الفلك

هل هناك عمل جار لدفع قدرات خط الأساس الطويل لتلسكوب أفق الحدث إلى أطوال موجية أقل من المليمتر؟

هل هناك عمل جار لدفع قدرات خط الأساس الطويل لتلسكوب أفق الحدث إلى أطوال موجية أقل من المليمتر؟


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.

البيان الصحفي لمعهد ماكس بلانك لعلم الفلك الراديوي يوجد شيء ما كامن في قلب Quasar 3C 279 ؛ تُظهر صور تلسكوب الأفق للحدث الأول لطائرة نفاثة تعمل بالثقب الأسود مونتاجًا مذهلاً لثلاث صور تلسكوب Event Horizon بأطوال موجية 7 و 3 و 1.3 مم (43 و 86 و 230 جيجاهرتز) توضح كيفية دمج أعلى تردد مع حجم الكوكب تعمل خطوط الأساس معًا لإنتاج ملاحظات "بدقة قصوى تبلغ 20 ميكرو ثانية قوسية" ، نقلاً عن عنوان بحث علم الفلك والفيزياء الفلكية الصادر في 5 أبريل 2020 Kim et al. 2020 Event Horizon Telescope يصور النموذج الأصلي blazar 3C 279 بدقة متناهية تبلغ 20 ميكرو ثانية قوسية.

من كيف تنتج ALMA مذبذبات محلية مستقرة ومتماسكة بشكل متبادل ~ THz لجميع أطباقهم؟ أعلم أن مستقبلات ALMA يمكن أن تصل إلى حوالي 950 جيجاهرتز. هل يجري العمل على زيادة عدد مواقع التلسكوب الراديوي حول الأرض باستخدام مستقبلات THz 1 تقريبًا لدفع قدرات خط الأساس الطويل لتلسكوب Event Horizon إلى أطوال موجية أقل من المليمتر؟


المؤلف: هارييت بارسونز

اثنين من التلسكوبات الموجودة في هاواي ، تلسكوب جيمس كليرك ماكسويل (JCMT) ، الذي يديره مرصد شرق آسيا ، ومصفوفة المقاييس الفرعية (SMA) ، التي يديرها مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية ومعهد أكاديميا سينيكا لعلم الفلك والفيزياء الفلكية ، مرة أخرى ، جمعت الجهود مع الشبكة العالمية للتلسكوبات المعروفة باسم Event Horizon Telescope. اليوم ، تم عرض صورة Pōwehi ، الثقب الأسود في مركز M87 ، في ضوء جديد & # 8211 ضوء مستقطب على وجه التحديد. مكّن الضوء المستقطب علماء الفلك لأول مرة في التاريخ من قياس الاستقطاب ، وهو علامة على المجالات المغناطيسية ، بالقرب من حافة الثقب الأسود. الملاحظات أساسية لتوضيح كيف أن مجرة ​​M87 ، الواقعة على بعد 55 مليون سنة ضوئية ، قادرة على إطلاق نفاثات نشطة من قلبها.

"نحن نرى الآن الجزء المهم التالي من الدليل لفهم كيفية تصرف الحقول المغناطيسية حول الثقوب السوداء ، وكيف يمكن للنشاط في هذه المنطقة المضغوطة جدًا من الفضاء أن يقود نفاثات قوية تمتد إلى ما هو أبعد من المجرة ،" تقول Monika Moibrcibrodzka ، منسقة مجموعة عمل EHT Polarimetry وأستاذ مساعد في جامعة Radboud في هولندا.

في 10 أبريل 2019 ، أصدر العلماء أول صورة على الإطلاق لثقب أسود ، Pōwehi ، كاشفة عن هيكل يشبه الحلقة الساطعة مع منطقة مركزية مظلمة - ظل الثقب الأسود. منذ ذلك الحين ، تعمق تعاون EHT في البيانات الخاصة بالجسم الهائل في قلب مجرة ​​M87 التي تم جمعها في عام 2017. واكتشفوا أن جزءًا كبيرًا من الضوء المحيط بالثقب الأسود M87 مستقطب.

منظر للثقب الأسود الهائل M87 في ضوء مستقطب. التعاون مع Event Horizon Telescope (EHT) ، الذي أنتج أول صورة على الإطلاق لثقب أسود تم إصداره في عام 2019 ، لديه اليوم عرض جديد للجسم الهائل Pōwehi في وسط مجرة ​​Messier 87 (M87): كيف يبدو مستقطباً ضوء. هذه هي المرة الأولى التي يتمكن فيها علماء الفلك من قياس الاستقطاب ، وهو إشارة لمجالات مغناطيسية قريبة من حافة الثقب الأسود ، تُظهر هذه الصورة المنظر المستقطب للثقب الأسود في M87. تحدد الخطوط اتجاه الاستقطاب المرتبط بالمجال المغناطيسي حول ظل الثقب الأسود. الائتمان: EHT

يصبح الضوء مستقطبًا عندما يمر عبر مرشحات معينة. كمثال ، الكثير منا هنا في هاواي لديهم نظارات شمسية مستقطبة ، في الفضاء يمكن للضوء أن يصبح مستقطبًا عندما ينبعث في مناطق ساخنة من الفضاء ممغنطة. بنفس الطريقة التي تساعدنا بها النظارات الشمسية المستقطبة على الرؤية بشكل أفضل عن طريق تقليل الانعكاسات والوهج من الأسطح الساطعة ، يمكن لعلماء الفلك أن يشحذوا رؤيتهم للمنطقة المحيطة بالثقب الأسود من خلال النظر في كيفية استقطاب الضوء المنبعث من هناك. على وجه التحديد ، يسمح الاستقطاب لعلماء الفلك برسم خريطة لخطوط المجال المغناطيسي الموجودة على الحافة الداخلية للثقب الأسود.

تعد النفاثات الساطعة للطاقة والمواد التي تنبثق من قلب M87 وتمتد على الأقل 5000 سنة ضوئية من مركزها إحدى أكثر ميزات المجرة غموضًا وحيوية. تقع معظم المواد الموجودة بالقرب من حافة الثقب الأسود. ومع ذلك ، فإن بعض الجسيمات المحيطة تهرب قبل لحظات من الالتقاط وتنفجر بعيدًا في الفضاء على شكل نفاثات.

قال عالم الفلك Hilo Geoff Bower وهو عالم مشروع EHT تروي هذه الصور الجميلة قصة مذهلة عن كيفية تحكم المجالات المغناطيسية القوية في شهية الثقب الأسود وتوجيه جزء من غدائه للخارج بسرعة الضوء تقريبًا. كان إنتاج هذه الصور إنجازًا تقنيًا مذهلاً من الملاحظات حول العالم إلى تحليل الصور المعقد ".

اعتمد علماء الفلك على نماذج مختلفة لكيفية تصرف المادة بالقرب من الثقب الأسود لفهم هذه العملية بشكل أفضل. لكنهم ما زالوا لا يعرفون بالضبط كيف يتم إطلاق نفاثات أكبر من المجرة من منطقتها المركزية ، وهي صغيرة الحجم مثل النظام الشمسي ، ولا كيف بالضبط تسقط المادة في الثقب الأسود. مع صورة EHT الجديدة للثقب الأسود وظله في الضوء المستقطب ، تمكن علماء الفلك لأول مرة من النظر إلى المنطقة الواقعة خارج الثقب الأسود مباشرةً حيث يحدث هذا التفاعل بين المادة التي تتدفق إلى الداخل ويتم إخراجها.

تُظهر هذه الصورة المركبة ثلاث مناظر للمنطقة المركزية لمجرة مسييه 87 (M87) في ضوء مستقطب. تحتوي المجرة على ثقب أسود هائل في مركزها وتشتهر بطائراتها التي تمتد إلى أبعد من المجرة. تُظهر إحدى الصور ذات الضوء المستقطب ، التي تم الحصول عليها باستخدام مصفوفة أتاكاما الكبيرة المليمترية / ما دون المليمتر (ALMA) ومقرها تشيلي ، جزءًا من الطائرة في ضوء مستقطب ، بحجم 6000 سنة ضوئية من مركز المجرة. يتم تكبير صور الضوء المستقطب الأخرى بشكل أقرب إلى الثقب الأسود الهائل: يغطي المنظر الأوسط منطقة يبلغ حجمها حوالي سنة ضوئية واحدة وتم الحصول عليها من خلال مصفوفة خط الأساس الطويلة جدًا (VLBA) التابعة للمرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي في الولايات المتحدة. تم الحصول على العرض الأكثر تكبيرًا عن طريق ربط ثمانية تلسكوبات حول العالم لإنشاء تلسكوب افتراضي بحجم الأرض ، أو Event Horizon Telescope أو EHT. يسمح هذا لعلماء الفلك برؤية الثقب الأسود الهائل بالقرب من المنطقة التي يتم إطلاق النفاثات فيها. تحدد الخطوط اتجاه الاستقطاب المرتبط بالمجال المغناطيسي في المناطق المصورة ، وتوفر بيانات ALMA وصفًا لهيكل المجال المغناطيسي على طول التدفق. لذلك ، فإن المعلومات المجمعة من EHT و ALMA تسمح لعلماء الفلك بالتحقيق في دور المجالات المغناطيسية من المنطقة المجاورة لأفق الحدث (كما تم فحصه باستخدام EHT على نطاقات اليوم الضوئي) إلى أبعد من مجرة ​​M87 على طول نفاثاتها القوية (كما تم فحص مع ALMA بمقاييس ألف سنة ضوئية). تشير القيم في GHz إلى ترددات الضوء التي تم إجراء الملاحظات المختلفة بها. توضح الخطوط الأفقية المقياس (بالسنوات الضوئية) لكل صورة من الصور الفردية. الائتمان: © EHT Collaboration ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) ، Goddi et al. VLBA (NRAO) ، كرافشينكو وآخرون. جي سي ألجابا ، آي مارتي فيدال

وجد الفريق أن 0.1٪ فقط من النماذج النظرية يمكنها تفسير ما يراه علماء الفلك في أفق الحدث. كشفت الملاحظات الجديدة أيضًا عن معلومات حول بنية وقوة المجال المغناطيسي خارج الثقب الأسود لم يكن لدى علماء الفلك من قبل.

"كانت أول لمحة عن Pōwehi & # 8211 ، وهي لقطة من شدة الضوء الإجمالية & # 8211 ، أشبه برؤية ملصق الفيلم. الآن ، مع نظاراتنا المستقطبة ، لدينا مقاعد في الصف الأمامي مع بدء الفيلم. توضح لنا الصور المستقطبة كيف تفعل الثقوب السوداء ما تفعله ولماذا نرى ما نراه ، " صرحت نائبة مدير JCMT ، الدكتورة جيسيكا ديمبسي. "دفع فريقنا العالمي والمحلي بكل الحدود الفنية والنظرية والرصدية لتحقيق ذلك. وما زلنا في الدقائق الأولى من القصة. لدينا الكثير لنراه. مرر الفشار ".

لمراقبة قلب مجرة ​​M87 ، ربط التعاون ثمانية تلسكوبات حول العالم ، بما في ذلك JCMT و SMA الموجودان في Maunakea ، لإنشاء تلسكوب افتراضي بحجم الأرض ، EHT. الدقة المذهلة التي تم الحصول عليها باستخدام EHT تعادل تلك المطلوبة لقياس طول بطاقة الائتمان على سطح القمر.

سمح ذلك للفريق برصد ظل الثقب الأسود وحلقة الضوء المحيطة به مباشرةً ، مع إظهار صورة الضوء المستقطب الجديدة بوضوح أن الحلقة ممغنطة.

"EHT هو مرفق فريد من نوعه لاختبار قوانين الفيزياء في منطقة شديدة الجاذبية. يمنحنا فرصة فريدة للنظر في الظواهر التي لم ندرسها من قبل " يقول عضو التعاون في EHT Jongho Park ، وهو زميل جمعية المراصد الأساسية في شرق آسيا في Academia Sinica ، معهد علم الفلك والفيزياء الفلكية في تايوان.

ستكشف ملاحظات EHT المستقبلية عن مزيد من المعلومات حول المنطقة الغامضة للفضاء بالقرب من آفاق الحدث للثقوب السوداء الهائلة ، ويتم نشر النتائج اليوم في ورقتين منفصلتين في The رسائل مجلة الفيزياء الفلكية من خلال تعاون EHT. شارك في البحث ، الذي تم تنسيقه بواسطة Mościbrodzka ، أكثر من 300 باحث من منظمات وجامعات متعددة في جميع أنحاء العالم. قال سيمون رادفورد ، مدير عمليات هاواي ، مصفوفة لايميلي متر & # 8220 يُظهر هذا البحث التعاون الوثيق بين المراصد في هاواي & # 8217i وأماكن أخرى. شارك SMA و JCMT في EHT لأكثر من عقد. سيستمرون في لعب دور رئيسي في ملاحظات EHT المستقبلية بسبب موقعهم وتقنياتهم وتفاني موظفيهم الموهوبين. & # 8221


2018 سيكون عام الإنسانية "ترى" أول ثقب أسود لدينا بشكل مباشر

تعتبر الثقوب السوداء من أكثر الأشياء التي لا تصدق في الكون. هناك أماكن تجمع فيها الكثير من الكتلة في مثل هذا الحجم الصغير بحيث لا يمكن لجسيمات المادة الفردية أن تبقى كما هي عادة ، وبدلاً من ذلك تنهار إلى حالة فردية. تحيط بهذا التفرد منطقة شبيهة بالكرة تُعرف باسم أفق الحدث ، ولا يمكن لأي شيء الهروب من الداخل ، حتى لو تحرك بالسرعة القصوى للكون: سرعة الضوء. بينما نعرف ثلاث طرق منفصلة لتكوين الثقوب السوداء ، واكتشفنا أدلة لآلاف منها ، لم نقم بتصوير واحدة بشكل مباشر. على الرغم من كل ما اكتشفناه ، لم نشهد أبدًا أفق حدث للثقب الأسود ، أو حتى أكدنا أنه يحتوي بالفعل على أفق حدث. في العام المقبل ، هذا كل شيء على وشك التغيير ، حيث سيتم الكشف عن النتائج الأولى من Event Horizon Telescope ، للإجابة على أحد أطول الأسئلة في الفيزياء الفلكية.

إن فكرة الثقب الأسود ليست جديدة ، حيث أدرك العلماء لقرون أنه كلما جمعت كتلة أكبر في حجم معين ، عليك التحرك بسرعات أعلى وأسرع للهروب من بئر الجاذبية التي يخلقها. نظرًا لوجود سرعة قصوى يمكن أن تنتقل بها أي إشارة - سرعة الضوء - ستصل إلى نقطة يتم فيها احتجاز أي شيء من داخل تلك المنطقة. ستحاول المادة في الداخل دعم نفسها ضد الانهيار الجاذبي ، لكن أي جسيمات تحمل القوة تحاول إطلاقها تنحني نحو التفرد المركزي ، فلا توجد طريقة لممارسة دفع خارجي. نتيجة لذلك ، لا مفر من التفرد ، محاطًا بأفق الحدث. أي شيء يقع في أفق الحدث؟ أيضًا ، محاصرون من داخل أفق الحدث ، تؤدي جميع المسارات نحو التفرد المركزي.

عمليًا ، هناك ثلاث آليات نعرفها لإنشاء ثقوب سوداء حقيقية في الفيزياء الفلكية.

  1. عندما يحترق نجم ضخم بما فيه الكفاية بوقوده ويتحول إلى مستعر أعظم ، يمكن أن ينفجر اللب المركزي ، محوّلًا جزءًا كبيرًا من نجم ما قبل المستعر الأعظم إلى ثقب أسود.
  2. عندما يندمج نجمان نيوترونيان ، إذا كانت كتلتهما المجمعة بعد الاندماج أكثر من 2.5 إلى 2.75 كتلة شمسية ، فسيؤدي ذلك إلى إنتاج ثقب أسود.
  3. وإذا تعرض نجم ضخم أو سحابة من الغاز لانهيار مباشر ، فسوف ينتج عنه أيضًا ثقب أسود ، حيث تذهب 100٪ من الكتلة الأولية إلى الثقب الأسود النهائي.

