нуклеарни диск материјала. М87 довољно близу (око 15 Мпц) да можемо спектроскопски решити диск помоћу ХСТ-а. Видимо доказе за брзу ротацију. Да је М87 десет пута удаљенији, не бисмо могли да решимо диск, већ бисмо само посматрали врло широке емисионе линије. Али, пошто можемо да решимо диск, можемо да користимо посматрану брзину ротације за мерење затворене масе. Испада да је око милијарду Сунчевих маса.

У 2019. години успели смо да тестирамо ово на нови начин. Глобална ВЛБИ таласна дужина мм позната као телескоп Хоризон Хоризон објавио је слику одбојног прстена фотона око централне црне рупе М87. Величина фотонског прстена директно је повезана са масом црне рупе и даје масу од 6 милијарди Сунчевих маса.

Ствари нас доводе до питања о којем сте можда размишљали: Зашто данас у Свемиру не постоје везе? Ако је пре око 10 Гир постојала гомила Супермасивних црних рупа, оне нису нестале. Дакле, мотори су и даље тамо. А чак су и енергичније верзије (Сеифертс и Радио Галакиес) много мање блиставе од КСО-а које уочавамо при црвеним помацима од 1 или 2. Чини се да је разлог тај што сада једноставно нема толико материјала који се прикупља на централним изворима као тамо било у прошлости. Бар не у већини случајева.

Други начин тражења Супермасивних црних рупа је тражење њихових динамичких потписа у не-АГН-овима. Најбоље проучени примери овога су најближи: Језгра галаксије Андромеда (М31) и њен пратилац М32. Техника посматрања је да се узме спектар циљне галаксије која укључује језгро и регион око њега. Затим се просторно решеним информацијама у спектру користи за израчунавање брзине ротације у функцији радијуса. Оштар скок брзине у близини језгра потпис је да је присутан масиван, таман предмет. Дакле, имамо динамичке доказе да већина светлих галаксија има Супермасивне црне рупе у својим центрима. Али већина ових објеката уопште не производи потписе о емисији. Другим речима, галаксија попут Млечног пута има мотор за АГН, али тај мотор је остао без горива.

Таква динамичка проучавања оближњих галаксија дала су два главна резултата. Прво, у суштини све светле галаксије показују доказе о постојању Супермасивних црних рупа у њиховим језгрима. Друго, постоји врло тесна корелација између измерене масе Црне рупе и дисперзије брзине избочине (или целе галаксије у случају елиптичних). Импликације овог другог резултата још нису јасне. Јасно је да нам говори нешто фундаментално о механизму помоћу којег су састављене и централне Супермасивне црне рупе и сфероид у целини. Само још нисмо схватили шта.


Како могу да знам величину извора користећи варијабилност спектра? - Астрономија

Да хипотетички носим скафандер и седим на једној од свемирских сонди Воиагер на њиховим тренутним положајима у свемиру, колико бих светла имао? (Средњи ниво)

Свемирске сонде Воиагер 1 и 2 свакодневно журе, али тренутно су удаљене око 22 милијарде километара (13 милијарди миља), односно 18 милијарди километара (11 милијарди миља) од Сунца [1]. За поређење, Земља је удаљена од Сунца око 150 милиона километара (93 милиона миља), па ће Сунчева светлост сигурно бити много слабија у свемирским сондама Воиагер него у Земљи.

Привидна осветљеност извора светлости смањује се пропорционално квадрату удаљености од извора светлости. То значи да ће изгледати да је извор светлости гледан са удаљености од три метра 3 2 = 9 пута слабији него кад би се гледао са удаљености од 1 метра. Користећи ово резоновање, можемо израчунати јачину светлости на свемирским сондама Воиагер!

Јединица за квантификовање осветљености светлости, како је види људско око, је лук. Осветљеност сунчаног дана је око 10.000 лукса, док је сумрак око 10 лукса. Тамна ноћ са пуним Месецом је око 0,1 лукса, док је тамна ноћ са само звезданом светлошћу око 0,001 лукса [2].

Осветљеност Сунца у свемирским сондама Воиагер 1 и 2 износи око 6 лукса, односно 9 лукса. Дакле, ако бисте седели на некој од свемирских сонди Војаџер, и само Сунце би изгледало приближно једнако сјајно као тачка на небу у сумрак.

Међутим, чинило би се да је на Земљи много тамније од сумрака. Као прво, чини се да ће Сунце бити само тачкасти извор светлости. Иако је опасно гледати директно у Сунце, оно заправо има угаону величину од око 1900 лучних секунди (где је 1 лучна секунда 1/3600 од 1 угалог степена). Случајно, и Месец има сличну угаону величину, што му омогућава да у потпуности покрије Сунце током потпуног помрачења Сунца. Најмања угаона удаљеност коју људско око може да реши је око 15 лучних секунди, па ће све оно што је мање ово изгледати тачкасти извор светлости. Угаона величина Сунца, како се види и са Воиагера 1 и из 2, износи око 7 лучних секунди, што је знатно испод границе онога што људско око може да реши. Дакле, Сунце би се појавило као сићушна тачка светлости која није већа од било које друге звезде! Међутим, могли бисте га идентификовати као Сунце јер ће бити много светлије од било које друге звезде.

Даље, на Земљи се током дана чини да је небо светло у свим правцима, јер молекули у Земљиној атмосфери расипају светлост у свим правцима. Међутим, нема атмосфере која окружује свемирске сонде Воиагер, па ћете сунчеву светлост видети само ако гледате директно у Сунце (што би било сигурно из те даљине) или ако сонда Воиагер на којој сте седели одбија мало сунчеве светлости назад у очи.

Само делић сунчеве светлости која светли на свемирској сонди Воиагер одразит ће вам се поново у очи (при чему ће дјелић овисити о томе колико је површина рефлектујућа), али вјероватно бисте могли слабо видјети барем најрефлективније дијелове простора сонда.

Дакле, у закључку, ако бисте седели на свемирској сонди Воиагер, било би врло мрачно. Међутим, извор тачкасте тачке, а то је Сунце, био би много светлији од било које друге звезде (отприлике тако светао као тачка на небу у сумрак) и вероватно бисте могли да видите неку слабу сунчеву светлост која се одбија од свемирске сонде Војаџер. су хипотетички седели!


Универзум је стар 13,77 милијарди година. Вероватно. Можда мало мање. Нисмо сигурни.

Пар недавно објављених радова показује да је Универзум стар 13,772 милијарде (плус-минус 39 милиона) година.

То је кул! Такође се слаже са неким ранијим мерењима Универзума направљеним на сличан начин. Такође кул.

Још лоше астрономије

Шта с не цоол је што ово, чини се, не ублажава растуће разлике у мерењима изведеним на различите начине, која добивају неколико стотина милиона година старости. Иако то можда не изгледа као велика ствар, заправо је заиста велики проблем. Обе групе метода треба да добију исту старост, а не. То значи да постоји нешто основно у свемиру који нам недостаје.

Нова посматрања обављена су помоћу космолошког телескопа Атацама (или АЦТ) шестерометарског тањира у Чилеу који је осетљив на светлост у микроталасном делу спектра, између инфрацрвене светлости и радио таласа. Када је Универзум био врло млад био је изузетно врућ и густ, али након отприлике 380.000 година након Великог праска охладио се довољно да постане прозиран. У то време је било отприлике вруће као и површина Сунца, а светлост коју је емитовала била би мање-више у видљивом делу спектра, онаквој какву светлост видимо својим очима.

Али Универзум се од тада, много, проширио. То светло је изгубило пуно енергије до нас у борби против тог ширења и црвено је помакнуто буквално таласна дужина се продужила. Сада је у микроталасном делу спектра. Такође је свуда, буквално у сваком делу неба, па га зовемо Космичка микроталасна позадина или ЦМБ.

