الفلك

ما هو مقضب على مطياف GAIA RVS؟

ما هو مقضب على مطياف GAIA RVS؟

ما حجم الحاجز على مطياف GAIA RVS؟

كم عدد الخطوط على مم ، أو ما زاوية الانكسار للضوء الموجي 850 نانومتر؟

أجد المزيد من التفاصيل هنا: http://sci.esa.int/gaia/44092-gaia-rvs-grating/ و http://sci.esa.int/gaia/44093-state-of-the-art- محزوز من أجل gaia / شبكة GAIA RVS لها أبعاد 20.5 سم × 15.5 سم و 302.11 أخاديد لكل مم.


ما هو مقضب على مطياف GAIA RVS؟ - الفلك

مفهوم فنان لمركبة غايا الفضائية. الائتمان: ESA

ما هي جايا؟

Gaia ، مقياس التداخل الفلكي العالمي للفيزياء الفلكية ، هو بعثة مرصد فلكي لوكالة الفضاء الأوروبية. هدفها هو إنشاء أكبر وأدق خريطة ثلاثية الأبعاد لمجرة درب التبانة من خلال مسح حوالي 1 ٪ من 100 مليار نجم في المجرة.

  • سوف يكتشف Gaia ويقيس بدقة حركة كل نجم في مداره حول مركز المجرة.
  • ستتم ملاحظة كل من المليار نجم التي يدرسها جايا بمعدل 70 مرة على مدار خمس سنوات لإنشاء سجل لسطوع وموضع كل نجم بمرور الوقت.

  1. أداة قياس الفلك (أسترو)
  2. أداة قياس ضوئي
  3. مطياف السرعة الشعاعية (RVS)

السرعات الشعاعية من Gaia

تعطي نظرة غير رسمية إلى سماء الليل انطباعًا بأن النجوم لا تتحرك نسبيًا مع بعضها البعض. ومع ذلك ، في الواقع ، كل منهم يتحرك بسرعة عالية في مجرتنا. فقط بسبب مسافاتهم الكبيرة يصعب ملاحظة هذه الحركة. لذلك أنت بحاجة إلى أداة عالية الدقة لقياس تلك الحركة. يقيس القمر الصناعي Gaia مرارًا وتكرارًا موقع عدد هائل من النجوم ، ويقوم بذلك بدقة عالية جدًا. من خلال رؤية كيف يتغير هذا الموقع على مدار الأشهر والسنوات ، يمكن لـ Gaia قياس مدى سرعة تحرك كل نجم عبر السماء. لكن هذا لا يزال لا يخبرنا ما إذا كان النجم يتحرك أيضًا في اتجاهنا أم بعيدًا عنا. لقياس ذلك ، يوجد لدى Gaia أداة على متنها تسمى مطياف السرعة الشعاعية (RVS).

بدلاً من مجرد عمل صورة للنجم (كما في الجزء الأيسر من هذا الشكل) ، يأخذ RVS طيفًا (كما في الجزء الأيمن من الشكل). ينقسم الضوء من كل نجم إلى ألوانه المختلفة. في الواقع ، لوحظ جزء صغير فقط من نطاق الطول الموجي الكامل بواسطة RVS: من 846 إلى 870 نانومتر.

باستخدام طيف النجم ، يمكننا تحديد مكون الحركة في اتجاهنا. يسمى المبدأ الكامن وراء هذه التقنية بتأثير دوبلر. النجم الذي يبتعد عنا سوف يتحول ضوءه قليلاً نحو اللون الأحمر ، بينما النجم الذي يتحرك نحونا سيتحول ضوءه قليلاً نحو اللون الأزرق. باستخدام RVS ، يمكننا تحديد هذا التحول وبالتالي قياس حركة النجم في اتجاهنا.


يُظهر كل طيف عددًا من الخطوط الطيفية ، وهي أطوال موجية حيث يأتي ضوء أقل لأنه يتم امتصاصه بواسطة بعض الذرات أو الأيونات. الأطوال الموجية المختبرية لهذه الخطوط الطيفية معروفة (اللوحة العلوية). لكن عندما ننظر إلى نجم ، يمكن أن تكون هذه الخطوط الطيفية ذات أطوال موجية مختلفة عن تلك الموجودة في المختبر. هذا بسبب تأثير دوبلر. يمكن تحويل الخطوط إلى اللون الأحمر ، مما يدل على أن النجم يتحرك بعيدًا عنا (اللوحة الوسطى). أو يمكن أن تتحول إلى اللون الأزرق عندما يتحرك النجم نحونا.

من خلال الجمع بين المعلومات من الحركة عبر السماء والحركة في اتجاهنا ، نعرف كيف يتحرك كل نجم في مجرتنا. ستؤدي هذه المعلومات في النهاية إلى فهم أفضل لهيكل وتاريخ تكوين مجرتنا.


هل لديك حساب؟ تسجيل الدخول هنا.

استعرض مؤخرا 0 أعضاء

لا يوجد مستخدمون مسجلون يشاهدون هذه الصفحة.