بمرور الوقت ، يمكن أن تستمر الثقوب السوداء في التهام المادة ، وتنمو في الكتلة والحجم بشكل متناسب. إذا ضاعفت كتلة الثقب الأسود ، فإن نصف قطره يتضاعف أيضًا. إذا زدت نصف القطر عشرة أضعاف ، فإن نصف القطر يرتفع أيضًا بعامل عشرة. هذا يعني أنه كلما زادت الكتلة - مع نمو الثقب الأسود - يصبح أفق الحدث أكبر وأكبر. بما أنه لا شيء يمكن أن يفلت منه ، يجب أن يظهر أفق الحدث على أنه "ثقب" أسود في الفضاء ، يحجب الضوء من جميع الأجسام الموجودة خلفه ، ويتفاقم بسبب الانحناء الثقالي للضوء بسبب تنبؤات النسبية العامة. أخيرًا ، نتوقع أن يظهر أفق الحدث ، من وجهة نظرنا ، بنسبة 250٪ بقدر ما قد توحي به التوقعات الجماعية.

مع أخذ كل هذا في الاعتبار ، يمكننا النظر إلى جميع الثقوب السوداء المعروفة ، بما في ذلك كتلها ومدى بُعدها ، وحساب أيها يجب أن يظهر الأكبر من الأرض. الفائز؟ القوس A * ، الثقب الأسود في مركز مجرتنا. إن خصائصها المشتركة المتمثلة في كونها تبعد 27000 سنة ضوئية "فقط" بينما لا تزال تصل إلى كتلة كبيرة بشكل مذهل تبلغ 4000.000 ضعف كتلة الشمس تجعلها رقم 1. ومن المثير للاهتمام أن الثقب الأسود الذي يصطدم بالرقم 2 هو الثقب الأسود المركزي لـ M87: أكبر مجرة ​​في كتلة العذراء. على الرغم من أنها تزيد عن 6 مليارات كتلة شمسية ، إلا أنها تبعد حوالي 50-60 مليون سنة ضوئية. إذا كنت ترغب في رؤية أفق الحدث ، فإن مركز المجرة الخاص بنا هو المكان المناسب للبحث.

إذا كان لديك تلسكوب بحجم الأرض ، ولا يوجد شيء بيننا وبين الثقب الأسود لحجب الضوء ، فستتمكن من رؤيته ، لا مشكلة. بعض الأطوال الموجية شفافة نسبيًا للمادة المجرية المتداخلة ، لذلك إذا نظرت إلى ضوء طويل الموجة ، مثل موجات الراديو ، فمن المحتمل أن ترى أفق الحدث نفسه. الآن ، ليس لدينا تلسكوب بحجم الأرض ، لكن لدينا مجموعة من التلسكوبات الراديوية في جميع أنحاء العالم ، وتقنيات دمج هذه البيانات لإنتاج صورة واحدة. يجمع Event Horizon Telescope أفضل ما لدينا من تقنيات حالية معًا ، وينبغي أن يمكننا من رؤية أول ثقب أسود لدينا.

بدلاً من تلسكوب واحد ، تم ترتيب 15 إلى 20 تلسكوبًا لاسلكيًا في جميع أنحاء العالم ، ومراقبة نفس الهدف في وقت واحد. مع وجود ما يصل إلى 12000 كيلومتر تفصل بين التلسكوبات الأبعد ، يمكن حل أجسام صغيرة تصل إلى 15 ميكرو ثانية (μas): حجم الذبابة على القمر. بالنظر إلى كتلة ومسافة القوس A * ، نتوقع أن يظهر أكبر بمرتين من هذا الرقم: 37 μas. في الترددات الراديوية ، يجب أن نرى الكثير من الجسيمات المشحونة تتسارع بفعل الثقب الأسود ، ولكن يجب أن يكون هناك "فراغ" حيث يقع أفق الحدث نفسه. إذا تمكنا من دمج البيانات بشكل صحيح ، يجب أن نكون قادرين على تكوين صورة للثقب الأسود لأول مرة.

التقطت التلسكوبات التي تتألف من Event Horizon Telescope أول صورة لها في مراقبة القوس A * في وقت واحد في العام الماضي. تم تجميع البيانات معًا ، ويتم حاليًا إعدادها وتحليلها. إذا كان كل شيء يعمل كما هو مُصمم ، فسنحصل على صورتنا الأولى في عام 2018. هل ستظهر كما تتوقع النسبية العامة؟ هناك بعض الأشياء المذهلة التي يجب اختبارها:

  • ما إذا كان للثقب الأسود الحجم المناسب كما تنبأت النسبية العامة ،
  • ما إذا كان أفق الحدث دائريًا (كما هو متوقع) ، أو مفلطحًا أو ممتدًا بدلاً من ذلك ،
  • ما إذا كانت انبعاثات الراديو تمتد إلى أبعد مما كنا نعتقد ، أو
  • ما إذا كان هناك أي انحرافات أخرى عن السلوك المتوقع.

مهما كان ما نقوم به (أو لا) نكتشفه في النهاية ، فنحن على استعداد لتحقيق اختراق مذهل ببساطة من خلال إنشاء أول صورة لنا للثقب الأسود. لم نعد بحاجة إلى الاعتماد على المحاكاة أو تصورات الفنانين ، سيكون لدينا أول صورة فعلية قائمة على البيانات للعمل معها. إذا نجحت ، فإنها تمهد الطريق لدراسات أساسية أطول مع مجموعة من التلسكوبات الراديوية في الفضاء ، ويمكننا توسيع نطاق وصولنا من ثقب أسود واحد إلى عدة مئات منها. إذا كان عام 2016 هو عام موجة الجاذبية وكان عام 2017 هو عام اندماج النجوم النيوترونية ، فسيتم تعيين عام 2018 ليكون عام أفق الحدث. لأي معجب بالفيزياء الفلكية والثقوب السوداء والنسبية العامة ، نحن نعيش في العصر الذهبي. ما كان يعتبر ذات يوم "غير قابل للاختبار" أصبح فجأة حقيقيًا.


هل هناك عمل جار لدفع قدرات خط الأساس الطويل لتلسكوب أفق الحدث إلى أطوال موجية أقل من المليمتر؟ - الفلك

تم عمل هذا بشكل جيد! يعد استخدام التعبيرات ذات الشكل المغلق لتقاطعات الأشعة تحسينًا جيدًا ، فهو يجعل الأمر برمته يعمل بسلاسة أكبر. لقد نشرت تظليلًا مشابهًا منذ فترة في هذا المنشور ، حيث استخدمت & # x27standard & # x27 ray مسيرة لتقديم الأشكال. منذ ذلك الحين (في بعض الأحيان) كنت ألعب مع عرض الأسطح الضمنية المحددة بالضوضاء الحجمية ، لبعض الأشكال الهندسية الأكثر تعقيدًا.

& # x27s مطمئن أن النتيجة تبدو متطابقة تمامًا :).

على الاطلاق! يبدو أن الرياضيات تعمل :)

أستمتع كثيرًا برسم هذه الأنواع من المساحات المنحنية ، وعلى وجه التحديد أحاول التفكير في الأنواع المختلفة من مفاهيم الألعاب التي من شأنها أن تعمل بشكل جيد في أنواع مختلفة من المساحات ، بحيث يمكن للاعبين حقًا استكشاف الشذوذ في مثل هذه المساحة. ستعمل الكرة الثلاثية بشكل جيد مع نوع من لعبة & # x27pocket universe & # x27 ، حيث لا توجد حدود اصطناعية ولكن هناك مساحة فارغة كبيرة فقط. يمكن تطبيق الجاذبية كما هو الحال في الفضاء المسطح ، لذلك ربما يمكن دمج بعض الديناميكيات المدارية أيضًا. علاوة على ذلك ، قد يكون من الرائع أن يبدأ اللاعب على كوكب ما ، وأن يكون حجم البيئة الأولية صغيرًا جدًا بحيث لا يصبح انحناء الفضاء نفسه واضحًا حتى وقت لاحق ، عندما يكون اللاعب أكثر حرية في السفر بعيدًا عن الكوكب.

بالطبع ، الفضاء الزائدي به بالفعل Hyperrogue في 2D. في 3D الكامل ، قد يكون مفهوم اللعبة حيث يصعب بشكل مدهش العثور على بعض الأشياء القريبة نسبيًا مثيرًا للاهتمام. ولا يزال التحدي المتمثل في التراجع مثيرًا للاهتمام في الأبعاد الثلاثية ، على ما أعتقد.

فيديو رائع يوضح كيف ستكون الحياة في مكان مرتفع

قد يكون هذا سؤالًا غبيًا ، ولكن ما هو بالضبط المتشعب الذي يعرضه في الفيديو؟ مثل ، جميع النقاط x y z w مع x 2 + y 2 + z 2 + w 2 = 1 ، ولكن مع كل w & lt 0 & quotground & quot؟ أليس & # x27t أن تجعله أقرب إلى كرة نصية؟ & # x27m في حيرة من أمري ، لكنها تبدو رائعة حقًا.

هذا صحيح تمامًا ، نصف الحجم مأخوذ من الأرض في هذه الحالة. إذا كانت الكاميرا عند مستوى الأرض تمامًا ، فستبدو مسطحة ويمكنك رؤية الكاميرا نفسها في جميع الاتجاهات على طولها.كما هو الحال ، فإن أبعد ما يمكنك رؤيته هو أقل بقليل من نصف مسافة الدائرة الكبيرة.

هل أجهزة استشعار التلسكوب الراديوية لها دقة 2D أم أنها تنتج إشارة واحدة؟

يتلقى هوائي الراديو الأساسي إشارة & # x27single & # x27 (جهد يتأرجح بسرعة كدالة للوقت) ، والتي يمكن معالجتها لتحديد مقدار الطاقة التي تأتي في نطاق المكونات الطيفية التي يكون الهوائي والمستقبل حساسين ل.

ولكن: إذا كنت تستخدم طبقًا مناسبًا لتركيز موجات الراديو ، فيمكنك أخذ عينة من مستوى الصورة في نقاط متعددة (كما يفعل التلسكوب البصري ، ولكن بدقة أقل بكثير) وإنشاء صورة (خشنة). أنت تستخدم بشكل أساسي هوائيات صغيرة متعددة في المستوى البؤري للطبق ، كل منها يعطي إشارة خاصة به. وخير مثال على ذلك هو APERTIF ، على تلسكوب Westerbork Synthesis Radio Telescope. انظر https://old.astron.nl/astronomy-group/apertif/apertif.

يستخدم APERTIF هذا النظام في الواقع على أطباق متعددة ، بحيث يمكن أيضًا ربط كل هذه الإشارات مع بعضها البعض عبر مجموعات متعددة من هوائيات الالتقاط لتوفير بعض إمكانات التصوير الرائعة بدقة أعلى ، وعلى جزء أكبر من السماء في أي وقت.

محاكاة لكيفية ظهور مصدر الضوء غير المترابط بالحركة البطيئة.

هذا تصور عظيم! من الجيد حقًا أن تعرض نوع المعلومات التي تظل متاحة عند التفكير في النظام في نطاقات زمنية مختلفة.

من خلال مظهر الأشياء ، فأنت تحاكي مصدرًا أحادي اللون ، على ما أعتقد. هل سيكون من السهل التفكير في مصدر واسع النطاق للإشعاع (مع ترددات تمتد نحو عامل عشرة في النطاق)؟ أفترض أن مجال الإشعاع سيبدو أكثر تعقيدًا وفوضى (ربما لدرجة أنه لا يخبرك بالكثير من الاهتمام) ، لكن من يدري - قد يُظهر ظواهر أخرى مثيرة للاهتمام.

متاهة زائدية

هذا هو جميل! لقد كنت ألعب ببعض عمليات محاكاة الهندسة الزائدية أيضًا ، وكنت أفكر في آليات اللعبة التي ستكون مناسبة بشكل خاص للاستخدام في الفضاء الزائدي. تستفيد هذه اللعبة بشكل كبير من حقيقة أنك تفقد اتجاهاتك بسرعة في مثل هذا العالم ، حيث توجد مساحة أكبر بكثير تقع في أي اتجاه معين أكثر مما تتوقع بناءً على تجربتنا مع مساحة مسطحة (أكثر أو أقل) . يمكنك أن تكون في مكان ما حيث جميع مواقع اللعبة قريبة بالفعل ، ولكن عليك أن تعرف بالضبط الاتجاه الذي يجب أن تسلكه للعثور على أي واحد منهم.

أنا & # x27m أتطلع إلى هذه اللعبة التي تخطط Code Parade لإصدارها في وقت لاحق من هذا العام ، والتي يبدو أنها تتضمن مساحة منحنية بشكل سلبي (زائدي) ومنحنية بشكل إيجابي (كروية).

لعبت من أي وقت مضى HyperRogue؟ إنه أمر ممتع حقًا ، على الرغم من أنني لست متأكدًا من أي جزء منها يمثل الهندسة الزائدية وما هي آليات اللعبة التي يمكن أن تعمل جيدًا في الفضاء الإقليدي. في كلتا الحالتين هناك & # x27s إصدار مجاني يحتوي على جميع الميزات بشكل أساسي ، ويتم تشغيله من ملف exe. مباشرة بدون مثبت ، لذلك من السهل جدًا تجربته :)

نعم بالتاكيد! أعتقد أن HyperRogue رائع أيضًا ، على الرغم من أنني لم أتمكن من إكماله مطلقًا. يجعلني أفكر في كيفية تخزين عالم اللعبة - أتذكر بشكل غامض أن المؤلف وثق عددًا قليلاً جدًا من تفاصيل التنفيذ على موقع ويب أو مدونة مخصصة.

أفترض أن هناك طريقتان لتتبع عالم اللعبة: إما أن تجعل عالم اللعبة دوريًا ، مثل التكرار على نطاق واسع & # x27tile & # x27 (مثل هذه المتاهة الزائدية لهذا المنشور) واحتفظ بنسخة واحدة فقط & # x27copy & # x27 منها في الذاكرة ، أو يمكنك إنشاء أجزاء من العالم أثناء التنقل وتخزين بيئة اللاعب في نصف قطر حرج ، ربما مع بقاء المناطق التي يزورها اللاعب في الذاكرة لفترة أطول حتى يمكن إعادة النظر فيها. أتخيل أن أي طريقة أخرى ستواجه مشاكل في الذاكرة قريبًا.

& # x27m أبحث عن مورد لتحليل الصور الفلكية ، ويمكنني القيام ببعض المساعدة.

هذا يبدو وكأنه مشروع مثير للاهتمام! بينما أنت يستطع البحث عن ملفات FITS الأولية واستخراج جميع الهياكل المرئية والصور النجمية من هناك ، ستكون هذه عملية مؤلمة للغاية حيث من المحتمل أن تحتاج إلى إعادة اختراع العجلة فيما يتعلق باستخراج المعلومات المفيدة من مصفوفات البكسل ، أو استخدام بعض الأمور الصعبة بطريقة أخرى أداة متخصصة لذلك.

الطريقة الأكثر ملاءمة للحصول على البيانات الفلكية على الأقل من المصادر النجمية هي شيء مثل أرشيف بيانات GAIA ، والذي يمكن الوصول إليه مجانًا. يحتوي على بيانات عن أكثر من مليار نجم في مجرتنا: مواقعها في السماء ، وسطوعها ، ألوانها ، سرعاتها ومسافاتها. قاعدة البيانات سهلة الاستخدام نسبيًا مع لغة استعلام قوية ، وتتوفر برامج تعليمية حول كيفية الوصول إليها والحصول على بيانات محددة عبر الإنترنت على https://gea.esac.esa.int/archive-help/index.html.

الطريقة الأكثر ملاءمة للحصول على البيانات الفلكية على الأقل من المصادر النجمية هي شيء مثل أرشيف بيانات GAIA ، والذي يمكن الوصول إليه مجانًا.

هذا شيء كنت أفكر فيه أيضًا ، وكنت آمل نصفًا أن يوجهني شخص ما في الاتجاه الصحيح. شكرا!

هناك & # x27s مشكلة واحدة فقط في استخدام هذه الطريقة ، وهي مشكلة إبداعية. الشيء المثير للاهتمام حول بيانات / بيانات FITS هو أنها تؤطر قسمًا من السماء. هذا النوع من التأطير مهم جدًا للمشروعات الإبداعية. هل تعرف ما إذا كان هذا النوع من القيود يمكن تحقيقه / محاكاته بأرشيف GAIA ، أو شيء مشابه؟

على الاطلاق! يدعم الأرشيف تمامًا اختيار نطاقات محددة من إحداثيات السماء. يمكنك تحديد & # x27rectangle & # x27 بسيط في السماء (من خلال تحديد حدود لكل من الصعود الأيمن والانحدار ، أو التعبير عنها في نظام إحداثي آخر) أو استخدام شكل أكثر تعقيدًا (مثل كوكبة محددة). ربما يكون من الأسهل إذا كنت تتصفح البرامج التعليمية والوثائق المرتبطة قليلاً لمعرفة كيفية عمل بناء الجملة (لقد مر وقت طويل منذ أن استخدمت الأرشيف ، وقد تتعلم أيضًا مباشرة من الموقع).

