الفلك

متى تم إنشاء الضوء المرئي لأول مرة؟

متى تم إنشاء الضوء المرئي لأول مرة؟


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.

"بعد دقائق قليلة من التمدد ، عندما كانت درجة الحرارة حوالي مليار (ألف مليون) كلفن وكانت الكثافة تقترب من كثافة الهواء ، اجتمعت النيوترونات مع البروتونات لتكوين نوى الديوتيريوم والهيليوم في الكون في عملية تسمى التركيب النووي للانفجار العظيم. ظلت معظم البروتونات غير مجمعة كنواة هيدروجين ، ومع تبريد الكون ، أصبحت كثافة طاقة الكتلة الباقية للمادة تهيمن جاذبيًا على إشعاع الفوتون.

بعد حوالي 379000 سنة ، اندمجت الإلكترونات والنواة في ذرات (معظمها من الهيدروجين) ؛ ومن هنا انفصل الإشعاع عن المادة واستمر عبر الفضاء دون عوائق إلى حد كبير. يُعرف هذا الإشعاع المتبقي باسم إشعاع الخلفية الكونية الميكروي ".

السؤال الآن هو ، عند العد التنازلي بدءًا من إشعاع الخلفية الكونية الذي أصبح الآن باللون الأحمر البعيد (2،7 ك) في أي وقت كان هناك ضوء مرئي لأول مرة ، أو كان بعد تكوين الذرات حوالي 379000 بعد الانفجار الكبير؟


أفضل نموذج لدينا هو نموذج التوحيد الكهربائي الضعيف.

الفوتون هو كمية من المجال الكهرومغناطيسي ، وطالما كان هناك مجال كهرومغناطيسي ، فإن إثارة المجال موجودة.

يعتبر التفاعل النووي "الضعيف" مجالًا آخر ، (له تأثير تغيير الكواركات الصاعدة إلى الكواركات السفلية ، وبالتالي فهو مسؤول عن تحلل بيتا للمواد المشعة). كوانتا الحقل الضعيف تختلف نوعًا ما عن الفوتونات. إنها مشحونة ولها كتلة ، ولكن عند طاقات عالية جدًا (مليون مليار درجة أو نحو ذلك) يتم توحيد الحقول الكهرومغناطيسية والضعيفة في تفاعل واحد "كهروضعيف".

ولكن بعد أن برد الكون (استغرق الأمر ما بين 10 ^ {- 36} $ و 10 $ ^ {- 32} $ ثانية) انقسمت المجالات الضعيفة والكهرومغناطيسية ، وتشكلت الفوتونات الحقيقية الأولى.

لم تقطع هذه الفوتونات مسافة كبيرة قبل أن تصطدم بالجسيمات الأخرى التي كانت تتشكل. كما لاحظت ، فقد استغرق الأمر ما يقرب من 400000 عام حتى تبرد الكون بدرجة كافية ليصبح شفافًا.

أنت الآن تذكر الضوء المرئي. كانت الفوتونات التي تشكلت بعد الانقسام تمتلك طاقات عالية جدًا ، ويمكن أن نطلق على معظمها أشعة جاما إذا كانت موجودة اليوم. ولكن بما أن الفوتون من جميع الطاقات يمكن أن يتشكل ، فإن جزءًا صغيرًا سيكون في النطاق المرئي.

عند إعادة التركيب ، عندما أصبح الكون شفافًا ، كانت درجة الحرارة حوالي 3000 كلفن ، حيث تكون درجة الحرارة معظم الفوتونات في نطاق الأشعة تحت الحمراء ، ولكن يمكن رؤية ما يكفي لإعطاء الكون لونًا أحمر برتقاليًا ساطعًا للغاية ، مشابهًا للون. لمبة.


للتوسع قليلاً في إجابة جيمس كيلفيغر الرائعة:

ذروة الطول الموجي للخلفية الكونية الميكروية

يتم تمديد الطول الموجي لخلفية الميكروويف الكونية (مثل أي فوتون آخر) بالتناسب مع عامل المقياس $ a (t) = 1 / (1 + z) $ ("الحجم") للكون ، حيث $ t $ هو عمر الكون و $ z $ هو الانزياح الأحمر للضوء المنبعث عند $ t $ والملاحظ اليوم. وبالتالي ، عند الانزياح الأحمر $ z $ كانت ذروة طيف CMB تقع عند الطول الموجي $$ lambda_ mathrm {max} (z) = frac { lambda_ mathrm {max، 0}} {1 + z}. $$

اليوم ، يبلغ طيف CMB ذروته عند $ lambda_ mathrm {max، 0} simeq 0.2 ، mathrm {cm} $. إذا أخذنا الضوء المرئي ليقع في النطاق 400-700 نانومتر ، فيجب أن يكون الحد الأقصى من طيف CMB في النطاق المرئي عند الانزياح الأحمر $$ z ، ، = ، ، frac { lambda_ mathrm { max ، 0}} { lambda_ mathrm {max} (z)} - 1 ، ، = ، ، frac {0.2 ، mathrm {nm}} { {4 ، verb + - + ، 7 } times10 ^ {- 5} ، mathrm {nm}} - 1 ، ، sim ، ، {2700 ، verb + - + ، 4700 }. $$ يمكن تحويل هذا إلى عصر الكون من خلال دمج (عدديًا) معادلة فريدمان. بافتراض علم الكون بلانك 2015 ، فهمت ذلك كانت ذروة طيف الإشعاع CMB في النطاق المرئي عندما كان عمر الكون يتراوح بين 50000 و 125000 سنة تقريبًا.

لون الكون

ومع ذلك ، كما يذكر جيمس كيلفيغر أيضًا ، على الرغم من أن الذروة تقع خارج النطاق المرئي ، إلا أن جزءًا من الطيف لا يزال بالداخل. يعتمد لونه على استجابة مخاريط العين البشرية ويتبع تقريبًا ما يسمى بموضع بلانك في الفضاء اللوني CIE 1931:

في الرسم أعلاه ، يتتبع الموقع لون الكون كدالة لدرجة الحرارة (أعداد ضئيلة) ، وعمر الكون بالكيلو ييرس (كير ؛ أرقام جريئة).

أي أن الكون بدأ باللون الأزرق (عندما أصبح $ T gtrsim10 ^ 4 ، mathrm {K} $) أبيض اللون في عمر يناهز 200000 عام (عندما كان $ T sim5 verb + - + 6000 ، mathrm {K} $) ، ثم انتقل تدريجياً فوق اللون البرتقالي والأحمر عند $ t sim1 ، mathrm {Myr} $ قبل أن يتلاشى في الأشعة تحت الحمراء. هذا التطور مشابه تمامًا لألوان النجوم بدرجة حرارة معينة.

تم حساب الأعمار باستخدام بايثونCosmoloPy.distances.age ()، والتي أعتقد أنها ليست دقيقة للغاية في مثل هذه الأعمار الصغيرة ، لكنها تعطي العمر التقريبي. أيضًا ، ما إذا كانت CMB مرئية أم لا بالعين المجردة - أي بدون تلسكوب لتكبير منطقة تجميع الضوء - يعتمد على الشدة عند نقطة معينة.


يلتقط هابل أول صورة فوق بنفسجية لكوكب خارج المجموعة الشمسية

قام علماء الفلك باستخدام تلسكوب هابل الفضائي التابع لناسا / وكالة الفضاء الأوروبية (ESA) بتصوير كوكب بحجم المشتري ، لا يزال يتشكل حول النجم القزم البرتقالي PDS 70. هذه هي المرة الأولى التي يتم فيها تصوير كوكب خارج المجموعة الشمسية مباشرة في الأشعة فوق البنفسجية (UV).

تُظهر صورة هابل هذه الكوكب الخارجي الصغير PDS 70b. رصيد الصورة: Joseph DePasquale ، STScI.

PDS 70 هو نجم تسلسل رئيسي من نوع K7 يقع على بعد 370 سنة ضوئية في كوكبة Centaurus.

يُعرف أيضًا باسم V * V1032 Cen و IRAS 14050-4109 ، يبلغ عمر النجم 5.4 مليون سنة فقط.

تستضيف اثنين من الكواكب النشطة ، PDS 70b و c ، وقرصًا ضخمًا من الغبار والغاز حيث يتم إزالة الغبار من منطقة كبيرة من 20 إلى 40 وحدة فلكية.