محتوى مشابه

لقد مر أكثر من عام منذ إنشاء مطياف المواصفات المنخفضة في الإصدار 2.0 الذي قدمه مؤلف المشروع (@ Paul Gerlach).
قدم المشروع لشراء وحدة جاهزة لإضاءة الشق.
منذ البداية ، فاتني وحدة معايرة جيدة وإضاءة شق.
ولكن لماذا تشتري شيئًا مقابل PLN 100 تقريبًا ، عندما يمكنك إضاءة الشق أثناء بناء وحدة معايرة الطيف وإضافة وظائف إضافية.
كل شيء رائع في "المشروع":

لكن المخطط الكهربائي الذي رسمته لم يكن صحيحًا (لا أعرف شيئًا عنه في ذلك الوقت).
لم ينجح كل شيء ، لذا بدأت التعديلات أثناء اللحام والتسويات: D ، بعد عدة محاولات مع اللحام وفك اللحام ، تعمل وحدة المعايرة الخاصة بي أخيرًا كما ينبغي.
كان من المهم بالنسبة لي أن يكون معيار المعايرة ثابتًا (غير متحرك) ، وهذا من المكونات المتاحة في السوق يوفر فقط مرآة تصوير مع مرآة قابلة للإمالة.
يباع تحت علامات تجارية مختلفة مع خيوط T2 ، لذلك لديه الكثير من الاحتمالات لتركيب العديد من الملحقات ولقد صنعت الوحدة المناسبة له.
لم يتعهد أي متجر في بولندا بطلبه ، لذلك اضطررت لشرائه بنفسي (المملكة المتحدة).
RELCO 480 مصباح طيفي للمبتدئين:

المرآة الأسطوانية عبارة عن قطعة من رقائق الألومنيوم ملتصقة بها لتعبئة السندويشات
تعمل إضاءة الشق أيضًا:

أخيرًا ، يوجد مؤشر LED واحد فقط يبلغ عن إضاءة الشق (مصباح RELCO مع الصمام الثنائي لا يعمل).
حان الوقت الآن لتجميع المجموعة:

المواصفات المنخفضة مع كاميرتين ووحدة معايرة كبيرة جدًا وثقيلة:

اختبارات خط الطاقة الشمسية في الضوء المنتشر على السحب:


RELCO 480 للخطوط الطيفية لها قيمتان ، الأولى تقاس بمعايرة الطيف بخطوط الطاقة الشمسية ، والقيمة الأقل مأخوذة من
ريتشارد ووكر ، CH-Rifferswil ، 2017 ، Glow Starter RELCO SC480 Atlas of Emission Lines ، متاح على الإنترنت: https://www.ursusmajor.ch/downloads/sques-relco-sc480-calibration-lines-5.0.pdf
الفرق بين قياساتي والبيانات المأخوذة من مطياف Echelle من الأطلس أعلاه لا يكاد يذكر ، في كل مكان أصغر من 0.2 Å ، مما يعني أنه على المقياس الخاص بي أقل من 1 بكسل.
يبدو أن بناء وحدة المعايرة كان ناجحًا.
ستسهل وحدة المعايرة معايرة دقيقة بما فيه الكفاية لأطياف النجوم الباهتة بدون خطوط طيفية معدنية واضحة وفي المناطق التي لا يوجد فيها أكسجين جوي وخطوط امتصاص الماء المستخدمة لمعايرة طيفية دقيقة.
اضطررت إلى التقاط الصور بسرعة لأن لدي انحرافًا على حامل محزوز الحيود (يتحرك الأطياف بمرور الوقت).
بدلاً من ذلك ، إنه فضفاض ، يوجد برغي ميكرومتر وزنبرك ، لذا فإن الحامل غير مستقر للغاية.
أود تحسينه بعد ذلك.

أهلا بكم
لدي المرشحات التالية للبيع. محاصر وتشمل بريد المملكة المتحدة. جميعها مقاس 1.25 بوصة وهي مثالية بصريًا.
Baader 35nm H-alpha - تم تخفيض 45 جنيهًا إسترلينيًا إلى 40 جنيهًا إسترلينيًا من Altair # ND96 0.3 و 0.6 - 15 جنيهًا إسترلينيًا (زوج)
الدفع عن طريق التحويل المصرفي من فضلك.
شكرا للبحث!

في الثالث من سبتمبر ، قبل غروب الشمس بقليل ، أعددت أجهزتي ، ووجهت التلسكوب نحو القمة ، واضبط الطيف على خط الصوديوم المزدوج ، وقمت بين الحين والآخر بتشغيل سلسلة من الصور ، وضبط وقت التعرض (30- 120 ثانية) وكسب. في النهاية ، كان الظلام شديدًا لدرجة أنه كان لا بد من زيادة المكاسب إلى "ما قدمه المصنع" تقريبًا.
لم أكن متأكدًا مما إذا كنا سنكون قادرين على تسجيل أي شيء بدقة 1800 لتر / مم محزوز حيود ثلاثي الأبعاد ، شق بعرض 40 ميكرومتر. كما أنني تتبعت الارتفاع (عمق الشمس تحت الأفق). قرأت في بعض المنشورات أنه عندما تكون الشمس حوالي 8 درجات تحت الأفق ، فإن طبقة الصوديوم في الغلاف الجوي الأوسط تكون في حالة انبعاث بالقرب من الذروة فوق موقع المراقبة.
تم تسجيل اختفاء خطي امتصاص وخطوط انبعاث في مكانهما:

ورسم متحرك بالموضع المحدد للشمس بالنسبة للأفق:

إن إمكانيات الطباعة بتقنية ثلاثية الأبعاد الخاصة بي مطيافية منخفضة المواصفات مذهلة.