يمكنك أيضًا تحديد النجوم حسب الحجم والمسافة وسرعة الحركة المناسبة والكتلة المقدرة. الكثير من الخيارات!

سؤال الفيزياء / علم الفلك!

هذا أيضًا شيء كنت أعمل عليه أنا وزميلي في أوقات فراغنا. لقد صنعنا تطبيقًا تفاعليًا ، مكتوبًا بلغة جافا سكريبت و WebGL ، حيث يمكن للمستخدم التحليق بحرية خارج ثقب أسود من نوع Schwarzschild (أي غير دوار) (BH) ومعرفة كيفية تشوه خلفية السماء بسبب الزمكان المنحني حول الثقب الأسود (أنا & # x27 م لم أرتبط به بعد ، لأننا ما زلنا نرغب في صقله أكثر قليلاً قبل إطلاقه). نستخدم جدول بحث زاوية الانحراف في تظليل لتعيين كل بكسل كاميرا بسرعة إلى بكسل خلفية السماء الصحيح. قمنا بحساب خريطة زاوية الانحراف من خلال دمج أشعة الضوء من الكاميرا عبر الزمكان حول BH لمجموعة من المسافات إلى BH ومجموعة من زوايا النظر. فإن BH. وبالتالي فإن جميع انحرافات الضوء التي تراها في التطبيق صحيحة وفقًا للنسبية العامة.

من أجل القيام بتتبع الأشعة في الزمكان المنحني ، ستحتاج إلى دمج المعادلة الجيوديسية للجسيم عديم الكتلة (الفوتون) من خلال مقياس شوارزشيلد (أو غيره). يصف هذا المقياس أساسًا بنية الزمكان حول الثقب الأسود. يوفر ملف PDF هذا بعض المعلومات المفيدة لاشتقاق رموز Christoffel الضرورية (رموز جاما اليونانية الكبيرة التي تظهر في المعادلة الجيوديسية). باستخدام المعادلة الجيوديسية والتعبيرات الصحيحة لرموز Christoffel ، لديك كل المعلومات اللازمة للقيام بتتبع الشعاع في الزمكان المنحني.

سيكون التحدي التالي هو القيام بذلك من أجل ثقب أسود دوار - ولكن بعد ذلك أصبح جدول البحث فجأة رباعي الأبعاد ويحتاج إلى ذاكرة أكبر بكثير. يجب أن تستمر النسخة منخفضة الدقة في العمل ، ولكن من المحتمل أن تحتاج إلى مزيد من الخداع للحصول على نسخة جيدة حقًا.

لماذا نبحث عن كواكب بحجم الأرض في المنطقة الصالحة للسكن؟ ما هو الشيء الفريد في الحجم النسبي لـ Earth & # x27s على وجه الخصوص؟

على كوكب يبلغ حجمه ضعف حجم الأرض وبنفس كثافة الأرض ، ستزن ضعف ما تزنه الآن.

يعتمد على كيفية تحديد الحجم: عند كثافة ame ولكن ضعف القطر ، سيكون الحجم (والكتلة) 8 أضعاف ، لذلك أنت & # x27d تزن حوالي 8 أضعاف. للحصول على ضعف جاذبية الأرض ، يجب أن يكون قطرها أكبر بحوالي 25٪ فقط من الأرض. للحصول على نصف الجاذبية ، يجب أن يكون القطر أقل بحوالي 20٪.

كن حذرًا هناك: قد تكون الكتلة أكبر 8 مرات ، لكن المسافة بينك وبين الكوكب ومركز الجاذبية # x27s ستكون أيضًا أكبر مرتين - وهذا يقلل من تسارع الجاذبية بمقدار 4 مقارنة بما سيستخدمه نصف قطر الكوكب الأصلي . وبالتالي فإن التأثير الإجمالي هو أنه عندما نفترض كثافة ثابتة ، فإن تسارع الجاذبية السطحية يتناسب مع نصف قطر الكوكب.


نظرة فاحصة على الثقب الأسود في مجرة ​​درب التبانة

معظم المجرات تستضيف الثقوب السوداء فائقة الكتلة (SMBHs) الموجودة في مراكزها. درب التبانة لا يختلف. لكل ثقب أسود أفق حدث ، منطقة لا يمكن أن يظهر بعدها أي شيء ، ولا حتى الضوء. لذلك ، فإن الرصد المباشر للثقب الأسود نفسه مستحيل حاليًا ، ويتعين على علماء الفلك أن يستقروا على ملاحظات المناطق المحيطة بالثقوب السوداء.

تم إجراء هذه الملاحظة مؤخرًا من قبل فريق دولي من علماء الفلك بقيادة Sheperd Doeleman من معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا. كان الفريق قادرًا على اكتشاف هيكل بالقرب من الثقب الأسود لمجرة درب التبانة ، بمقياس زاوي قدره 37 ثانية قوسية دقيقة. يمكن مقارنة ذلك باكتشاف كرة بيسبول على القمر. من أجل القيام بهذا العمل الفذ ، كان على الباحثين الجمع بين انبعاثات الموجات الراديوية التي تم التقاطها بواسطة التلسكوبات في هاواي وأريزونا وكاليفورنيا ، باستخدام تقنية تسمى قياس التداخل طويل جدًا (VLBI). & # 8220: تعطينا هذه التقنية رؤية لا مثيل لها للمنطقة القريبة من درب التبانة & # 8217s الثقب الأسود المركزي ، & # 8221 قال شيبرد دويلمان. & # 8220 لم ير أحد مثل هذا المنظر الدقيق لمركز المجرة من قبل ، & # 8221 وافق جوناثان وينتروب من مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية ، وهو عضو آخر في الفريق. & # 8220 لقد لاحظنا ما يقرب من حجم أفق حدث الثقب الأسود ".

درس الفريق 1.3 ملم من انبعاثات الموجات الراديوية من جسم يسمى القوس A *. من المرجح أن تفلت الانبعاثات عند هذا الطول الموجي من مركز المجرة ، لأنها ليست عرضة للانتثار بين النجوم الذي ينتج عنه صورة ضبابية. عادةً ما تقتصر تقنية VLBI على أطوال موجية 3.5 مم أو أطول ، لكن الفريق كان قادرًا على دفع حدود التقنية & # 8217s والحصول على نتائج بطول موجي أقصر يبلغ 1.3 مم.

كان الهيكل الذي رأوه يقع في مركز المجرة وكان له مقياس زاوي يبلغ 37 ثانية قوسية دقيقة ، أي ما يعادل حوالي 30 مليون ميل. كانوا قادرين على تحديد شكله بشكل غامض فقط. مطلوب مزيد من البحث لفهم ما هو هذا الهيكل. تشمل الخيارات هالة متوهجة تحيط بالثقب الأسود ، أو بقعة مدارية & # 8220hot & # 8221 أو نفاثة مادية.

& # 8220 هذه الورقة الرائدة توضح أن مثل هذه الملاحظات مجدية ، وعلق # 8221 المنظر آفي لوب من جامعة هارفارد ، والذي ليس عضوًا في فريق الاكتشاف. & # 8220 كما أنه يفتح نافذة جديدة لاستكشاف بنية المكان والزمان بالقرب من ثقب أسود واختبار نظرية أينشتاين والجاذبية. قال وينتروب أن تقنية 1.3 ملم VLBI لها إمكانات هائلة ، سواء لسبر مركز المجرة أو لدراسة الظواهر الأخرى على نطاقات صغيرة مماثلة ، & # 8221.

يخطط الفريق لمواصلة عمله من خلال تطوير أجهزة جديدة لإتاحة المزيد من الملاحظات الحساسة التي يبلغ قطرها 1.3 ملم. كما يأملون في تطوير محطات مراقبة إضافية لتعزيز التفاصيل في الصورة. تتضمن الخطط المستقبلية أيضًا ملاحظات بأطوال موجية أقصر تبلغ 0.85 ملم. ومع ذلك ، لكي ينجح هذا العمل ، سيتعين عليهم توسيع قدرات الأجهزة إلى أبعد من ذلك وانتظار ظروف الطقس الممتازة في جميع مواقع التلسكوب.

ذكرت TFOT عن بحث يؤكد النظرية الرائدة فيما يتعلق بسلوك الثقوب السوداء المجرية ، والتي وفقًا لها يتم تسريع الجسيمات بواسطة الحقول المغناطيسية الملتوية بإحكام بالقرب من الثقب الأسود. في مقال آخر ، غطت TFOT دراسة جديدة تشير إلى وجود حد أعلى لكتلة الثقوب السوداء.

يمكن العثور على مزيد من المعلومات حول الاكتشاف الجديد ، الذي نُشر في عدد 4 سبتمبر من مجلة Nature ، في البيان الصحفي لمركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية.


يكمن شيء ما في قلب Quasar 3C 279

رسم توضيحي لهيكل نفاث متعدد الأطوال 3C 279 في أبريل 2017. تمت ملاحظة فترات المراقبة والمصفوفات والأطوال الموجية في كل لوحة. الائتمان: J.Y. كيم (MPIfR) ، برنامج جامعة بوسطن بلازار (VLBA و GMVA) ، و Event Horizon Telescope Collaboration

قبل عام واحد ، نشر Event Horizon Telescope (EHT) Collaboration أول صورة لثقب أسود في مجرة ​​الراديو القريبة M 87. الآن استخرج التعاون معلومات جديدة من بيانات EHT على الكوازار البعيد 3C 279: لقد لاحظوا أفضل التفاصيل التي شوهدت من أي وقت مضى في طائرة نتجت عن ثقب أسود فائق الكتلة. مكنت التحليلات الجديدة ، بقيادة جاي يونغ كيم من معهد ماكس بلانك لعلم الفلك الراديوي (MPIfR) في بون ، التعاون من تتبع الطائرة إلى نقطة الإطلاق ، بالقرب من مكان ظهور الإشعاع المتغير بعنف عبر الطيف الكهرومغناطيسي.

تم نشر النتائج في العدد القادم من علم الفلك والفيزياء الفلكية في 7 أبريل 2020.

يستمر تعاون EHT في استخراج المعلومات من البيانات الرائدة التي تم جمعها في حملته العالمية في أبريل 2017. وكان أحد أهداف الرصدات عبارة عن مجرة ​​تبعد 5 مليارات سنة ضوئية في كوكبة العذراء التي يصنفها العلماء على أنها كوازار لأنها مصدر فائق الإضاءة تتألق الطاقة في مركزها وتومض عندما يسقط الغاز في ثقب أسود عملاق. الهدف ، 3C 279 ، يحتوي على ثقب أسود أكبر بمليار مرة من شمسنا. تندلع نفاثات بلازما مزدوجة تشبه خرطوم النار من الثقب الأسود ونظام القرص بسرعات تقترب من سرعة الضوء: نتيجة للقوى الهائلة المنبعثة عندما تنزل المادة إلى الجاذبية الهائلة للثقب الأسود.

لالتقاط الصورة الجديدة ، يستخدم EHT تقنية تسمى قياس التداخل الأساسي الطويل جدًا (VLBI) ، والتي تزامن وتربط أطباق الراديو حول العالم. من خلال دمج هذه الشبكة لتشكيل تلسكوب افتراضي ضخم بحجم الأرض ، فإن EHT قادر على حل أجسام صغيرة تصل إلى 20 ميكرو ثانية قوسية في السماء - أي ما يعادل شخصًا على الأرض يتعرف على برتقالة على القمر. يتم نقل البيانات المسجلة في جميع مواقع EHT حول العالم إلى أجهزة كمبيوتر عملاقة خاصة في MPIfR ومرصد Haystack التابع لمعهد ماساتشوستس للتكنولوجيا ، حيث يتم دمجهما. يتم بعد ذلك معايرة مجموعة البيانات المجمعة وتحليلها بعناية من قبل فريق من الخبراء ، مما يتيح لعلماء EHT إنتاج صور بأدق التفاصيل الممكنة من سطح الأرض.

بالنسبة لـ 3C 279 ، يمكن لـ EHT قياس ميزات أدق من عرض سنة ضوئية ، مما يسمح لعلماء الفلك بتتبع الطائرة وصولاً إلى قرص التراكم ورؤية النفاثة والقرص أثناء العمل. تُظهر البيانات التي تم تحليلها حديثًا أن الطائرة المستقيمة عادةً لها شكل ملتوي غير متوقع في قاعدتها ، وتكشف عن ميزات عمودية على الطائرة يمكن تفسيرها على أنها أعمدة قرص التنامي حيث يتم إخراج النفاثات. تتغير التفاصيل الدقيقة في الصور على مدار أيام متتالية ، ربما بسبب دوران قرص التراكم ، وتقطيع المواد وانصهارها ، وهي ظاهرة متوقعة من المحاكاة العددية ولكن لم يتم ملاحظتها من قبل.

رسم متحرك يعرض تكبيرًا إلى 3C 279 والحركات النفاثة في غضون أسبوع واحد. الائتمان: Event Horizon Telescope

جاي يونغ كيم ، الباحث في MPIfR والمؤلف الرئيسي للورقة ، متحمس وفي نفس الوقت محتار: "كنا نعلم أنه في كل مرة تفتح فيها نافذة جديدة للكون يمكنك أن تجد شيئًا جديدًا. هنا ، حيث توقعنا أن ابحث عن المنطقة التي تتشكل فيها الطائرة بالذهاب إلى أوضح صورة ممكنة ، ونجد نوعًا من البنية العمودية. وهذا يشبه العثور على شكل مختلف تمامًا عن طريق فتح أصغر دمية ماتريوشكا. "

يشرح أفيري برودريك ، عالم الفيزياء الفلكية الذي يعمل في معهد Perimeter "بالنسبة إلى 3C 279 ، أثبت الجمع بين الدقة التحويلية لـ EHT والأدوات الحسابية الجديدة لتفسير بياناته أنه أمر وحي. فما كان" جوهر "راديو واحد قد تم حله الآن في مجمعان مستقلان. ويتحركان — حتى على نطاقات صغيرة مثل الأشهر الضوئية ، تتسارع الطائرة في 3C 279 نحونا بأكثر من 99.5٪ من سرعة الضوء! "

بسبب هذه الحركة السريعة ، يبدو أن الطائرة النفاثة في 3C 279 تتحرك بسرعة تزيد عن 20 ضعف سرعة الضوء. يوضح دوم بيسكي ، زميل ما بعد الدكتوراه في مركز الفيزياء الفلكية: "ينشأ هذا الوهم البصري الاستثنائي لأن المادة تتسابق نحونا ، وتطارد الضوء الذي تنبعث منه وتجعلها تبدو وكأنها تتحرك أسرع مما هي عليه". هارفارد وسميثسونيان (CfA). تشير الهندسة غير المتوقعة إلى وجود صدمات متنقلة أو عدم استقرار في طائرة نفاثة منحنية ودوارة ، مما قد يفسر أيضًا الانبعاث عند الطاقات العالية مثل أشعة جاما.

أكد أنطون زونس ، مدير MPIfR ورئيس مجلس التعاون EHT ، على الإنجاز باعتباره جهدًا عالميًا: "في العام الماضي ، يمكننا تقديم الصورة الأولى لظل الثقب الأسود. الآن نرى تغييرات غير متوقعة في شكل طائرة في 3C 279 ، ولم ننتهي بعد. كما قلنا العام الماضي: هذه مجرد البداية. "

يوضح Shep Doeleman بعد ذلك CfA ، المدير المؤسس لـ EHT: "إن مجموعة EHT تتحسن دائمًا". "تُظهر نتائج الكوازار الجديدة هذه أن قدرات EHT الفريدة يمكنها معالجة مجموعة واسعة من الأسئلة العلمية ، والتي ستنمو فقط مع استمرارنا في إضافة تلسكوبات جديدة إلى المصفوفة. يعمل فريقنا الآن على الجيل التالي من مصفوفة EHT التي ستعمل بشكل كبير شحذ التركيز على الثقوب السوداء والسماح لنا بعمل أفلام الثقب الأسود الأولى ".