يقع PDS 70b داخل فجوة القرص على مسافة حوالي 21 وحدة فلكية من النجم ، على غرار مدار أورانوس في نظامنا الشمسي.

يقع PDS 70c بالقرب من الحافة الخارجية لفجوة القرص عند 34.5 AU من النجم ، على غرار مسافة نبتون من شمسنا.

"PDS 70 مثير للغاية لأنه يمكننا أن نشهد تكوين كوكب. قال الدكتور ييفان تشو ، عالم الفلك في جامعة تكساس في أوستن: "هذا هو أصغر كوكب صوّره هابل بشكل مباشر على الإطلاق".

استخدم الدكتور تشو وزملاؤه قناة الأشعة فوق البنفسجية القريبة / المرئية (UVIS) لأداة Hubble's Wide Field Camera 3 (WFC3) لمراقبة PDS 70b.

وأشار الدكتور تشو إلى أن "ملاحظات هابل للأشعة فوق البنفسجية أتاحت لنا تقدير مدى سرعة اكتساب الكوكب للكتلة"

وفقًا للفريق ، فإن PDS 70b قد اكتسب بالفعل ما يصل إلى خمسة أضعاف كتلة كوكب المشتري على مدار 5.4 مليون سنة.

تضاءل معدل التراكم المقاس الحالي إلى النقطة التي ، إذا ظل المعدل ثابتًا لمليون سنة أخرى ، فإن الكوكب سيزداد فقط بمقدار 1/100 إضافية من كتلة كوكب المشتري.

قال علماء الفلك: "هذه الملاحظات هي لقطة واحدة في الوقت المناسب & # 8212 المزيد من البيانات مطلوبة لتحديد ما إذا كان المعدل الذي يضيف به الكوكب الكتلة يتزايد أم يتناقص".

"تشير قياساتنا إلى أن الكوكب في نهاية عملية تكوينه."

PDS 70b محاط بقرص الغاز والغبار الخاص به والذي يقوم بسحب المواد من القرص المحيطي الأكبر لنظام PDS 70.

يفترض الباحثون أن خطوط المجال المغناطيسي تمتد من قرصه المحيط بالكوكب إلى الغلاف الجوي للكواكب الخارجية وتقوم بنقل المواد إلى سطح الكوكب.

قال الدكتور تشو: "إذا كانت هذه المادة تتبع أعمدة من القرص إلى الكوكب ، فإنها ستسبب نقاط ساخنة محلية".

يمكن أن تكون هذه النقاط الساخنة أعلى بعشر مرات على الأقل من درجة حرارة الكوكب. تم العثور على هذه البقع الساخنة تتوهج بشدة في ضوء الأشعة فوق البنفسجية. "

تظهر النتائج في المجلة الفلكية.

ييفان تشو وآخرون. 2021. تلسكوب هابل الفضائي قياسات الأشعة فوق البنفسجية و Hα للانبعاثات الزائدة التراكمية من الكوكب العملاق الشاب PDS 70b. AJ 161 ، 244 دوى: 10.3847 / 1538-3881 / abeb7a


العلم يكشف أصل أول ضوء في الكون

يتكون الكون البعيد ، كما يظهر هنا من خلال مستوى مجرة ​​درب التبانة ، من نجوم و. [+] المجرات ، وكذلك الغازات والغبار المعتم ، تعود إلى أبعد مدى يمكننا رؤيته. لكن ما وراء النجم الأخير في الكون ، لا يزال هناك المزيد من الضوء.

مسح اثنان ميكرون أول السماء (2MASS)

عندما ننظر إلى الكون اليوم ، فإننا نلقي الضوء على سواد السماء الشاسع والفارغ ، فهي نقاط ضوئية: نجوم ، ومجرات ، وسدم ، وأكثر من ذلك. ومع ذلك ، كان هناك وقت في الماضي البعيد قبل أن تتشكل أي من هذه الأشياء ، بعد الانفجار العظيم مباشرة ، حيث كان الكون لا يزال مليئًا بالضوء. إذا نظرنا إلى جزء الميكروويف من الطيف ، يمكننا العثور على بقايا هذا الضوء اليوم في شكل الخلفية الكونية الميكروية (CMB). ولكن حتى الإشعاع CMB متأخر نسبيًا: فنحن نرى ضوءه منذ 380 ألف سنة بعد الانفجار العظيم. الضوء ، على حد علمنا ، كان موجودًا حتى قبل ذلك. بعد قرون من البحث في أصول الكون ، اكتشف العلم أخيرًا ما حدث جسديًا لـ "ترك ضوء" في الفضاء.

Arno Penzias و Bob Wilson في موقع الهوائي في Holmdel ، نيو جيرسي ، حيث الكوني. [+] تم تحديد خلفية الميكروويف لأول مرة.

مجموعة الفيزياء اليوم / AIP / SPL

دعونا نلقي نظرة على CMB ، أولاً ، ومن أين أتت طريق العودة ، طريق العودة. في عام 1965 ، كان الثنائي Arno Penzias و Robert Wilson يعملان في Bell Labs في Holmdel ، نيو جيرسي ، في محاولة لمعايرة هوائي جديد للاتصالات الرادارية مع الأقمار الصناعية العلوية. لكن بغض النظر عن مكان نظرهم في السماء ، ظلوا يرون هذا الضجيج. لم يكن مرتبطًا بالشمس أو أي من النجوم أو الكواكب أو حتى بمستوى مجرة ​​درب التبانة. كانت موجودة ليلا ونهارا ، وبدا أنها بنفس الحجم في كل الاتجاهات.

بعد الكثير من الالتباس حول ما يمكن أن يكون ، تم الإشارة إليهم أن فريقًا من الباحثين على بعد 30 ميلاً فقط في برينستون تنبأ بوجود مثل هذا الإشعاع ، وليس نتيجة لأي شيء قادم من كوكبنا أو النظام الشمسي أو المجرة نفسها ، ولكن نشأت من حالة كثيفة وساخنة في بدايات الكون: من الانفجار العظيم.

وفقًا للملاحظات الأصلية لـ Penzias و Wilson ، فإن الطائرة المجرية أصدرت بعضًا. [+] المصادر الفيزيائية الفلكية للإشعاع (في الوسط) ، ولكن فوق وتحت ، كل ما تبقى كان شبه مثالي ، وخلفية موحدة من الإشعاع.

مع مرور العقود ، قمنا بقياس هذا الإشعاع بدقة أكبر وأكبر ، ووجدنا أنه لم يكن فقط عند ثلاث درجات فوق الصفر المطلق ، ولكن 2.7 كلفن ، ثم 2.73 كلفن ، ثم 2.725 كلفن ربما في أعظم إنجاز متعلق بـ هذا التوهج المتبقي ، قمنا بقياس طيفه ووجدنا أنه جسم أسود مثالي ، متسقًا مع فكرة الانفجار العظيم وغير متسق مع التفسيرات البديلة ، مثل انعكاس ضوء النجوم أو سيناريوهات الضوء المتعب.

ضوء الشمس الفعلي (المنحنى الأصفر ، يسار) مقابل جسم أسود مثالي (باللون الرمادي) ، مما يدل على أن. [+] الشمس هي أكثر من مجرد سلسلة من الأجسام السوداء نظرًا لسمك الغلاف الضوئي الموجود على اليسار هو الجسم الأسود المثالي الفعلي لـ CMB كما تم قياسه بواسطة القمر الصناعي COBE.

مستخدم ويكيميديا ​​كومنز Sch (L) COBE / FIRAS ، NASA / JPL-Caltech (R)

في الآونة الأخيرة ، قمنا بقياس - من امتصاص وتفاعل هذا الضوء مع سحب الغاز المتداخلة - أن هذا الإشعاع يزداد في درجة الحرارة كلما نظرنا إلى الوراء (والانزياح الأحمر). عندما يتمدد الكون بمرور الوقت ، فإنه يبرد ، وبالتالي عندما ننظر أبعد إلى الماضي ، فإننا نرى الكون عندما كان أصغر ، وأكثر كثافة ، وأكثر سخونة.

إذا كان أصل الإشعاع CMB غير كوني ، فلا ينبغي أن يرتفع في درجة الحرارة مع انزياح أحمر مثل (1 + z) ،. [+] كما تشير الملاحظات بقوة.