قدمت هذه المنطقة الصغيرة النشطة عرضًا رائعًا وتم التقاطها حتى نفدت مساحة محرك الأقراص.
160 إطارًا × 40 مللي ثانية تأخير. (220 إطارًا في كل حزمة) (8 ثوانٍ لكل لقطة فيديو) (160 لقطة)
متحرك مع https://gifmaker.org/
اقتصاص مع avidub. الشعار المطبق مع avidub. مستويات معدلة مع avidub.
تم تحويل الملفات باستخدام PIPP و registax 5.1
ثلاث تمريرات معالجة تتم في ImPPG (ملفات .xml مرفقة)
127 مم × 1200 مم استكشاف الألوان العلمية للضوء الأول مع بارلو Meade 2x السلبي. كاميرا باسلر aca720-520um.
Baader Planetarium 36mm B-BCCD فلتر لرفض الطاقة
1 مرشح الكالسيوم أنجستروم من Apollo Lasky @ http://calcium.solar

https://explorescientificusa.com/products/fl-ar1271200maz01؟_pos=8&_sid=9637d7ccc&_ss=r
https://www.meade.com/meade-series-4000-126-2x-short-focus-barlow-lens-1-25.html
https://www.baader-planetarium.com/ar/baader-b-ccd-filter-(blue).html
https://www.baslerweb.com/ar/products/cameras/area-scan-cameras/ace/aca720-520um/
http://virtualdub.sourceforge.net/
https://greatattractor.github.io/imppg/
http://www.astronomie.be/registax/download.html
https://sites.google.com/site/astropipp/downloads
http://www.firecapture.de/

اليوم بعد منتصف الليل سجلت طيف C / 2020 F3 (Neowise). لم أتمكن من تغيير محزوز الحيود الجديدة (300 لتر / مم) قبل منتصف الليل في مقياس الطيف منخفض المواصفات 2. لقد قمت بطباعة التركيب الثاني غير المعدل للشبكة واضطررت إلى استخدامه ، لأن زوايا التشتت مختلفة عن محزوز الحيود 1800 لتر / مم. كان من الضروري أيضًا تجميع الإعداد وتشغيله. لم يتم تحديد جميع الخطوط ، يختلف الطيف عن الأطياف المنشورة على الإنترنت. النطاق البنفسجي أسوأ بسبب التصحيح السيئ للانحراف اللوني في العدسات اللونية في المواصفات المنخفضة و APO الخاص بي ، لذلك تكون الخطوط أضعف. لم يتم تصحيح الشدة. أعتقد أن هذا المذنب كان منخفضًا جدًا فوق الأفق للقيام بذلك بشكل جيد. هذا أيضًا هو الضوء الأول مع محزوز حيود 300 لتر / مم مستخدم في المواصفات المنخفضة 2.
موضع الشق ، شاشة PHD2:

طيف مع مدرج تكراري ممتد ، LP باهت لمدينتي موجود في الخلفية ، مكدس 5x60s:

آمل أن أكون قد استبدلت بشكل صحيح LP من طيف المذنب.
النتيجة التي تم الحصول عليها في برنامج BASS:

لدينا نطاقات الكربون C2 ، CN وانبعاثات قوية لمزدوجة الصوديوم. بعض الخطوط غير معروفة بعد.


Gaia @ ROB

استنادًا إلى 22 شهرًا من الملاحظات ، يحتوي الإصدار الثاني من بيانات Gaia على الموقع على السماء وسطوع 1692 919135 نجمة ، بالإضافة إلى قياسات اختلاف المنظر والحركة المناسبة لـ 1331909727 نجمة.

يتضمن أيضًا نطاقًا واسعًا من المعلومات الإضافية: ألوان 1.38 مليار نجم والسرعات الشعاعية لـ 7224631 نجمة معلومات حول 550737 مصدرًا متغيرًا تقديرًا لدرجة حرارة السطح لـ 161497595 نجمًا للانقراض - مقياس كمية الغبار على طول خط البصر - بالنسبة لـ 87733672 نجمة ، ونصف قطر وسطوع 76956778 نجمة.

بالقرب من المنزل ، تحتوي مجموعة البيانات الجديدة أيضًا على موقع 14 099 كائنًا في النظام الشمسي - معظمها من الكويكبات - استنادًا إلى أكثر من 1.5 مليون عملية رصد.

بدأت مشاركة ROB في إعداد Gaia في وقت مبكر من عام 1998 في مجموعات عمل مختلفة ، واستمرت بعد تعريف DPAC في CU4 و CU6 و CU7 و CU8. (CU = وحدة التنسيق DPAC = اتحاد معالجة البيانات وتحليلها)

يتمتع أعضاء Gaia ROB بمجالات مختلفة من الخبرة تشمل فيزياء وديناميكيات الكتلة المتوسطة للنجوم الضخمة (O ، Be ، B [e] ، A النجوم) ، من النجوم المتغيرة والمتعددة ، والكويكبات. مساهماتنا تعني إدارة حزمة العمل وتطوير البرمجيات.

في CU8 ، نتعامل مع تحديد وتصنيف النجوم الغريبة ونجوم خطوط الانبعاث. تشمل مهامنا حساب وتسليم أطياف تركيبية محسوبة برموز مختلفة ، واستخراج البيانات في الفهارس الموجودة ، ومراقبة النجوم الغريبة وتخفيض البيانات اللاحقة كجزء من أنشطة GBOG (المراقبة الأرضية لغايا).

بالنسبة إلى CU7 ، يعمل موظفونا على توصيف التباين ويقومون بوضع خوارزميات تمكن من البحث وتحديد فترات الإشارات المتغيرة.