تحدث فرص إجراء حملات مراقبة EHT مرة واحدة سنويًا في أوائل الربيع الشمالي ، ولكن كان لا بد من إلغاء حملة مارس / أبريل 2020 استجابة لتفشي فيروس كوفيد -19 العالمي. عند إعلان الإلغاء ، خلص مايكل هيشت ، عالم الفلك من MIT / مرصد Haystack ونائب مدير مشروع EHT ، إلى ما يلي: "سنكرس الآن تركيزنا الكامل لاستكمال المنشورات العلمية من بيانات 2017 والغوص في تحليل البيانات التي تم الحصول عليها باستخدام مجموعة EHT المحسّنة في عام 2018. نتطلع إلى عمليات المراقبة مع مجموعة EHT التي تم توسيعها لتشمل أحد عشر مرصدًا في ربيع عام 2021. "


ALMA لأول مرة نتائج عالية الدقة

تم تفصيل النتائج المثيرة لحملة الاختبار عالية الدقة التي حاولت حتى الآن بواسطة Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA) في مجموعة حديثة من أربعة أوراق.

رسم متحرك (انقر للمشاهدة) للكويكب جونو كما شوهد بأطوال موجية مم بواسطة حملة خط الأساس الطويل من ALMA. رصيد الصورة: ALMA (NRAO / ESO / NAOJ)

يمكن تكوين مجموعة هوائيات ALMA بحيث يكون خط الأساس للتلسكوب المحاكى صغيرًا يصل إلى 150 مترًا أو أكبر من 15 كم عرضًا. في تكويناتها الأصغر ، تدرس ALMA البنية واسعة النطاق للأجسام الباردة في الكون - وهذه هي الطريقة التي تم بها استخدام المصفوفة منذ أن بدأت عملياتها الأولى في عام 2011. ولكن الآن بدأت ALMA في اختبار تكوين خط الأساس الطويل ، حيث يكون قادرًا على إجراء ملاحظات عالية الدقة ودراسة بنية الكائنات الصغيرة بالتفصيل.

الأهداف

لاحظت حملة خط الأساس الطويل من ALMA ، والتي تم تشغيلها في أواخر عام 2014 ، خمسة أهداف علمية باستخدام 22-36 هوائيًا مرتبة بخط أساس يصل إلى 15 كم بالكامل. تم اختيار الأهداف لدفع حدود قدرات ALMA: كل هدف له حجم زاوي صغير (أقل من ثانيتين قوسيتين) مع هيكل دقيق لم يتم حله إلى حد كبير في الملاحظات السابقة. تم استخدام اثنين من الأهداف ، وهما النجم المتغير ميرا والمجرة النشطة 3C138 ، في المقام الأول لمعايرة ومقارنة بيانات ALMA بتلك الخاصة بالتلسكوبات الأخرى. لم تثبت الأهداف الثلاثة المتبقية قدرات ALMA فحسب ، بل أدت أيضًا إلى اكتشافات علمية جديدة.

أعلى دقة رصد لـ ALMA حتى الآن ، للمجرة SDP.81 ذات العدسة الجاذبية. الحد الأقصى لدقة هذه الصورة هو 23 مللي ثانية. رصيد الصورة: ALMA (NRAO / ESO / NAOJ) B. Saxton NRAO / AUI / NSF

  • جونو هو أحد أكبر الكويكبات في حزام الكويكبات الرئيسي لنظامنا الشمسي. تم إجراء ملاحظات ALMA لـ Juno عندما كان الكويكب على بعد حوالي 295 مليون كيلومتر من الأرض ، وتم تجميع الصور العشر التي التقطتها ALMA معًا في رسم متحرك قصير يُظهر الكويكب وهو يتدحرج في الفضاء أثناء دورانه حول الشمس. دقة هذه الصور - كافية لدراسة شكل وحتى بعض سمات سطح الكويكب! - غير مسبوقة لهذا الطول الموجي.
  • هل تاو هو نجم شاب محاط بقرص كوكبي أولي. كشفت ملاحظات ALMA التفصيلية لهذه المنطقة عن بنية رائعة داخل القرص: سلسلة من الحلقات الفاتحة والداكنة متحدة المركز تشير إلى الكواكب التي تم التقاطها أثناء التشكل. ستساعدنا دراسة هذا النظام على فهم كيفية تطور الأنظمة الشمسية متعددة الكواكب مثل شكلنا الخاص وتطورها.
  • مجرة تشكل النجوم SDP.81 - يقع بعيدًا جدًا لدرجة أن الضوء الذي نراه قد انبعث عندما كان الكون لا يتجاوز 15٪ من عمره الحالي - يتم تحويله بعدسة الجاذبية إلى قوس كوني ، وذلك بسبب المكان المناسب لمجرة قريبة في المقدمة. يمنحنا الجمع بين محاذاة الحظ والدقة العالية لـ ALMA عرضًا تفصيليًا مذهلاً لهذه المجرة البعيدة ، مما يسمح لنا بدراسة شكلها الفعلي والحركة داخلها.

تُظهر الملاحظات من اختبار ALMA الأول لخط الأساس الطويل أن ALMA قادرة على القيام بالعلوم التحويلية التي وعدت بها. بينما نستعد للدورة التالية من الملاحظات ، من الواضح أن أوقاتًا مثيرة قادمة!

الاقتباس:

شراكة ALMA وآخرون. 2015 أبج 808 L1 و L2 و L3 و L4. ركز على حملة ALMA Long Baseline


تين. 3

الحساسيات المتصلة ، كدالة للطول الموجي ، لمجموعة أدوات الأشعة تحت الحمراء المتوسطة إلى البعيدة في صوفيا. تظهر هي 4 σ الحد الأدنى من كثافات التدفق المستمر القابلة للاكتشاف للمصادر النقطية في janskys لمدة 900 ثانية من وقت التكامل.


2 نمذجة VLBI لهيكل Sgr A *

يبدأ تصوير VLBI التقليدي بربط البيانات المأخوذة على مجموعة من التلسكوبات الراديوية ، مما ينتج عنه معاملات ارتباط معقدة لكل خط أساس للهوائي لكل قناة زمنية وعرض نطاق. يمكن وضع كل خط أساس ووقت ومرجع تردد في مستوى (u ، v) مع محاور تمثل أطوال خط الأساس المتوقعة (مقاسة بأطوال موجية) في اتجاهي الشمال والجنوب والشرق والغرب. يتتبع خط الأساس الفردي مسارًا بيضاويًا في هذا المستوى أثناء دوران الأرض ، مما يوفر قياسات ارتباط للعديد من أطوال وتوجهات خط الأساس (انظر الشكل 3 للحصول على مثال). يتوقف التصوير بمقاييس التداخل على حقيقة أن الطائرة (u ، v) والطائرة `` السماء '' هما أزواج تحويل فورييه ، لذلك يتم تحويل بيانات الارتباط المُعايرة من المستوى (u ، v) لعمل صورة السماء. عادةً ، يجب أن تمر هذه الصورة بعملية أخرى من فك الارتباط لإزالة تأثيرات أخذ العينات المتفرقة في المستوى (u ، v).

تفترض معايرة الطور والسعة لبيانات VLBI أن معلمات المعايرة يمكن أن تكون `` ثابتة '' ، بحيث تكون المعايرة المناسبة لخط الأساس ناتجًا عن مكاسبين معقدة ، واحدة لكل هوائي في خط الأساس. هذه طريقة صالحة لوصف استجابة المصفوفة في معظم الظروف. لسوء الحظ ، قد يكون من الصعب الحصول على قياسات المعايرة بالتردد أو الدقة اللازمة لإنتاج صورة عالية الجودة. مع هذا الافتراض للمعايرة القائمة على المحطة ، يمكن للمرء حساب كميتين مستقلتين عن المعايرة وطور الإغلاق وسعة الإغلاق. مرحلة الإغلاق هي مجموع طور قياس التداخل حول مثلث من الهوائيات (ثلاثة خطوط أساسية في حلقة مغلقة) تلغي جميع مصادر الأخطاء المستندة إلى المحطة وتترك كمية تتعلق مباشرة ببنية المصدر. وبالمثل ، يتم حساب سعة الإغلاق عن طريق تكوين نسبة نواتج بيانات الارتباط المعقدة حول حلقة مغلقة من أربعة هوائيات (الشكل 1).

شكل 1: كميات الإغلاق المستخدمة في تحليل VLBI. يُظهر اليسار مثلث المحطات التي يتم حساب مرحلة الإغلاق عليها. يُعرف خط الأساس 12 بالارتباط المعقد المقيس لزوج الهوائي هذا. على اليمين يوجد رباعي الزوايا من خطوط الأساس المستخدمة لحساب سعة الإغلاق. توجد التعبيرات الخاصة بكل كمية إغلاق أسفل كل رسم بياني. كميات الإغلاق مستقلة عن معايرة الهوائيات في المصفوفة. (انقر هنا للحصول على إصدار PostScript.)

تعد المعايرة صعبة بشكل خاص بالنسبة لتجارب VLBI mm وأكثر من ذلك بالنسبة لتجارب mm VLBI التي تستهدف Sgr A *. تشمل المساهمات في الأخطاء في المعايرة الحساسية المنخفضة ، والعتامة الجوية المتغيرة ، وطول المسير الجوي المتغير ، وتشوه الهوائيات بفعل الجاذبية ، وأخطاء توجيه الهوائي. هذه المشاكل هي الأكثر خطورة بالنسبة لحالة Sgr A * ، والتي يتم ملاحظتها فقط على ارتفاع منخفض من نصف الكرة الشمالي. وبالتالي ، من الأفضل غالبًا نمذجة كميات الإغلاق مباشرة وإجراء تصغير X 2 لتحديد الهيكل الأكثر احتمالية بالنظر إلى عائلة من نماذج المصدر ذات المعلمات. تجعل البنية البسيطة نسبيًا لـ Sgr A * والعدد الصغير نسبيًا من نقاط بيانات VLBI هذا النهج قابلاً للتتبع الحسابي وطريقة فعالة للبحث عن التباينات الهيكلية والانحرافات عن قانون التشتت.


هل هناك عمل جار لدفع قدرات خط الأساس الطويل لتلسكوب أفق الحدث إلى أطوال موجية أقل من المليمتر؟ - الفلك

بالنيابة عن مجتمع مستخدمي مرصد نيوتن للأشعة السينية متعدد المرايا بالولايات المتحدة (XMM-Newton) ، وفرق الأدوات الأمريكية ، ومرفق مراقبي الضيوف التابع لناسا / GSFC ، وبرنامج التعليم والتوعية العامة التابع لناسا XMM-Newton ، نطلب تمويلًا لـ استمرار دعم مشاركة الولايات المتحدة في مهمة وكالة الفضاء الأوروبية XMM-Newton. أسباب القيام بذلك مقنعة: العائد العلمي الاستثنائي ، والتكامل بين أرصاد XMM-Newton و Chandra ، والتكلفة المنخفضة بشكل خاص لوكالة ناسا لتمكين وصول علماء الفلك الأمريكيين إلى أرصاد المرصد العظيم XMM-Newton. كانت استجابة المجتمع الفلكي الأمريكي للفرصتين الأوليين لتقديم مقترحات XMM-Newton Guest Observer واسعة النطاق ، مع وجود ما يقرب من ثلث المقترحات في كل من AO's PIs الأمريكية. في الإعلان الأول عن الفرصة ، كان نجاحهم مذهلاً ، حيث كان ثلثا المقترحات المقبولة إما باحثون بارزون أمريكيون أو مشاركون في الولايات المتحدة. لا تملك ESA الموارد اللازمة لتقديم الدعم للقاعدة الكبيرة من مستخدمي XMM-Newton ، وتتطلع إلى GOF الأمريكي لتقديم الدعم للمجتمع الأمريكي. حصلت أرصاد XMM-Newton على بيانات ممتازة لدراسة مجموعة واسعة من الظواهر الفيزيائية الفلكية التي تدعم بشكل أساسي موضوع هيكل وتطور الكون التابع لوكالة ناسا. توضح الصفحات التالية بالتفصيل العائد العلمي الذي قدمته XMM-Newton ، وستواصل تقديم ، أنشطة فرق الأجهزة الأمريكية ، والخدمات التي تقدمها NASA / GSFC GOF ، و NASA XMM-Newton E / PO ، والأنشطة المقترحة تبرع.

XMM-Newton هي حجر الزاوية الثاني في برنامج Horizon 2000 لوكالة الفضاء الأوروبية (ESA). تم إطلاق XMM-Newton في 10 ديسمبر 1999 ، وهي تعمل بكامل طاقتها. وقد تم رصد أكثر من 1500 هدف ، مع وجود أكثر من 70٪ من الأهداف التي لوحظت في المتوسط. تم نشر أكثر من 125 ورقة علمية محكمة. يتم نشر جميع البيانات العلمية بعد انتهاء فترة الملكية - سنة واحدة لبيانات Guest Observer (GO). تم افتتاح أرشيف XMM-Newton في 15 أبريل 2002 ، وهناك أكثر من 310 ملاحظة متاحة للجمهور اعتبارًا من 1 مايو. لتحقيق أقصى فائدة للمجتمع العلمي ، ترعى ESA برنامج XID من خلال مركز علوم المسح (SSC). تم تصميم برنامج XID لتحديد وإجراء متابعة بصرية لمصادر الأشعة السينية المكتشفة بالصدفة بواسطة كاميرات EPIC CCD. ستكون جميع نتائج XID متاحة للجمهور من خلال الأرشيف العلمي في XMM-Newton SOC.

لقد حقق جهاز XMM-Newton توقعاته بشأن التحليل الطيفي للأشعة السينية عالي الإنتاجية لأوسع مجموعة متنوعة من المصادر الفيزيائية الفلكية ، من المذنبات إلى النجوم الزائفة. البيانات التي تم الحصول عليها في العامين الأولين من التشغيل هي مجرد طعم لما يمكن الحصول عليه. لم يتم استخدام الأرشيف الهائل للمصادر المصادفة بالكامل بعد ، وبدأ مجتمع GO في الولايات المتحدة للتو في التحليل العلمي لبياناتهم. مثل ASCA و ROSAT قبله ، لدى XMM-Newton العديد من السنوات الإنتاجية المقبلة. سيعطي الجمع بين Chandra و Astro-E2 و XMM-Newton المجتمع العالمي أفضل مزيج ممكن من الدقة الزاويّة العالية والإنتاجية العالية والدقة الطيفية العالية. نظرًا لنجاح المجتمع الأمريكي في أول AO والضغط المرتفع للاقتراح (ما يقرب من ثمانية أضعاف الاكتتاب) ، يُنظر بوضوح إلى XMM-Newton كواحد من أبرز المراصد الفلكية في العالم ، وسيظل كذلك في المستقبل المنظور . بدون وصول المجتمع الأمريكي إلى XMM-Newton ، سيكون العلماء الأمريكيون في وضع صعب للغاية في العديد من مجالات البحث.

تستجيب الأهداف والإنجازات العلمية لـ XMM-Newton بشكل مباشر للخطة الإستراتيجية لمكتب ناسا لعلوم الفضاء. فيما يتعلق بالجدول الثاني من الخطة http://www.hq.nasa.gov/office/codez/plans/SSE00plan.pdf (صفحة 15) ، يوفر XMM-Newton بيانات فريدة أو مهمة لجميع العناصر الثلاثة الأولى ، وجزء من عنصر التباين الشمسي. يسمح XMM-Newton بدراسات العمليات الأساسية للنجوم النيوترونية والثقوب السوداء ، وإنشاء العناصر في انفجارات المستعر الأعظم ، وتشتت العناصر في بقايا المستعرات الأعظمية والمجرات النجمية ، وتطور العناصر على نطاق واسع في مجموعات ومجموعات المجرات وتوزيع المادة المظلمة في مجموعات ومجموعات ومجرات إهليلجية. تسمح دراسة طبيعة النجوم النشطة بإجراء مقارنة مباشرة مع النظام الشمسي المبكر ومناطق تشكل النجوم لفهم أصل وتطور الأنظمة النجمية. حدد XMM-Newton المواضع والخصائص الطيفية لانفجارات أشعة جاما وفحص العمليات النسبية من النجوم النيوترونية إلى النجوم الزائفة. يوفر XMM-Newton أيضًا الإمكانات الفريدة للشاشة البصرية (OM) التي تحصل على بيانات الأشعة فوق البنفسجية والبيانات الضوئية في وقت واحد مع أجهزة الأشعة السينية. في حين أن هناك تداخلًا محتملاً قويًا في مجالات العلوم في Chandra و XMM-Newton ، فقد تم تحسين كل مهمة بشكل مختلف في الفضاء ذي الأبعاد الخمسة للقرار الزاوي ، وممر النطاق ، ومنطقة التجميع ، والدقة الطيفية ، والقدرة على التوقيت. وبالتالي ، من الصعب التحديد الدقيق للمناطق التي تكون فيها إحدى المهام أعلى أو أدنى من الأخرى ، لكن المجتمع الفلكي في جميع أنحاء العالم قرر أن كلاهما مهم مع تلقي كل مهمة أكثر من 800 اقتراح لكل دورة AO.