Огромна количина информација чува се у том светлу, тако да скенирањем неба помоћу „опсега попут АЦТ-а“ можемо мерити услове у Универзуму када је имао само 380 000 година.

АКТ је обухватио 15.000 квадратних степени, више од трећине целог неба! Гледајући око 5.000 квадратних степени те анкете, успели су да утврде доста понашања младог Универзума, укључујући и његову старост. Комбинујући то са резултатима Вилкинсон микроталасне сонде за анизотропију (или ВМАП), добили су старост од 13,77 милијарди година. То се такође слаже са вредношћу европске мисије Планцк, која је такође мерила микроталасе из раног космоса.

Део огромног истраживања раног универзума које је урадио космолошки телескоп Атацама, приказујући минутне флуктуације температуре у остацима зрачења од Великог праска. Ове варијације су оно што је на крају формирало галаксије, звезде и вас. Заслуга: АЦТ сарадња

Такође могу мерити брзину ширења Универзума. Проширење је први пут откривено двадесетих година прошлог века, а оно што су астрономи открили је да се предмет удаљенији од нас брже удаљавао од нас. Чинило се да се нешто дупло удаљеније удаљава од нас двоструко брже. Ова брзина ширења постала је позната као Хуббле-ова константа, а мери се брзином по удаљености: Колико се нешто креће у односу на то колико је далеко.

Нова запажања добијају вредност за ову константу од 67,6 ± 1,1 километара у секунди / мегапарсек (мегапарсек, скраћено Мпц, јединица је удаљености прикладна у неким аспектима астрономије, једнака 3,26 милиона светлосних година нешто даље од удаљености од галаксија Андромеда, ако то помогне). Дакле, због космичког ширења, објекат удаљен 1 Мпц требало би да се повуче од нас са 67,6 км / с, а један 2 Мпц удаљен двоструко више од 135,2 км / с, и тако даље. Нешто је сложеније од овога, али то је суштина.

И то је проблем. Постоји много начина за мерење Хубблеове константе - гледање супернова у далеким галаксијама, посматрање гравитационих сочива, посматрање огромних облака гаса у удаљеним галаксијама и тако даље - и многи од њих добијају већи број, око 73 или више км / сец / Мпц. Ти бројеви јесу Близу, што је на неки начин умирујуће, али довољно удаљено да је изузетно загонетно. Требали би се сложити, а не слажу се.

Такође добијају различиту старост за Универзум. Виша Хубблеова константа значи да се Универзум брже шири, па му није требало толико времена да достигне тренутну величину, чинећи га млађим. Нижа константа значи да је Универзум старији. Дакле, иако стопа ширења може изгледати езотерично, она је директно везана за темељнији концепт колико је стар Универзум, а две групе метода добијају различите бројеве.

Па шта је тачно? На то је тешко одговорити, а можда и на погрешно питање. Бољи је, зашто се не слажу?

Постоји очигледан проблем, а то је да су обе ове методе тачне, али они мере два различита дела Универзума. Они који гледају у ЦМБ испитују Универзум када је имао мање од милион година. Остали гледају у Универзум када га је већ било неколико милијарде година стар. Можда се стопа проширења током тог времена променила.

Другим речима, можда Хубблеова константа није. Мислим константа.

Могло би бити проблема у самим методама, али они су проверени на много начина и са толико различитих метода у свакој групи да ово у овом тренутку изгледа врло мало вероватно.

Очигледно је да је грешка у Универзуму, а не у нама самима. Или, боље речено (извините, Бард, а можда и Јохн), грешка лежи у начину на који меримо Универзум. Ради оно што ради. Само морамо да схватимо зашто.

О томе је објављено много радова, и не претерујемо ако кажемо да је то тренутно један од највећих и најтежих проблема у космологији.

Лична мисао. Мој први посао након доктората био је накратко рад на једном делу ЦОБЕ-а, Цосмиц Бацкгроунд Екплорер-у, који је погледао ЦМБ и потврдио да је Велики прасак стваран. У то време су мерења била добра, али је било простора за побољшање. Затим су се појавили ВМПА, и Планцк, а сада и АЦТ, а ова мерења се врше са невероватном тачношћу. Астрономи је називају космологијом високе прецизности, неком врстом унутрашње шале, јер дуго нисмо имали појма о овим бројевима.

Астрономи су сада толико добри у томе да се одступање од 10% сматра великим проблемом, док се некада фактор два сматрао у реду. Гледати како се ово поље с временом побољшава била је истинска радост, јер што боље напредујемо то боље разумемо сам Универзум у целини.

Да, имамо неких проблема. Али то су велики проблеми.

Ипак, надамо се да ћемо их ускоро видети решити. Јер када то учинимо, то значи да ће наше разумевање направити још један велики скок.


Мој 3Д одштампани "уради сам" спектрограф

Моје СМД вештине лемљења су помало зарђале, али управо сам успешно следио своја стара упутства објављена овде (хттпс: //ввв.цлоудини. -3 # ентри7504157) за лемљење 6 комада 1В ЛЕД диода са сунчаним спектром на мала ПЦБ:

Ево кратког видео снимка ЛЕД-а у акцији (помоћу напајања са клупе која пружа тачну количину сока која им је потребна - 100 мА по попку):

Супер су сјајни (рекао бих исту површинску осветљеност као и сунце) - не гледајте их директно!

Сада је време да их употребим са својим спектроскопом, да проверим варијабилност спектра.

# 52 сиам

Напокон сам измерио спектре са свих 6 комада Бридгелук СМД 2835 1В 9В Тхриве ЛЕД диода које имам. Као дифузор сам користио густи бели папир, који није савршен, али ми је бар омогућио да измерим колико су њихови спектри променљиви и добијем претпоставку на кривуљи спектралног одзива мог спектроскопа (укључујући дифузор).

Измерио сам свих 6 спектра под једнаким околностима - удаљеност од прореза

30 цм, окренут према прорезу, напаја се константном струјом од 100 мА (

8,9 В) из напајања са клупе. Пустим да свака ЛЕД лампица светли најмање 1,5-2 минута пре мерења. Морао сам да користим пуно појачање и дугу експозицију (15с) са својом ТоупТек камером, јер је дифузор дебео, а удаљеност од ЛЕД диоде је прилично велика. Просечно сам износио 10 експозиција за сваку ЛЕД диоду (време интеграције 150 с по ЛЕД), а такође сам радио и тамни кадар од 30 експозиција. Направио сам нову калибрацију таласних дужина за свој спектроскоп користећи своју мету ЦФЛ сијалице.

Прво - сирови (није примењена корекција одговора) појединачни спектри за свих 6 ЛЕД-а. Једина корекција - они су ренормализовани како би уклонили глобалне варијације осветљености.

Заправо изгледа прилично добро - делом зато што користи вертикалну скалу дневника. Изгледа да су одступања око 0,03 дек или мање.

Овде уцртавам просечни спектар (црна линија) и просек плус минус стандардно одступање (стд) израчунато за сваку таласну дужину (тако да се сваки стд израчунава из 6 вредности, за 6 ЛЕД, на свакој таласној дужини):

Да би још јасније било понашање стд-а, ево графикона амплитуде стд-а (у дексима) у зависности од таласне дужине:

Добијам најгору грешку (0,037 дек, или + -9%) око 420 нм. Зелено-црвени делови спектра су бољи, са стд & лт 0,01 дек (+ -2%).

Дакле, иако постоји одређена спектрална варијабилност, чини се да је прилично скромна, а плава страна има најгоре грешке.