بي نوتيردايم ، بي بيتيجيان ، آر.سرياناند ، سي.ليدوكس ، إس لوبيز (2011). علم الفلك والفيزياء الفلكية ، 526 ، L7

إذن من أين أتى هذا الضوء - أول ضوء في الكون - أولاً؟ لم يأت من النجوم ، لأنه يسبق النجوم. لم ينبعث من الذرات ، لأنه يسبق تكوين الذرات المحايدة في الكون. إذا واصلنا الاستقراء العكسي للطاقات الأعلى والأعلى ، فسنجد بعض الأشياء الغريبة: بفضل آينشتاين E = mc 2 ، يمكن أن تتفاعل هذه الكميات من الضوء مع بعضها البعض ، وتنتج تلقائيًا أزواجًا من الجسيمات والجسيمات المضادة من المادة والمادة المضادة!

يمكن لتصادمات الجسيمات عالية الطاقة أن تخلق أزواجًا أو فوتونات من المادة والمادة المضادة. [+] تم القضاء على أزواج المادة والمادة المضادة لإنتاج الفوتونات أيضًا.

مختبر Brookhaven الوطني / RHIC

هذه ليست أزواجًا افتراضية من المادة والمادة المضادة ، والتي تملأ فراغ الفضاء الفارغ ، ولكنها بالأحرى جسيمات حقيقية. تمامًا مثلما يصطدم بروتونان في مصادم الهادرونات الكبير يمكن أن يخلق عددًا كبيرًا من الجسيمات الجديدة والجسيمات المضادة (لأن لديهم طاقة كافية) ، يمكن لفوتونين في الكون المبكر أن يخلقوا أي شيء يمتلكان طاقة كافية لتكوينه. من خلال الاستقراء العكسي لما لدينا الآن ، يمكننا أن نستنتج أنه داخل الكون المرئي بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم ، كان هناك حوالي 10 89 زوجًا من الجسيمات والجسيمات المضادة في ذلك الوقت.

لأولئك منكم الذين يتساءلون كيف لدينا كون مليء بالمادة (وليس المادة المضادة) اليوم ، يجب أن يكون هناك بعض العمليات التي خلقت جسيمات أكثر قليلاً من الجسيمات المضادة (لتصل إلى حوالي 1 في 1،000،000،000) من البداية الحالة المتماثلة ، مما أدى إلى احتواء الكون المرئي على حوالي 10 80 جسيم مادة و 10 89 فوتونًا متبقيًا.

عندما يتمدد الكون ويبرد ، تتحلل الجسيمات غير المستقرة والجسيمات المضادة ، بينما. [+] أزواج المادة والمادة المضادة تبيد وتفصل ، ولا يمكن للفوتونات أن تصطدم بطاقات عالية بما يكفي لتكوين جسيمات جديدة.

لكن هذا لا يفسر كيف انتهى بنا المطاف مع كل تلك المادة الأولية والمادة المضادة والإشعاع في الكون. هذا كثير من الانتروبيا ، والقول ببساطة "هذا ما بدأ به الكون" هو إجابة غير مرضية تمامًا. ولكن إذا نظرنا إلى حل مجموعة مختلفة تمامًا من المشكلات - مشكلة الأفق ومسألة التسطيح - فإن الإجابة على هذا السؤال تظهر للتو.

توضيح لكيفية توسع الزمكان عندما تهيمن عليه المادة أو الإشعاع أو الطاقة الكامنة. [+] للمساحة نفسها.

يجب أن يحدث شيء ما لتهيئة الظروف الأولية للانفجار العظيم ، وهذا "الشيء" هو التضخم الكوني ، أو فترة لم تكن فيها الطاقة في الكون تسيطر عليها المادة (أو المادة المضادة) أو الإشعاع ، ولكن بالأحرى الطاقة متأصل في الفضاء نفسه ، أو شكل مبكر شديد الكثافة من الطاقة المظلمة.

أدى التضخم إلى تمدد الكون بشكل مسطح ، وأعطاه الظروف نفسها في كل مكان ، وأبعد أي جسيمات أو جسيمات مضادة موجودة مسبقًا ، وخلق تقلبات البذور للكثافات الزائدة وقلة الكثافة في كوننا اليوم. لكن المفتاح لفهم من أين أتت كل هذه الجسيمات والجسيمات المضادة والإشعاع؟ يأتي ذلك من حقيقة واحدة بسيطة: للحصول على الكون الذي لدينا اليوم ، يجب أن ينتهي التضخم. من حيث الطاقة ، يحدث التضخم عندما تتدحرج ببطء إلى أسفل أحد الإمكانات ، ولكن عندما تتدحرج أخيرًا إلى الوادي أدناه ، ينتهي التضخم ، مما يؤدي إلى تحويل تلك الطاقة (من كونها مرتفعة) إلى مادة ومادة مضادة وإشعاع ، مما يؤدي إلى ظهور ما نعرفه باسم الانفجار الكبير الساخن.

عندما يحدث التضخم الكوني ، تكون الطاقة الكامنة في الفضاء كبيرة ، كما هي في الجزء العلوي من هذا. [+] تل. عندما تتدحرج الكرة إلى الوادي ، تتحول هذه الطاقة إلى جزيئات.

إليك كيف يمكنك تصور ذلك. تخيل أن لديك سطحًا ضخمًا لانهائيًا من الكتل المكعبة مدفوعًا ضد بعضها البعض ، مصحوبًا ببعض التوتر الشديد بينهما. في الوقت نفسه ، تتدحرج كرة بولينج ثقيلة فوقهم. في معظم المواقع ، لن تحقق الكرة تقدمًا كبيرًا ، ولكن في بعض "النقاط الضعيفة" ستحدث الكرة مسافة بادئة عندما تتدحرج فوقها. وفي موقع مصيري ، يمكن للكرة أن تخترق واحدًا (أو عددًا قليلاً) من الكتل ، فتدفعها للأسفل. عندما تفعل هذا ، ماذا يحدث؟ مع عدم وجود هذه الكتل ، هناك تفاعل متسلسل بسبب نقص التوتر ، وينهار الهيكل بأكمله.

إن تشابه الكرة التي تنزلق على سطح مرتفع هو عندما يستمر التضخم ، بينما الهيكل. [+] الانهيار وإطلاق الطاقة يمثل تحويل الطاقة إلى جزيئات.

حيث اصطدمت الكتل بالأرض بعيدًا ، أسفلها بكثير ، هذا مثل التضخم يقترب من نهايته. هذا هو المكان الذي يتم فيه تحويل كل الطاقة الكامنة في الفضاء نفسه إلى جزيئات حقيقية ، وحقيقة أن كثافة الطاقة في الفضاء نفسه كانت عالية جدًا أثناء التضخم هو ما يؤدي إلى تكوين العديد من الجسيمات والجسيمات المضادة والفوتونات عندما ينتهي التضخم. تُعرف هذه العملية ، المتمثلة في انتهاء التضخم وظهور الانفجار العظيم الساخن ، بإعادة التسخين الكوني ، وعندما يبرد الكون بعد ذلك مع تمدده ، تتلاشى أزواج الجسيمات / الجسيمات المضادة ، مما ينتج عنه المزيد من الفوتونات ويترك القليل من المادة. خلفها.

يُظهر التاريخ الكوني للكون المعروف بأكمله أننا مدينون بأصل كل مادة. [+] بداخله ، وكل الضوء ، في النهاية ، حتى نهاية التضخم وبداية الانفجار العظيم الساخن.

ESA و Planck Collaboration / E. Siegel (تصحيحات)

مع استمرار الكون في التوسع والتبريد ، نقوم بإنشاء نوى وذرات متعادلة ، وفي النهاية نجوم ومجرات وعناقيد وعناصر ثقيلة وكواكب وجزيئات عضوية وحياة. ومن خلال كل ذلك ، تلك الفوتونات ، التي خلفتها الانفجار العظيم وبقايا نهاية التضخم الذي بدأ كل شيء ، تتدفق عبر الكون ، وتستمر في البرودة ولكنها لا تختفي أبدًا. عندما تومض آخر نجمة في الكون ، فإن تلك الفوتونات - التي تحولت منذ فترة طويلة إلى الراديو وتم تخفيفها لتصبح أقل من واحد لكل كيلومتر مكعب - ستظل موجودة بأعداد كبيرة مثل تريليونات ومليارات من قبل سنوات.

