Tähtitiede

Miksi Ganymeden aurora näkyy vain ultraviolettisäteessä, kun maapallon kirkkaan vihreä ja punainen?

Miksi Ganymeden aurora näkyy vain ultraviolettisäteessä, kun maapallon kirkkaan vihreä ja punainen?

GANYMEDE AURORAE

NASA: n Hubble-avaruusteleskooppi havaitsi aurinkovyöhykeparin, joka ympäröi Jovian kuu Ganymedea. Vyöt havaittiin ultraviolettivalossa avaruusteleskooppikuvausspektrografilla, ja ne on tässä kuvassa väriltään sininen.

Miksi Ganymeden aurora näkyy vain ultraviolettisäteessä, kun maapallo on spektrin näkyvässä osassa?


Lainaus Nat.Geolta. artikkeli (jolla on sama UV-kuva),

Sitten vuosina 2010 ja 2011 Hubble katsoi tarkasti kuuta. Tarkemmin sanottuna siinä tarkasteltiin aurora-yhtyeitä, jotka soivat Ganymeden pylväitä. Hubble tutki auroroja ultraviolettisäteilyssä, mutta Saur sanoi, että hohtavat valot näkyisivät ihmisen silmissä.

"Jos joku voisi seistä Ganymedellä katsellen ylös yön taivaalle, se näyttää sinulle punaisena aurorana", hän kuvaili.


Tieteen yleiskatsaus

NASAn Juno-tehtävän päätavoitteena on ymmärtää Jupiterin alkuperä ja kehitys. Tiheän pilvisyyden alla Jupiter suojaa salaisuuksia perusprosesseista ja olosuhteista, jotka hallitsivat aurinkokuntamme sen muodostumisen aikana. Ensisijaisena esimerkkinä jättiläisplaneetasta Jupiter voi myös tarjota kriittistä tietoa muiden tähtien ympärillä löydettävien planeettajärjestelmien ymmärtämiseksi.

Tiedeinstrumenttivalikoimallaan Juno tutkii mahdollisen kiinteän planeettasydämen olemassaoloa, kartoittaa Jupiterin voimakkaan magneettikentän, mittaa veden ja ammoniakin määrän syvässä ilmakehässä ja tarkkailee planeetan auroroja.

Juno antaa meidän viedä valtava askel eteenpäin ymmärryksessämme siitä, kuinka jättiläiset planeetat muodostuvat, ja roolista, jolla näillä titaaneilla oli koko muu aurinkokunta.

Jupiterin alkuperä ja sisustus

Teoriat aurinkokunnan muodostumisesta alkavat kaikki jättimäisen kaasu- ja pölypilven tai sumussa romahtamisesta, joista suurin osa muodosti pikkulasten auringon, tähtemme. Auringon tavoin Jupiter on enimmäkseen vetyä ja heliumia, joten sen on täytynyt muodostua aikaisin ja siepata suurin osa tähtemme syntymisen jälkeen jäljellä olevasta materiaalista. Kuinka tämä tapahtui, on kuitenkin epäselvää. Muodostuiko massiivinen planeetan ydin ensin ja sieppasiko kaikki kaasun painovoimaisesti vai romahtiinko epävakaa alue sumuun ja laukaisi planeetan muodostumisen? Näiden skenaarioiden väliset erot ovat syvällisiä.

Vielä tärkeämpää on, että jäisten planeettasymbolien eli pienten protoplaneettojen koostumus ja rooli planeettojen muodostumisessa riippuu tasapainossa - ja heidän kanssaan maapallon ja muiden maaplaneettojen alkuperä. Jäiset planeettasimet olivat todennäköisesti materiaalien, kuten veden ja hiiliyhdisteiden, kantajia, jotka ovat elämän peruselementtejä.

Toisin kuin Maan, Jupiterin jättimassat antoivat sen pitää kiinni alkuperäisestä koostumuksestaan ​​tarjoten meille mahdollisuuden jäljittää aurinkokuntamme historiaa. Juno mittaa veden ja ammoniakin määrän Jupiterin ilmakehässä ja auttaa selvittämään, onko planeetalla ydin raskaita alkuaineita, mikä rajoittaa malleja tämän jättiläisplaneetan alkuperään ja siten aurinkokuntaan. Kartoittamalla Jupiterin gravitaatio- ja magneettikentät Juno paljastaa planeetan sisärakenteen ja mittaa ytimen massan.

Tunnelma

Kuinka syvälle Jupiterin värikkäät alueet, vyöt ja muut ominaisuudet tunkeutuvat, on yksi merkittävimmistä jättiläisplaneettaa koskevista peruskysymyksistä. Juno määrittelee planeetan ilmakehän globaalin rakenteen ja liikkeet pilvien yläpuolella ensimmäistä kertaa, kartoittamalla ilmakehän koostumuksen, lämpötilan, pilvien ja liikkumismallien vaihtelut ennennäkemättömään syvyyteen.

Magnetosfääri

Juno tarkastelee Jupiterin pylväitä ensimmäisen kerran tarkasti magnetosfäärin voimia, jotka yhdistävät jättiläisen, nopeasti pyörivän planeetan ulkoasun sen syvään sisätilaan. (Taustakuva Cassinin yläosasta: Jupiter auroras Hubble-avaruusteleskoopin alaosasta: Cassini Saturnuksessa) Luotto NASA / JPL-Caltech

Jupiterin ilmakehässä syvällä paineella vetykaasu puristetaan nesteeksi, joka tunnetaan nimellä metallivety. Näissä valtavissa paineissa vety toimii kuin sähköä johtava metalli, jonka uskotaan olevan planeetan voimakkaan magneettikentän lähde. Tämä voimakas magneettinen ympäristö luo aurinkokuntamme kirkkaimmat aurorit, kun varautuneet hiukkaset saostuvat planeetan ilmakehään. Juno ottaa suoraan näytteet varattuista hiukkasista ja magneettikentistä lähellä Jupiterin pylväitä ensimmäistä kertaa tarkkailemalla samalla auroroja ultraviolettivalossa, jonka polaarialueille törmäämät ylimääräiset energiamäärät tuottavat. Nämä tutkimukset parantavat suuresti ymmärrystämme tästä merkittävästä ilmiöstä ja samankaltaisista magneettisista esineistä, kuten nuorista tähdistä, joilla on omat planeettajärjestelmänsä.