تم تصميم XMM-Newton لمراقبة الأجسام الفيزيائية الفلكية فوق نطاق keV. تسمح مساحة التجميع الكبيرة والمدار الإهليلجي للغاية بمراقبة طويلة ومتواصلة لمصادر الأشعة السينية بحساسية غير مسبوقة. يتكون المرصد من ثلاثة تلسكوبات ذات طول بؤري 7.5 متر محاذاة مشتركة مع دقة زاوية HPD (FWHM). يوفر XMM-Newton صورًا عبر مجال الرؤية باستخدام كاشفات كاميرا تصوير الفوتون الأوروبية (EPIC) ، وهي عبارة عن صفيفات CCD (نوعان من نوع MOS ونوع PN واحد). يتم توفير أطياف عالية الدقة () بواسطة مقاييس طيف الانعكاس المحززة (RGS) التي تنحرف عن نصف الحزمة من تلسكوبين للأشعة السينية (تلك التي تحتوي على كاشفات EPIC MOS). الأداة السادسة هي الشاشة البصرية (OM) ، وهي عبارة عن تلسكوب بصري / للأشعة فوق البنفسجية بطول 30 سم ومحاذاة مشتركة في النطاق 1600-6500 & # 197. تعمل جميع الأدوات العلمية في وقت واحد ، مما يوفر مجموعات بيانات غنية بشكل استثنائي. يمكن تشغيل جميع أجهزة الكشف في مجموعة متنوعة من الأوضاع ، مما يسمح لـ `` ضبطها '' وفقًا للاحتياجات العلمية المرغوبة ، الزاوي والطيفي والزمني ، لملاحظة معينة. مواقع المصدر لمصادر XMM-Newton الباهتة بها عدم يقين RMS في الحقل بأكمله. وصلت دقة المعايرة إلى مستوى 5٪ داخل وبين EPIC MOS و PN و RGS ، وهي تعد بتحسين كبير.

خلال الأشهر الثمانية عشر الأولى بعد الإطلاق ، حالت مجموعة متنوعة من مشكلات البرامج والقطاع الأرضي دون التسليم السريع للبيانات إلى مجتمع GO. تم حل هذه المشكلات بحلول خريف عام 2001 ، ويتم تسليم أكثر من 93٪ من جميع الملاحظات في غضون ستة أسابيع من المراقبة. تعمل الأجهزة بشكل مثالي باستثناء ثلاث حالات شاذة: في الأشهر التسعة الأولى من العمليات ، فشلت اثنتان من 18 شريحة في RGS وتعاني OM من مشكلة الضوء الشارد وحساسية الأشعة فوق البنفسجية إلى حد ما. ولكن بعد هذه الصعوبات الأولية لم تحدث مشاكل دائمة أخرى. تعمل المركبة الفضائية بشكل طبيعي ، وهي أكثر استقرارًا مما كان متوقعًا قبل الإطلاق. يُظهر التحليل التفصيلي لأداء الجهاز أن العمر المتوقع للأجهزة يتوافق مع تقديرات ما قبل الإطلاق لأكثر من 10 سنوات.

منذ إطلاق XMM-Newton ، تم تعديل التخصيص النسبي للوقت بين المعايرة والتحقق من الأداء (Cal / PV) والوقت المضمون (GT) ووقت GO بشكل كبير من الخطة الأصلية بسبب صعوبات تشغيل المهمة. وقد نتج عن ذلك كفاءة مراقبة أقل بكثير مما كان متوقعًا خلال السنة الأولى من التشغيل. قررت وكالة الفضاء الأوروبية ، بناءً على مشورة لجنة السياسة العلمية التابعة لها ، استكمال برنامج GT بحلول يناير 2003. تعمل هذه السياسة على تمديد فترة AO-1 لمجتمع GO بشكل فعال.

برنامج XMM-Newton GO مفتوح تمامًا للمشاركة الأمريكية (بما في ذلك مشاركة الولايات المتحدة في مراجعات الأقران). كان من المقرر تقديم مقترحات رداً على AO للدورة الأولى من الملاحظات المفتوحة (AO-1) في أبريل 1999 وكان من المقرر تقديم مقترحات AO-2 في أكتوبر 2001. ستحدث AO اللاحقة سنويًا (مع استحقاق AO-3 في مارس 2003 تقريبًا). تم تأجيل مراجعة النظراء لـ AO-2 بسبب قرار وكالة الفضاء الأوروبية بشأن الانتهاء من برنامج GT ، ومن المتوقع أن تُعرف النتائج بحلول منتصف يوليو.

كاميرات تصوير الفوتون الأوروبية (EPIC)

توفر أدوات EPIC إمكانات التصوير بالأشعة السينية لمرصد XMM-Newton ، وهي مكملة لمصوري Chandra مع مساحة ومجال رؤية أكبر بشكل ملحوظ ولكن دقة زاوية منخفضة. تعمل أجهزة EPIC MOS و PN بشكل اسمي ، مع دقة الزوايا والطاقة كما تم تصميمها. في فترات الخلفية المنخفضة ، تتوافق معدلات الخلفية مع تقديرات الاختبار المبدئي. كما هو الحال مع Chandra ، هناك فترات يزيد فيها معدل الخلفية بشكل كبير بسبب البروتونات اللينة. ما يقرب من 10 ٪ من إجمالي الوقت ملوث بمثل هذه التوهجات ، على غرار شاندرا.

تم التحقق من جميع أوضاع تشغيل EPIC ، بما في ذلك أوضاع الاندفاع والتوقيت لـ PN وأنماط النافذة في MOS و PN. إن تدهور استبانة الطاقة بواسطة الجسيمات الشمسية (الزيادة في عدم كفاءة نقل الشحنة CCD ، CTI) هو كما هو متوقع قبل الإطلاق ، ويجب أن يكون للجهاز عشر سنوات على الأقل.

مجموع نطاق الطاقة keV
مجال الرؤية قطر الدائرة
PSF FWHM ، HPD
قرار التوقيت 7 ثوان إلى 2.5 ثانية ، يعتمد على الوضع
الدقة الطيفية 55 فولت عند 1 كيلو فولت
حساسية ergs سم s
منطقة فعالة 2484 سم عند 1.5 كيلو فولت

مطياف محزوز الانعكاس (RGS)

توفر وحدتا RGS مطيافية عالية الدقة وعالية الدقة لمصادر تشبه النقطة ومصادر ممتدة بشكل معتدل. كلا الجهازين RGS يعملان اسميًا باستثناء CCD واحد على كل RGS. ومع ذلك ، فإن أجهزة CCD المفقودة تغطي نطاقات مختلفة من الأطوال الموجية ، وبالتالي فإن فقدان القدرة العلمية يكون ضئيلاً للغاية.

تتراوح قدرة التحليل الطيفي من 200 إلى 800 عبر نطاق keV ، وهي وسيطة بين مقاييس الطيف HETG و LETG في Chandra ، ولكن مع منطقة فعالة أعلى بشكل ملحوظ (معدلات العد أعلى عادةً). بفضل زوايا التشتت الكبيرة بشكل استثنائي ، تتمتع RGS بقدرة فريدة على التحليل الطيفي للمصادر الموسعة بشكل معتدل (الدقة الطيفية الكاملة لأقطار المصدر حتى ، والدقة المفيدة للمصادر حتى نصف القطر) ، والتي تم تطبيقها بنجاح كبير.

كما هو الحال مع EPIC ، فإن CTI لـ RGS CCDs يتزايد ببطء بمرور الوقت. الزيادة في المستويات التي تم وضعها في الميزانية في التصميم ، مما يشير إلى أن RGS CCDs يجب أن تظل تعمل طوال فترة العشر سنوات المخطط لها للبعثة.

مجموع نطاق الطاقة & # 197 (keV)
مجال الرؤية (في التشتت المتبادل)
قرار التوقيت 16 مللي ثانية إلى 9 ثوانٍ ، يعتمد على الوضع
الدقة الطيفية 0.06 Å (-1), 0.04 Å (-2)
حساسية ergs سم s
منطقة فعالة 180 سم عند 15 & # 197 (-1 ، -2 مشط)

إن OM عبارة عن تلسكوب Ritchey-Chretien بصري / للأشعة فوق البنفسجية بطول 30 سم يتماشى مع تلسكوبات الأشعة السينية ، ويمكن أن يوفر التصوير البصري / بالأشعة فوق البنفسجية ، والتحليل الطيفي ، والقياس الضوئي في وقت واحد مع بيانات الأشعة السينية. هذه قدرة لا يضاهيها أي مرصد آخر. يسمح كاشف CCD لعد الفوتون المكثف للوحة القنوات الدقيقة بتوقيت دقيق بدقة 0.5 ثانية (مع استمرار العمل بدقة 0.05 ثانية). يحتوي OM على مجموعة متنوعة من الأوضاع ، ولكنه يغطي بشكل أساسي مجال رؤية ، حساس في النطاق 1600-6500 & # 197 ، مع دقة زاوية تبلغ. الحساسية في النطاق 3000-6500 & # 197 كما هو متوقع ولكن كان هناك انخفاض في حساسية الأشعة فوق البنفسجية مقارنة بحسابات ما قبل الإطلاق. لم يكن هناك أي تغيير في أداء الجهاز مع مرور الوقت.

إجمالي النطاق الترددي & # 197 (6 فرق)
النطاق الترددي الطيفي & # 197 (اثنان grisms)
حد الحساسية V = 23.5 م في 1 ks
مجال الرؤية
PSF (FWHM) (حسب المرشح)
قرار التوقيت 0.5 ثانية (سيكون 0.05 ثانية)
الدقة الطيفية 5.0 / 10.0 & # 197 (شريحتان)
الدقة المكاني / بكسل
حد السطوع فولت 7.4 م (يعتمد على المرشح)

نظرًا لثروة بيانات XMM-Newton والنتائج ، فقد ركزنا على عدد صغير مما نعتقد أنه النتائج الأكثر إثارة للاهتمام. لقد حاولنا تمثيل بعض العلم الواسع الذي قام به XMM-Newton ، وهو قادر ، لكننا أدركنا أن هذا قادنا إلى أن نكون انتقائيين تمامًا. نظرًا لوجود ما مجموعه أكثر من 1700 اقتراح XMM-Newton GO ، فإن اتساع وعمق علم XMM-Newton يمثل `` المرصد العظيم '' مثل Chandra أو Hubble. يمكن رؤية بعض اتساع XMM-Newton في الملخصات الخاصة باجتماع ESTEC في نوفمبر 2001 بعنوان `` رؤى جديدة لكون الأشعة السينية في عصر XMM-Newton و Chandra '' http://www.estec.esa. nl / Conference / 01C12 / ، الإصدار الخاص من علم الفلك والفيزياء الفلكية المخصص لنتائج XMM-Newton (المجلد 365) ، وقائمة منشورات GOF http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xmm/xmmhp_bibliography.html

1.1 نوى المجرة النشطة

لقد ذهب جزء كبير من وقت المراقبة XMM-Newton إلى هذا المجال ، وتتناسب النتائج الأولية مع وقت المراقبة مع أكثر من 35 ورقة علمية منشورة. لقد ركزنا على أربعة اكتشافات جديدة في الأساس.

منذ الاكتشافات المبكرة لـ ASCA لخطوط Fe K الموسعة نسبيًا ، ظلت هناك مشاكل تفصيلية باقية في التفسير. قدمت XMM-Newton مساهمة كبيرة في هذا المجال. في حالة MCG-6-30-15 ، ويلمز وآخرون. (2002) أن الخط واسع جدًا لدرجة أن معظم المنطقة المنتجة له ​​يجب أن تكون قريبة جدًا من الجسم المركزي ، مما يتطلب أن يدور الثقب الأسود بسرعة. لا تتوافق شدة الخط وشكله مع أصل في قرص تراكم مضاء خارجيًا ، ويقترح المؤلفون أن جزءًا كبيرًا من الطاقة يأتي من الاستخراج المباشر من الثقب الأسود بدلاً من التراكم.

الشكل 1: تُظهر اللوحة السفلية بيانات 2-10 keV على NGC 4051 المأخوذة باستخدام PN (منحنى) و RXTE (الماس ، تم تطبيعه مع بيانات PN). تُظهر اللوحة العلوية بيانات OM UV (الدوائر الصلبة) مع نموذج إعادة المعالجة (Mason et al.2002).

على الرغم من البيانات الضوئية والأشعة السينية الشاملة التي تم الحصول عليها مسبقًا على AGN ، فإن الاتصال بين هذين النطاقين غير مفهوم جيدًا. تشير `` استمرارية الانعكاس '' الموجودة في العديد من مجرات Seyfert 1 بقوة إلى أن 50٪ من إجمالي طاقة الأشعة السينية تتم إعادة معالجتها في الأشعة فوق البنفسجية والضوء البصري. ومع ذلك ، في الدراسة الأكثر تفصيلا حتى الآن ، Nandra et al. (1999) أنه لا توجد علاقة بين منحنيات الأشعة السينية والأشعة فوق البنفسجية في ملاحظة RXTE و IUE لـ NGC 7469. في ملاحظة XMM-Newton لمدة 1.5 يوم لمجرة NGC 4051 (سطوع منخفض Seyfert I galaxy) ، Mason et al . (2002) يشير إلى أن الأشعة فوق البنفسجية تتأخر عن الأشعة السينية بمقدار d (أطول بكثير مما هو متوقع لقرص تراكم) ، وأن النسبة المئوية من إجمالي تدفق الأشعة فوق البنفسجية تنشأ في المكون المعاد معالجته (الشكل 1). يشير النموذج الهندسي لمنطقة إعادة المعالجة إلى أنها تشبه الحلقة ، وتغطي أقل من 20٪ من المصدر المركزي ، وهي على بعد أيام ضوئية من الجسم المركزي ، وتميل إلى خط البصر بالدرجات. ربما كان عدم القدرة على اكتشاف هذا الارتباط في الدراسات السابقة يرجع إلى عدم كفاية أخذ العينات وقصر خط الأساس.

الشكل 2: أطياف RGS1 (أحمر) و RGS2 (أزرق) من NGC 1068. يشير وضع العلامات على الخط إلى أيون الحالة النهائية. يتم وضع علامة على كل سطور الطلب الرئيسية () و He-like (r و i و f) (Kinkhabwala et al.2002).

يُظهر طيف XMM-Newton RGS المذهل لـ NGC 1068 (الشكل 2) استمرار إعادة التركيب الإشعاعي الضيق والقوي ، مما يعني أن معظم الفوتونات اللينة تنشأ في بلازما منخفضة الحرارة (كيلو طن قليل من الجهد الكهربي). يتم تأين هذه البلازما ضوئيًا من خلال سلسلة متصلة نووية مستنتجة (محجوبة على طول خط رؤيتنا). بالمقارنة مع إعادة التركيب النقي ، هناك انبعاث زائد في جميع خطوط الرنين حتى الحافة الكهروضوئية ، مما يدل على أهمية الإثارة الضوئية أيضًا. يوفر مخروط البلازما المشع بواسطة السلسلة النووية ملاءمة جيدة بشكل ملحوظ لسلسلة الخطوط الأيونية الشبيهة بـ H و He ، مع كثافات العمود الأيوني الشعاعي المستنتجة المتوافقة مع الملاحظات الأخيرة للممتصات الدافئة في مجرات Seyfert 1. تشير هذه البيانات وصور شاندرا إلى أن الممتص الدافئ في NGC 1068 عبارة عن تدفق خارجي واسع النطاق. لشرح كثافات العمود الأيوني ، من الضروري توزيع واسع لمعامل التأين ، بحيث يمتد log ergs cm s. يشير هذا إما إلى مناطق التأين الطبقية شعاعيًا أو وجود توزيع كثافة واسع (يمتد بضع أوامر من حيث الحجم) في كل نصف قطر.

اكتشف XMM-Newton RGS لأول مرة (في IRAS 13349 + 2438) ميزة امتصاص واسعة حول 16-17 & # 197 تم تحديدها على أنها مصفوفة انتقالية لم يتم حلها لامتصاص داخلي 2p-3d بواسطة Fe (Sako et al. 2001) . تنشأ أيونات M-shell في وسط أكثر برودة بكثير من ميزات امتصاص الأشعة السينية الأخرى ، مما يعني وجود منطقتين متميزتين على الأقل ، ترتبط إحداهما مبدئيًا بالوسط الذي ينتج الاحمرار البصري / الأشعة فوق البنفسجية.