قبل وجود النجوم ، كانت هناك مادة وإشعاع. قبل وجود ذرات متعادلة ، كان هناك بلازما مؤينة ، وعندما تشكل تلك البلازما ذرات محايدة ، فإن تلك الذرات تسمح للكون بإيصال أول ضوء نراه اليوم. حتى قبل ذلك الضوء ، كان هناك حساء من المادة والمادة المضادة ، والتي أبادت لإنتاج غالبية فوتونات اليوم ، ولكن حتى هذه لم تكن البداية. في البداية ، كان هناك اتساع أسي للفضاء ، وكانت نهاية تلك الحقبة - نهاية التضخم الكوني - هي التي أدت إلى ظهور المادة والمادة المضادة والإشعاع الذي من شأنه أن يؤدي إلى ظهور أول ضوء يمكننا رؤيته في الكون . بعد مليارات السنين من التطور الكوني ، ها نحن قادرون على تجميع اللغز. لأول مرة ، أصبح أصل كيفية "ترك الضوء" في الكون معروفًا الآن!


محتويات

الفهم الحديث أن سديم السرطان نشأ عن طريق آثار مستعر أعظم يعود إلى عام 1921 ، عندما أعلن كارل أوتو لامبلاند أنه رأى تغييرات في بنية السديم. [d] [5] أدى هذا في النهاية إلى استنتاج مفاده أن تكوين سديم السرطان يتوافق مع المستعر الأعظم اللامع SN 1054 الذي سجله علماء الفلك القدماء في عام 1054 بعد الميلاد.

أول تعريف تحرير

تم التعرف على سديم السرطان لأول مرة في عام 1731 بواسطة جون بيفيس. [7] تم اكتشاف السديم بشكل مستقل في عام 1758 من قبل تشارلز ميسييه عندما كان يراقب مذنبًا لامعًا. [7] صنفه ميسييه على أنه أول إدخال في كتالوج الأجسام الشبيهة بالمذنب [7] في عام 1757 ، أعاد أليكسيس كليروت فحص حسابات إدموند هالي وتوقع عودة المذنب هالي في أواخر عام 1758. الوقت المحدد لعودة المذنب تطلب النظر في الاضطرابات التي تحدث في مدارها بسبب الكواكب في النظام الشمسي مثل كوكب المشتري ، والتي قام بها كلايروت وزملاؤه جيروم لالاندي ونيكول رين ليباوت بشكل أكثر دقة من هالي ، حيث وجدوا أن المذنب يجب أن يظهر في كوكبة برج الثور . في البحث عبثًا عن المذنب ، وجد تشارلز ميسيير سديم السرطان ، والذي اعتقد في البداية أنه مذنب هالي. [8] بعد بعض الملاحظات ، لاحظ أن الجسم الذي كان يراقبه لا يتحرك عبر السماء ، خلص ميسيير إلى أن الجسم لم يكن مذنبًا. ثم أدرك ميسييه فائدة تجميع فهرس للأجرام السماوية ذات الطبيعة الغائمة ، ولكنها ثابتة في السماء لتجنب تصنيفها بشكل غير صحيح على أنها مذنبات. قاده هذا الإدراك إلى تجميع "كتالوج Messier". [8]

لاحظ ويليام هيرشل وجود سديم السلطعون عدة مرات بين عامي 1783 و 1809 ، ولكن من غير المعروف ما إذا كان على علم بوجوده في عام 1783 ، أو إذا اكتشفه بشكل مستقل عن ميسييه وبيفيس. وبعد عدة ملاحظات خلص إلى أنها كانت مكونة من مجموعة من النجوم. [9] لاحظ ويليام بارسونز ، إيرل روسي الثالث ، السديم في قلعة بير في عام 1844 باستخدام تلسكوب 36 بوصة (0.9 م) ، وأشار إلى الكائن باسم "سديم السلطعون" لأن الرسم الذي صنعه بدا وكأنه سلطعون. لاحظ ذلك مرة أخرى في وقت لاحق ، في عام 1848 ، باستخدام تلسكوب 72 بوصة (1.8 م) ، لكنه لم يستطع تأكيد التشابه المفترض ، لكن الاسم عالق مع ذلك. [10] [11] [12]

الاتصال بـ SN 1054 Edit

كان سديم السرطان أول جسم فلكي تم التعرف عليه على أنه متصل بانفجار مستعر أعظم. [9] في أوائل القرن العشرين ، كشف تحليل الصور المبكرة للسديم التي تفصل بينها عدة سنوات أنه كان يتوسع. كشف تتبع التوسع الخلفي أن السديم يجب أن يكون مرئيًا على الأرض قبل حوالي 900 عام. كشفت السجلات التاريخية أن نجمًا جديدًا ساطعًا بدرجة كافية بحيث يمكن رؤيته في النهار تم تسجيله في نفس الجزء من السماء بواسطة علماء الفلك الصينيين في 4 يوليو 1054 ، وربما أيضًا من قبل المراقبين اليابانيين. [13] [9] [14]

في عام 1913 ، عندما سجل فيستو سليفر دراسة التحليل الطيفي للسماء ، كان سديم السرطان مرة أخرى من أوائل الأشياء التي تمت دراستها. اكتشف كارل لامبلاند التغييرات في السحابة ، التي تشير إلى مدى صغر حجمها ، في عام 1921. [5] في نفس العام ، أوضح جون تشارلز دنكان أن البقية تتوسع ، [15] بينما لاحظ كنوت لوندمارك قربها من النجم الضيف عام 1054 . [14] [16].

في عام 1928 ، اقترح إدوين هابل ربط السحابة بنجم 1054 ، وهي فكرة ظلت مثيرة للجدل حتى تم فهم طبيعة المستعرات الأعظمية ، وكان نيكولاس مايال هو الذي أشار إلى أن نجم 1054 كان بلا شك المستعر الأعظم الذي أدى انفجاره إلى إنتاج سديم السرطان. . بدأ البحث عن المستعرات الأعظمية التاريخية في تلك اللحظة: تم العثور على سبع مشاهدات تاريخية أخرى من خلال مقارنة الملاحظات الحديثة لبقايا المستعر الأعظم بالوثائق الفلكية للقرون الماضية.

بعد الاتصال الأصلي بالملاحظات الصينية ، في عام 1934 تم إجراء اتصالات بإشارة يابانية من القرن الثالث عشر إلى "نجمة ضيف" في Meigetsuki قبل أسابيع قليلة من المرجع الصيني. [17] [18] [19] اعتبر هذا الحدث لفترة طويلة غير مسجل في علم الفلك الإسلامي ، [20] ولكن في عام 1978 تم العثور على مرجع في نسخة من القرن الثالث عشر كتبها ابن أبي عسيبية لعمل ابن بطلان ، وهو مسيحي نسطوري. طبيب نشط في بغداد وقت حدوث المستعر الأعظم. [21] [22]

نظرًا لبعده الكبير ، فإن "النجم الضيف" أثناء النهار الذي لاحظه الصينيون لا يمكن أن يكون سوى مستعر أعظم - نجم هائل متفجر ، بعد أن استنفد إمداده من الطاقة من الاندماج النووي وانهار على نفسه. [23] [24] وجد التحليل الأخير للسجلات التاريخية أن المستعر الأعظم الذي خلق سديم السرطان ربما ظهر في أبريل أو أوائل مايو ، حيث ارتفع إلى أقصى سطوع له بين القدر الظاهري appar7 و −4.5 (أكثر سطوعًا حتى من كوكب الزهرة - 4.2 وكل شيء في سماء الليل باستثناء القمر) بحلول شهر يوليو. ظل المستعر الأعظم مرئيًا بالعين المجردة لمدة عامين تقريبًا بعد ملاحظته الأولى. [25]