Junon tiedetavoitteet

Tehtävän ensisijaiset tieteelliset tavoitteet ovat seuraavat:

Alkuperä
Määritä vesipitoisuus ja aseta yläraja Jupiterin mahdollisen kiinteän ytimen massalle päättääksesi mikä planeetan alkuperän teoria on oikea

Sisustus
Ymmärrä Jupiterin sisärakenne ja kuinka materiaali liikkuu syvällä planeetassa kartoittamalla sen gravitaatio- ja magneettikenttiä

Tunnelma
Karttaa ilmakehän koostumuksen, lämpötilan, pilven peittävyyden ja dynamiikan vaihtelut yli 100 baarin syvyyteen kaikilla leveysasteilla.

Magnetosfääri
Kuvaile ja tutki Jupiterin polaarisen magnetosfäärin ja aurorojen kolmiulotteista rakennetta

Junon tehtävän yleistavoitteena on parantaa ymmärrystä aurinkokunnasta ymmärtämällä Jupiterin alkuperä ja kehitys. Se käsittelee tieteen tavoitteita, jotka ovat keskeisiä kolmelle NASA: n tiedealalle: aurinkokunta (planeetta), maa-aurinkokunta (heliofysiikka) ja maailmankaikkeus (astrofysiikka).

Junon ensisijainen tieteellinen tavoite ymmärtää Jupiterin muodostumista, evoluutiota ja rakennetta liittyy suoraan varhaisen aurinkokunnan olosuhteisiin, mikä johti planeettamme muodostumiseen. Jupiterin mahdollisen kiinteän ytimen massa ja raskas alkuaineiden määrä ilmakehässä erottavat planeetan muodostumisen jättimäisen mallin. Juno rajoittaa ydinmassaa kartoittamalla painovoimakenttää ja mittaa mikroaaltouunilla kuulemalla maailmanlaajuiset happi- (vesi-) ja typpipitoisuudet (ammoniakki).

Juno paljastaa Jupiterin historian kartoittamalla gravitaatio- ja magneettikentät riittävällä resoluutiolla rajoittamaan Jupiterin sisärakennetta, magneettikentän lähde-aluetta ja syvän konvektion luonnetta. Kuulemalla syvälle Jupiterin ilmakehään, Juno määrittää, mihin syvyyteen vyöt ja vyöhykkeet tunkeutuvat. Juno tarjoaa ensimmäisen tutkimuksen ja tutkimuksen Jupiterin napamagnetosfäärin kolmiulotteisesta rakenteesta.

Junon tiedeinstrumentit

Mikroaaltosäteilymittari (MWR)
Junon Microwave Radiometer -laite tutkii Jupiterin pilvipintojen alla tarjotakseen tietoja ilmakehän rakenteesta, liikkumisesta ja kemiallisesta koostumuksesta jopa 1000 ilmakehän syvyyteen - noin 342 mailia (550 kilometriä) näkyvien pilvipintojen alapuolelle. Erityisesti MWR määrittää veden määrän planeetan ilmakehässä.

"Se on täysin uusi ominaisuus, jota emme ole koskaan ennen saaneet ulommilla planeetoilla. Jos voimme nähdä syvälle Jupiteriin hyvin läheltä, meillä pitäisi olla melko korkean resoluution näkymä."

Juno käyttää Microwave Radiometer (MWR) -instrumenttiaan tutkiakseen Jupiterin syvää ilmakehää paljastaen uusia näkemyksiä sen rakenteesta ja koostumuksesta. Instrumentti tekee mittauksia, joiden avulla tutkijat voivat määrittää veden määrän planeetan ilmakehässä. Nämä tiedot ovat puuttuva avain Jupiterin muodostumisen ymmärtämiseen.

Viisi Junon kuudesta MWR-antennista sijaitsee avaruusaluksen toisella puolella.

MWR mittaa maapallon sisäpuolelta tulevan mikroaaltosäteilyn nähdäksesi, mitä pilvipintojen alla on. Planeetta lähettää säteilyä radion, mikroaaltouunin ja infrapuna-alueiden yli, mutta vain mikroaaltotaajuudet voivat saada sen ulos paksujen pilvien läpi. Syvyys, josta säteily voi paeta, riippuu taajuudesta, joten mittaamalla mikroaaltosäteilyn eri taajuuksia MWR voi tutkia Jupiterin sisätilojen eri kerroksia.

Jupiterin säteilyhihnojen voimakas radiopäästö estää planeettamme näkymän maapallolta kriittisillä mikroaaltotaajuuksilla, jotka ovat tarpeen Jupiterin vesimäärän mittaamiseksi. Juno välttää tämän ongelman lentämällä lähellä Jupiteria, säteilyhihnojen sisällä.

MWR koostuu kuudesta antennista, jotka on suunniteltu tunnistamaan passiivisesti mikroaallot, jotka tulevat kuudelta tasolta pilvien sisällä. Nämä tasot vaihtelevat pilvien yläosista, joissa paine on suunnilleen sama kuin maan päällä, satojen mailien syvyyteen, jossa paine on tuhat kertaa suurempi. Syvimmät kerrokset (alle 100 baaria) paljastavat Jupiterin vesipitoisuuden, mikä on avain ymmärtämään Jupiterin muodostumista. MWR antaa meille myös mahdollisuuden määrittää, kuinka syvälle ilmakehän piirteet ulottuvat planeetalle, mukaan lukien pilvikaistat ja Suuri punainen piste.

Kaikki kuusi MWR-antennia sijaitsevat Junon kuusikulmaisen rungon sivuilla, ja suurin antenni vie yhden kokonaisen sivun. Jokainen antenni on kytketty kaapelilla vastaanottimeen, joka on avaruusaluksen päällä olevassa instrumenttikaaressa.

MWR-instrumentti toimii viiden ennalta valitun Juno-kiertoradan aikana. Näiden kiertoratojen aikana Juno on suunnattu niin, että MWR-antennien näkymät lakaistaan ​​Jupiterin yli suoraan avaruusaluksen alapuolelle. Tämän geometrian avulla Juno voi tarkkailla lämpöemissiota kustakin avaruusaluksen polun pisteestä planeetan yli havaittavaksi useista kulmista, mikä auttaa MWR: ää rakentamaan kolmiulotteisen käsityksen siitä, miten syvä ilmakehä on rakennettu.

Suurin Junon kuudesta MWR-antennista vie avaruusaluksen koko sivun.

JPL toimitti MWR-alijärjestelmän komponentit, mukaan lukien antennit ja vastaanottimet.