И овде уцртавам и „типични“ спектар који даје произвођач (црвена линија) и мој измерени спектар (плава линија, просек за 6 ЛЕД):

На крају, плаву криву (измерени спектар) поделио сам са црвеном кривом (подаци произвођача), да бих добио претпоставку о целој кривуљи одзива мог система (укључујући допринос камере, ИР филтер у камери, дифракциону решетку, обе леће и дифузор - густи папир). Црвеном бојом показујем стварну криву одзива, црна линија је полиномско уклапање 11 реда:

У црвеној кривини постоје неке врло сумњиве особине (вероватно артефакти) - попут плавог врха око 450 нм - артефакт плавог извора од 450 нм присутан у свим белим ЛЕД-има (иако је ова карактеристика мање очигледна у овом моделу ЛЕД-а). Такође не верујем нагло повећање црвених и плавих крајева криве одговора - претпостављам да би права крива одзива требало да настави да опада на оба краја.

Коришћењем полиномског уклапања макар се углавном решили артефакта од 450 нм. И док год користим ове податке унутар 410. 700 нм, лева и десна избочина не би смеле бити присутне.

Опет, то је само претпоставка.Мислим да су резултати довољно позитивни да могу да размислим о тачнијем мерењу - померањем ЛЕД-а испред прореза, уместо употребе дифузора.

# 53 робин_астро

Подизања на крајњим крајевима одговора обично су узрокована лажном нулом. Да ли сте одузели пристрасност са слика?

# 54 робин_астро

Подизања на крајњим крајевима одговора обично су узрокована лажном нулом. Да ли сте одузели пристрасност са слика?

Расејана светлост такође може дати исти ефекат. Нешто од овога се може одузети помоћу подручја изнад и испод прореза као што показује веза до Буилове методе, али је теже бавити се светлошћу расејаном у смеру дисперзије и зависи од квалитета решетке.

Ово све ипак прелази са теме на овај део форума, који је заиста намењен научним астрономским посматрањима. Можда би то требало преместити у АТМ Оптику и уради сам?

Уредио робин_астро, 7. фебруара 2021 - 08:37.

# 55 сиам

Расејана светлост такође може дати исти ефекат. Нешто од овога се може одузети помоћу подручја изнад и испод прореза као што показује веза до Буилове методе, али је теже бавити се светлошћу расејаном у смеру дисперзије и зависи од квалитета решетке.

Ово све ипак прелази са теме на овај део форума, који је заиста намењен научним астрономским посматрањима. Можда би то требало преместити у АТМ Оптику и уради сам?

Живели

Робин

Заиста, али како да га преместим у оптику АТМ и уради сам?

Претпостављам да су крајњи артефакти више о распршеној светлости него о лажној нули - они су на прилично различитим висинама, а такође не би ли одузимање тамног оквира водило рачуна о пристрасности?

# 56 сиам

Замолио сам модератора да пребаци ову нит на АТМ Оптицс и уради сам.

Напокон сам се вратио својој првобитној идеји - користећи однос спектра жаруље са жарном нити, измерене на две различите температуре - да повратим обе температуре, а затим их употребим за израчунавање криве одзива за спектроскоп. Ово се снажно ослања на претпоставку да су спектри жаруља са жарном нити врло близу зрачењу црних тела, што као што сам овде раније објавио није сасвим случај.

У сваком случају, пре него што испробам нешто фенси (попут коришћења објављених спектра жаруља са жарном нити, уместо приближавања црних тела), ево шта сам добио са претпоставком поједностављења црних тела.

Користио сам аутомобилску жаруљу са 12В / 20В при 5 различитих напона (од 12В * 1,60А = 19,2В до 7,4В * 1,25А = 9,25В). Користио сам исти дифузор као код ЛЕД диода (густи бели папир), сијалица је била

5 цм од прореза. Са ТоуцТек Б & ампВ астроцамером користио сам експозицију од 150 мс при максималном појачању (1000). Просечно сам рађао 500 кадрова по спектру, а затим сам израчунавао и тамни кадар од 1000 кадрова. Користио сам исту спектралну калибрацију као код ЛЕД диода.

Прво - пет сирових спектра (за пет температура филамента), што је плавије топлије:

7

Занимљиво је да видим исти цик-цак ефекат на црвеној страни спектра као и раније код мојих ЦФЛ спектра сијалица - тако да су то очигледно артефакти из мог спектроскопа, а не стварне карактеристике.

Следеће - исти спектри, само нормализовани на исту осветљеност. Ефекти промене температуре на облике спектра сада су очигледнији (што је жаруља филамент, спектар се премешта у плаво):

Сада на занимљив део. Под претпоставком да су сви ови спектри зрачења црних тела са непознатим температурама, користио сам свој метод поделе једног спектра на други, а затим уклапајући аналитичку поделу зрачења црних тела на две температуре у претходни, да бих извео обе температуре помоћу нелинеарног уклапања ( користећи Октаву). Одмах сам открио да резултати снажно зависе од тога које две од пет температура које сам користио у својој анализи - није добар знак! Претпостављам да је то пре свега зато што се стварни спектри прилично разликују од зрачења црних тела.

Занимљиво је да су, користећи различите парове (од 5) спектра, многи дали врло лошу способност у мојој анализи. На пример, користећи темпс # 1 и # 4 (# 1 је најтоплији, # 5 најхладнији), постигао сам ово прилично лоше прилагођавање:

Опорављене температуре такође нису добре - 2001, 1816К (где сам очекивао да ће бити око 2500-3000К). Још горе, након што проширим опсег привремених температура које се користе у нелинеарном уклапању, опорављене привремене температуре имају тенденцију да се приближе нули (и још увек нису добро прилагођене подацима).

Тада сам испробао све могуће комбинације спектра и постигао сам много бољу прилагодбу када сам користио темпс # 3 и # 4 - стд је кренуо са 0,0095 дек у горњој табели, на 0,0006 дек. Овакав изглед изгледа прилично веродостојно:

Опорављене температуре још увек нису реалне - 4521К, 4138К (оне су као фактор 2 већи од очекиваних). Али поента је у томе што температуре не морају бити тачно реалне - само покушавам да пронађем две вредности „температура црних тела“ које производе спектре црних тела сличне посматраним, у датом спектралном прозору.

Коначно, користио сам горње опорављене „температуре“ да бих израчунао криве одзива свог спектроскопа из оба спектра - # 3 (црвена линија) и # 4 (плава линија):

Опет, све се ово заснива на претпоставци да је зрачење црних тела врло погодно за спектре жаруља са жарном нити, што није случај. Ипак, горња крива одговора изгледа прилично занимљиво и готово веродостојно. Прилично је симетричан. Има избочину око 640нм, за коју сам сигуран да је стварна карактеристика моје криве одзива, као што сам то видео на другим паровима спектра. Две криве одзива (црвена и плава) су веома близу једна другој, што је обећавајући знак. Чак су и фине структуре (цик-цак између 600 и 700 нм) практично идентичне и за црвену и за плаву линију - тако да се заправо могу ослободити овог артефакта у свим својим спектрима користећи ове криве одзива! То значи да не бих требало да покушавам да уклопим полином у ове криве, већ да их користим онакве какви јесу, са свим овим финим карактеристикама.

Ова крива одзива се веома разликује од оне коју сам претходно извео на основу ЛЕД спектра. Вероватно што значи да су обојица прилично погрешни.

Ипак, мислим да се крећем у добром смеру, па ћу покушати да радим бољи посао са истим подацима - уместо претпоставке зрачења црних тела, покушаћу да користим објављене спектре са жарном нити за ову анализу. (Наравно када једном почнете да улазите у такве детаље, различите сијалице имају различите спектре, на истој температури, што отежава анализу.)

Измењено од сиам, 7. фебруара 2021. - 16.42.

# 57 сиам

Мислим да сам коначно нашао нешто - ствари почињу да се приближавају.