تحرير Crab Pulsar

في الستينيات ، وبسبب التنبؤ بالنجوم النابضة واكتشافها ، أصبح سديم السرطان مرة أخرى مركزًا رئيسيًا للاهتمام. عندها تنبأ فرانكو باتشيني بوجود نجم السرطان للمرة الأولى ، وهو ما يفسر سطوع السحابة. تمت ملاحظة النجم بعد ذلك بوقت قصير في عام 1968. [26] يتيح اكتشاف النجم النابض ومعرفة عمره الدقيق (تقريبًا حتى اليوم) التحقق من الخصائص الفيزيائية الأساسية لهذه الأجسام ، مثل العمر المميز والدوران. اللمعان المنخفض ، ترتيب الحجم المتضمن (لا سيما قوة المجال المغناطيسي) ، جنبًا إلى جنب مع الجوانب المختلفة المتعلقة بديناميات البقية. كان دور هذا المستعر الأعظم في الفهم العلمي لبقايا المستعر الأعظم حاسمًا ، حيث لم ينتج أي مستعر أعظم تاريخي آخر نجمًا نابضًا يُعرف عمره بالتحديد على وجه اليقين. الاستثناء الوحيد المحتمل لهذه القاعدة هو SN 1181 الذي تعتبر بقاياه المفترضة ، 3C 58 ، موطنًا لنجم نابض ، لكن تحديده باستخدام الملاحظات الصينية من 1181 محل خلاف. [27]

الجزء الداخلي من سديم السرطان يسيطر عليه سديم الرياح النجمية التي تحيط بالنجم النابض. تعتبر بعض المصادر أن سديم السرطان مثال على كل من سديم الرياح النجمية وبقايا المستعر الأعظم ، [28] [29] [30] بينما يفصل البعض الآخر بين الظاهرتين بناءً على المصادر المختلفة لإنتاج الطاقة والسلوك. [4]

تحرير مصدر أشعة جاما عالية الطاقة

في عام 2019 ، لوحظ أن سديم السرطان يصدر أشعة غاما بما يزيد عن 100 تيرا إلكترون فولت ، مما يجعله أول مصدر تم تحديده بعد 100 إلكترون فولت. [31]

في الضوء المرئي ، يتكون سديم السرطان من كتلة بيضاوية الشكل من الخيوط ، يبلغ طولها حوالي 6 دقائق قوسية وعرضها 4 دقائق قوسية (بالمقارنة ، يبلغ عرض البدر 30 دقيقة قوسية) تحيط بمنطقة مركزية زرقاء منتشرة. في ثلاثة أبعاد ، يُعتقد أن السديم يتشكل إما على شكل كروي مفلطح (يقدر بـ 1،380 قطعة / 4500 ليلي) أو كروي متدلي (يقدر بـ 2020 قطعة / 6600 ليلي). [3] الخيوط هي بقايا الغلاف الجوي للنجم السلف ، وتتكون إلى حد كبير من الهيليوم والهيدروجين المتأين ، إلى جانب الكربون والأكسجين والنيتروجين والحديد والنيون والكبريت. تتراوح درجات حرارة الخيوط عادة بين 11000 و 18000 كلفن ، وتبلغ كثافتها حوالي 1300 جسيم لكل سم 3. [32]

في عام 1953 ، اقترح Iosif Shklovsky أن المنطقة الزرقاء المنتشرة تنتج في الغالب عن طريق الإشعاع السنكروتروني ، وهو إشعاع ينبعث من الحركة المنحنية للإلكترونات في مجال مغناطيسي. يقابل الإشعاع حركة الإلكترونات بسرعات تصل إلى نصف سرعة الضوء. [33] بعد ثلاث سنوات تم تأكيد النظرية من خلال الملاحظات. في الستينيات وجد أن مصدر المسارات المنحنية للإلكترونات هو المجال المغناطيسي القوي الذي ينتجه نجم نيوتروني في مركز السديم. [34]

تحرير المسافة

على الرغم من أن سديم السرطان يحظى باهتمام كبير بين علماء الفلك ، إلا أن بعده يظل سؤالًا مفتوحًا ، بسبب عدم اليقين في كل طريقة مستخدمة لتقدير المسافة. في عام 2008 ، كان الإجماع على أن المسافة بينه وبين الأرض هي 2.0 ± 0.5 kpc (6500 ± 1600 ly). [2] على طول أبعادها المرئية الأطول ، فهي تقيس حوالي 4.1 ± 1 قطعة (13 ± 3 ليلي) عرضًا. [ج]

يتوسع سديم السرطان حاليًا نحو الخارج بسرعة 1500 كم / ث (930 ميل / ث). [35] تكشف الصور التي تم التقاطها عدة سنوات عن تمدد بطيء للسديم ، [36] وبمقارنة هذا التمدد الزاوي بسرعة تمدده المحددة طيفيًا ، يمكن تقدير مسافة السديم. في عام 1973 ، توصل تحليل للعديد من الطرق المستخدمة لحساب المسافة إلى السديم إلى استنتاج يبلغ حوالي 1.9 كيلو باسكال (6300 ليري) ، بما يتوافق مع القيمة المذكورة حاليًا. [3]

تم اكتشاف النجم Crab Pulsar نفسه في عام 1968. وقد أدى تتبع تمدده (بافتراض انخفاض ثابت في سرعة التمدد بسبب كتلة السديم) إلى تاريخ تكوين السديم بعد عدة عقود من 1054 ، مما يعني أن سرعته الخارجية قد تباطأت أقل من منذ انفجار المستعر الأعظم. [37] يُعتقد أن هذا التباطؤ المنخفض ناتج عن طاقة من النجم النابض تغذي المجال المغناطيسي للسديم ، والذي يوسع ويدفع خيوط السديم إلى الخارج. [38] [39]

التحرير الجماعي

تعتبر تقديرات الكتلة الكلية للسديم مهمة لتقدير كتلة النجم السلف للمستعر الأعظم. تُقدَّر كمية المادة الموجودة في خيوط سديم السرطان (كتلة مقذوفة من الغاز المتأين والمتعادل في الغالب الهليوم [40]) بنحو 4.6 ± 1.8 م . [41]

طارة غنية بالهيليوم تحرير

أحد المكونات السدمية العديدة (أو الحالات الشاذة) لسديم السرطان هو طارة غنية بالهيليوم والتي يمكن رؤيتها كحزمة من الشرق والغرب تعبر منطقة النجم النابض. تشكل الحلقة حوالي 25٪ من المقذوفات المرئية. ومع ذلك ، يُقترح عن طريق الحساب أن حوالي 95٪ من الطارة عبارة عن هيليوم. حتى الآن ، لم يكن هناك تفسير معقول مطروح لبنية الطارة. [42]

يوجد في وسط سديم السرطان نجمان خافتان ، أحدهما هو النجم المسؤول عن وجود السديم. تم تحديده على هذا النحو في عام 1942 ، عندما وجد رودولف مينكوفسكي أن طيفه البصري غير عادي للغاية. [43] تم العثور على المنطقة المحيطة بالنجم كمصدر قوي لموجات الراديو في عام 1949 [44] والأشعة السينية في عام 1963 ، [45] وتم تحديدها كواحدة من ألمع الأجسام في السماء في أشعة جاما في عام 1967 [46] بعد ذلك ، في عام 1968 ، تبين أن النجم يبعث إشعاعه في نبضات سريعة ، ليصبح أحد أول النجوم النابضة التي تم اكتشافها. [22]

النجوم النابضة هي مصادر للإشعاع الكهرومغناطيسي القوي ، تنبعث في نبضات قصيرة ومنتظمة للغاية عدة مرات في الثانية. لقد كانت لغزًا كبيرًا عندما تم اكتشافها في عام 1967 ، وقد نظر الفريق الذي حدد الأول في إمكانية أن تكون إشارة من حضارة متقدمة. [47] ومع ذلك ، فإن اكتشاف مصدر راديو نابض في وسط سديم السرطان كان دليلًا قويًا على أن النجوم النابضة تشكلت عن طريق انفجارات المستعر الأعظم. [48] ​​من المفهوم الآن أنها نجوم نيوترونية تدور بسرعة ، والتي يركز مجالها المغناطيسي القوي انبعاثاتها الإشعاعية في حزم ضيقة. [49]

يُعتقد أن Crab Pulsar يبلغ قطرها حوالي 28-30 كم (17-19 ميل) [50] وتصدر نبضات من الإشعاع كل 33 مللي ثانية. [51] تنبعث النبضات بأطوال موجية عبر الطيف الكهرومغناطيسي ، من موجات الراديو إلى الأشعة السينية. مثل كل النجوم النابضة المعزولة ، فإن دورها يتباطأ بشكل تدريجي للغاية. من حين لآخر ، تظهر فترة دورانه تغيرات حادة ، تُعرف باسم "مواطن الخلل" ، والتي يُعتقد أنها ناجمة عن إعادة اصطفاف مفاجئ داخل النجم النيوتروني. إن الطاقة المنبعثة مع تباطؤ النجم النابض هائلة ، وهي تدفع بانبعاث الإشعاع السنكروتروني لسديم السرطان ، الذي يبلغ لمعانه الإجمالي 75000 مرة أكثر من الشمس. [52]