Instrumenttitilastot:
Mittaa Jupiterin mikroaaltokirkkauden lämpötilat kuudella passiivisella mikroaaltouunilla, jotka ovat herkkiä 1,3 - 50 senttimetrin aallonpituuksille tai taajuuksille, jotka ovat 0,6 - 22 GHz.

Suurin antenni on neliömetriä (1,6 metriä).

Sijainti: Avaruusaluksen kaksi sivua, aurinkopaneelien välissä

Kaksi suurinta antennia, jotka tunnistavat matalimmat taajuudet, ovat "patch-ryhmät", seuraavat kolme pienempää antennia ovat "aikaväliryhmät", pienin on "sarvi" -antenni.

Painovoimatutkimus
Junon Gravity Science -kokeilussa avaruusaluksen tietoliikennejärjestelmä auttaa meitä ymmärtämään Jupiterin sisäisen rakenteen kartoittamalla hyvin tarkasti planeetan painovoimakenttää. Gravity Science -kokeilun avulla Juno voi mitata Jupiterin painovoimakenttää ja paljastaa planeetan sisäisen rakenteen. Juno näkee kuinka Jupiterin sisällä oleva materiaali heilahtaa ja virtaa auttaen selvittämään, onko planeetalla tiheä ydin keskellä.

"Emme pääse lähelle Jupiterin syvää sisätilaa, mutta voimme kuitenkin tutkia sitä kartoittamalla planeetan painovoimaa."

Jupiterin sisäisen rakenteen vaihteluilla on pieniä vaikutuksia sen painovoimakenttään, joka muuttaa Junon kiertorataa aina niin vähän. Mitä lähempänä Juno pääsee Jupiteriin, sitä selvemmät siirtymät ovat. Nämä hienot siirtymät Junon liikkeessä aiheuttavat yhtä hienovaraisia ​​siirtoja maasta vastaanotetun ja takaisin maahan lähetetyn radiosignaalin taajuudessa. Doppler-efekti tunnetaan samantyyppisenä taajuussiirtona, joka tapahtuu, kun ambulanssin sireenin äänenvoimakkuus kasvaa nopeutta kohti sinua ja pienenee, kun ylität sinua.

Näiden pienten muutosten mittaamiseksi Junon tietoliikennejärjestelmä on varustettu X-kaistalla toimivalla radiolähettimellä, joka on kolmen senttimetrin aallonpituuden radiosignaali. Transponderi havaitsee NASA: n maan avaruusverkosta lähetetyt signaalit ja lähettää välittömästi signaalin vastineeksi. Pienet muutokset signaalin taajuudessa kertovat meille kuinka paljon Juno on siirtynyt Jupiterin painovoiman vaihtelujen vuoksi. Lisätarkkuuden lisäämiseksi televiestintäjärjestelmässä on myös Ka-band-kääntäjäjärjestelmä, joka tekee samanlaista työtä, mutta radion aallonpituuksilla on senttimetri. Yksi NASA: n Deep Space Network -antenniverkon antenneista, joka sijaitsee Goldstoneissa Kaliforniassa, on asennettu lähettämään ja vastaanottamaan signaaleja molemmilla radiokaistoilla. Advanced Water Vapor Radiometer -niminen instrumentti auttaa eristämään signaalin maapallon ilmakehän aiheuttamista häiriöistä.

JPL toimitti Juno-tietoliikennejärjestelmän. Italian avaruusjärjestö osallistui Ka-band-kääntäjäjärjestelmään.

Junon radiosignaalin Doppler-muutos antaa tutkijoille mahdollisuuden kartoittaa Jupiterin painovoimakentän vaihteluita, kun avaruusalus putoaa planeetan ohitse jokaisen kiertoradan aikana.

Instrumenttitilastot:
Painovoimatietojen lähettämiseen käytetyt taajuudet: X-kaista ja Ka-kaista

Sijainti: Aluslevyn muotoinen suurivahvistettu antenni avaruusaluksen ja radiolähettimen päällä säteilyvarastossa

Magnetometrikokeilu (MAG)
Junon magnetometri havainnollistaa Jupiterin magneettikentän 3D-kuvassa ympäri maapalloa tunnistamalla syvän sisätilan ja seuraamalla muutoksia ajan myötä.

Magnetometrin (MAG) avulla Juno luo erittäin tarkan ja yksityiskohtaisen kolmiulotteisen kartan Jupiterin magneettikentästä. Tämän ennennäkemättömän tutkimuksen avulla voimme ymmärtää Jupiterin sisäisen rakenteen ja kuinka magneettikenttä syntyy sisällä olevan dynamon vaikutuksesta - sähköisesti varautuneen materiaalin murskaamisesta syvälle pinnan alle. MAG seuraa myös kentän pitkän aikavälin vaihteluita, joita kutsutaan maallisiksi variaatioiksi, koko tehtävän ajan. Näiden muunnelmien mittaukset yhdessä kartan kanssa auttavat meitä määrittämään dynamon alueen syvyyden. Koska Jupiterilta puuttuu kivinen kuori tai maanosat, jotka mutkistavat kuvaa samalla tavalla kuin maapallolla, Junon havainnot voivat olla yksityiskohtaisin katsaus planeettadynamoon koskaan.

"Tutkimuksemme ensisijainen tarkoitus on kartoittaa Jupiterin magneettikenttä erittäin tarkasti ja yrittää ymmärtää, miten se syntyy."

Junon kaksi magnetometriä sijaitsevat puomissa yhden sen pitkän aurinkopaneelin päässä.

Sähkövirrat voivat kohdistaa magneettikentänsä, ja nämä niin kutsutut Birkeland-virrat auttavat ajamaan loistavat aurorit Jupiterin napojen ympäri. Jotta aurorat ymmärrettäisiin paremmin, MAG mittaa nämä virrat.

MAG koostuu kahdesta flux-porttimagnetometristä, jotka mittaavat magneettikentän viivojen voimakkuuden ja suunnan, sekä edistyneestä tähtikompassista (ASC) - neljän tähden kameran järjestelmästä, joka seuraa magnetometrin antureiden suuntaa.

Junon muilla instrumenteilla on omat pienet magneettikentänsä, ja kontaminaation välttämiseksi MAG-anturit istuvat mahdollisimman kaukana muusta avaruusaluksesta. Ne on asennettu magnetometripuomiin, joka tarttuu yhteen Junon aurinkopaneeleista. Ylimääräisenä varotoimena on kaksi sarjaa MAG-antureita - yksi 10 metrin päässä avaruusaluksen keskustasta ja yksi 12 metrin päässä keskustasta. Vertailemalla molempien antureiden mittauksia lähetystutkijat voivat poistaa MAG-tiedoista kaiken itse avaruusaluksen aiheuttaman kontaminaation.