Као што сам раније објаснио, апроксимација црних тела није баш добра за жаруље са жарном нити (волфрам), па није изненађење да мој метод опоравка праве температуре филамента (са непознатом функцијом одзива спектроскопа), који се ослања на ову апроксимацију, није не дају добре резултате.

Направио сам следећи корак. Претражио сам литературу и пронашао аналитички израз за емисију волфрама у зависности од температуре и таласне дужине (Ларрабее, 1957, страница 46 у ПДФ датотеци). (Емисивност је функција коју треба помножити са зрачењем задњег тела на истој температури, да би се добио стварни спектар. Другим речима, то је корекција зрачења црних тела.) Прилично је ограничена - изведена из распона температура 1600-2400К, за таласне дужине 450-680нм. Ево ове функције емисивности:

Е = 0,4655 + 0,01558 * ламбда + 2,675е-5 * Т - 7,305е-5 * ламбда * Т

Овде је ламбда у нм, Т је у К.

Тако сам наставио и модификовао своје скрипте за Оцтаве. Сада, уместо да прилагодим поделу два измерена спектра односом два зрачења црних тела, користим однос зрачења црних тела помножен са емисивношћу. Иначе је мој алгоритам тачно као и пре.

Оно што сам открио је да изгледа да овај приступ даје много веродостојније резултате - али само за две најниже температуре које сам до сада покушао (моји случајеви # 4 и # 5). Фит има одличан квалитет (стд је само 0,0005 дек):

А сада су опорављене температуре потпуно уверљиве - 2711К и 2570К. БТВ, ови бројеви су такође у складу са потрошњом енергије сијалице, за коју сам измерио да износи 11,17 В за # 4 и 9,25 В за # 5. У првом приближавању, снага коју користи сијалица требало би да иде као четврти степен температуре филамента (Стефан-Болтзманн закон). Добивам (2711К / 2570К) ^ 4 = 1,24 што је прилично близу (11,17В / 9,25В) = 1,21. Такође, моја процена температуре за номиналну снагу сијалице (20В) је 2711К * (20В / 11,17В) ^ 1/4 = 3136К, што је у основи нормалних температура жарне нити (2800–3300 К).

Сада до најбољег дела. Са овим новим моделом и опорављеним температурама, моја нова крива одзива на спектроскоп (плава линија) изгледа много ближе оној коју сам раније извео потпуно другом методом (црвена линија користећи ЛЕД спектар објавио произвођач):

Очигледно су и даље прилично различити, али главне карактеристике су отприлике исте - врх је око 450-500нм, пада на

-0,5 на левој страни и до

-1,5 на десној страни. Чак видим исту квргу око 630нм. Важно је да оно што изгледа као артефакти на левом и десном крају црвене (ЛЕД) криве недостаје на плавој (волфрам) кривуљи, па је потоње изгледа поузданије.

Све друге комбинације спектра које сам пробао резултирале су потпуно погрешним вредностима температура и знатно лошијим прилагођавањем. Мислим да треба користити врло ниске температуре (& лт2500К) да би овај метод функционисао, делом и зато што су криве емисивности изведене за температуре 1600-2400К. Са мојом сијалицом од 12В / 20В, ово приближно одговара потрошеној снази 1.4. 7В. Наравно, сијалица ће бити много тамнија на овим температурама, а плави крај ће највише патити, али и даље ће можда радити врло добро. Покушаћу да мерим спектре на овим нижим температурама, да видим да ли могу да добијем конзистентнији и поновљивији резултат.

Измењено од сиам, 8. фебруара 2021. - 15.07.

# 58 рнибои

Супер тема! Давно када смо 1973. док смо радили на ХС хемији, сваки од нас добио сличну дифракциону решетку величине 35 мм, неколико оштрица жилета за израду прореза, дужину траке у цмс за мерење релативног положаја линија, неке равне -црно обојени густи картон, и упутства за израду спектроскопа. Одлично је функционисало! Измерили смо Балмерове линије Х и користили их за добијање енергије за емисионе водове из других пражњења гаса попут Не, Ар, Кр, О, Н итд. Сигуран сам 100% да га још увек имам негде у кутији горе у поткровље.

Био је врло лаган и отприлике величине и облика типичне књиге. Не бих био толико изненађен да се мало ригиднија поставка сличне величине не може користити са ДСЛР или ЦМОС сензором на телескопу ако се разради начин повезивања са опсегом и сензором.

Имали смо фантастичног наставника хемије, с којим сам остала пријатељица док сам се трудила да докторирам из аналитичке хемије. Нажалост, преминуо је неколико година након што сам стекао диплому и тада сам живео око 1000 миља од свог родног града ХС-а.

Измењено од рнибои, 12. фебруара 2021. - 16:00.

# 59 сиам

Након још мало петљања, ево мојих закључака:

  1. Моја идеја да користим однос две спектре волфрамове сијалице измерене на две различите температуре да бих утврдио вредности обе температуре може да функционише у теорији, али у пракси (са буком и несавршеностима) није корисна - температуре које добијам су све преко места. Чак и када покушавамо да заједно оптимизујемо више односа (са више температура), тачност температуре је 400К или горе, што је чини неупотребљивом за калибрацију спектроскопа. (С друге стране, односи температура су изузетно тачни.)
  2. Ипак, употреба волфрамовог спектра била би много повољнија од употребе ЛЕД спектра за калибрацију, јер је волфрам спектар познат са великом тачношћу (вероватно бољом од 2%). ЛЕД спектри имају јако променљиве особине.
  3. Дакле, оно што сам следећи пут урадио је да уклопим криву одзива коју сам добио користећи аналитички волфрам спектар (при чему је температура одговарајући параметар) у криву одзива коју сам добио мерењем својих ЛЕД-а спектра сличних сунцу. (Идеја је да, иако неки уски делови ЛЕД спектра могу да флуктуирају између различитих јединица, укупна температура боје треба да буде прилично ограничена.) То ми је омогућило да прилично тачно израчунам температуру волфрама. Нажалост, постоји озбиљан проблем на плавом крају (& лт450нм), где се чини да моја ЛЕД производи много мање (

0,35 дек) светлости него што се очекивало. Једна од могућности је да мој неидеални дифузор (густи бели папир) ради прилично другачије са ЛЕД-ом (тачкасти извор на 30 цм) и волфрамовом сијалицом (

Овде је плава линија крива одзива изведена из ЛЕД спектра. Црвена крива је део криве одзива изведен из волфрамове сијалице која се користи за уградњу (тако да је црвена линија што ближа плавој линији, стд није лош - 0,04 дек). Црна линија је наставак кривуље одзива волфрама. Резултат овог уградње је процена температуре волфрамове нити - 2486К. (Сијалица је била номиналних 12В.) Мало је на доњем крају због температуре жарних нити, али и даље вероватна.

БТВ - аналитички изрази емисије волфрама (Ларрабее 1957, страница 46) имају озбиљну грешку у куцању - опис каже да су таласне дужине у нанометрима („милимикрони“), а у ствари морају бити у микронима! Ово нисам приметио одмах.

Измењено од сиам, 13. фебруара 2021. - 14.56.

# 60 октана

Овде можда не представља проблем, али будите опрезни са папиром који користите као дифузор на плавом / УВ крају јер неке врсте могу флуоресцирати (мислим да је то учињено намерно, како би изгледале светлије). Један једноставан начин да се каже је усмерити ласер од 405 нм на њега и добићете спектар са пуно & гт405 нм светлости која је често визуелно уочљива (дубокољубичасти ласер ствара плаво-зелену мрљу на папиру).