نحن نشارك أيضًا في دراسات كائنات محددة. بصفتنا أعضاء في CU6 ، فإننا نطور ونقترح طرقًا مختلفة تسمح باستخراج السرعات الشعاعية للنجوم الفردية والمتعددة وسرعات الدوران المتوقعة من بيانات RVS (مطياف السرعة الشعاعية) ذات العبور الفردي.

وفي CU4 ، يهتم فريقنا بالتخفيض الفلكي لأجسام النظام الشمسي (SSOs). يتم دعم جهودنا ومشاركتنا في Gaia DPAC من قبل برنامج ESA PRODEX البلجيكي.


الأداء العلمي لغايا ، مهمة قياس الفضاء الفلكي التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية

Gaia هي مهمة قياس الفلك القادمة من وكالة الفضاء الأوروبية (ESA) ، لمتابعة نجاح مهمة Hipparcos. من خلال المستوى البؤري الذي يحتوي على 106 كاشفات CCD ، ستقوم Gaia بمسح السماء بأكملها ومراقبة أكثر 1000 مليون كائن سطوعًا بشكل متكرر ، حتى 20 درجة ، خلال 5 سنوات من عمرها. تشتمل بيانات Gaia العلمية على القياس الفلكي المطلق والقياس الضوئي واسع النطاق والقياس الضوئي الطيفي منخفض الدقة. سيتم الحصول على بيانات طيفية بقوة حل تبلغ 11500 لألمع 150 مليون مصدر ، وصولاً إلى الحجم السابع عشر. يسمح الاستقرار الحراري الميكانيكي للمركبة الفضائية ، جنبًا إلى جنب مع اختيار نقطة L2 Lissajous لنظام Sun-Earth / Moon للعمليات ، بقياس اختلاف المنظر النجمي بأخطاء قياسية أقل من 10 ميكرو ثانية قوسية (μas) للنجوم الأكثر إشراقًا من الحجم 12 ، 25 ميكرومتر للنجوم عند 15 درجة ، و 300 ميكرو أمبير في الحجم 20. الأخطاء القياسية الضوئية في نظام الملي. تسمح البيانات الطيفية بقياس السرعات الشعاعية بأخطاء تبلغ 15 كم ثانية −1 بحجم 17. الهدف العلمي الأساسي لجايا هو كشف البنية الحركية والديناميكية والكيميائية وتطور مجرة ​​درب التبانة. بالإضافة إلى ذلك ، ستلمس بيانات Gaia العديد من مجالات العلوم الأخرى ، مثل الفيزياء النجمية وأجسام النظام الشمسي والفيزياء الأساسية والكواكب الخارجية. مركبة الفضاء جايا حاليا في مرحلة التأهيل والإنتاج. مع إطلاقه في عام 2013 ، من المتوقع أن يتم إصدار الكتالوج النهائي في عام 2021. يتولى مجتمع العلوم في أوروبا ، المنظم في اتحاد معالجة البيانات وتحليلها (DPAC) ، مسؤولية معالجة البيانات.

هذه معاينة لمحتوى الاشتراك ، والوصول عبر مؤسستك.


جايا بوابة الأخبار

يتم تجميع الأخبار الموجودة في لوحة الإعلانات هذه من مصادر مختلفة عبر شبكة الويب العالمية.

02/10/2015: لون جاياعيون

24/09/2015: تقدير المسافات من المنظر

من جايا صورة صفحة الأسبوع: يتم تعريف المنظر على أنه متبادل للمسافة. لكن عندما نقوم بذلك يقيس من وجهة نظر المنظر ، هذا القياس دائمًا ما يكون صاخبًا ، والمعامِل البسيط له ليس بالضرورة تقديرًا جيدًا للمسافة. في الواقع ، كان معروفًا لبعض الوقت أنه بمجرد أن يكون خطأ اختلاف المنظر الجزئي أكثر من حوالي 20٪ ، فإن اختلاف المنظر المتبادل يعد تقديرًا ضعيفًا ومتحيزًا للمسافة. هذه مشكلة بالنسبة إلى Gaia ، لأن حوالي 80٪ من جميع النجوم التي رصدها Gaia سيكون بها أخطاء اختلاف في اختلاف المنظر أكبر من 20٪.

يمكن رؤية هذه الحقيقة في المخططين أعلاه ، حيث يظهر كلاهما التوزيع التراكمي لأشكال المنظر الكسرية. يُظهر الخط الأسود في اللوحة اليمنى جزء نجوم Gaia (المحور الرأسي) والتي من المتوقع أن يكون بها خطأ اختلاف في اختلاف المنظر أقل من القيمة المعطاة على المحور الأفقي. تم حساب ذلك باستخدام كتالوج GUMS ونموذج Gaia للدقة الفلكية متوسط ​​السماء ، بعد الإطلاق ، بافتراض خمس سنوات من الملاحظات. الخط الأحمر هو لأخطاء المنظر الكسرية الفعلية من مهمة Hipparcos. Hipparcos بشكل عام لديه أكبر جزء من النجوم مع وجود خطأ كسري معطى أصغر من Gaia ، لكن Hipparcos لاحظ عددًا أقل بكثير من النجوم مع أخطاء أكبر في اختلاف المنظر. تعرض اللوحة اليمنى نفس المعلومات ولكن على مقياس لوغاريتمي.

25/08/2015: جاياالسنة الأولى من الملاحظات العلمية

من ESA's جايا موقع: يوم الجمعة الماضي ، 21 أغسطس ، أكملت شركة Gaia ، مساح ESA & rsquos المليار نجمة ، عامها الأول من الملاحظات العلمية في وضع المسح الرئيسي.