NASAn Goddardin avaruuslentokeskus toimitti Juno-magnetometrit. ASC: n tarjoaa Tanskan teknillinen yliopisto.

Neljän tähden seurantakamerat auttavat määrittämään magnetometrien tarkan suunnan, kun ne havaitsevat Jupiterin magneettikentän.

Instrumenttitilastot:
Anturit: 2 fluxgate-magneettimittaria sekä neljä edistyksellistä tähtiseurantakameraa

Sijainti: Asennettu puomiin yhden Junon aurinkopaneelin päässä

Jovian Auroral Distributions -kokeilu (JADE)
JADE on joukko antureita, jotka on tarkoitettu tunnistamaan Jupiterin auroroja tuottavat elektronit ja ionit.

JADE-laite toimii joidenkin muiden Junon instrumenttien kanssa tunnistamaan hiukkaset ja prosessit, jotka tuottavat Jupiterin upeita auroroja. Se auttaa myös luomaan kolmiulotteisen kartan planeetan magnetosfääristä.

"Yritämme ymmärtää, mikä on sama ja mikä eroaa maapallon auroroiden ja Jupiterin välillä, jotta voimme ymmärtää prosessit, jotka luovat ne yksityiskohtaisesti ensimmäistä kertaa. Menestymme todella, kun voimme kertoa maailmalle, miten se todella toimii, mitkä hiukkaset ovat mukana ja miksi. "

JADE koostuu neljästä anturista, jotka jakavat elektroniikkalaatikon. Kolme antureista havaitsee elektronit Junoa ympäröivässä tilassa, kun taas neljäs tunnistaa positiivisesti varautuneet vety-, helium-, happi- ja rikki-ionit. Suurin osa näistä ioneista heijastuu tulivuorista Jupiterin kuun Io.

Kun Juno lentää suoraan Jupiterin aurorojen yli, JADE pystyy tarkkailemaan valoesitystä ratkaisemalla jopa 50 kilometrin (30 mailin) ​​rakenteet. Ottaen huomioon, että aurorat voivat ulottua kymmenien tuhansien kilometrien varrella, JADE pystyy erottamaan paljon yksityiskohtia. JADE mittaa myös hiukkaset, jotka lentävät Jupiterin napoihin ja sieltä, kiertämällä sitä magneettikentän ohjaamana. JADE tarjoaa SwRI.

JADE-tutkimuksessa on kahden tyyppisiä antureita varautuneiden hiukkasten havaitsemiseksi, jotka luovat Jupiterin upeat aurorit: yksi ioneille ja toinen elektronille.

Instrumenttitilastot:
Anturien lukumäärä: 4 (3 elektronianturia, 1 ionianturi)

Sijainti: ylempi avaruusaluksen kansi

Mittaa elektroneja energia-alueella 100 eV - 95 keV

Mittaa ioneja energia-alueella 10 eV - 46 keV

Jupiterin energinen hiukkasetunnistin (JEDI)
JEDI mittaa energiset hiukkaset, jotka virtaavat avaruudessa, ja tutkii, miten ne ovat vuorovaikutuksessa Jupiterin magneettikentän kanssa.

"Maapallon ympärillä olevaa tilaa hallitsevat aurinko ja aurinkotuuli, mutta Jupiter on erilainen. Se hallitsee omaa aluettaan. Otamme näytteitä, jotka viheltävät Jupiterin ympärillä sen voimakkaasti pyörivän magneettikentän vaikutuksesta."

Jupiterin energinen hiukkasetunnistin (JEDI) mittaa energisiä hiukkasia, jotka virtaavat avaruuden läpi Jupiterin ympärillä, tutkien kuinka ne ovat vuorovaikutuksessa Jupiterin magneettikentän kanssa. Nämä sähköisesti varautuneet hiukkaset - jotka koostuvat elektronista ja ioneista - seuraavat magneettikentän vaikutusta. Kenttä ohjaa monia heistä kohti Jupiterin pylväitä, joissa ne törmäävät ilmakehään ja luovat loistavia auroroja.

Kukin kolmesta JEDI-ilmaisimesta koostuu elektroniikkalaatikkoon kiinnitetystä kiekosta, jonka koko ja muoto on jääkiekko Kiekko.

JEDI määrittää näiden hiukkasten kuljettaman energian määrän, tyypin ja suunnan, johon ne puristetaan Jupiterin ympärille. Työskentely muiden Junon laitteiden kanssa, jotka on suunniteltu tutkimaan magnetosfääriä - Jupiterin magneettikentän luomaa kuplaa -, JEDI auttaa meitä ymmärtämään, kuinka planeetan aurorat syntyvät, samoin kuin prosesseista, joilla magneettikenttä on vuorovaikutuksessa varattujen hiukkasten kanssa energian tyhjentämiseksi planeetan ilmakehään.

JEDI sisältää kolme identtistä anturiyksikköä, joista jokaisella on kuusi ioni- ja kuusi elektroninäkymää. JEDI toimii tiiviissä yhteistyössä JADE-välineen kanssa. JEDI mittaa korkeamman energian varauksellisia hiukkasia Jupiterin ympäristössä, kun taas JADE mittaa matalamman energian hiukkasia. Instrumentti toimii myös yhteistyössä JADE- ja Waves-instrumenttien kanssa tutkiakseen Jupiterin napa-avaruusympäristöä keskittyen erityisesti Jupiterin voimakkaiden ja vaikuttavien pohjoisten ja eteläisten auroravalojen fysiikkaan.

JEDI käyttää mittaustekniikoita ja tekniikoita, jotka NASAn Galileo-operaatio osoitti aiemmin Jupiterissa, ja se on samanlainen kuin New Horizons Pluto Energetic Particle Spectrometer Science Investigation (PEPSSI).

Instrumenttitilastot:
Anturien lukumäärä: 3

Sijainti: ylempi avaruusaluksen kansi

Mittaa elektroneja energia-alueella 25 keV - 800 keV

Mittaa ionin energia-alueella 10 keV - 8000 keV

Jovian Infrapuna Auroral Mapper (JIRAM)
JIRAM tarjoaa visuaalisen ja lämpö (infrapuna) kuvan Jupiterin aurorasta.