# 61 сиам

Овде можда не представља проблем, али будите опрезни са папиром који користите као дифузор на плавом / УВ крају јер неке врсте могу флуоресцирати (мислим да је то учињено намерно, како би изгледале светлије). Један једноставан начин да се каже је усмерити ласер од 405 нм на њега и добићете спектар са пуно & гт405 нм светлости која је често визуелно уочљива (дубокољубичасти ласер ствара плаво-зелену мрљу на папиру).

Хвала - добра поента! Има ли предлога за бољи дифузор? Или само да експериментишете са различитим врстама папира? Немам плави ласер.

# 62 октана

Нешто попут опалног или брушеног стакленог дифузора (попут хттпс: //ввв.едмундоп. Нг-гласс / 11914 / или хттпс: //ввв.едмундоп. Ффусерс / 12287 /) вероватно би било идеално, мада много скупље од папира . (Имајте на уму њихове криве преноса, ако ипак идете са једном)

Можете испробати различите врсте папира и видети да ли плави крај изгледа другачије између њих и ако их имате неколико са сличним и добрим плавим / УВ преносом, идите са њима. Ако имате црно / УВ светло, оно би и визуелно могло да покаже флуоресценцију (све што светли испод њега није нешто што бисте желели да користите). Или можда лист папира који је намерно направљен да буде таман или сиве боје (мада боја може да уведе сложенију функцију преноса, нисам сигуран).

Изменио Оцтанс, 13. фебруара 2021. - 16.12.

# 63 рнибои

Постоје пакети за бакропис стакла за око 10 долара на мрежи или у хоби продавницама. Можете да урежете комад стакла на једној или обе стране како бисте направили дифузор. Не знам колико површина треба да буде уједначена за вашу апликацију, али 10 долара није толико да би се видело одговара ли рачуну за дифузор у овој апликацији.

Можете покушати и са минирањем комадића прозорског стакла, али морали бисте да имате средство за уклањање перли или да знате некога ко то покушава да проба.

Ако претражите бакропис стакла, можда ћете сазнати да већ имате потребне потрепштине за израду ДИИ дифузора.

И већина белог папира, беле одеће пре неколико прања, и мислим да су сви омекшивачи веша и многи детерџенти за веш додали УВ избељиваче како би одећа изгледала беље. Дакле, они заправо нису погодни за вашу апликацију.

Измењено од рнибои, 14. фебруара 2021. - 08:56.

# 64 сиам

Заиста, већ сам приметио ових 10 долара на бакрописима на еБаи-у, са лепим натписом „Изузетно опасно!“ етикете. Можда у будућности. За сада ћу пробати нешто што имам - комад мат пластике (поклопац за мој мобилни телефон који сам добио). Изгледа врло дифузно и уједначено. Овде дефинитивно нема флуоресценције. Такође, овог пута ћу бити много пажљивији - смештајући и ЛЕД и волфрамову сијалицу на потпуно исто место, релативно далеко (30 цм) од спектроскопа. Само треба да видим да ли могу да упоредим криву одзива ЛЕД-а са волфрамовом у много бољем степену него што сам успевао до сада.

БТВ Усавршио сам своју технику добијања добрих спектра помоћу СхарпЦап + Б & ампВ астроцамере. Ево моје процедуре:

  • Нађите лепо место на мојим спектрима (вертикално), подесите регију повраћаја улагања да покрије тај део (пуна ширина - 1280 пиксела, у мом случају висока 32 пиксела). Сачувајте га као СхарпЦап профил.
  • Користите методу Цаптуре / Цаптуре Дарк да бисте израчунали просечни спектар из свог извора (до 1000 сличица). У мојим тестовима формат није битан - било да је ПНГ, ТИФФ или ФИТС, он чува идентичне податке - непотписане 16-битне сиве боје.
  • Покријте спектроскоп и поново користите методу Цаптуре / Цаптуре Дарк, са истим (или већим) бројем кадрова, за хватање просечног тамног оквира.
  • За обраду сам написао ову једноставну Питхон скрипту (за ПНГ и можда неке друге формате):

Користите га у командној линији попут ове:

Скрипта прво претвара слике у 32-битне потписане цијеле бројеве, одузима тамни оквир од свијетлог оквира, затим вертикално сажима резултат у један пиксел (усредњавајући пикселе у просјеку) и резултирајући спектар записује у датотеку "спецт.дат", са две колоне: водоравни индекс пиксела и вредности с помичним зарезом за спектар (опсег 0. 65535). Затим их читају моји скрипти Оцтаве, за накнадну обраду.

Измењено од сиам, 14. фебруара 2021. - 14.08.

# 65 сиам

Још један покушај поравнања кривих одзива са моје ЛЕД-е попут сунца и 12В волфрамове сијалице. Овај пут сам обавио много пажљивији посао:

  • Коришћење новог дифузора (пластични поклопац са мобилног телефона) - не би требало да има проблема са флуоресцентом.
  • Стављање и ЛЕД диоде и сијалице прилично далеко од прореза (20 цм) и на потпуно истом месту (тачно испред прореза, тачно окренути према прорезу).
  • Предгревање оба (5 минута)
  • Сијалица је на 11В (на 12В његова осветљеност се повећава како се загрева, није добро за дуге експозиције)
  • ЛЕД је тачно на својих радних 100 мА
  • Коришћење максималног броја кадрова (1000) и за светло и за мрак. (Користио сам између 100 и 200 мс експозиција.)

Рекао бих да изгледа знатно боље него у мом ранијем покушају (горе на овој страници). Стд је сада 0,02 дек (+ -5%), што је у реду за моје сврхе. И даље видим значајну (

Пад кривуље одзива ЛЕД на плавом крају од 0,2 дек) - између 410 и 440нм. Једино објашњење које се могу сјетити је да постоје значајне варијације на плавом крају ових ЛЕД диода. Не видим га у свом узорку ЛЕД-а, али сви су из исте серије.

У овом тренутку подударање између кривих одзива ЛЕД-а и волфрама (у интервалу 440. 680нм) је довољно уверљиво да могу рећи да је температура волфрама (2533К) - параметар уклапања - изведен је прилично тачно, и сада могу да користим криву одзива волфрама (црвене + црне линије) као добру процену стварне криве одзива мог спектроскопа, за цео опсег таласних дужина које мерим (393 - 715 нм).

# 66 сиам

Питам се да ли ће ово добро послужити као дифузор? Ово је "32 мм матирано бело оптичко стакло за биолошки микроскоп" компаније Алиекпресс, само 5 УСД ЦАД са испоруком:

Измењено од сиам, 16. фебруара 2021. - 10:20.

# 67 рнибои

Како за 5 долара можете погрешити ако га покушате?

# 68 еванх1138

Хвала што сте документовали свој труд и резултате! Ишао сам на сличан пут и управо сам хтео да отворим Фусион 360 за дизајн од нуле. Ако вам не смета, волео бих да станем на рамена дивова и тако поновим ваш дизајн.

Радознао да ли бисте желели да поделите своје мишљење о мом приступу, јер се надам да укључим опсег од 900-1000 нм и користим мањи сензор / сочиво, али мало се мучим да применим математику у водичу за дизајн које сте повезали.

Да бисмо ограничили променљиве, ако бих користио исти тачан хардвер, али само одузимао ИР филтер, како бисмо израчунали потребно подешавање да бисмо обухватили читав опсег - рецимо 380 нм до 980 за леп округли број? Што се тиче угла, вероватно бисте започели променом поравнања центра са 550нм на 680нм. Али онда да бисте ухватили шири опсег у истом простору, такође бисте морали да промените удаљеност и жижну даљину сочива, зар не?

Затим док поново процењујемо одговарајућу жижну даљину и удаљеност сочива, претпостављам да је вредно споменути мој тренутни план за сочиво / сензор. Гледам монокромни сензор са глобалним затварачем ОВ9281 без ИР филтера, било на Ардуцам-овој плочи Б0224, било у ВЦ МИПИ ОВ9281 компаније Висион Цомпонентс за Распберри Пи са носачем ЦС сочива.