بعد الإطلاق في 19 ديسمبر 2013 وفترة تكليف طويلة مدتها ستة أشهر في المدار ، بدأ القمر الصناعي عملياته العلمية الروتينية في 25 يوليو 2014. يقع في نقطة لاغرانج L2 ، على بعد 1.5 مليون كيلومتر من الأرض ، ويقوم غايا بمسح النجوم والعديد من الأجسام الفلكية الأخرى أثناء دورانه ، ملاحظًا مساحات دائرية من السماء. من خلال قياس مواقع النجوم بشكل متكرر بدقة غير عادية ، يمكن لـ Gaia تحديد مسافاتها وحركاتها عبر مجرة ​​درب التبانة.

07/08/2015: التظاهر جاياالقدرة الفلكية

29/07/2015: مسح Gaia-ESO: توصيف متواليات [alpha / Fe] في أقراص درب التبانة

ArXiv: 1507.08066 بواسطة G.Kordopatis et al: نحن نتحرى ، باستخدام بيانات الإصدار 2 الداخلي لمسح Gaia-ESO ، خصائص التسلسل المزدوج لأقراص درب التبانة (المحددة كيميائيًا على أنها مجموعات ألفا عالية ومنخفضة ألفا) ، ونناقش توافقها مع الأقراص المحددة من قبل الآخرين. يعني مثل المعادن أو الحركية أو المواقف.

يستخدم هذا البحث طريقتين مختلفتين: سرعة الفضاء للنجوم الواقعة في الجوار الشمسي الممتد ، وفي الفضاء الكيميائي للنجوم في نطاقات مختلفة من أنصاف أقطار مركزية المجرة والارتفاعات من المستوى. يسمح لنا الفصل الذي نجده في مساحة السرعة بالتحقيق ، بطريقة جديدة ، في مدى معدنية كل من التسلسلين ، وتحديدهما بالقرصين ، دون افتراض أي افتراض حول شكل وظائف التوزيع المعدنية الخاصة بهم. ثم ، باستخدام الفصل في الفضاء الكيميائي ، نميز التباين المكاني لمنحدرات تسلسل [alpha / Fe] - [Fe / H] للأقراص السميكة والرقيقة والطريقة التي تتغير بها النسب النسبية للقرصين عبر المجرة. نجد أن القرص السميك (تسلسل ألفا عالي) يمتد حتى [Fe / H]

+0.2 والقرص الرفيع (تسلسل منخفض ألفا) ، على الأقل وصولاً إلى [Fe / H]

-0.8. تم العثور على التدرجات الشعاعية والعمودية في وفرة ألفا للقرص الرفيع ، مع اختلافات مكانية معتدلة في مساراته [alpha / Fe] - [Fe / H] ، بينما بالنسبة للقرص السميك لا نكتشف أي اختلافات مكانية من هذا القبيل.

لا تسمح لنا الاختلافات الصغيرة في المسارات المكانية [alpha / Fe] - [Fe / H] للقرص الرفيع بالتمييز بين نماذج التكوين لهذه البنية. من ناحية أخرى ، يشير نقص التدرجات الشعاعية و [alpha / Fe] - [Fe / H] الاختلافات للقرص السميك إلى أن الآلية المسؤولة عن خلط المعادن في المجرة الفتية (على سبيل المثال ، الهجرة النجمية الشعاعية أو الغازية المضطربة القرص) كان أكثر كفاءة قبل أن يبدأ القرص الرفيع (الحالي) في التشكيل.

31/07/2015: الكويكبات في كل مكان

من جايا صورة صفحة الأسبوع: جايا يرصد أكثر من مليار نجم في السماء بأكملها ، دون أن يعرف مسبقًا مكانهم. ومع ذلك ، نظرًا لأن كل مصدر يتم ملاحظته عدة مرات ، فإن المعالجة الأولية للبيانات (IDT ، وهو برنامج معقد للغاية يعمل على البيانات المرسلة بواسطة القمر الصناعي ، تم تطويره بواسطة فريق جامعة برشلونة) لديه مهمة تجميع الملاحظات المتعددة لـ نفس المصدر.

تتضمن هذه المهمة ، المسماة "المطابقة التبادلية" ، مقارنة المواضع التي سجلها Gaia. في حالة ملاحظة مصدرين ، ضمن حالة عدم اليقين ، في نفس الموقع على السماء ، يتم التعرف عليهما & ndash في الواقع & ndash نفس المصدر.

بالنسبة للكويكبات ، لا يمكن أن ينجح هذا ، لأنها تتحرك دائمًا بين النجوم - ببطء (عادةً ، يمكن أن يستغرق كويكب في الحزام الرئيسي بضعة أيام لتحريك مسافة قطر القمر) ولكن بالسرعة الكافية لـ Gaia (عدة وحدات بكسل أثناء عبور واحد على المستوى البؤري)! نتيجة لذلك ، لا يرى Gaia مطلقًا كويكبًا في نفس المكان ، والمطابقة التبادلية الموصوفة أعلاه تجعل هذه الاكتشافات "أيتامًا" لا تتكرر بمرور الوقت.


ما هو مقضب على مطياف GAIA RVS؟ - الفلك


المصدر: ستيف ديردن (www.astrosurf.com/dearden)

لو هي عدسة التجميع ، مضاءة بمصدر الضوء إل. L1 هو الميزاء و L2 عدسة التركيز أو عدسة التصوير. S1 هو فتحة المدخل و S2 هو إسقاطه على الكاشف. سنستخدم هذه الأسماء أيضًا كأحجام: S1 هو أيضًا حجم فتحة المدخل ، لو هو حجم عدسة التجميع ، وما إلى ذلك. في علم الفلك ، لو هو هدف التلسكوب أو المرآة الأساسية ، وربما يكون أكبر بمئة مرة من L1 أو L2. وفي علم الفلك ، غالبًا ما تسمى عدسة التركيز والكاشف المرتبط بها "الكاميرا".