JIRAM tutkii Jupiterin ilmakehää Jupiterin auroreissa ja niiden ympäristössä tarjoten uutta tietoa aurorojen, magneettikentän ja magnetosfäärin vuorovaikutuksesta. JIRAM pystyy tutkimaan ilmakehän 30-45 mailin (50-70 km) alapuolelle pilvien yläosista, missä paine on viisi tai seitsemän kertaa suurempi kuin maapallolla merenpinnalla.

"JIRAM tutkii Jupiterin ilmakehän koostumusta ja mittaa tärkeimpien kaasujen, kuten veden, ammoniakin ja fosfiinin, pitoisuuden. Se tarjoaa myös aurorakartat, jotka osoittavat planeetan magneettikentän ja ympäröivän avaruuden voimakkaan vuorovaikutuksen."

JIRAM koostuu kamerasta ja spektrometristä, joka jakaa valon komponentin aallonpituuksiin, kuten prisma. Kamera ottaa kuvia infrapunavalossa, joka on lämpösäteilyä, jonka aallonpituus on 2–5 mikronia (miljoonasosaa metriä) - 3–7 kertaa pidempi kuin näkyvät aallonpituudet. Erityisesti instrumentti napsahtaa valokuvia aurorista 3,4 mikronin aallonpituudella - viritettyjen vetyionien lähettämän valon aallonpituus napa-alueilla. Ilmakehän metaani absorboi valoa samalla aallonpituudella tummentamalla ilmakehän takana olevaa ilmakehää. Tummennetun taustan edessä aurorat erottuvat entistä kirkkaammin.

JIRAM on infrapunaspektrometri, joka on suunniteltu tarkkailemaan Jupiterin auroria ja ilmakehää hyvin lähellä planeettaa.

Instrumentti yrittää myös oppia Jupiterin ilmakehän aukkojen rakenteesta ja alkuperästä. Nämä paikat - kuten se, johon Galileo-koetin sattui pudottamaan vuonna 1995 - ovat ikkunoita Jupiterin ilmapiirin syvyyksiin. Mittaamalla Jupiterin ilmakehästä säteilevää lämpöä JIRAM voi määrittää, kuinka vettä sisältävät pilvet kiertävät pinnan alla. On käynyt ilmi, että tällainen liike, jota kutsutaan konvektioksi, jossa kuuma kaasu nousee ja viileä kaasu uppoaa, paljastaa vesimäärän näissä pilvissä. Tietyt ilmakehän kaasut - erityisesti metaani, vesi, ammoniakki ja fosfiini - absorboivat tietyt aallonpituudet infrapunavaloa. Kun spektrometri mittaa Jupiterin lähettämän infrapunasateen, näiden kaasujen absorboiman valon aallonpituuksia pienennetään määrällä, joka osoittaa ilmakehän kemiallisen koostumuksen.

JIRAMin on kehittänyt Italian kansallinen astrofysiikan instituutti ja rahoittanut Italian avaruusjärjestö.

JIRAM-instrumentti on asennettu Juno-avaruusaluksen peräkannelle ja näyttää samasta suunnasta kuin muut optiset instrumentit, UVS ja JunoCam.

Instrumenttitilastot:
Spektrialue: Herkkä 2 - 5 mikronin infrapuna-aallonpituuksille.

Spektrin resoluutio: 9 nanometriä

Sijainti: Asennettu avaruusaluksen peräkannelle

Käyttölämpötila: 100 Kelvin tai alempi

Ultraviolettikuvausspektrografi (UVS)
UVS näkee Jupiterin aurorat UV-valossa, mikä auttaa meitä ymmärtämään Jupiterin ylemmän ilmakehän ja siihen osuvat hiukkaset luoden aurinkokunnan suurimman valoshow'n.

UVS ottaa kuvia Jupiterin auroreista ultraviolettivalossa. Yhteistyössä Junon JADE- ja JEDI-laitteiden kanssa, jotka mittaavat auroroja luovat hiukkaset, UVS auttaa meitä ymmärtämään aurorojen, Jupiterin ilmakehään törmäävien hiukkasten ja niiden muodostaman planeetan magnetosfäärin välisen suhteen.

"Voimme verrata auroroiden työskentelyä maapallolla niiden toimintaan Jupiterissa. Jupiterissa on monia asioita, joita emme ole koskaan nähneet."

NASA: n Hubble-avaruusteleskooppi on ottanut vaikuttavia kuvia Jupiterin auroreista, mutta Juno saa vieläkin paremman kuvan - katsellen niitä suoraan pohjois- ja etelänavan yli. UVS sisältää skannauspeilin tiettyjen auroraominaisuuksien kohdistamiseksi. Laite on herkkä sekä äärimmäiselle että ultraviolettivalolle aallonpituusalueella noin 70-200 nanometriä. Vertailun vuoksi näkyvän valon aallonpituudet vaihtelevat 400-700 nanometriä.

Southwest Research Institute (SwRI) toimitti UVS-instrumentin. CSL / BELSPO (Belgia) osallistui skannauspeiliin.

UVS-instrumentti tarkkailee Jupiterin auroroja ultraviolettivalossa hajottamalla valon komponentin aallonpituuksiin paljastamaan prosessit, jotka ohjaavat planeetan loistavaa UV-valonäyttelyä.

Instrumenttitilastot:
Aallonpituusalue: 68-210 nanometriä

Spektrin resoluutio: 0,6 - 1,2 nanometriä

Sijainti: Asennettu avaruusaluksen sivulle, aurinkopaneelien väliin

Aallot
Waves-instrumentti mittaa radio- ja plasma-aaltoja Jupiterin magnetosfäärissä auttaen meitä ymmärtämään planeetan magneettikentän, ilmakehän ja magnetosfäärin vuorovaikutusta. Aallot kiinnittävät myös erityistä huomiota auroriin liittyvään toimintaan.

"Olemme innoissamme siitä, että Juno aikoo tehdä ensimmäiset mittaukset maapallon ulkopuolisesta aurora-alueesta erittäin yksityiskohtaisesti."

Jupiterin magnetosfääri, planeetan magneettikentän luoma valtava kupla, vangitsee plasman, sähköisesti varautuneen kaasun. Aktiivisuus tässä plasmassa, joka täyttää magnetosfäärin, laukaisee aallot, jotka vain aaltojen kaltainen instrumentti pystyy havaitsemaan.