  • Величина 3ум пиксела
  • Површина слике 3,9 к 2,45 мм
  • 10-битни РАВ
  • 120 кадрова у секунди @ 1280 к 800
  • М12 Носач сочива
  • 42 УСД (+ 55 УСД за малину пи 4Б 4гб)
  • Динамички опсег од 68 дб
  • 38дб СНР

Из свега што сам прочитао, параметри се сасвим уклапају у ову апликацију (посебно због цене), мада ме брине изводљивост прилагођавања тако сразмерно малог сензора / сочива вашем дизајну, као и проналажење квалитета сочиво одговарајуће жижне даљине за носач М12.

Пријатно ми је Фусион (ЛОВЕ параметарско моделирање), 3Д штампање, лемљење и програмирање у питхон & амп јавасцрипту, али нажалост нисам користио много Триг / цалц од средње школе, пре неколико деценија. Дефинитивно сам спреман да учим тамо где је потребно и да не тражим од вас да радите сав посао уместо мене. Треба вам само мало смерница да бисте пребродили неколико препрека.

Хвала на читању, па чак и ако не можете да помогнете, велико хвала на ономе што сте поделили у овој теми!

ЕДИТ: Пазили смо и на овај пројекат са софтверске стране: хттпс://гитхуб.цом/л. / ПиСпецтрометер

ЕДИТ 2: Разумевање жижне даљине и удаљености прирубнице појачала помаже - изгледа да није ретко прилагодити објектив М3 / 4 ЦС носачу итд., Чак и са 3д штампањем, тако да бих теоретски могао да имам већи објектив.

Уредио еванх1138, 20. јуна 2021 - 01:38.

# 69 грегј888

У уторак имамо САС папир на 3Д штампаном спектрографу. Део тога је комбиновани систем за калибрацију и равни систем који делимично користи ЛЕД диоде. Још увек морам обавити неко балансирање, али очекује се да крене на 360нм или тако некако. Тај број потиче из „спецификација“, па га треба потврдити. Може ићи много ниже за оне који зраче зраком, али за већину нема разлога да се спусте ниже од 360нм. ЛЕД средњег опсега сличан је Бридгелуку у спектралном саставу.

Кажем да ме моје још увек ограничено експериментисање чини на страни Робина. Ја / ми верујемо да ЛЕД диоде могу да раде за станове, али за било који разуман кал заиста су вам потребне емисионе линије. Неони на Амазону или Ебаи-у коштају 10 долара за 100 или тако мање. Додајте УСБ ЕЛ погон од 4 УСД и спремни сте за терен. Боља од Неона је Релцо или друга флоресцентна стартер лампа. Што се тиче ЛЕД диода, измерени спектри се често не подударају са онима на техничким листовима, што у великој мери даје одговор.

Опрез на становима. Заиста треба да разумете како се обрађују ваши станови. Излази ЛЕД-а нису ни равни ни црни. Црна тела такође нису равна, геометрија такође може да искриви ствари. Један случај када слепо ослањање на софтвер можда није добра ствар.

Само моја 2 цента, ИММВ. Не могу рећи пуно више до средине недеље.

# 70 робин_астро

Опрез на становима. Заиста треба да разумете како се обрађују ваши станови. Излази ЛЕД-а нису ни равни ни црни. Црна тела такође нису равна, геометрија такође може да искриви ствари. Један случај када слепо ослањање на софтвер можда није добра ствар.

Балони за прорезни спектрограф се прилично разликују од уобичајених станова за снимање. Не требају бити посебно једнолични, али морају имати глатки спектар са довољно светлости у опсегу таласних дужина. Раде два посла. Уобичајени за уклањање крофни од прашине итд. И онај који је специфичан за спектроскопију, уклањајући варијације у осетљивости спектрографа и сензора са таласном дужином које је иначе тешко исправити. Они ипак остављају (глатко променљиви) отисак спектра равне лампе у измереном спектру. Не треба да знате спектар равне светиљке (једнако као што је и ово тешко / немогуће мерити аматерском опремом), јер се уклања (заједно са атмосферским нестанком) мерењем стандардне звезде.

У овом документу о мојој калибрацији релативног флукса спектра на мојој веб страници има неколико података о равној корекцији

# 71 грегј888

Балони за прорезни спектрограф се прилично разликују од уобичајених станова за снимање. Не требају бити посебно једнолични, али морају имати глатки спектар са довољно светлости у опсегу таласних дужина. Раде два посла. Уобичајени за уклањање крафни од прашине итд. И онај који је специфичан за спектроскопију, уклањајући варијације у осетљивости спектрографа и сензора са таласном дужином које је иначе тешко исправити.

Робин, нисам сигуран да се слажем с тим, мада бих то учинио и пре неколико недеља. Сада се приклањам само једној употреби, варијацији пиксела до пиксела (крофне за прашину и варијације сензора). Да бисте уклонили било какву варијацију таласне дужине, требало би да знате таласну дужину и интензитет који удара у тај пиксел, зар не? Дакле, требало би да направите корекцију осмеха и нагиба или мапирање?

Исто важи и за равнање дуж прореза, морате бити сигурни да равна лампа пружа равномерно осветљење дуж прореза, зар не? Да, можете прилагодити криву, али то се прилично брзо распада на пиксел на пиксел од онога што могу рећи.

Нисам спреман за снажну изјаву, и даље читајући новине и поступајући опрезно. То је заиста занимљива тема.

Уредио грегј888, 22. јуна 2021 - 00:45.

# 72 робин_астро

Робин, нисам сигуран да се слажем с тим, мада бих то учинио и пре неколико недеља. Сада се приклањам само једној употреби, варијацији пиксела до пиксела (крофне за прашину и варијације сензора). Да бисте уклонили било какву варијацију таласне дужине, требало би да знате таласну дужину и интензитет који удара у тај пиксел, зар не? Дакле, требало би да направите корекцију осмеха и нагиба или мапирање?

Исто важи и за равнање дуж прореза, морате бити сигурни да равна лампа пружа равномерно осветљење дуж прореза, зар не? Да, можете прилагодити криву, али то се прилично брзо распада на пиксел на пиксел од онога што могу рећи.

Нисам спреман за снажну изјаву, и даље читајући новине и поступајући опрезно. То је заиста занимљива тема.

Морате извршити своју равну корекцију пре било које геометријске корекције, јер су геометријске грешке исте за равни и звезду. Са спектрографом прореза таласна дужина слетања на одређени пиксел је фиксирана у односу на фиксно место прореза и иста је и за равну и за звездану слику спектра. тј. постоји једна према једна кореспонденција између светлости на одређеном пикселу на лампи и слика спектра звезда, како у положају тако и у таласној дужини. (Важно! Ово не важи за системе без прореза који се не могу лако исправити)

Најбољи начин за размишљање о прорезаном спектрографу је да узмете спектар лампе. Ова слика спектра имаће исте ефекте камере, спектрографске оптике (и телескопа ако равну лампу поставите пре телескопа.) Ако затим своју спектралну слику звезде поделите са спектралном сликом снимљеном помоћу равне лампе, уклоните све ове ефекте у једном потезу. На крају ћете добити спектар звездане светлости која улази у спектрограф подељен спектром равне лампе. Будући да је овај спектар равних сијалица гладак, лако га је уклонити када вршите калибрацију помоћу стандардне звезде. (Ако користите стан, „одзив“ израчунат помоћу стандардне звезде садржи само ефекте спектра равне лампе и атмосферски одзив, али не и одговор спектрографа, јер је уклоњен равном корекцијом)

Ево стана са мог АЛПИ600 са мојим АТК428 фотоапаратом. Валови у стану углавном потичу од одзива сензора камере. (Ово је заправо прилично добар сензор. Валовања су само неколико процената. Остале камере, нпр. Оне које користе неки Кодак КАФ ЦЦД су много горе). Ове валове се такође појављују у спектру звезда и тешко их је уклонити помоћу стандардне звезде јер њиховог малог размака. Готово да нестају након дељења са станом

За продужене објекте можда ћете морати узети у обзир равномерност осветљења дуж прореза ако желите да измерите разлике у флуксу на различитим положајима дуж прореза, али то није критично за звезде, јер вас занима само како интензитет варира дуж оси дисперзије на једном месту дуж прореза. Једино потенцијално питање су грешке у одузимању позадине неба. али ово је ефекат другог реда који ће вероватно бити значајан само за бледе предмете на светлом небу. Небеска позадина је обично узоркована са обе стране спектра и близу је, мада то нисам видео као проблем. (Равномерност осветљења у к оси наравно није битна, јер узоркујемо само одређену вертикалну траку.)