ينتج عن الطاقة الهائلة للنجم النابض منطقة ديناميكية بشكل غير عادي في مركز سديم السرطان. في حين أن معظم الأجسام الفلكية تتطور ببطء شديد بحيث لا يمكن رؤية التغييرات إلا على مدى فترات زمنية تمتد لسنوات عديدة ، فإن الأجزاء الداخلية من سديم السرطان تظهر تغيرات على مدى فترات زمنية لا تتجاوز بضعة أيام. [53] الميزة الأكثر ديناميكية في الجزء الداخلي من السديم هي النقطة التي تضرب فيها الرياح الاستوائية للنجم النابض الجزء الأكبر من السديم ، وتشكل جبهة صدمية. The shape and position of this feature shifts rapidly, with the equatorial wind appearing as a series of wisp-like features that steepen, brighten, then fade as they move away from the pulsar to well out into the main body of the nebula. [53]

The star that exploded as a supernova is referred to as the supernova's progenitor star. Two types of stars explode as supernovae: white dwarfs and massive stars. In the so-called Type Ia supernovae, gases falling onto a 'dead' white dwarf raise its mass until it nears a critical level, the Chandrasekhar limit, resulting in a runaway nuclear fusion explosion that obliterates the star in Type Ib/c and Type II supernovae, the progenitor star is a massive star whose core runs out of fuel to power its nuclear fusion reactions and collapses in on itself, releasing gravitational potential energy in a form that blows away the star's outer layers. Type Ia supernovae do not produce pulsars, [54] so the pulsar in the Crab Nebula shows it must have formed in a core-collapse supernova. [55]

Theoretical models of supernova explosions suggest that the star that exploded to produce the Crab Nebula must have had a mass of between 9 and 11 M . [42] [56] Stars with masses lower than 8 M are thought to be too small to produce supernova explosions, and end their lives by producing a planetary nebula instead, while a star heavier than 12 M would have produced a nebula with a different chemical composition from that observed in the Crab Nebula. [57] Recent studies, however, suggest the progenitor could have been a super-asymptotic giant branch star in the 8 to 10 M range that would have exploded in an electron-capture supernova. [58]

A significant problem in studies of the Crab Nebula is that the combined mass of the nebula and the pulsar add up to considerably less than the predicted mass of the progenitor star, and the question of where the 'missing mass' is, remains unresolved. [41] Estimates of the mass of the nebula are made by measuring the total amount of light emitted, and calculating the mass required, given the measured temperature and density of the nebula. Estimates range from about 1–5 M , with 2–3 M being the generally accepted value. [57] The neutron star mass is estimated to be between 1.4 and 2 M .

The predominant theory to account for the missing mass of the Crab Nebula is that a substantial proportion of the mass of the progenitor was carried away before the supernova explosion in a fast stellar wind, a phenomenon commonly seen in Wolf–Rayet stars. However, this would have created a shell around the nebula. Although attempts have been made at several wavelengths to observe a shell, none has yet been found. [59]

The Crab Nebula lies roughly 1.5 degrees away from the ecliptic—the plane of Earth's orbit around the Sun. This means that the Moon—and occasionally, planets—can transit or occult the nebula. Although the Sun does not transit the nebula, its corona passes in front of it. These transits and occultations can be used to analyse both the nebula and the object passing in front of it, by observing how radiation from the nebula is altered by the transiting body.

Lunar Edit

Lunar transits have been used to map X-ray emissions from the nebula. Before the launch of X-ray-observing satellites, such as the Chandra X-ray Observatory, X-ray observations generally had quite low angular resolution, but when the Moon passes in front of the nebula, its position is very accurately known, and so the variations in the nebula's brightness can be used to create maps of X-ray emission. [60] When X-rays were first observed from the Crab Nebula, a lunar occultation was used to determine the exact location of their source. [45]

Solar Edit

The Sun's corona passes in front of the Crab Nebula every June. Variations in the radio waves received from the Crab Nebula at this time can be used to infer details about the corona's density and structure. Early observations established that the corona extended out to much greater distances than had previously been thought later observations found that the corona contained substantial density variations. [61]


Zero Genie

Three images of Jupiter from the 8-m Frederick C. Gillett Gemini North telescope at the Gemini Observatory and the NASA/ESA Hubble Space Telescope show the gas giant at three different types of light (infrared, visible, and ultraviolet) and reveal a multitude of atmospheric features such as the Great Red Spot, superstorms, and cyclones stretching across the planet’s disk.

This visible-light image of Jupiter was created from data captured on January 11, 2017 using Hubble’s Wide Field Camera 3. Near the top, a long brown feature called a ‘brown barge’ extends 72,000 km (nearly 45,000 miles) in the east-west direction. The Great Red Spot stands out prominently in the lower left, while the smaller feature nicknamed Red Spot Jr. (known to Jovian scientists as Oval BA) appears to its lower right. Image credit: NASA / ESA / NOIRLab / NSF / AURA / Wong وآخرون. / de Pater وآخرون. / M. Zamani.

The new images of Jupiter highlight the key advantage of multiwavelength astronomy: viewing planets and other astronomical objects at different wavelengths of light allows scientists to glean otherwise unavailable insights.

Jupiter’s Great Red Spot is a prominent feature of the visible and ultraviolet (UV) images, but it is almost invisible at infrared (IR) wavelengths. The planet’s counter-rotating bands of clouds, on the contrary, are clearly visible in all three views.

Observing the Great Red Spot at multiple wavelengths yields other surprises — the dark region in the IR image is larger than the corresponding red oval in the visible image.

This discrepancy arises because different structures are revealed by different wavelengths the IR observations show areas covered with thick clouds, while the visible and UV observations show the locations of chromophores — the particles that give the Great Red Spot its distinctive hue by absorbing blue and UV light.

This infrared view of Jupiter was created from data captured on January 11, 2017 with the Near-InfraRed Imager on the Gemini North telescope. In the image warmer areas appear bright, including four large hot spots that appear in a row just north of the equator. South of the equator, the oval-shaped and cloud-covered Great Red Spot appears dark. Image credit: Gemini Observatory / NOIRLab / NSF / AURA / Wong وآخرون. / de Pater وآخرون. / M. Zamani.

The Red Spot Jr. — also known as Oval BA — appears in both the visible and UV observations.

This storm — to the bottom right of its larger counterpart — formed from the merger of three similar-sized storms in 2000.

In the visible-wavelength image, it has a clearly defined red outer rim with a white center. In the IR, however, Red Spot Jr. is invisible, lost in the larger band of cooler clouds, which appear dark in the IR view.

Like the Great Red Spot, this storm is colored by chromophores that absorb solar radiation at both UV and blue wavelengths, giving it a red color in visible observations and a dark appearance at UV wavelengths.

This ultraviolet image of Jupiter was created from data captured on January 11, 2017 using Hubble’s Wide Field Camera 3. The Great Red Spot and Red Spot Jr. absorb ultraviolet radiation from the Sun and therefore appear dark in this view. Image credit: NASA / ESA / NOIRLab / NSF / AURA / Wong وآخرون. / de Pater وآخرون. / M. Zamani.

Just above Red Spot Jr. in the visible observations, a Jovian superstorm appears as a diagonal white streak extending toward the right side of Jupiter’s disk.

One atmospheric phenomenon that does feature prominently at IR wavelengths is a bright streak in the northern hemisphere of Jupiter.

This feature — a cyclonic vortex or perhaps a series of vortices — extends 72,000 km (nearly 45,000 miles) in the east-west direction.

At visible wavelengths the cyclone appears dark brown, leading to these types of features being called ‘brown barges’ in images from NASA’s Voyager spacecraft.

At UV wavelengths, however, the feature is barely visible underneath a layer of stratospheric haze, which becomes increasingly dark toward the north pole.

Similarly, lined up below the brown barge, four large ‘hot spots’ appear bright in the IR image but dark in both the visible and UV views.

Astronomers discovered such features when they observed Jupiter in IR wavelengths for the first time in the 1960s.