بسبب التدفق المنخفض وسطوع السطح المنخفض ، كان التحليل الطيفي المكاني للعناقيد في أكثر من ثلث نصف قطر الفيروس والمجموعات على امتدادها بالكامل صعبًا مع Beppo-SAX و ASCA. تتطلب المشاكل العلمية الهامة لتوزيعات الكتلة والتركيب الكيميائي وتدفقات التبريد قدرات XMM-Newton.

تدفقات التبريد: جاءت إحدى النتائج الأكثر إثارة للدهشة من XMM-Newton من خلال الجمع بين التحليل الطيفي RGS لتدفقات التبريد مع التصوير الطيفي EPIC. في حين أن توزيع درجة الحرارة المتوقعة مع نصف القطر المستمد من بيانات EPIC يتوافق بشكل ممتاز مع تحليل إزالة بيانات ROSAT و ASCA ، إلا أنه يتعارض بشدة مع نظرية تدفق التبريد القياسية. الغاز ليس متعدد الأطوار ويظهر مادة أقل برودة بكثير مما هو متوقع.

يتماشى لمعان الأشعة السينية الكلي الناعم تقريبًا مع معدل الترسيب المتوقع ، ولكن توزيع مقياس الانبعاث يكون أكثر حدة من نموذج تدفق التبريد القياسي (Peterson et al.2.2002). خطوط الانبعاث المتوقعة لـ O VII و Fe XVII و Fe XX من نموذج تدفق التبريد متساوي الضغط غير موجودة ببساطة ، ولكن يتم ملاحظة Fe XXII و Fe XXIV وخطوط أخرى منخفضة الطاقة من الغاز عند 50٪ من المستوى المتوقع . تم الحصول على نتائج مماثلة من المجرات الإهليلجية (Xu وآخرون ، 2002).

يجب أن يستغرق الغاز في المرحلة الساخنة ستة أضعاف ليبرد من 8 إلى 3 كيلو فولت عن ليبرد من 3 إلى 0.1 كيلو فولت ، لذلك من المحير سبب عدم وجود دليل على مزيد من التبريد بعد أن يبرد بنسبة 85٪ من. من الصعب العثور على مقياس زمني ديناميكي ، مرتبط ارتباطًا وثيقًا بوقت التبريد ، والذي يمكن أن يختلف حسب أوامر الحجم اعتمادًا على ظروف البلازما المحلية.

الكتل الفيروسية للعناقيد: قبل إطلاق XMM-Newton ، كان هناك جدل كبير حول ملامح درجة الحرارة في العناقيد (Markevitch et al. 1998 ، De Grandi & amp Molendi 2001 Ezawa et al. 1997 White 2000). أشارت بعض التحليلات إلى تدرج درجة حرارة عالمي بينما أشار البعض الآخر إلى غاز متساوي الحرارة. بناءً على المادة المظلمة الباردة والمحاكاة الهيدروديناميكية ، تنبأت النظرية بعامل من انخفاض درجة الحرارة من المركز إلى 50٪ من نصف قطر الفيروس (Frenk وآخرون 1999). لذلك من المدهش أن تكون ملفات تعريف درجة الحرارة XMM-Newton لمجموعة من المجموعات (على سبيل المثال ، Pratt et al. 2002) مسطحة جدًا بالنسبة لـ R. من المحتمل أن يحدث هذا ثورة في فهمنا لتشكيل بنية واسعة النطاق ، ويشكل تحديًا لنماذج المادة المظلمة الباردة القياسية. تسمح البيانات بتحديد إجمالي كتلة الغاز وجزءها النسبي بنصف القطر. بافتراض أن العناقيد هي عينات عادلة من الكون ، فإن هذا يضع حدًا أعلى لكثافة الكون عند. علاوة على ذلك ، تؤكد هذه النتائج الجديدة القياس بين درجة الحرارة والكتلة العنقودية التي وجدها ASCA ، والتي تقع تحت التوقعات النظرية.

الشكل 3: متوسط ​​نتائج EPIC السمتي لدرجات الحرارة ووفرة O و Si و Fe في مجموعة NGC 4325 (Mushotzky et al.2002).

الوفرة الكيميائية: يسمح XMM-Newton باشتقاق الكميات الكيميائية من O و Si و S و Fe بنصف قطر (على سبيل المثال ، Tamura وآخرون ، 2001) في عدد معقول من المجموعات. في أنصاف الأقطار الكبيرة ، تكون الوفرة ثابتة مع نصف القطر ، ولكن في وسط kpc غالبًا ما يكون هناك ارتفاع حاد في Fe ، ولكن ليس في O. يوفر تحديد وفرة O لعينة عادلة من المجموعات (Kaastra et al. 2002) أول اختبار قوي لأصل العناصر. توجد هيمنة منتجات Type II SN في المناطق الخارجية ، مع مساهمة قوية من النوع Ia في الحافة المركزية. يُظهر القياس الأول للوفرة في المجموعات (انظر الشكل 3) نتيجة مشابهة لتلك الخاصة بالعناقيد الغنية - ملف تعريف الوفرة المسطح والتغيرات الصغيرة في الوفرة النسبية مع نصف القطر.

أنظمة الانزياح الأحمر المرتفعة: XMM-Newton مثالية للبحث الصدفي عن الكتل (انظر الشكل 4). أدت الإشارات بالفعل إلى الكشف عن العناقيد في ، والدراسة التفصيلية لكائنين على الأقل في (Hashimoto et al.2002). يعد اكتشاف الأنظمة الساخنة عند مثل هذه الانزياحات الحمراء الكبيرة قيدًا قويًا على جميع نظريات تكوين البنية ومؤشرًا لكون منخفض الكثافة.

الشكل 4: فسيفساء بألوان الأشعة السينية الحقيقية لمسح زاوية صلبة كبيرة. الأحمر: مصادر ناعمة (keV) ، أزرق: مصادر صلبة (keV). يبلغ قطر الصور الفردية (بيير وآخرون 2002).

حصل XMM-Newton على معلومات جديدة بشكل أساسي عن ثنائيات الأشعة السينية في المجرات القريبة ، والغاز الساخن في المجرات الإهليلجية ، والمجرات النجمية ، وطبيعة الانبعاث المنتشر في المجرات الحلزونية القريبة ودرب التبانة.

مجرات تشكل النجوم بسرعة: تعتبر المجرات النجمية ورياحها الفائقة من العوامل المهمة في تنشيط وإثراء المعادن للوسط بين المجرات (IGM). M82 هي واحدة من أقرب وألمع هذه. أظهرت بيانات RGS ثروة من خطوط الانبعاث القوية في الطيف ، والتي تنشأ من مجموعة واسعة من الأنواع ودرجات الحرارة. تتيح هذه البيانات تحديدًا قويًا للتركيب الكيميائي للمناطق المركزية ، وتدعم البحث المباشر عن توقيع إنتاج العناصر. أظهرت ملاحظات EPIC أن الرياح الفائقة تمتد إلى kpc فوق قرص المجرة. يمكن لهذه الملاحظات تقييد الكتلة والتركيب الكيميائي للرياح الفائقة ، مما يسمح باختبار مباشر لطرد المعادن في IGM. يمتلك XMM-Newton فقط مزيجًا من الدقة الزاوية ومنطقة التجميع لاشتقاق طيف رياح الانفجار النجمي بعيدًا عن المجرة. تظهر النتائج المبكرة لبيانات RGS لـ NGC 253 أن الغاز يشع عبر الاصطدامات (Pietsch et al.2001). تشير خطوط Fe XVII القوية التي شوهدت في المنطقة النووية إلى وجود مقياس انبعاث كبير للغاز الساخن. إذا كان هذا الغاز ناتجًا عن مجموع بقايا المستعر الأعظم الصغيرة ، فإن معدل SN الضمني هو عام.

كانت طبيعة انبعاث الأشعة السينية من مجرات الأشعة تحت الحمراء فائقة السطوع موضوع الكثير من الجدل في عصر ASCA و ROSAT ، ولها آثار قوية على أصل خلفيات الأشعة تحت الحمراء والأشعة السينية. تشير بيانات XMM-Newton (Braito et al.2002) إلى أن هذه الكائنات غالبًا ما تكون مركبات ، حيث تُظهر جميعها انبعاثًا صعبًا من مكون قانون الطاقة. لكن في 60٪ فقط من المصادر يتضح أن هذا المكون هو نوى مجرة ​​نشطة. كل منهم يظهر انبعاث ناعم من الغاز الساخن الناتج عن تشكل النجوم. تتفق هذه النتائج الأولية مع ملاحظات Chandra لمصادر SCUBA بعيدة المدى وملاحظات ISO لمصادر الأشعة السينية الصلبة XMM-Newton (Franceschini et al.2002) ، والتي تُظهر أن النسبة المئوية للكائنات يسيطر عليها AGN بناءً على الأشعة السينية الخاصة بهم فقط لمعان. تم الحصول على نتائج مماثلة على ثلاثة أجسام أخرى بواسطة Sanders et al. (2002). التأكيد من ملاحظات XMM-Newton أن الطبيعة المركبة للمجرات المضيئة المحددة بالأشعة تحت الحمراء تمتد إلى أعلى لمعان الأشعة تحت الحمراء له آثار قوية على طبيعة الأجسام ذات الانزياح الأحمر الأعلى ، وخلق الثقوب السوداء الأولى.

المجرات الحلزونية العادية القريبة: تتمتع بيانات XMM-Newton لثنائيات الأشعة السينية M31 بدقة طيفية أفضل وحساسية مماثلة لملاحظات UHURU للثنائيات في درب التبانة! لأول مرة ، يمكن دراسة الظواهر مثل الانفجارات ، والانخفاضات ، والتوهجات ، والجزر المرجانية ، ومصادر Z في مجرات أخرى (على سبيل المثال ، Trudolyubov et al.2002 Barnard et al.2002).

الشكل 5: اليسار: طيف RGS لـ N103B (van der Heyden et al.2002). إلى اليمين: طيف RGS لـ 1E0102.2-7219 (راسموسن وآخرون 2001).

قام XMM-Newton بقياس المعلمات الطيفية لعينات كبيرة من مصادر الأشعة السينية فائقة الإضاءة في المجرات القريبة (Soria & amp Kong 2002) ، جنبًا إلى جنب مع ملاحظات Chandra ، طوروا أول جسم كبير من منحنيات الضوء طويلة المدى. بعض هذه الأشياء عابرة في طبيعتها. توفر صور OM UV المتزامنة حدودًا عليا ضيقة على رفقاء النجوم الهائلين المحتملين.

في العديد من الحلزونات المجاورة ، اكتشف XMM-Newton غازًا منتشرًا في المناطق النووية. يهيمن هذا الغاز على الخط ، وفي حالة M31 ، تكون درجة حرارته متوافقة مع درجة حرارة الانتفاخ الفيروسية (Shirey et al. 2001). في M81 ، يكون الغاز متعدد الأطوار ، حيث يكون الجزء الأكبر من مقياس الانبعاث عند kT keV. تشير درجات حرارة الغاز هذه إلى أن الغاز في حالة توازن مع البئر المركزي المحتمل في هذه المجرات.

المجرات الإهليلجية: إن ISM في المجرات الإهليلجية هي خزان لفقدان الكتلة النجمية والمستعرات الأعظمية. الغاز ساخن وفي حالة توازن مع احتمالية المادة المظلمة جيدًا. لا يمكن لبيانات ASCA و ROSAT تحديد درجة حرارة أو وفرة الغاز بشكل فريد بسبب الانحطاط المتأصل في البيانات منخفضة الدقة. تم التغلب على هذه القيود بواسطة XMM-Newton (Xu et al.2002). سمح الكشف عن خطوط Fe XVII السميكة بصريًا بفحص مباشر للنماذج الحرارية والمكانية. أظهرت الوفرة المشتقة من O و Mg و Ne و N و Fe وفرة شبه شمسية لجميع العناصر ، ونسب شمسية أو شبه شمسية لـ [O-Mg / Fe]. هذا في تناقض حاد مع ما هو متوقع من الغاز الذي يتم إثرائه بواسطة المستعرات الأعظمية من النوع Ia وفقدان الكتلة النجمية ، ويمثل تحديًا قويًا لنظريات أصل وتطور المجرات الإهليلجية ومعدلات المستعرات الأعظمية من النوع Ia. توفر بيانات RGS أدق تحديد للوفرة حتى الآن لكل من النجوم والغاز في المجرات الإهليلجية.

1.4 SNRs و Neutron Stars و PNe

نظرًا لكونها أجسامًا ممتدة ذات درجات حرارة عالية ومجموعة معقدة من الوفرة وظروف التأين ، فإن بقايا المستعر الأعظم (SNRs) هي أجسام أولية للدراسات باستخدام XMM-Newton. يمكن لأطياف SNR التي تم حلها مكانيًا تحديد التقسيم الطبقي للقذف ، وفصل مناطق الصدمات الأمامية والعكسية ، وقياس التغيرات المكانية في درجة الحرارة وظروف التأين ، والبحث عن انبعاث صلب مضغوط مرتبط بنجم نابض أو سديمه. يوفر XMM-Newton RGS التحليل الطيفي عالي الدقة لـ SNRs مع نصف قطر كبير مثل بضع دقائق قوسية. يسمح هذا باستخدام تشخيصات الخطوط لتحديد الكثافة وحالة التأين ، فضلاً عن توفير دقة طيفية كافية لقياس السرعات.

تشخيصات البلازما: تعتبر تشخيصات البلازما في صميم دراسات تطور SNR. إنها مفاتيح قياس درجة الحرارة والتأين ووفرة العناصر ، مما يؤدي إلى فهم أفضل للنجم السلف ، وهو مقياس أكثر دقة لجميع العناصر المختلفة الناتجة عن انفجار SN ، بالإضافة إلى حالات الاختلاط والتأين النسبية. . تتطلب كل هذه الدراسات قدرات XMM-Newton لمنطقة التجميع الكبيرة ودقة طيفية عالية.

كانت النتائج مذهلة. يوضح الشكل 5 أطياف RGS لاثنين من SNRs الشابين ، N103B و 1E0102.2-7219. يعرض N103B طيفًا غنيًا يدل على بلازما متعددة الأطوار بينما تهيمن تأثيرات التأين غير المتوازنة على الطيف 1E0102.2-7219. الوفرة الأولية هي متتبعات لفترات مختلفة في تاريخ تطور SNR: خطوط Fe L التي تم اكتشافها في 1E0102.2-7219 على الأرجح تتبع الكتلة المنجرفة ، وغياب N يشير إلى أن ما كان موجودًا في السلف تم حرقها في عناصر أخرى أو تم تفجيرها قبل حدث SN.

الشكل 6: صور EPIC-MOS لـ N132D في نطاقات الطول الموجي الضيقة. يتم تمييز كل صورة بالأيون الباعث للخط الرئيسي في نطاقها (Behar et al. 2001).

ترسم صور EPIC ضيقة النطاق لـ N132D (الشكل 6) هيكل العناصر ودرجة الحرارة في البقية. باستثناء O ، ينشأ الجزء المهيمن من انبعاث الأشعة السينية الناعمة من ISM الصدمة على طول الحواف الجنوبية الشرقية والشمالية الغربية للقذيفة المتوسعة. في المقابل ، تم الكشف عن انبعاث Fe-K القوي بالقرب من المركز ، ربما يشير إلى أن مقذوف Z العالي شديد التأين بدرجة كبيرة بحيث لا يمكن ملاحظته عند أطوال موجية أطول. O موجود في جميع أنحاء البقية ، في حين أن ألمع بقعة انبعاث O تكون بالقرب من الحافة الشمالية الشرقية. يمكن أن يُعزى انبعاث O إما إلى درجات حرارة منخفضة أو إلى مادة ساخنة صدمت مؤخرًا وهي في طور التأين. من ناحية أخرى ، يوضح طيف RGS أن خط الربط ضعيف جدًا في حين أن إعادة التركيب والخطوط الممنوعة قوية. هذا يؤكد ظروف التأين الساخنة ، ويشير إلى أن الغاز الغني بالأكسجين لا يزال في طور التأين.

قدمت XMM-Newton صورًا رائعة لـ SNRs والتي يمكن ربطها بالصور بأطوال موجية أخرى ، وتستخدم لاستبعاد بعض آليات الإنتاج. تم إجراء مثل هذه الدراسة لـ Cas A (Bleeker et al. 2001) و RCW 86 (الشكل 7). في كلتا الحالتين ، يشير عدم وجود ارتباط بين XMM-Newton عالي الطاقة والصور الراديوية إلى أن الأشعة السينية الصلبة المكتشفة في كل من SNRs ليست من الإشعاع السنكروتروني بل من الإشعاع غير الحراري الناتج عن مجموعة من السكان فوق الحراري. الإلكترونات.