Aallot koostuvat kahdesta anturista, jotka tarkkailevat radio- ja plasma-aaltoja kaikuen Jupiterin magnetosfäärin läpi.

Koska plasma johtaa sähköä, se käyttäytyy kuin jättiläinen piiri, joka yhdistää alueen toiseen. Aktiivisuus magnetosfäärin toisessa päässä voidaan siten tuntea jossain muualla, jolloin Juno voi tarkkailla prosesseja, jotka tapahtuvat tällä koko Jupiterin ympärillä sijaitsevalla avaruuden jättiläisalueella. Radio- ja plasma-aallot liikkuvat kaikkien jättiläisten, ulkoisten planeettojen ympärillä olevan tilan läpi, ja aiemmat tehtävät on varustettu vastaavilla instrumenteilla.

Junon Waves-instrumentti koostuu kahdesta anturista, joista toinen havaitsee radio- ja plasma-aaltojen sähkökomponentin, kun taas toinen on herkkä vain plasma-aaltojen magneettikomponentille. Ensimmäinen anturi, jota kutsutaan sähköiseksi dipoliantenniksi, on V-muotoinen antenni, joka on neljä metriä kärjestä kärkeen - samanlainen kuin kaniinikorvan antennit, jotka olivat tavallisia televisioissa. Magneettiantenni - nimeltään magneettinen etsinkäämi - koostuu kelasta hienoa lankaa, joka on kääritty 10000 kertaa 6 tuuman pituisen (15 senttimetrin) ytimen ympärille. Hakukela mittaa magneettiset vaihtelut äänen taajuusalueella.

Iowan yliopisto tarjoaa välineen.

Tämän taiteilijan renderointi näyttää Junon Jupiterin pohjoisnavan yläpuolella, ja aurorat hehkuvat kirkkaasti. Jupiterin magneettikenttä ympäröi planeettaa. Auringonlaskuista peräisin oleva radioaalto näytetään kulkevan avaruusaluksen ohi, missä Waves-tutkinta sieppasi sen, jonka anturit on korostettu kirkkaan vihreällä.

Instrumenttitilastot:
Anturit: 2 (sähköinen dipoliantenni ja magneettinen hakukela)

Taajuusalue:
50 Hz (lähellä äänen taajuusalueen alaosaa) -

40 MHz (Jupiterin radiopäästöjen raja)

Sijainti: Asennettu avaruusaluksen peräkannelle

JunoCam
JunoCam on Junon värikamera, joka tarjoaa lähikuvat Jupiterin pylväistä ensimmäistä kertaa.

"JunoCamilla ei ole muiden Juno-instrumenttien tieteellistä vastuuta, mutta otimme haasteen rakentaa mahdollisimman kykenevä tiedeinstrumentti. Se on yksi parhaista kameroista, joita olemme koskaan rakentaneet."

Junon värillinen, näkyvän valon kamera, nimeltään JunoCam, on suunniteltu kaappaamaan merkittäviä kuvia Jupiterin pilvipinnoista. Junon silmin se tarjoaa laajan kuvan, joka auttaa luomaan kontekstin avaruusaluksen muille välineille. JunoCam sisällytettiin avaruusalukseen nimenomaan julkisen toiminnan tarkoituksiin, vaikka sen kuvista on hyötyä tiedetiimille, sitä ei pidetä yhtenä operaation tiedeinstrumentista.

Juno kiertää kahdesti minuutissa, joten JunoCamin kuvat tahrataan, jos se yrittäisi ottaa täydellisen kuvan kerralla. Sen sijaan se on "push-broom imager", joka ottaa ohuet kuvaruudut samalla nopeudella kuin avaruusalus pyörii. JunoCam ompelee sitten nauhat yhteen muodostaen kokonaiskuvan.

JunoCam koostuu kameran päästä ja elektroniikkalaatikosta (laatikko sijaitsee Junon suojaavassa holvissa).

JunoCam ottaa kuvia lähinnä lähimmän lähestymisen aikana - noin 3100 mailia (5000 kilometriä) pilvipintojen yläpuolella - kun sillä on paras mahdollinen näkökulma. Laajakulmakamera ottaa kuvia, joiden tarkkuus on enintään 25 kilometriä (16 mailia) pikseliä kohti, ja tarjoaa korkealaatuiset näkymät Jupiterin ilmapiiriin. Nämä kuvat ovat saatavana Juno-lähetyssivustolla yleisön jäsenten käsiteltäviksi värinäkymiksi. Yleisö auttaa myös valitsemaan JunoCamin kuvattavat kohteet, ja amatööri-tähtitieteellisen yhteisön jäsenet tarjoavat karttoja kuvien suunnittelussa.

Juno-tiimi odottaa, että Jupiteria ympäröivät suurenergiset hiukkaset vahingoittavat lopulta JunoCamin elektroniikkaa siihen pisteeseen, jossa instrumentti on pysäytettävä pysyvästi. Kamera on suunniteltu kestämään vähintään seitsemän kiertorataa - tarpeeksi aikaa monien kuvien ottamiseen.

JunoCamin laitteisto perustuu laskeutumiskameraan, nimeltään MARDI, joka on kehitetty NASA: n Curiosity Mars -kuljettajalle. Osa sen ohjelmistosta on alun perin kehitetty NASA: n Mars Odyssey- ja Mars Reconnaissance Orbiter -avaruusaluksille. JunoCamin tarjoaa Malin Space Science Systems.

JunoCam näytetään asennettuna avaruusalukseen ennen laukaisua.

Instrumenttitilastot:
Kuvan näkökenttä: 58 astetta 0,7 mrad / pikseli

Spektrialue: 400-900 nanometriä

Spektrisuodattimet: 3 RGB-väriä, 1 metaani [878-899 nanometriä])

Sijainti: avaruusaluksen puoli

Kuvakoko: 1600 x 4800 pikselin 3-värinen kuva
800 x 2400 pikseliä
metaanikaistan kuva

Juno Science Team

Scott Bolton, tutkija, Southwest Research Institute, San Antonio

John "Jack" Connerney, varajohtaja, Goddardin avaruuslentokeskus, Greenbelt, Maryland

Steve Levin, projektitieteilijä, NASA: n suihkumoottorilaboratorio, Pasadena, Kalifornia

Tämä kartta näyttää joitain keskeisiä Juno-lähetyskumppaneita Yhdysvalloissa ja Euroopassa. Luotto: NASA / JPL-Caltech