Такође је добра пракса да своју циљну звезду и референтну звезду поставите на исти положај дуж прореза јер је ово додатна одбрана од било каквих резидуалних равних ефеката. То је критично ако калибришете у апсолутном флуксу користећи стандардну звезду са познатим флуксом и добра је техника за спектрографе без прореза где конвенционални стан не ради.


Свемир

Шта треба да знам?
Спецификација је подељена на 2 рада: Можете погледати теме обухваћене бројевима радова у наставку.

Како да користим спискове спецификација?
За сваку наведену тему можете видети број спецификација, назив теме и папир. Последње 2 колоне су одељак на овој веб локацији и веза до странице.

Како је ова страница организована према спецификацији?
Да би се олакшао логичан приступ настави и учењу, ова веб страница је подељена у 14 одељака. Можете видети који одељак покрива коју тему и рад. На пример, у спецификацији постоје 4 теме које покривају Месец. Ова веб локација користи одељак 1 Месец.

Лусх! Још нешто?
Кликните на везе у доњој табели да бисте прешли на тај део спецификације. Такође кликните плаву стрелицу у доњем десном углу да бисте се вратили овде.

Тема 1 - Планета Земља

Студенти ће стећи разумевање планете Земље и њене унутрашње структуре. Научиће о главним поделама на површини Земље и како његова атмосфера утиче на посматрања.

  1. кора
  2. плашт
  3. Спољашњи језгра
  4. унутрашње језгро
  1. Екватор
  2. Тропиц оф Цанцер
  3. Јужни повратник
  4. Северни поларни круг
  5. Антарктички круг
  6. Приме Меридиан
  7. Северни пол
  8. Јужни пол

Тема 2 - Месечев диск

Студенти ће стећи разумевање Месеца и његових површинских формација и моћи ће да идентификују неке од главних карактеристика његове површине. Студенти ће проучавати ротацију и револуцију Месеца и ефекат вибрација.

  1. кратери
  2. Марија
  3. террае
  4. планине
  5. долине
  1. кратери
  2. Марија
  3. террае
  4. планине
  5. долине
  1. Море спокојства
  2. Океан олуја
  3. Море криза
  4. Тицхо
  5. Коперник
  6. Кеплер
  7. Апенински планински ланац

Тема 3 - Систем Земља-Месец-Сунце

Студенти ће стећи разумевање односа између Земље, Месеца и Сунца и како утичу једни на друге. Такође ће проучавати плиму и осеку, прецесију и помрачења.

  1. пречник Земље
  2. пречник Месеца
  3. удаљеност до Месеца
  4. удаљеност до Сунца
  5. пречник Сунца

Тема 4 - Време и циклуси Земља-Месец-Сунце

Студенти ће стећи разумевање астрономских дефиниција и мерења времена.
Они ће проучавати синодичко и звездно време, солстиције и еквиноције и потребу за временским зонама.

Ова табела садржи спецификације за ову тему и на којој страници на овој веб страници се може испитати.
# Тема Папир Одељак Страна
4.1 Схватите разлику између сидералних и синодичких (соларних) дана 1 Дан
4.2 Разумевање улоге Сунца у одређивању привидног соларног времена (АСТ) 1 Привидно и појачало Сунце
4.3 Разумевање улоге средњег сунца у одређивању средњег соларног времена (МСТ) и локалног средњег времена (ЛМТ) 1 Привидно и појачало Сунце
4.4 Знати да користи: Једначину времена = привидно соларно време (АСТ) - средње соларно време (МСТ) 1 ЕОТ прорачуни
4.5 Разумевање годишње варијације једначине времена 1 Једначина времена
4.6 Разумети узроке годишње варијације једначине времена 1 Једначина времена
4.7 Разумети како одредити време локалног поднева помоћу сенки, укључујући употребу сенке 1 Схадов Стицк
4.8 Разумети структуру и употребу сунчаних сатова 1 Сунчани сат
4.9 Разумети лунарни фазни циклус 1 Месечеве фазе
4.10 Схватите разлику између сидералних и синодичких (соларних) месеци 1 Ротација и орбита
4.11 Разумети годишње промене у временима изласка и заласка сунца 1 Дневно светло
4.12 Схватите астрономски значај еквиноција и солстиција 1 Еквиноциј и солстициј
4.13 Разумети промене у привидном кретању Сунца током године, посебно у равнодневницама и солстицијама 1 Еквиноциј и солстициј
4.14 Разумети однос између сидеричног и синодичког (соларног) времена 1 Дан
4.15 Схватите разлику у локалном времену за посматраче на различитим дужинама 1 Земљописна дужина
4.16 Разумевање употребе временских зона 1 Временске зоне
4.17 Знати да користи податке који се односе на временске зоне 1 Временске зоне
4.18 Знајте да је средње време у било којој тачки почетног меридијана дефинисано као средње време по Греенвицху (ГМТ), што је исто као и универзално време (УТ) 1 Приме Меридиан & амп ГМТ
4.19 Да бисте могли да користите податке о сенци и једначину времена за одређивање географске дужине 1 Схадов Стицк
4.20 Разумевање принципа астрономских метода за одређивање географске дужине, укључујући метод лунарне удаљености 1 Земљописна дужина
4.21 Разумевање принципа хоролошке методе за одређивање географске дужине (Харрисон-ов морски хронометар) (знање о унутрашњем раду хронометара није потребно) 1 Земљописна дужина

Тема 5 - Посматрање Сунчевог система

Студенти ће стећи разумевање о начину посматрања Сунца и планета, укључујући локације планета у односу на Земљу и Сунце и безбедно посматрање Сунца.

  1. везник (супериорни и инфериорни)
  2. опозиција
  3. издужење
  4. транзит
  5. окултација

Тема 6 - Небеско посматрање

Студенти ће стећи разумевање како да посматрају разне астрономске појаве голим оком. Они ће проучавати како да планирају да њихова посматрања буду у најбољем времену и на локацији, узимајући у обзир ефекте као што су време и светлосно загађење.

  1. Сунце
  2. Месец
  3. звезде (укључујући двоструке звезде, сазвежђа и звезде)
  4. звездана јата
  5. галаксије и маглине
  6. планете
  7. комете
  8. метеори
  9. аурорае
  10. супернове и вештачки предмети, укључујући:
  11. вештачки сателити
  12. авиона
  1. Касиопеја
  2. Цигнус
  3. Орион
  4. Плуг
  5. Јужни крст
  6. Летњи троугао
  7. Трг Пегаза
  1. Арктур ​​и Поларис из ора
  2. Сириус, Алдебаран и Плејаде из Орионовог појаса
  3. Фомалхаут и галаксија Андромеда са трга Пегаз
  1. небеска сфера
  2. небески полови
  3. небески екватор
  1. најбоље време за посматрање одређеног небеског објекта
  2. најбољи предмет (и) за посматрање у одређено време
  1. кардиналне тачке
  2. врхунац
  3. меридијан
  4. зенит
  5. циркумполарност
  1. диже се и залази
  2. виђење услова
  3. временски услови
  4. пејзаж

Тема 7 - Рани модели Сунчевог система

Студенти ће стећи разумевање како су древне цивилизације посматрале Сунчев систем.
Такође ће проучавати како су рани астрономи моделирали Сунчев систем.