الشكل 7: فسيفساء من صور EPIC PN و MOS المصححة بالتعريض تغطي SW و SE و NW لـ RCW 86. الصورة مشفرة بالألوان بواسطة طاقة الأشعة السينية: أحمر - ناعم ، أخضر - متوسط ​​، أزرق - صلب (Vink et al 2002).

مركب و Plerionic SNRs: الجسيمات المحقونة من نجم نابض مركزي منتشر عبر السديم ، ينتج عن التبريد السنكروتروني لمجموعة الجسيمات طيف يجب أن يلين مع نصف قطر. تم تأكيد هذا الاختلاف في مؤشر قانون الطاقة مع نصف القطر بواسطة XMM-Newton لسديم السرطان (Willingale et al. 2001) و SNRs الأخرى الشبيهة بسرطان البحر (Warwick et al. 2001 لـ G21.5-0.9 Bocchino & amp Bykov 2001 لـ IC443 ). بالنسبة إلى كل من G21.5-0.9 و IC443 ، تكشف الصور عن غلاف باهت يمتد إلى ما بعد ضغط الراديو. الانبعاثات غير حرارية في G21.5-0.9 ولكن لا يمكن تمييزها بشكل فريد في حالة IC443. هالات الأشعة السينية هذه محيرة لأن عمر السنكروترون الطويل للجسيمات المشعة للراديو يجب أن ينتج عنه سدم راديوية أكبر.

لأول مرة ، تظهر ملاحظات XMM-Newton مؤشرات على الانبعاث الحراري من المنطقة الخارجية من plerion ، 3C58 ، مما يوفر أول نظرة على تأثيرات موجة الانفجار (Bocchino et al. 2001).توفر هذه النتيجة معلومات مهمة عن الأنظمة الحديثة التي يحركها النجوم النابضة. القياسات التي أجريت باستخدام RGS (van der Heyden et al. 2001) كشفت أيضًا عن مثل هذه القشرة الحرارية في SNR 0540-69 ، والتي تحتوي على نجم نابض سريع ومشرق. يكشف الانبعاث من O و Ne و Fe المرتبط بقشرة 0540-69 سرعة صدمة تزيد عن. يمكن أن يعطي هذا الانبعاث قيودًا مقنعة على عمر البقايا وسرعة الصدمة وكثافة البيئة.

أثبت XMM-Newton EPIC فائدته في دراسات مصادر البلازما الساخنة المنتشرة في المجرة. Guerrero et al. (2002) لاحظ السديم الكوكبي (PNe) NGC 7009 ، واكتشف انبعاث الأشعة السينية الممتد في تجويفه المركزي. ينشأ انبعاث الأشعة السينية المنتشرة من الرياح النجمية السريعة الصدمة ، وتظهر الأطياف أن درجة حرارة البلازما الساخنة هي K. اكتشف المؤلفون أنفسهم أيضًا انبعاث 10 كلفن من فقاعة WR المنفوخة بالرياح S308.

انفجارات أشعة جاما: أدى زمن استجابة XMM-Newton السريع إلى ToO حتى الآن إلى ثلاث ملاحظات سريعة لانفجار أشعة جاما اللاحقة. بدأ الحصول على البيانات في غضون 12 ساعة من تنبيه GRB ، وتم توفير البيانات للمجتمع في غضون فترة قصيرة جدًا. يعد XMM-Newton المرصد المثالي لدراسة انبعاث الوهج اللاحق للأشعة السينية GRB من نواحٍ عديدة: فهو يوفر إنتاجية كبيرة وعرض نطاق ترددي (بما في ذلك البصري / الأشعة فوق البنفسجية!) ، جنبًا إلى جنب مع دقة طيفية عالية دون الحاجة إلى مقايضات مفيدة. لقد أسفر هذا المزيج بالفعل عن نتيجة واحدة من المحتمل أن تكون مثيرة للاهتمام للغاية. يبدو أن الطيف اللاحق لـ GRB011211 الذي لوحظ في كاميرا PN ، لفترة وجيزة 5000 ثانية في بداية ملاحظة ToO ، يظهر انبعاثًا منفصلاً من عناصر منتصف Z (Mg ، Si ، S ، Ar ، Ca) ، ولكن ليس من Fe (Reeves et al.2002). يشير هذا بشكل طبيعي إلى نمط الوفرة المتوقع من التركيب النووي في النجوم الضخمة ، والذي سيكون أول اتصال مباشر بين GRBs والتطور النجمي الهائل.

ثنائيات الأشعة السينية: تشكل ثنائيات الأشعة السينية (XRBs) والمتغيرات الكارثية (CVs) أكبر فئة من مصادر الأشعة السينية المجرية. ينتج عن ترسب المواد الباليستية على سطح النجم المتحلل انبعاث أشعة سينية غزير ، إما من الغلاف الجوي الساخن للنجم ، أو الصدمات فوق سطحه. ينتج عن قربها ، والهندسة الثنائية المحددة جيدًا ، ومدى الانبعاث (الممتد على كامل الطيف الكهرومغناطيسي) فئة من الكائنات حيث تلتقي مجالات التراكم ، والنشاط المغناطيسي ، وفيزياء البلازما المتدهورة ، والتطور الثنائي.

كانت النتيجة غير المتوقعة هي اكتشاف خطوط امتصاص رنين Fe K في ثلاثة XRBs عالية الميل ، مما يشير إلى أن هذه قد تكون خصائص مشتركة لأنظمة التراكم مع الأقراص القريبة من الحافة (Parmar et al.2.2002). يتم تحديد الميزات بخطوط امتصاص K لـ Fe XXV و Fe XXVI ، وبما أنه يتم اكتشافها على مدى واسع من الأطوار المدارية ، فمن المرجح أن تكون مادة الامتصاص موجودة في شكل هندسي أسطواني مع محور عمودي على قرص التراكم. المادة المسؤولة مقيدة لتكون قريبة من المصدر المركزي ، في دائرة نصف قطرها 200 مرة أصغر من الحافة الخارجية لقرص التراكم. تزداد العروض المتكافئة أثناء الانخفاضات ، المقابلة لعمود ذرات الحديد سم. حتى وقت قريب ، كانت XRBs الوحيدة المعروفة بإظهار خطوط امتصاص ضيقة للأشعة السينية هي مصادر نفاثة فائقة اللمعان ، وقد اقترح أن هذه الميزات مرتبطة بآلية التشكيل النفاث. يبدو من المحتمل الآن أن ميزات امتصاص الحديد المتأين قد تكون خصائص شائعة لأنظمة التراكم مع أقراص التراكم.

تم الكشف عن خط انبعاث عريض ومنحرف Fe K في المصدر العابر X1650 50 (Miller et al.2002) ، مما يشير إلى أن هذا النظام يستضيف ثقبًا أسود. يشير شكل الخط إلى ملف تعريف انبعاث للقرص شديد الانحدار يصعب تفسيره من حيث نموذج قرص التراكم القياسي. على غرار بيانات XMM-Newton لمجرة Seyfert MCG 6-30-15 ، يمكن تفسير هذه النتائج من خلال استخراج وتبديد طاقة الدوران من الثقب الأسود عبر الاتصال المغناطيسي بقرص التراكم الداخلي. إذا كانت هذه العملية تعمل في كلا المصدرين ، فسيتم تأكيد التنبؤ الأساسي للنسبية العامة عبر عامل في كتلة الثقب الأسود.

المتغيرات الكارثية: على الرغم من طبيعتها في كل مكان ، فإن السير الذاتية لها لمعان منخفض (ergss) ، لذا فإن تجارب الأشعة السينية المفصلة لم تكن ممكنة إلا على عينة فرعية صغيرة عالية السطوع من الفصل. بفضل الكاميرات عالية الدقة وعالية الإنتاجية ، وقدرتها على مراقبة المصادر الساطعة في التوقيت الكامل والأوضاع الطيفية ، وقدراتها البصرية والأشعة فوق البنفسجية المتزامنة ، تُحدث XMM-Newton ثورة في علم فلك السيرة الذاتية.

يشير التنبؤ طويل الأمد إلى أن تدفقات ما بعد الصدمة مقسمة إلى طبقات في درجة الحرارة والكثافة. مكان بيانات RGS اختبارات تتطلب طلبًا على هذا النموذج ، يقارن الشكل 8 أفضل نموذج طبقي يتناسب مع نوبات منطقة درجة حرارة واحدة. البقايا الصغيرة المتبقية في اللوحة السفلية هي نتيجة تشعيع عمود التراكم. هناك منتجان مقيّدان جيدًا من الملاءمة هما كتلة القزم الأبيض ومعدل التراكم. كلاهما من خصائص السيرة الذاتية الأساسية التي ثبت صعوبة قياسها في الماضي. عينة من هذه الكميات ضرورية لفهم الترابط بين ظواهر السيرة الذاتية ، وتحديد أصول الأنظمة والتنبؤ بتطورها في المستقبل. على سبيل المثال ، بمقارنة شدة المجال المغناطيسي للسير الذاتية والأقزام البيضاء المنفردة ، من الواضح أن التراكم يكبح الحقول. ستساعدنا الكتل ومعدلات التراكم على فهم هذه العملية. لتوسيع هذا التحليل ، Ramsay et al. (2001) أن الانبعاث الحراري من سطح القزم الأبيض ليس ميزة قياسية لطيف السيرة الذاتية. وهم يجادلون بأن أنظمة نقل الكتلة العالية الساطعة هي فقط التي تشع أطيافًا حرارية في نطاق الأشعة السينية.

الشكل 8: طيف RGS للسيرة الذاتية المغناطيسية EX Hya مع نموذج طبقي مناسب. تظهر المخلفات في اللوحة السفلية. تظهر المخلفات من نموذج MEKAL بدرجات حرارة تتراوح من 1 إلى 3 درجات في الألواح الوسطى (كروبر وآخرون 2002).

إن الانبعاثات الضوئية والأشعة فوق البنفسجية التي تم جمعها بواسطة OM تحقق بشكل مستقل انبعاث السيكلوترون والأجواء الباردة لتدفق التراكم قبل الصدمة والنجم المصاحب. أظهر Wheatley & amp West (2002) أن مناطق انبعاث الأشعة السينية والسيكلوترون تشغل أحجامًا مختلفة ، وتكون منطقة السيكلوترون أكبر. بعد اكتشاف نوع جديد فريد من توهج الأشعة السينية من UZ For في حالته الهادئة ، خلص Still & amp Mukai (2001) و Pandel & amp Cordova (2002) إلى أن هذا حدث تراكمي ، وليس إكليليًا. كانت كلتا النتيجتين مستحيلة بدون بيانات OM المتزامنة.

أشارت ملاحظات ASCA إلى أن Ne كان مفرطًا في العديد من المصادر الإكليلية ، لكن خلطات الخطوط لم تسمح بقياسات قاطعة. من خلال الاستفادة من المساحة الفعالة الكبيرة والتحليل الطيفي المشتت ، حسم XMM-Newton الجدل حول ما يسمى بتأثير `` معكوس FIP '' (احتمال التأين الأول) (Brinkman et al. 2001). أظهرت بيانات RGS على نظام RS CVn HR 1099 زيادة في الوفرة الإكليلية مع FIP الخاص بها (العناصر ذات FIP الأعلى أكثر وفرة) ، وهو عكس ما لوحظ في الشمس تمامًا. تم تأكيد هذه النتيجة في الدوار السريع AB Dor (Guedel et al. 2001) ، وكلاهما يظهر خطوط Ne IX القوية بشكل غير طبيعي. أودارد وآخرون. (2001) وجد تأثير FIP معكوس في HR 1099 أثناء الهدوء ولكن تأثير FIP مباشر أثناء التوهجات. يُعتقد أن هذه التوهجات مرتبطة ارتباطًا مباشرًا بعملية تجزئة العناصر في الغلاف الجوي النجمي. نظرًا لأن العناصر ذات FIPs المختلفة ستتأين بكميات مختلفة وأن مادة FIP المنخفضة لديها احتمالية أكبر للتسارع على طول الحلقات المغناطيسية وتنتشر في الكروموسفير ، فهناك وفرة أعلى من جزيئات FIP العالية في الغلاف الجوي السفلي والتي سيتم رفعها إلى الهالة بواسطة مشاعل.

تُظهر ملاحظة XMM-Newton RGS لنجم Wolf-Rayet (WR) WR110 ، الذي ليس له رفيق معروف ، مكونًا صلبًا غير متوقع وغير مفسر للأشعة السينية (يعادل بلازما حرارية 3 كيلو فولت). يظهر التحليل (سكينر وآخرون 2002) أن نصف التدفق من النجم ينشأ من المكون الصلب. سبرت الملاحظات المتزامنة لـ VLA الغلاف الجوي واستبعدت احتمال أن ينشأ هذا الانبعاث الصعب للأشعة السينية في صدمات الرياح ، تاركًا لغز أصله دون حل.

تُظهر ملاحظات النجم التكافلي ، Z و ، التي تم الحصول عليها بعد فترة وجيزة من الانفجار ، طيفًا معقدًا مع طاقات الفوتون تصل إلى 5 كيلو إلكترون فولت على الأقل (سوكولوسكي وآخرون ، 2002). ينتج عن استخدام أطياف FUSE المتزامنة لإصلاح عمود الامتصاص طيفًا يتكون من جسم أسود 80 فولت ، وبلازما حرارية 0.7 كيلوفولت ، ومن المحتمل أن ينشأ ذيل صلب في الرياح الصادمة. ستكشف ملاحظة المتابعة التي تم الحصول عليها بعد خمسة أشهر عن تطور طيف الأشعة السينية أثناء التدهور البصري.

خلفية الأشعة السينية المنتشرة هي مجموع الانبعاثات من عدة مناطق مختلفة من البلازما الساخنة: ISM المحلي ، وهالة المجرة ، ووسط المجموعة المحلية (ICM) ، و IGM الساخن. ويشمل أيضًا الخلفية خارج المجرة التي لم يتم حلها سابقًا والمعروف الآن أنها تنشأ في الغالب من النوى المجرية النشطة (على سبيل المثال ، Hasinger وآخرون ، 1998).

تتطلب دراسات هذا الانبعاث المنتشر مناطق فعالة كبيرة وزوايا صلبة كبيرة لتوفير تعداد كافٍ وخلفية كاشف منخفضة ودقة زاويّة جيدة للسماح بإزالة مصادر نقطة ملوثة. لا يفي XMM-Newton EPIC فقط بكل هذه المتطلبات ، ولكن استجابته الطيفية جيدة حتى keV ، حيث تغطي الطاقات حيث يمكن بسهولة ملاحظة الهالة المجرية و IGM الساخن.

قضية رئيسية معلقة هي أصل الخلفية المنتشرة في خطوط عرض المجرة العالية في نطاق keV. يمكن أن يُعزى حوالي 50٪ فقط من التدفق المرصود إلى مصادر كونية تم حلها مؤخرًا. يمكن أن يُعزى 10-20٪ أخرى من التدفق المرصود إلى انبعاث المجرة من البلازما الحرارية (وكمية صغيرة من المساهمات النجمية التي لم يتم حلها). تحديد أصل الجزء المتبقي له آثار كونية ومُجرية.

في الآونة الأخيرة ، تم تحديد القيود الرئيسية على خصائص هذه البلازما الساخنة من خلال دراسات الامتصاص. تم العثور على امتصاص كبير لخط الرنين O VII و O VIII عند انزياح أحمر صفري في حالات التعرض العميق لـ RGS لـ AGN 3C 273 و Mkn 421 و PKS 2155-304 (الشكل 9). هذه الميزات ، المتوافقة مع اكتشاف O VII و O VIII في طيف Chandra LETGS الخاص بـ PKS2155-304 (Nicastro et al. 2002) ، هي بالتأكيد في حالة انزياح أحمر صفري. الخطوط لها سرعات دوبلر مضطربة تبلغ بضع مئات من الكيلومترات أو أقل. تكون كثافة العمود المقاسة في O VII و O VIII بترتيب مرات قليلة أيونات سم.