Instrumenttijohdot

Michael Janssen, MWR Instrument Lead, Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Kalifornia

John Connerney, MAG-instrumenttijohtaja, Goddardin avaruuslentokeskus, Greenbelt, Maryland

Phil Valek, JADE Instrument Lead, Southwest Research Institute, San Antonio

William Folkner, Gravity Science Investigation Lead, Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Kalifornia

Barry Mauk, JEDI-instrumentin johtaja, Johns Hopkinsin yliopisto / soveltavan fysiikan laboratorio, Laurel, Maryland

William Kurth, Waves Instrument Lead, Iowan yliopisto, Iowa City

Randy Gladstone, UVS Instrument Lead, Southwest Research Institute, San Antonio

Michael Ravine, JunoCam Instrument Lead, Malin Space Science Systems, San Diego


Sisällys

Löydä muokkaus

Johann Elert Bode ehdotti vuonna 1772 ensin, että Marsin ja Jupiterin kiertoradan välissä voi olla havaitsematon planeetta. [27] Kepler oli jo huomannut Marsin ja Jupiterin välisen kuilun vuonna 1596. [27] Bode perusti ajatuksensa Titius – Bode-lakiin, joka on nyt hylätty hypoteesi, jota ehdotettiin ensimmäisen kerran vuonna 1766. Bode havaitsi, että siellä oli säännöllinen tunnettujen planeettojen kiertoradan kokoinen kuvio ja että mallia haittasi vain Marsin ja Jupiterin välinen suuri aukko. [27] [28] Kuvio ennusti, että kadonneella planeetalla pitäisi olla kiertorata, jonka säde on lähellä 2,8 tähtitieteellistä yksikköä (AU). [28] William Herschel löysi Uranuksen vuonna 1781 [27] lähellä ennustettua etäisyyttä seuraavalle ruumiille Saturnuksen takana lisäsi uskoa Titiusin ja Boden lakiin, ja vuonna 1800 ryhmä, jota johti Franz Xaver von Zach, Monatliche Correspondenz, lähetti pyynnöt 24 kokeneelle tähtitieteilijälle (joita hän kutsui "taivaan poliiseiksi") ja pyysi, että he yhdistävät ponnistelunsa ja aloittavat metodisen etsinnän odotetulle planeetalle. [27] [28] Vaikka he eivät löytäneet Ceresiä, he löysivät myöhemmin useita suuria asteroideja. [28]

Yksi etsinnälle valituista tähtitieteilijöistä oli Giuseppe Piazzi, katolinen pappi Palermon akatemiassa Sisiliassa. Ennen kuin hän sai kutsun liittyä ryhmään, Piazzi löysi Ceresin 1. tammikuuta 1801. [29] [30] Hän etsii "herra la Caillen eläinradan tähtien luettelon 87. [tähteä]", mutta huomasi, että " sitä edelsi toinen ". [27] Piazzi oli tähden sijasta löytänyt liikkuvan tähtimäisen kohteen, jonka hän piti ensin komeettana. [31] Piazzi havaitsi Ceresiä yhteensä 24 kertaa, viimeisen kerran 11. helmikuuta 1801, jolloin sairaus keskeytti hänen havaintonsa. Hän ilmoitti löytöstään 24. tammikuuta 1801 kirjeillä vain kahdelle tähtitieteilijälle, maanmiehelleen Barnaba Orianille Milanosta ja Johann Elert Bodelle Berliinistä. [32] Hän ilmoitti sen komeettana, mutta "koska sen liike on niin hidasta ja melko tasaista, on minulle käynyt useita kertoja, että se voi olla jotain komeetta parempaa". [27] Huhtikuussa Piazzi lähetti täydelliset huomautuksensa Orianille, Bodelle ja Jérôme Lalandelle Pariisiin. Tiedot julkaistiin syyskuun 1801 Monatliche Correspondenz. [31]

Tähän mennessä Ceresin näennäinen sijainti oli muuttunut (lähinnä maapallon kiertoradan liikkeen takia), ja se oli liian lähellä auringon häikäisyä, jotta muut tähtitieteilijät voisivat vahvistaa Piazzin havainnot. Loppuvuodesta Ceresin olisi pitänyt olla taas näkyvissä, mutta niin pitkän ajan kuluttua oli vaikea ennustaa sen tarkkaa sijaintia. Silloin 24-vuotias Carl Friedrich Gauss kehitti Ceresin palauttamiseksi tehokkaan menetelmän kiertoradan määrittämiseen. [31] Muutamassa viikossa hän ennusti Ceresin polun ja lähetti tulokset von Zachille. 31. joulukuuta 1801 von Zach ja Heinrich W.M.Olbers löysivät Ceresin ennustetun sijainnin läheltä ja palauttivat sen. [31]

Varhaiset tarkkailijat pystyivät laskemaan Ceresin koon vain suuruusluokkaan. Herschel aliarvioi halkaisijansa 260 km: ksi vuonna 1802, kun taas vuonna 1811 Johann Hieronymus Schröter yliarvioi sen 2613 km: ksi. [33] [34]

Nimi Muokkaa

Piazzi oli hänen löytönsä alkuperäinen nimi Cerere Ferdinandea. Cerere oli italialainen nimi Ceres, roomalainen maatalouden jumalatar, jonka maallinen koti ja vanhin temppeli olivat Sisiliassa. "Ferdinandea" oli Piazzin samanaikaisen hallitsijan ja suojelijan, Sisilian kuninkaan Ferdinandin, kunniaksi. [27] [31] "Ferdinandea" ei kuitenkaan ollut hyväksyttävä muille kansoille ja se hylättiin. Ennen Von Zachin vahvistusta joulukuussa 1801 hän viittasi planeettaa nimellä Hera, kun taas Bode piti parempana Juno. Piazzin vastaväitteistä huolimatta nämä kaksi nimeä saivat valuuttaa Saksassa ennen kuin maailman olemassaolo vahvistettiin. Kun se oli, tähtitieteilijät asettuivat Piazzin nimelle "Ceres". [35] Cerium, harvinaisten maametallien elementti, joka löydettiin vuonna 1803, nimettiin Ceresin mukaan. [36] [c] Samana vuonna myös toinen alkuaine nimettiin alun perin Ceresin mukaan, mutta kun cerium nimettiin, sen löytäjä muutti jälkimmäisen palladiumiksi toisen asteroidin, 2 Pallaksen, jälkeen. [38]