Three-dimensional structure of skyrmions becomes visible for the first time

Skyrmions are three-dimensional structures that occur in magnetic materials. They are magnetic vortices a few nanometers in size in which atomic elementary magnets are arranged in closed vortex structures.

Skyrmions are topologically protected, meaning that their shape cannot be changed. First described in the 1950s by the mathematician Tony Skyrme, their three-dimensional structure is less than one hundred nanometers in size. It was thus not possible to make the structure visible – until now.

An international team of researchers has successfully tackled the challenge. The scientists are from the Max Planck Institute for Intelligent Systems in Stuttgart, the Chinese Academy of Sciences in Beijing, the Songshan Lake Materials Laboratory in Guangdong, the University of Oxford in Great Britain, the University of Messina, and the Polytechnic in Bari, Italy.

Together, they were able to map the three-dimensional structure of Skyrmions for the first time. On February 8, 2019, the joint project entitled “Anatomy of Skyrmionic Textures in Magnetic Multilayers” was published in the scientific journal Advanced Materials.

“To date, no one has ever seen the three-dimensional structure of Skyrmions,” says Professor Gisela Schütz, Director at the Max Planck Institute for Intelligent Systems (MPI-IS) in Stuttgart and head of the Modern Magnetic Systems Department.

“We are the first to get a high-resolution, three-dimensional image of this structure.” Because a Skyrmion is smaller than 100 nanometers (

1000 times smaller than a human hair) the researchers use a method called ptychography for scanning transmission X-ray microscopy.

“We achieve the best resolution for X-rays and are even highly sensitive to magnetic details. This was the only way to investigate the interior of magnetic Skyrmions,” explains Schütz.

The researchers used MAXYMUS, a high-resolution X-ray microscope located at BESSY II, an 80-meter-wide synchrotron radiation source at the Helmholtz-Center Berlin that produces extremely bright X-ray light.

This was followed at the RASOR station at BESSY's British counterpart, Diamond in Oxfordshire. The research team discovered that the three-dimensional structure of the Skyrmion is more complicated than expected.

“We found out that an interplay of four magnetic interactions lead to the formation of the 3D structure. But the simple dipole coupling is mostly dominant in contradiction to prior expectations,” Dr. Joachim Gräfe explains, who leads the Nanomagnonics and Magnetization Dynamics Research Group at the MPI-IS. “The decoding of the real deometry is a prerequisite for the understanding and, therefore, the manipulation of the world-wide investigated Skyrmions”.

Understanding magnetic Skyrmions and their effects is particularly important for the development and future manufacture of spintronic storage devices. These magnetic spin-based electronics, which store information in Skyrmions, are considered less susceptible to interference and very stable because Skyrmion structures are topologically protected.

“To use Skyrmions as data storage devices, you have to know the structure and all the effects,” says Gräfe. “With our publication, we have taken basic research in this field one step further.”

Professor Gisela Schütz is a Director at the Max Planck Institute for Intelligent Systems in Stuttgart, where she heads the “Modern Magnetic Systems” department. Her research interests include the application of synchrotron radiation in X-ray spectroscopy and microscopy, as well as the development of advanced spintronic/magnon systems and new supermagnets.

Schütz was born in Ottobeuren in 1955. She studied physics at the Technical University of Munich (TUM), where she received her doctorate in 1984 from the Chair of Nuclear Physics. It was also at the TUM that she started her research activities in the field of condensed matter with synchrotron radiation.

She worked in several synchrotron laboratories and developed new methods for the investigation of magnetic structures and phenomena with polarized X-rays. After completing her studies in experimental physics in 1992, she became professor at the University of Augsburg in 1993 and was appointed professor at the Institute of Experimental Physics at the University of Würzburg in 1997. In 2001, Schütz became Director at the Max Planck Institute for Metals Research, now the Max Planck Institute for Intelligent Systems.

Dr. Joachim Gräfe heads the “Nanomagnonics and Magnetisation Dynamics” research group at the Max Planck Institute for Intelligent Systems in Stuttgart. The group is assigned to the Modern Magnetic Systems department of Prof. Gisela Schütz. Gräfe’s research concentrates on magnetization dynamics on the nanoscale, in particular magnonics, through the use of state-of-the-art X-ray microscopy.


Visible Light Spectrum from Alien Planet Measured for 1st Time (Video)

Astronomers have detected an exoplanet's visible-light spectrum directly for the first time ever, a milestone that could help bring many other alien worlds into clearer focus down the road.

The scientists used the HARPS instrument on the European Southern Observatory's 3.6-meter telescope at the La Silla Observatory in Chile to study the spectrum of visible light reflected off the exoplanet 51 Pegasi b, which lies about 50 light-years from Earth in the constellation Pegasus. You can see a new video of 51 Pegasi b and its environs here on Space.com.

51 Pegasi b, a "hot Jupiter" gas giant that orbits close to its parent star, was spotted in 1995, when it became the first alien world ever discovered around a sunlike star. (The first exoplanets of any type were found in 1992 around a superdense, rotating stellar corpse called a pulsar.) [Gallery: The Strangest Alien Planets]

Researchers most often study exoplanet atmospheres by analyzing the starlight that passes through them when worlds cross their stars' faces from Earth's perspective. This method, known as transit spectroscopy, is restricted to use on systems in which the stars and planets align.

The new strategy used with 51 Pegasi b, on the other hand, does not depend on planetary transits and could thus find broader applicability, researchers said.

The technique offers other scientific advantages as well.

&ldquoThis type of detection technique is of great scientific importance, as it allows us to measure the planet’s real mass and orbital inclination, which is essential to more fully understand the system," study lead author Jorge Martins, of the Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) and the Universidade do Porto in Portugal, said in a statement.

"It also allows us to estimate the planet’s reflectivity, or albedo, which can be used to infer the composition of both the planet’s surface and atmosphere," Martins added.

The new data suggest that 51 Pegasi b is highly reflective, a bit larger in diameter than Jupiter and about half as massive as our solar system's biggest planet, researchers said.

The new observations by HARPS (which is short for High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) provide a vital proof of concept for the new technique, which could really come into its own when employed with instruments on bigger telescopes, such as the European Southern Observatory's Very Large Telescope (VLT), researchers said.

"We are now eagerly awaiting first light of the ESPRESSO spectrograph on the VLT so that we can do more detailed studies of this and other planetary systems,&rdquo said co-author Nuno Santos, also of the IA and Universidade do Porto.

The new study was published today (April 22) in the journal Astronomy & Astrophysics.


محتويات

Ancient Edit

Early astronomers used only their eyes to look at the stars. They made maps of the constellations and stars for religious reasons and calendars to work out the time of year. [3] Early civilisations such as the Maya people and the Ancient Egyptians built simple observatories and drew maps of the stars positions. They also began to think about the place of Earth in the universe. For a long time people thought Earth was the center of the universe, and that the planets, the stars and the sun went around it. This is known as geocentrism.

Ancient Greeks tried to explain the motions of the sun and stars by taking measurements. [4] A mathematician named Eratosthenes was the first who measured the size of the Earth and proved that the Earth is a sphere. A theory by another mathematician named Aristarchus was, that the sun is in the center and the Earth is moving around it. This is known as heliocentrism. Only a few people thought it was right. The rest continued to believe in the geocentric model. Most of the names of constellations and stars come from Greeks of that time. [5]

Arabic astronomers made many advancements during the Middle Ages including improved star maps and ways to estimate the size of the Earth. [6] They also learned from the ancients by translating Greek books into Arabic.

Renaissance to modern era Edit

During the renaissance a priest named Nicolaus Copernicus thought, from looking at the way the planets moved, that the Earth was not the center of everything. Based on previous works, he said that the Earth was a planet and all the planets moved around the sun. This brought back the old idea of heliocentrism. A physicist called Galileo Galilei built his own telescopes, and used them to look more closely at the stars and planets for the first time. He agreed with Copernicus. The Catholic Church decided that Galileo was wrong. He had to spend the rest of his life under house arrest. [7] Heliocentric ideas were soon improved by Johannes Kepler and Isaac Newton who invented the theory of gravity.

After Galileo, people made better telescopes and used them to see farther objects such as the planets Uranus and Neptune. They also saw how stars were similar to our Sun, but in a range of colours and sizes. They also saw thousands of other faraway objects such as galaxies and nebulae.

Modern era Edit

The 20th century after 1920 saw important changes in astronomy.