الشكل 9: أطياف كابيلا ، 3C273 ، Mkn 421 ، و PKS2155-304. يُرى الامتصاص عند 18.97 & # 197 (O VIII Ly) و 21.6 & # 197 (خط رنين O VII) في أطياف QSO. الامتصاص عند 23.5 & # 197 يرجع إلى O المحايد في Galaxy. يوضح طيف كابيلا دقة مقياس الطول الموجي (Rasmussen et al.2002)

يمكن تحديد كثافة وحجم البلازما الساخنة من خلال الجمع بين قياس الامتصاص والقيود المفروضة على الانبعاث من نفس الوسط. نظرًا لأن الوسيط لا يمكنه زيادة إنتاج خلفية keV ، فإن معظم الامتصاص لا يمكن أن يكون بسبب البلازما الساخنة في ISM لمجرتنا ، وبالتالي فإننا نرى امتصاصًا بواسطة البلازما الساخنة الموجودة في هالة ممتدة من المجرة أو في الغاز البيني للعنقود المحلي مجموعة. درجة حرارة الإلكترون لهذا الوسط ، المحددة من نسبة كثافة العمود في O VII و O VIII ، هي 200-300 eV ، بما يتوافق مع التوقعات المستندة إلى ديناميكيات مجرات المجموعة المحلية. يفتح هذا مجالًا جديدًا بالكامل للدراسة ، حيث تقيد القياسات إجمالي تعداد الباريون عند الانزياح الأحمر صفر ، فضلاً عن تطور الغاز المنتشر في الهياكل المنهارة ذات الكثافة الزائدة المنخفضة إلى المعتدلة.

الشكل 10: اللوحة اليسرى: توزيع انبعاث أشعة إكس 2-9 كيلو فولت في منطقة قوس الراديو. تغطي الصورة منطقة. يظهر المصدر الممتد المشرق المرتبط بـ Sgr A East على الجانب الأيمن من الصورة. اللوحة اليمنى: توزيع نسبة الصلابة المقابلة (H-M / H + M) (Hard: 5-9 keV ، متوسط: 2-5 keV ، Warwick 2002).

يوضح الشكل 10 صورة EPIC ونسبة الصلابة لانبعاثات 0.4-9 keV من الكمبيوتر المركزي لمجرتنا (Warwick 2002). توجد بنية معقدة ذات انبعاث ممتد واسع النطاق للأشعة السينية مرتبط بمصدر الراديو غير الحراري Sgr A East ، الموزعة بشكل غير متماثل حول المنطقة. يُظهر مكون الأشعة السينية المنتشر الموجود في منطقة القوس الراديوي تغيرات طيفية كبيرة على مستويات منخفضة ، بما يتفق مع مزيج معقد من المساهمات الحرارية وغير الحرارية. بينما قام Chandra بحل الانبعاث المكثف في هذه المنطقة في مساهمات المصادر النقطية (Wang et al. 2002) ، فإن أصل وطبيعة انبعاث الأشعة السينية المنتشر في منطقة مركز المجرة وفي المستوى المجري في شكل تظل المجرة بالأشعة السينية Ridge موضوعات نقاش نشط.

12pt 1.8 علم الكونيات والمسوح وعلوم الصدفة

تعد قدرة XMM-Newton على مسح الحقول الكبيرة بسرعة إلى مستويات باهتة مع مواضع دقيقة وعدد معقول من أطياف الأشعة السينية اختراقًا في هذا المجال. تصل معظم حالات التعريض الضوئي إلى مستوى خافت مثل أعمق استطلاعات ROSAT في النطاق الناعم وأضعف بعشر مرات من ASCA و Beppo-SAX في النطاق الصلب. يكتشف XMM-Newton المجرات العادية إلى z ومجرات Seyfert والمجموعات إلى z ، والكوازارات والعناقيد الغنية إلى انزياح أحمر مرتفع بشكل تعسفي. توفر بيانات XMM-Newton قاعدة بيانات فريدة لدراسة دالة الارتباط لمصادر الأشعة السينية وخصائص تجميعها. أجرت شركة XMM-Newton بالفعل مجموعة من الملاحظات على خط عرض المجرة العالي مع أوقات تعريض أكبر من 50 كيلو ثانية. في المتوسط ​​، يحتوي كل حقل من هذه الحقول على حوالي 50 مصدرًا مصادفةً منها ساطعة بدرجة كافية لتحليل طيف الأشعة السينية ، وتصل إلى عتبة تدفق من ergs cm s في نطاق 0.5-2 keV (Lumb et al. 2001).

ستوفر قاعدة البيانات المصادفة هذه أكبر عينة من العناقيد البعيدة ، وتسمح بقياس التطور الكوني لوظائف درجة الحرارة واللمعان للمجموعات والمجموعات. ستكون قاعدة بيانات XMM-Newton أفضل بكثير من قواعد البيانات السابقة المستخدمة لهذا الغرض. ستدفع هذه القياسات إلى انزياحات حمراء أعلى ، حيث يتم تعزيز الحساسية للمعلمات الكونية بشكل كبير (Henry 2000).

تُظهر المقارنة بين ملاحظة 1 Ms Chandra لحقل Hubble Deep Field North و 155 ks XMM-Newton للحقل نفسه أن XMM-Newton يعمل بشكل جيد للغاية في وقت تعريض أقصر بكثير (الشكل 11). يوجد بعض التباس المصدر في صورة XMM-Newton ، مما يحد من عتبة التدفق الفعال في الحقول إلى 2 times10 ^ <-16> $ -> ergs cm s ، لكن حد الارتباك في النطاق 5-10 keV يحتوي على لم يتم الوصول إليها بعد. يُظهر مسحا شاندرا العميقان اختلافات ملحوظة بسبب التباين الكوني ، ومن الواضح أن الزاوية الصلبة الأكبر XMM-Newton والحساسية المماثلة ستسمح لها بتقديم مساهمة كبيرة في هذا المجال.

الشكل 11: رصد XMM-Newton لحقل هابل العميق شمال. الأحمر: 0.5-2.0 كيلوفولت ، الأخضر: 2.0-4.5 كيلوفولت ، الأزرق: 4.5-10.0 كيلوفولت (جريفيثس وآخرون ، 2002).

برنامج XMM-Newton SSC XID
http://xmmssc-www.star.le.ac.uk/ أصدر صور CCD متعددة الألوان للعديد من حقول XMM-Newton مع تفاصيل تعريفات المصادر في الحقول ، روابط لمخططات البحث البصري ، القياس الضوئي البصري للإمكانات نظرائهم ، وأطياف بصرية مخفضة. هذا الإصدار العام لبيانات المتابعة الضوئية فريد من نوعه لـ XMM-Newton وسيستمر كجزء من وظيفة SSC.

تم حل الخلفية 2-10 keV بالكامل تقريبًا بواسطة Chandra إلى مصادر نقطية. تم استخدام الاستجابة الجيدة لـ XMM-Newton عند الطاقات العالية لإظهار أن النوع 2 Seyferts والمصادر غير المحددة هي المسؤولة عن الجزء الأكبر من الخلفية خارج المجرة (Griffiths et al.2002). سيوفر الأطياف اختبارًا قويًا للنماذج الموحدة لخلفية الأشعة السينية. ما لا زلنا بحاجة إلى فهمه هو ما إذا كانت معدلات تطور المصادر ذات أعمدة الامتصاص المختلفة هي نفسها أم أنها تختلف. مع قاعدة بياناتها الكبيرة من أطياف الأشعة السينية للمصادر الصدفة ، ستقدم XMM-Newton مساهمة كبيرة في هذا المجال.

12ptAudard ، M. ، وآخرون. 2001، A & ampA، 365، L318

12ptBarnard ، R. ، et al. 2002 ، أسترو فتاه / 0203475

12ptBehar ، إي ، وآخرون. 2001، A & ampA، 365، L242

12ptBleeker، J.A M.، et al. 2001، A & ampA، 365، L225

12ptBocchino، F.، & amp Bykov، A. M. 2001، A & ampA، 376، 248

12ptBocchino ، F. ، وآخرون. 2001، A & ampA، 369، 1068

12ptBraito ، ف ، وآخرون. 2002 ، بروك. ندوة بعنوان `` رؤى جديدة لكون الأشعة السينية في XMM-Newton و Chandra Era '' ، أد. F. Jansen ، في الصحافة

12ptBrinkman ، A.C ، وآخرون. 2001، A & ampA، 365، L324

12ptCropper ، M. ، وآخرون. 2002 ، قيد الإعداد

12ptDe Grandi، S.، & amp Molendi، S. 2001، ApJ، 551، 153

12ptEzawa، H.، et al. 1997 ، ApJ ، 490 ، L33

12ptFranceschini، A.، et al. 2002 ، أسترو فتاه / 0111413

12ptFrenk ، C. S. ، وآخرون. 1999 ، أبج ، 525 ، 554

12ptGriffiths ، R.E ، وآخرون. 2002 ، أسترو فتاه / 0106027

12ptGuedel، M.، et al. 2001، A & ampA، 365، L336

12ptGuerrero، M.، et al. 2002 ، A & ampAL ، تحت الطبع

12pt هاشيموتو ، واي ، وآخرون. 2002، A & ampA، 381، 841

12ptHasinger، G.، et al. 1998، A & ampA، 329، 482

12pt Henry، J. P.، 2000، ApJ، 534، 565

12ptvan der Heyden، K.، et al. 2001، A & ampA، 365، L254

12ptvan der Heyden، K.، et al. 2002 ، أسترو فتاه / 0203160

12ptKaastra، J. S.، et al. 2002 ، بروك. ندوة بعنوان `` رؤى جديدة لكون الأشعة السينية في XMM-Newton و Chandra Era '' ، أد. F. Jansen ، في الصحافة

12ptKinkhabwala، A.، et al. 2002 ، أسترو فتاه / 0203290

12ptLumb ، D. ، وآخرون. 2001، A & ampA، 376، 387

12pt ماركيفيتش ، م ، وآخرون. 1998 ، أبج ، 503 ، 77

12ptMason ، K.O. ، وآخرون. 2002 ، MNRAS ، مقدم

12ptMiller ، J.M ، وآخرون. 2002 ، أبج ، 570 ، إل 69

12ptMushotzky، R. F. 2002، قيد الإعداد

12ptNandra ، P. ، وآخرون. 1999 ، أبج ، 523 ، إل 17

12ptNicastro ، F. ، وآخرون. 2002 ، أسترو فتاه / 0201058

12ptPandel، D.، & amp Cordova، F. 2002، MNRAS، مقدم

12ptParmar، A. N.، et al. 2002، A & ampA، 386، 910

12ptPeterson، J.R، et al. 2002 ، أسترو فتاه / 0202108

12ptPierre، M.، et al. 2002 ، أسترو فتاه / 0202117

12ptPietsch ، دبليو ، وآخرون. 2001، A & ampA، 365، L174

12ptPratt ، ج ، وآخرون. 2002 ، أسترو فتاه / 0105431

12ptRamsay ، ج ، وآخرون. 2001، A & ampA، 365، L27

12ptRasmussen، A. P.، et al. 2001، A & ampA، 365، L231

12ptRasmussen، A. P.، et al. 2002 ، قيد الإعداد

12ptReeves، J.N، et al. 2002 ، الطبيعة ، 416 ، 512

12ptSako، M.، et al. 2001، A & ampA، 365، L168

12ptSanders ، D. ، وآخرون.2002 ، ApJ ، مقدم

12ptShirey، R.، et al. 2001، A & ampA، 365، L195

12ptSkinner، S.L، et al. 2002 ، استرو فتاه / 0203270

12ptSokoloski ، J.L ، وآخرون. 2001 ، أسترو فتاه / 0110042

12ptSoria، R.، & amp Kong، A.KH 2002، astro-ph / 0203345

12ptStill، M.، & amp Mukai، K. 2001، ApJ، 562، L71

12pt تامورا ، ت ، وآخرون. 2001، A & ampA، 379، 107

12ptTrudolyubov ، S. ، وآخرون. 2002 ، أسترو فتاه / 0203221

12ptVink ، J. ، وآخرون. 2002 ، أسترو فتاه / 020221

12ptWang ، Q. D. ، وآخرون. 2002 ، الطبيعة ، 415 ، 148

12ptWarwick، R. S.، 2002، astro-ph / 0203333

12ptWarwick، R. S.، et al. 2001، A & ampA، 365، L248

12ptWeatley P.، & amp West R.، 2002، MNRAS، مقدم

12ptWhite، D.، 2000، MNRAS، 312، 663

12ptWillingale، R.، et al. 2001، A & ampA، 365، L212

12ptWilms، J.، et al. 2002 ، أسترو فتاه / 0110520

12ptXu ، H. ، وآخرون. 2002 ، أسترو فتاه / 0110013

الملحق 2: قائمة الاختصارات

AAPT الرابطة الأمريكية لمدرسي الفيزياء
AAS الجمعية الفلكية الأمريكية
AGN نوى المجرة النشطة
AO إعلان عن فرصة
ASCA القمر الصناعي المتقدم لعلم الكونيات والفيزياء الفلكية
كال / PV المعايرة والتحقق من الأداء
اتفاقية مكافحة التصحر شحن الجهاز إلى جانب
آلية التنمية النظيفة المادة المظلمة الباردة
أنا المشارك محقق مشارك
CTI عدم كفاءة تحويل الرسوم
CU جامعة كولومبيا
السيرة الذاتية متغير كارثي
DPU وحدة المعالجة الرقمية
ملحمي كاميرا تصوير الفوتون الأوروبية
E / PO التعليم والتوعية العامة
ESA وكالة الفضاء الأوروبية
FIP أول إمكانات التأين
FTE ما يعادل الدوام الكامل
فتيل المستكشف الطيفي للأشعة فوق البنفسجية البعيدة
FWHM العرض الكامل في نصف كحد أقصى
السنة المالية السنة المالية
GLAST تلسكوب الفضاء ذي المساحة الكبيرة بأشعة جاما
اذهب ضيف المراقب
GOF ناسا / مرفق مراقبة الضيوف GSFC
GRB انفجار أشعة جاما
GSFC مركز جودارد لرحلات الفضاء
جي تي وقت مضمون
HEASARC مركز أبحاث أرشيف علوم الفيزياء الفلكية للطاقة العالية
HETG مقضب نقل الطاقة العالية
HPD نصف قطر الطاقة
HTR دقة عالية للوقت
آي سي إم Intercluster متوسط
IGM متوسط ​​بين المجرات
متكامل المختبر الدولي للفيزياء الفلكية بأشعة جاما
IR الأشعة تحت الحمراء
IRAS القمر الصناعي الفلكي بالأشعة تحت الحمراء
ISM متوسط ​​بين النجوم
ISO مرصد الفضاء بالأشعة تحت الحمراء
LANL مختبر لوس ألاموس الوطني
ترك ز مقضب نقل الطاقة المنخفض
موس كاشف EPIC CCD على طراز MOS
ناسا المركز الوطني للملاحة الجوية وإدارة الفضاء
NSTA الرابطة الوطنية لمعلمي العلوم
OGIP مكتب برامج المحقق الضيف
OM شاشة بصرية
بي الباحث الرئيسي
PPS النظام الفرعي لمعالجة خطوط الأنابيب
PSF نقطة انتشار وظيفة
PN كاشف EPIC CCD بنمط PN
PNe السديم الكوكبي
PPS نظام معالجة خطوط الأنابيب
PV التحقق من الأداء
RGA صفيف محزوز الانعكاس
RGS مطياف صريف الانعكاس
RMS معدل الجذر التربيعي
روسات R & # 246ntgen القمر الصناعي
RPS نظام الاقتراحات عن بعد
RXTE روسي إكس راي إكسبلورر

ساس نظام تحليل العلوم
SEU هيكل وتطور الكون
سويف هيكل وتطور منتدى التعليم الكون
SN سوبرنوفا
SNR بقايا المستعر الأعظم
شركة نفط الجنوب مركز العمليات العلمية
SRON منظمة أبحاث الفضاء الهولندية
SSC مركز علوم المسح
SSU جامعة ولاية سونوما
SWT فريق عمل العلوم
جدا هدف الفرصة
UCSB جامعة كاليفورنيا ، سانتا باربرا
URL موقع المعلومات العالمي
الأشعة فوق البنفسجية فوق بنفسجي
WR وولف رايت
XID برنامج تحديد مصدر الأشعة السينية
XMM مهمة متعددة المرآة بالأشعة السينية
XRB ثنائي الأشعة السينية

تم إنشاء هذا المستند باستخدام LaTeX 2لغة البرمجة نسخة مترجم 99.2beta8 (1.46)

Copyright & # 169 1993، 1994، 1995، 1996، Nikos Drakos، Computer Based Learning Unit، University of Leeds.
حقوق النشر & # 169 1997 ، 1998 ، 1999 ، روس مور ، قسم الرياضيات ، جامعة ماكواري ، سيدني.


شاهد الفيديو: تحليل الشكل ومعرفة الحجم بالوحدة المكعبة. الرياضيات. القياس والبيانات (شهر فبراير 2023).