المنشور هو بالطبع العنصر الذي يفصل الضوء إلى أطوال موجية مختلفة. يسمى التأثير المادي تشتت، حقيقة أن معامل الانكسار للزجاج هو دالة لطول الموجة. في أي زاوية إدخال ، ستختلف زوايا الخرج للضوء من طولين موجيين. إذا كان الاختلاف في زاوية الخرج يتعلق باختلاف في الطول الموجي ، فإننا نسمي تشتت الزاوي. ال تشتت خطي، الذي يحدد المقياس الفعلي للطيف النهائي ، يتم الحصول عليه من خلال التشتت الزاوي مضروبًا في الطول البؤري للبصريات المستخدمة لتصوير الطيف على الكاشف.

يوضح مخطط الطيف المنشور بوضوح لماذا يجب أن تكون الحزمة الواردة "موازية" - أي أن الضوء من كل مصدر فردي يجب أن يقدم للمنشور كأشعة متوازية (تقريبًا). الزوايا التي عندها الأشعة يظهر من المنشور تحمل معلومات الطول الموجي. إذا كانت زوايا الإدخال تحمل أيضًا معلومات موضعية ، فسيصبح الاثنان مرتبكين. للسبب نفسه ، يجب إبقاء الشق ضيقًا: إذا كان الشق عريضًا جدًا ، فستكون هناك مساهمات غير متوازية للضوء الذي يصطدم بالمنشور.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 أي يتم تكبير الشق بنسبة الأطوال البؤرية لعدسة التركيز وعدسة الموازاة. بتعبير أدق ، صورة الشق في أي طول موجي معين يتم تضخيمه بهذه النسبة. يمكن أيضًا جعل التشتت الخطي ، وهو الفصل بين الألوان المختلفة كما تم قياسه في الكاشف (معبرًا عنه على سبيل المثال بـ mm / Angstrom) أكبر عندما إل2 يتم زيادته مقابل قيمة ثابتة تبلغ إل1. ولكن نظرًا لأن حجم الشق المتوقع والتشتت الخطي يزدادان بنفس المعدل ، فيزدادان إل2 لا يؤدي بالضرورة إلى تحسين النتيجة. في الواقع ، صنع إل2 الأصغر يسمح لك بملاءمة نطاق أكبر من الأطوال الموجية للكاشف. لماذا لا تريد أن تفعل إل2 صغير جدا؟

إذا تم فصل المصادر المختلفة في الاتجاه المتعامد مع التشتت ، فلن يحدث التباس. هذا هو السبب في أنه يمكن استخدام "شق" أحادي البعد بدلاً من فتحة صغيرة. يُعد مقياس الطيف المنشور كما هو موضح أحد الأمثلة المحتملة على ملف مطياف شق. في سياق فلكي ، يعزل الشق الإشعاع الذي يتم تحليله إلى منطقة مستطيلة ضيقة في السماء. في الممارسة العملية ، قد يعني هذا أن نجمًا واحدًا معزولًا ، أو خطًا ضيقًا عبر مجرة.

يمكن للمرء أن يفعل ما هو أفضل من خلال وجود قناع كبير مثقوب بالثقوب أو الشقوق حيث توجد أشياء مثيرة للاهتمام. بالطبع يجب أن تكون هذه المنطقة من السماء قد تم فحصها من قبل لتحديد الأهداف الطيفية ، ولتحديد القياس الفلكي الدقيق بحيث يمكن صنع الأقنعة.


المصدر: "عين الأشعة تحت الحمراء لسوبارو" (نشرة صحفية 2006)

في بعض الحالات لا تكون هناك حاجة للشق. هذا هو الحال إذا كان مصدر الطائرة
المصدر: Steve Dearden (Bob Fosbury، ESO-ECF)

يمكن استبدال المنشور في الرسم السابق بمحزوز حيود. يتألف محزوز الحيود من ركيزة (صفيحة زجاجية مستطيلة الشكل) توضع عليها نمط منتظم من الأخاديد ("جوانب"). يمكن أن تكون الأخاديد عبارة عن خدوش ناتجة عن الماس (كما هو الحال عند إنشاء سجل LP) ولكن إنشاء مثل هذا "الحاجز الرئيسي" أمر صعب ومكلف. يتم نسخ الشبكات التجارية من السيد. عادةً ما يُطلق على التباعد بين الأخاديد ، والذي يجب أن يظل ثابتًا جدًا للحصول على نتائج جيدة ، "د"، ثابت المحزوز. يتم التعبير عنه عادةً بالميكرومتر أو ، للراحة ، في الأخاديد لكل مم (جم / مم) أو أحيانًا لتر / مم (خطوط لكل مم).

يوضح الشكل (والتعليق) الهندسة. على عكس المنشور ، يمكن أن يكون المحزوز من النوع العاكس أو النوع المرسل. في حالة محزوز الانعكاس ، عادة ما تكون الأخاديد بالألمنيوم لزيادة الكفاءة التي ينحرف بها الضوء. في حالة صريف ناقل الحركة ، من المرجح أن يكون للأخاديد مضاد للانعكاس طلاء. المبادئ متشابهة وسنناقش فقط صريف الانعكاس بالتفصيل.