  1. пољопривредни системи
  2. верски системи
  3. систем времена и календара
  4. поравнања античких споменика

Тема 8 - Планетарно кретање и гравитација

Студенти ће стећи разумевање кретања планета око Сунца и улоге гравитације. Они ће проучавати Кеплерове законе кретања планета и Њутнов закон универзалне гравитације.

Рад 2: Телескопска астрономија

Тема 9 - Истраживање Месеца

Студенти ће стећи разумевање Месеца, његове унутрашње структуре и карактеристика на удаљеној страни. Они ће проучавати како је стални напор ка побољшању тачности, детаља и опсега посматрања пружио контекст за истраживање Месеца.

# Тема Папир Одељак Страна
9.1 Разумети главне унутрашње поделе Месеца у поређењу са онима на Земљи 2 Унутар Месеца
9.2 Разумети главне разлике између изгледа Месечеве ближе и даље стране 2 Далека страна
9.3 Схватите како су прикупљене информације о Месечевој далекој страни 2 Далека страна
9.4 Схватите да свемирска летелица која путује на Месец мора достићи Земљину брзину бекства, чији се енергетски захтеви могу задовољити само употребом ракета 2 Ракете
9.5 Разумевање хипотезе о џиновском утицају и алтернативних теорија о пореклу Месеца, укључујући теорију хватања и теорију коакрекције 2 Порекло

Тема 10 - Соларна астрономија

Студенти ће стећи разумевање структуре Сунца, његовог процеса производње енергије и соларног ветра. Студенти ће такође користити податке сунчевих пега за одређивање информација о периоду ротације Сунца и соларном циклусу.

  1. телескопска пројекција
  2. Х-алфа филтер
  1. језгро
  2. зона зрачења
  3. конвективна зона
  4. фотосфера
  1. хромосфера
  2. корона
  1. аурорае
  2. репови комете
  3. геомагнетне олује
  4. ефекти на сателите, путовања авионом и мисије са посадом

Тема 11 - Истраживање Сунчевог система

Студенти ће истражити главна тела Сунчевог система и њихове карактеристике. Стећи ће разумевање да је стални напор ка побољшању тачности, детаља и опсега посматрања пружио контекст за проналазак телескопа, развој свемирског телескопа и сонди до спољних токова нашег Сунчевог система и пружио контекст за истраживање Месеца са посадом.

  1. планете
  2. патуљасте планете
  3. Мали објекти Сунчевог система (СССО): астероиди, метеороиди
  4. и комете
  1. релативна величина
  2. релативна маса
  3. површинска температура
  4. атмосферски састав
  5. присуство сателита
  6. присуство прстенастих система
  1. Галилејев ломни телескоп
  2. Кеплеров телескоп за ломљење
  3. Њутнов рефлектујући телескоп
  4. Цассеграин рефлектујући телескоп
    (детаљни зрачни дијаграми нису потребни)
  1. сразмерно пречнику објективног елемента
  2. смањена посматрањем на већој таласној дужини
  1. хроматске аберације
  2. врло велике жижне даљине
  3. користећи објектив са великим отвором бленде
  4. употреба више огледала
  1. пролетјети
  2. орбитер
  3. ударни елемент
  4. ландер
  1. прелет - Нови хоризонти (Спољни соларни систем)
  2. орбитер - Јунона (Јупитер) или Зора (астероиди Веста и Церес)
  3. ударац - Дубоки удар (комета Темпел 1)
  4. летелица - Пхилае (комета 67П / Цхуриумов – Герасименко)

Тема 12 - Формирање планетарних система

Студенти ће стећи разумевање како је интеракција гравитационих сила и сила плима и осека довела до формирања нашег Сунчевог система. Користиће ове информације за проучавање егзопланета, као и могућности живота који постоји негде другде.

  1. гравитационо привлачење које производи редовно кретање, укључујући орбите планета и месеца
  2. гравитационе силе плиме и осеке које производе ефекте, укључујући прстенасте системе, појасеве астероида и унутрашње грејање
  3. гравитационе интеракције више тела која производе ефекте као што су постепени помаци у орбитама, хаотично кретање, резонанције и значај Лагрангијевих тачака (детаљни математички описи нису потребни)
  4. случајни судари који узрокују ударне кратере, промене орбиталних кретања или оријентације планета
  5. соларни ветар који утиче на комете, планетарну атмосферу и хелиосферу
  1. интеракција између плимних гравитационих и еластичних сила како би се утврдило да ли је тело сломљено (Роцхеова граница)
  2. интеракција између привлачних гравитационих и еластичних сила у одређивању сферног или неправилног облика тела
  3. интеракција између гравитационих и топлотних фактора у одређивању присуства атмосфере
  1. на Титану
  2. на Европи
  3. на Енцеладу
  4. изван нашег Сунчевог система

Тема 13 - Истраживање звездане светлости

Студенти ће стећи разумевање како се звезде посматрају и како о њима можемо добити информације само посматрањем светлости коју емитују. Они ће проучавати еволуцију звезда и различите врсте звезда. Студенти ће такође сазнати зашто посматрамо звезде у различитим деловима електромагнетног спектра и где се налазе телескопи како би се омогућила боља посматрања.

  1. хемијски састав
  2. температура
  3. радијална брзина
  1. звезде главног низа
  2. сунце
  3. црвене и плаве џиновске звезде
  4. беле патуљасте звезде
  5. супергигантске звезде
  1. кратак / дуг период
  2. помрачујући бинарни
  3. Цефеида
  4. нове и супернове
  1. Звездице
  2. двоструке звезде
  3. бинарне звезде
  4. отворени кластери
  5. глобуларна јата
  6. маглице
  7. галаксије

Тема 14 - Звездана еволуција

Студенти ће стећи разумевање како и зашто звезде еволуирају. Они ће проучавати како настају звезде и како завршавају свој живот, у зависности од њихове величине.

  1. маглина емисија и апсорпција
  2. звезда главног низа
  3. планетарна маглина
  4. црвени гигант
  5. бели патуљак
  6. црни патуљак
  1. маглина емисија и апсорпција
  2. звезда главног низа
  3. црвени супер див
  4. супернова
  5. неутронска звезда
  6. Црна рупа

Тема 15 - Наше место у Галаксији

Студенти ће стећи разумевање Млечног пута, нашег места у њему и како се он уклапа у Универзум. Они ће проучавати различите типове галаксија и главне теорије за њихову еволуцију.

  1. Галаксија Андромеда (М31)
  2. Велики и мали магелански облаци (ЛМЦ и СМЦ)
  3. Галаксија троугла (М33)
  1. спирала
  2. решеткаста спирала
  3. елиптична
  4. неправилан
  1. Сеиферт галаксије
  2. Квазари
  3. Блазари

Тема 16 - Козмологија

Студенти ће стећи разумевање црвеног померања и Хабловог закона за удаљене галаксије. Такође ће проучити доказе и објашњења за свемир који се шири. Студенти ће истраживати тамну материју и тамну енергију и могућу судбину универзума.

где је λ посматрана таласна дужина, λ0 је емитована таласна дужина, в је радијална брзина извора, ц је брзина светлости