In the early 1920s it began to be accepted that the galaxy in which we live, the Milky Way, is not the only galaxy. The existence of other galaxies was settled by Edwin Hubble, who identified the Andromeda nebula as a different galaxy. It was also Hubble who proved that the universe was expanding. There were many other galaxies at large distances and they are receding, moving away from our galaxy. That was completely unexpected.

In 1931, Karl Jansky discovered radio emission from outside the Earth when trying to isolate a source of noise in radio communications, marking the birth of radio astronomy and the first attempts at using another part of the electromagnetic spectrum to observe the sky. Those parts of the electromagnetic spectrum that the atmosphere did not block were now opened up to astronomy, allowing more discoveries to be made.

The opening of this new window on the Universe saw the discovery of entirely new things, for example pulsars, which sent regular pulses of radio waves out into space. The waves were first thought to be alien in origin because the pulses were so regular that it implied an artificial source.

The period after World War 2 saw more observatories where large and accurate telescopes are built and operated at good observing sites, normally by governments. For example, Bernard Lovell began radio astronomy at Jodrell Bank using leftover military radar equipment. By 1957, the site had the largest steerable radio telescope in the world. Similarly, the end of the 1960s saw the start of the building of dedicated observatories at Mauna Kea in Hawaii, a good site for visible and infra-red telescopes thanks to its high altitude and clear skies.

The next great revolution in astronomy was thanks to the birth of rocketry. This allowed telescopes to be placed in space on satellites.

Space telescopes gave access, for the first time in history, to the entire electromagnetic spectrum including rays that had been blocked by the atmosphere. The X-rays, gamma rays, ultraviolet light and parts of the infra-red spectrum were all opened to astronomy as observing telescopes were launched. As with other parts of the spectrum, new discoveries were made.

From 1970s satellites were launched to be replaced with more accurate and better satellites, causing the sky to be mapped in nearly all parts of the electromagnetic spectrum.

Discoveries broadly come in two types: bodies and phenomena. Bodies are things in the Universe, whether it is a planet like our Earth or a galaxy like our Milky Way. Phenomena are events and happenings in the Universe.

Bodies Edit

For convenience, this section has been divided by where these astronomical bodies may be found: those found around stars are solar bodies, those inside galaxies are galactic bodies and everything else larger are cosmic bodies.

Solar Edit

Galactic Edit

Cosmic Edit

Phenomena Edit

Burst events are those where there is a sudden change in the heavens that disappears quickly. These are called bursts because they are normally associated with large explosions producing a "burst" of energy. They include:

Periodic events are those that happen regularly in a repetitive way. The name periodic comes from period, which is the length of time required for a wave to complete one cycle. Periodic phenomena include:

Noise phenomena tend to relate to things that happened a long time ago. The signal from these events bounce around the Universe until it seems to come from everywhere and varies little in intensity. In this way, it resembles "noise", the background signal that pervades every instrument used for astronomy. The most common example of noise is static seen on analogue televisions. The principal astronomical example is: cosmic background radiation.

Instruments Edit

    are the main tool of observing. They take all the light in a big area and put in into a small area. This is like making your eyes very big and powerful. Astronomers use telescopes to look at things that are far away and dim. Telescopes make objects look bigger, closer, brighter. study the different wavelengths of light. This shows what something is made of.
  • Many telescopes are in satellites. They are space observatories. The Earth’s atmosphere blocks some parts of the electromagnetic spectrum, but special telescopes above the atmosphere can detect that radiation.
  • Radio astronomy uses Radio telescopes. Aperture synthesis combines smaller telescopes to create a phased array, which works like a telescope as big as the distance between the smaller telescopes.

Techniques Edit

There are way astronomers can get better pictures of the heavens. Light from a distant source reaches a sensor and gets measured, normally by a human eye or a camera. For very dim sources, there may not be enough light particles coming from the source for it to be seen. One technique that astronomers have for making it visible is using integration (which is like longer exposures in photography).

Integration Edit

Astronomical sources do not move much: only the rotation and movement of the Earth causes them to move across the heavens. As light particles reach the camera over time, they hit the same place making it brighter and more visible than the background, until it can be seen.

Telescopes at most observatories (and satellite instruments) can normally track a source as it moves across the heavens, making the star appear still to the telescope and allowing longer exposures. Also, images can be taken on different nights so exposures span hours, days or even months. In the digital era, digitised pictures of the sky can be added together by computer, which overlays the images after correcting for movement.

Adaptive optics Edit

Adaptive optics means changing the shape of the mirror or lens while looking at something, to see it better.

Data analysis Edit

Data analysis is the process of getting more information out of an astronomical observation than by simply looking at it. The observation is first stored as data. This data will then have various techniques used to analyse it.

Fourier analysis Edit

Fourier analysis in mathematics can show if an observation (over a length of time) is changing periodically (changes like a wave). If so, it can extract the frequencies and the type of wave pattern, and find many things including new planets.

Pulsars pulse regularly in radio waves. These turned out to be similar to some (but not all) of a type of bright source in X-rays called a Low-mass X-ray binary. It turned out that all pulsars and some LMXBs are neutron stars and that the differences were due to the environment in which the neutron star was found. Those LMXBs that were not neutron stars turned out to be black holes.

This section attempts to provide an overview of the important fields of astronomy.

Solar astronomy Edit

Solar astronomy is the study of the Sun. The Sun is the closest star to Earth at around 92 million (92,000,000) miles away. [8] It is the easiest to observe in detail. Observing the Sun can help us understand how other stars work and are formed. Changes in the Sun can affect the weather and climate on Earth. A stream of charged particles called the Solar wind is constantly sent off from the Sun. The Solar Wind hitting the Earth's magnetic field causes the northern lights. [9] Studying the Sun helped people understand how nuclear fusion works.

Planetary astronomy Edit

Planetary Astronomy is the study of planets, moons, dwarf planets, comets and asteroids as well as other small objects that orbit stars. The planets of our own Solar System have been studied in depth by many visiting spacecraft such as Cassini-Huygens (Saturn) and the Voyager 1 and 2.

Galactic astronomy Edit

Galactic astronomy is the study of distant galaxies. Studying distant galaxies is the best way of learning about our own galaxy, as the gases and stars in our own galaxy make it difficult to observe. Galactic astronomers attempt to understand the structure of galaxies and how they are formed through the use of different types of telescopes and computer simulations.

Gravitational wave astronomy Edit

Gravitational wave astronomy is the study of the Universe in the gravitational wave spectrum. So far, all astronomy that has been done has used the electromagnetic spectrum. Gravitational waves are ripples in spacetime emitted by very dense objects changing shape, which include white dwarves, neutron stars and black holes. Because no one has been able to detect gravitational waves directly, the impact of Gravitational Wave Astronomy has been very limited.


Ambassador Space Science Master (grades 11–12)

The Ambassador badge is highly customizable by girl interest. Since girls can do much of the badgework individually, consider spending your troop meeting time discussing and sharing badgework experiences and discoveries. You’ll find opportunities to research NASA careers and tackle a personal-interest space project.

For more fun: Complete Step 1 with Small Worlds, an online interactive designed just for Girl Scouts. As you detect exoplanets, you’ll hear from women who were critical to the missions’ successes.

Whatever your Girl Scout level, there’s now a Space Science badge to ignite your girls’ interests and help them reach for the stars! If your troop has already done older girl Space Science badgework, we welcome your tips and experiences in the comments below.

ماذا او ما to do next:

  • Find extra ways to engage your girls’ stellar interests with Vivian White’s Trailhead article, Astronomy Adventures: Five ways to Explore the Stars with Girl Scouts.
  • Join or start an astronomy club with your service unit.
  • Complete your Space Science badge at a Chabot Space & Science Center badge overnight.
  • Encourage girls to use their knowledge and leadership skills to plan a younger girl Space Science badge event.

Jessica Henricks—Jessica is a STEM Program Manager for Girl Scouts of Northern California, where she develops and supports NASA-funded Girl Scout Stars space science programs and STEAM experiences. She fondly remembers sleeping outdoors for the first time at Girl Scout Camp Hidden Falls. Before joining Girl Scouts, Jessica created resources, media, and events with organizations like the Exploratorium and Maker Media. In her spare time, she enjoys tinkering in the workshop or going for a paddle on the bay.


شاهد الفيديو: Randy Skeete Sermon - THE HORROR OF THE HOROSCOPE (ديسمبر 2022).