كما سنرى ، بالنسبة للضوء الذي يصطدم بالشبكة بزاوية (تقاس من الشبكة العادية - لا داعي هنا للقلق بشأن زوايا الأوجه المثلثية!) سيحدث التداخل البناء فقط في زوايا معينة (يُسمى 1, -1 إلخ). هذا موضح في الإطار التالي.

هذه السلسلة من الصور مأخوذة من كتيب محزوز الحيود (بالمر ولووين ، شركة ميلتون روي ، الطبعة الثانية ، 1994)

ال معادلة مقضب يمكن اشتقاقها من الرسم البياني الموجود على اليسار. "د" هي فترة الأخدود. نريد أن نرى ما إذا كان الضوء المنعكس من جانب واحد يمكن أن يكون في طور مع الضوء المنعكس من وجه مجاور. سيكون الأسلوب الصحيح هو استخدام نظرية الحيود (انظر كيتشن ، القسم 4.1) ، لكن النهج الهندسي يعطي الزوايا الصحيحة. نقارن شعاعًا يصيب نقطة (عشوائية) على جانب واحد بشعاع يصيب الوجه التالي ، عند نقطة على مسافة د بعيدًا عن الشعاع الأول. في الرسم على اليسار ، يجب أن يقطع الشعاع الأقرب إلى السهم مسافة إضافية) مقارنة بالشعاع الموازي له. لكي يحدث التداخل البناء ، يجب أن يعوض فرق طول المسير للأشعة الخارجة انزياح الطور (النموذج 2). كما يمكن رؤيته ، سيحدث هذا عندما تم اعتماد اتفاقية علامة: الزوايا الإيجابية مثل تلك الموجودة على نفس الجانب من الوضع الطبيعي مثل الضوء الساقط. إذن في الحالة الموضحة في الشكل هو سالب.
يمكننا الآن كتابة
معادلة مقضب في شكله المعتاد:

"ترتيب الانعراج" م يمكن أن يتبنى أي قيمة عدد صحيح ، ولكن لقيمة معينة ستكون هناك حلول (حقيقية) لقيم معينة فقط من م - كما هو مبين بالفعل في الشكل II-1 (أ).

لاحظ أنه عند قياس مستوى الانعراج كما هو موضح في هذا الرسم البياني ، سيكون حجم الحزمة مختلفًا بشكل عام بعد الانعراج. هذا صحيح إلا عندما م = 0.

ال تشتت الزاوي في هندسة معينة يمكن إيجادها عن طريق التفريق بين المعادلة المحززة وثابت. يحصل المرء على:

لا تنسى ذلك بعد و م تم اختياره ، تم إصلاحه بواسطة معادلة صريف!

انظر مرة أخرى إلى معادلة المحزوز. بالنسبة لاختيار معين لترتيب الانعراج وزاوية الإدخال وطول الموجة ، تخبرك هذه المعادلة بالاتجاه
لتوقع ظهور الشعاع الخارج. يتم فرض هذا من خلال المتطلبات البسيطة للتداخل البناء. لكن انظر إلى الشكل II-I. جوانب الشبكة (كما يطلق عليها) لها شكل مثلث محدد بالزاوية
بين مستوى الشبكة وأحد جوانبها. عادةً ما تكون قمة المثلث 90 درجة ، لذا يلزم إعطاء زاوية واحدة فقط. الزاوية تسمى زاوية الحريق وعلى الرغم من أنه لا يتغير
إنه يغير الكفاءة التي ينحرف بها الحاجز في الاتجاه.
يعد حساب الكفاءة كدالة للمعلمات المختلفة أمرًا معقدًا ، والنتائج مختلفة جدًا لاستقطابي الضوء. في كثير من الأحيان ، يحدث الحد الأقصى من الكفاءة في مجموعة من الزوايا مثل:
التي سأسميها حالة الحريق القياسي. إنها الحالة التي تتوافق مع الانعكاس المرآوي (الشبيه بالمرآة) من الجوانب ولذا يجب أن تمثل الحد الأقصى بشكل حدسي.

باستخدام التحليل الطيفي ، يمكن قياس سرعة انحسار نجم أو مجرة ​​أو أي جسم آخر ، إذا (على سبيل المثال) تمكنا من اكتشاف خط انبعاث يعرف "طول موجة الراحة".
الانزياح الأحمر ض لخط طيفي لجسم تكون سرعته أقل بكثير من ج اعطي من قبل:

وهو تقريب للصيغة التالية:

والتي يجب استخدامها للأشياء ذات السرعة النسبية للمراقب والتي يمكن مقارنتها بـ ج .


مراوغات جايا

أحدثت البيانات الفلكية التي قدمها القمر الصناعي Gaia التابع لوكالة الفضاء الأوروبية ثورة بالفعل في علم الفلك النجمي والمجري في الوقت القصير الذي كان متاحًا فيه. كان التطور المثير للاهتمام بشكل خاص هو تحديد النجوم التي يبدو أنها تتحرك بسرعة كبيرة فيما يتعلق بجيرانها - "النجوم فائقة السرعة". تابع دوجلاس بوبيرت وزملاؤه نجمًا فائق السرعة لتأكيد سرعته الشعاعية (RV). Boubert et al. اكتشف أن النجم المعني يتحرك في الواقع أبطأ بعشر مرات مما كان متوقعًا من بيانات Gaia ، ويكشف عن تأثير رصد قد يكون له تأثير كبير على النجوم الفائقة السرعة الأخرى التي حددها Gaia.

استنادًا إلى سبع ملاحظات ، تحتوي Gaia DR2 5932173855446728064 على متوسط ​​RV يبلغ -614.3 ± 2.5 كم ثانية -1 ، مما يجعلها غير مرتبطة بالمجرة. ومع ذلك ، وفقًا لثماني فترات من الأطياف الضوئية من تلسكوب أبحاث الفيزياء الفلكية الجنوبية ، فإن متوسط ​​المسافة الفلكية لهذا النجم هو فقط -56.5 ± 5.3 كم ثانية -1. ما يعطي؟ لمعرفة ذلك ، Boubert et al. يتبع دليلًا في بيانات Gaia الوصفية: تم وضع علامة على النجم كمصدر مكرر. كشف فحص المناطق المحيطة المباشرة أن النجم محاط بالعديد من الأشخاص الآخرين ، والتعمق أكثر في تفاصيل الرصد ، بدا من المحتمل جدًا أن عمليات المسح السبعة قد حدثت خلال أربعة أيام فقط ، وكانت جميعها في نفس الاتجاه (انظر الصورة ، مع المسح باللون الأحمر). هذا يعني أن نجمًا أكثر سطوعًا (مثلث أزرق فاتح) كان يُلاحظ دائمًا قبل النجم الفائق السرعة المفترض (المربع الأزرق) ، مما أدى إلى قياس RV خاطئ بسبب مزج الضوء من النجمين في Gaia's Radial Velocity Spectrometer.

من المحتمل أن تؤثر مشكلة خط أنابيب البيانات هذه على 112 نجمًا من 202 نجمًا فائق السرعة تم تحديده حتى الآن - النجوم التي تحتوي على نجوم لامعة في حدود 6.4 بوصة.


ما هو مقضب على مطياف GAIA RVS؟ - الفلك

وقت الحدث المحفز هو اللحظة التي اكتشف فيها Gaia تغييرًا كبيرًا من الحجم الثابت ، وهذا يعتمد على قانون Gaia للمسح أكثر من الأحداث الفيزيائية الفلكية في المصدر. على وجه الخصوص ، بالنسبة للأحداث البركانية ، قد يكون وقت ذروة السطوع إما بعد وقت تشغيل التنبيه أو قبله.

يكون وقت المراقبة بتوقيت الإحداثيات barycentric (TCB) بدلاً من التوقيت العالمي المنسق (UTC). وقت النشر بالتوقيت العالمي المنسق.

قد يشير موقع السماء إما إلى مصدر في كتالوج Gaia الخاص ، أو إلى مصدر في كتالوج خارجي (مثل SDSS) يستخدم كمرجع لدمج ملاحظات Gaia. عندما يأتي الموضع من كتالوج Gaia ، يتم اشتقاقه من ملاحظة Gaia واحدة عند نقطة انطلاق التنبيه وهذا هو ليس قياس فلكي للدقة الكاملة لمهمة Gaia الرئيسية.

المقادير موجودة في فرقة غايا "G". هذه ملاحظات غير مفلترة ذات ضوء أبيض يتم فيها تحديد نطاق التمرير من خلال استجابة الأداة. يتم اشتقاق المقادير الموجودة في الجدول من معايرة أولية للقياس الضوئي. سيوفر الكتالوج الضوئي القادم من مهمة Gaia مقادير أكثر دقة بناءً على معايرة مناسبة.

Lightcurves

لكل تنبيه ، على صفحة الويب الخاصة به ، نقدم المنحنيات المضيئة في شكل ، وأيضًا عبر ملف CSV قابل للتنزيل. Our published lightcurves use a timestamp extracted from the reference time encoded in the transitId, i.e. the time of observation in the first strip of detectors in the astrometric field (AF1, see e.g. Fig 4 in Gaia collaboration Prusti et al. 2016). The TransitId is a numeric field which encodes a number of values: the reference pixel coordinates in AF1, the telescope, and the CCD row in which the object was observed. It uniquely identifies the transit of a source on the focal plane. We convert this AF1 timestamp to Barycentric Coordinate Time (TCB: hence the conversion includes the light travel time from the spacecraft to the Solar system barycentre).

The column headings are: Date(TCB), JD(TCB), average mag (i.e. mag averaged across all CCD strips). Note that it takes approximately 44 seconds for a source to cross 9 AF CCDs

In the lightcurve data, we have epochs where no numeric value is given for the magnitude. In this instance we report two distinct cases with a text label in the CSV file, and a different symbol in the figure.

  1. A small fraction of Gaia data do not get downlinked to the ground, especially during high source-density scans, and especially for faint sources.
  2. Also, infrequently, there can be issues in the daily processing which may result in the occasional photometric measurement being delayed, or omitted.
  3. Additionally the predicted scanning times are calculated at lower spatial resolution than the Gaia spatial resolution, which can lead to edge cases with incorrect values for the predicted time.
  4. Finally, some individual Gaia observations are associated with the wrong source by the Initial Data treatment software. When we spot these cases, we try to repair the gaps in the lightcurve by combining the data of multiple sources.

20.7. However, the flux measurement derived is not reliable, and can not be used. Sometimes there are untrusted measurements for all sources within a window of time lasting some days, for example when the spacecraft was decontaminated.

2015 - Institute of Astronomy, University of Cambridge, UK - Privacy policy


شاهد الفيديو: محاضرة م فراج بربوتي التشخيص العضوي والطيفيكلية العلوم التطبيقية - هيتقسم البيئة (شهر اكتوبر 2021).