Nimen säännölliset adjektiivimuodot ovat Cererian [39] [40] / s ɪ ˈ r ɪər i ə n / [41] ja Cererean [42] (samalla ääntämisellä), [43] molemmat ovat peräisin latinalaisesta vinosta varresta Cĕrĕr-. [44] Epäsäännöllinen muoto Ceresian / s ɪ ˈ r iː z i ə n / nähdään toisinaan jumalattarelle (kuten sirppimäisessä Keresianjärvessä), samoin kuin analogisesti vilja, lomakkeet Cerean / ˈ s ɪər i ə n / [45] ja Cerealian / s ɛr i ˈ eɪ l i ə n /. [46] Ceresin vanha tähtitieteellinen symboli on sirppi, ⟨⚳⟩, [47] samanlainen kuin Venuksen symboli ⟨♀⟩, mutta siinä on tauko ympyrässä. Sillä on muunnelma ⟨⚳⟩, joka on käännetty Ceresin alkukirjaimen C vaikutuksesta. Nämä symbolit korvattiin myöhemmin numeroidun levyn yleisellä asteroidisymbolilla ⟨①⟩. [31] [48]

Luokitus Muokkaa

Ceresin luokittelu on muuttunut useammin kuin kerran, ja siitä on ollut erimielisyyksiä. Johann Elert Bode uskoi Ceresin olevan "puuttuva planeetta", jonka hän oli ehdottanut Marsin ja Jupiterin välille, 419 miljoonan kilometrin (2,8 AU) etäisyydelle Auringosta. [27] Ceresille annettiin planeettasymboli, ja hän pysyi planeettana tähtitieteen kirjoissa ja taulukoissa (yhdessä kahden Pallas, 3 Juno ja 4 Vesta) puolen vuosisadan ajan. [27] [31] [49]

Kun muita esineitä löydettiin Ceresin naapurustosta, huomattiin, että Ceres edusti ensimmäistä uutta objektiluokkaa. [27] Vuonna 1802, kun löydettiin 2 Pallas, William Herschel loi termin asteroidi ("tähtimainen") näille kappaleille, [49] kirjoittamalla, että "ne muistuttavat pieniä tähtiä niin paljon, että niitä ei edes voida erottaa edes erittäin hyvillä teleskoopeilla". [50] Ensimmäisenä sellaisena ruumiina, joka löydettiin, Ceresille annettiin nimitys 1 Ceres nykyaikaisen pienplaneetan nimeämisjärjestelmän alaisuudessa. 1860-luvulle mennessä perustavanlaatuisen eron olemassaolo asteroidien, kuten Ceresin, ja suurten planeettojen välillä hyväksyttiin laajalti, vaikka tarkkaa määritelmää "planeetta" ei koskaan muotoiltu. [49]

Pluton ympärillä vuonna 2006 käydyn keskustelun ja sen, mikä on planeetta, johti siihen, että Ceres harkittiin uudelleenluokitteluksi planeetaksi.[51] [52] Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton käsiteltävässä ehdotuksessa planeetan määrittelemiseksi planeetta olisi määritelty "taivaankappaleeksi, jolla (a) on riittävä massa itsepainovoimaansa voittamaan jäykät kehon voimat niin, että se olettaa hydrostaattisen tasapainon (lähes pyöreän) muodon ja (b) kiertää tähden ympärillä eikä ole tähti eikä planeetan satelliitti ". [53] Jos tämä päätöslauselma olisi hyväksytty, se olisi tehnyt Ceresistä viidennen planeetan järjestyksessä auringosta. [54] Tätä ei kuitenkaan koskaan tapahtunut, ja 24. elokuuta 2006 hyväksyttiin muutettu määritelmä, johon sisältyi lisävaatimus, jonka mukaan planeetan on oltava "puhdistanut kiertoradansa ympäröivä naapurusto". Tämän määritelmän mukaan Ceres ei ole planeetta, koska se ei hallitse kiertorataa, jakamalla sitä samalla tavalla kuin tuhannet muut asteroidivyöhykkeellä olevat asteroidit ja muodostavat vain noin 25% vyön kokonaismassasta. [55] Elimet, jotka täyttivät ensimmäisen ehdotetun määritelmän, mutta eivät toista, kuten Ceres, luokiteltiin sen sijaan kääpiöplaneetoiksi.

Ceres on päävyön suurin asteroidi. [12] Joskus on oletettu, että Ceres oli reluokiteltu kääpiö planeetaksi ja että sitä ei sen vuoksi enää pidetä asteroidina. Esimerkiksi Space.com-lehden uutiset kertoivat "Pallasista, suurimmasta asteroidista ja Ceresistä, kääpiö planeetasta, joka aiemmin luokiteltiin asteroidiksi", [56] kun taas IAU: n kysymys-vastaus-ilmoituksessa todetaan: "Ceres on ( tai nyt voimme sanoa, että se oli) suurin asteroidi ", vaikka se sitten puhuisi" muista asteroideista ", jotka ylittävät Ceresin polun ja viittaavat muuten siihen, että Ceresia pidetään edelleen asteroidina. [57] IAU: n Planetary Nomenclature -lehden luettelossa Ceres on luettelossa Asteroidit. [58] Minor Planet Center huomauttaa, että tällaisilla elimillä voi olla kaksi nimeä. [59] Vuonna 2006 tehty IAU: n päätös, jolla Ceres luokiteltiin kääpiöplaneetaksi, merkitsi myös, että se on samanaikaisesti asteroidi. Siinä esitellään pienen aurinkokunnan rungon luokka esineinä, jotka eivät ole planeettoja eikä kääpiöplaneettoja, ja todetaan, että ne '' sisältävät tällä hetkellä suurimman osan aurinkokunnan asteroidista ''. Ainoa esine asteroidien joukossa, joka estäisi kaikki asteroidit olemasta SSSB: itä on Ceres. Lang (2011) kommentoi "[IAU on] lisännyt Ceresiin uuden nimityksen luokittelemalla sen kääpiöplaneettaksi. [Määritelmänsä mukaan Eris, Haumea, Makemake ja Pluto sekä suurin asteroidi, 1 Ceres, ovat kaikki kääpiö planeettoja ", ja kuvailee sitä muualla nimellä" kääpiö planeetta - asteroidi 1 Ceres ". [60] NASA viittaa Ceresiin kääpiöplaneettana, [61] samoin kuin erilaisiin akateemisiin oppikirjoihin. [62] [63] NASA on kuitenkin ainakin kerran viitannut Vestaan ​​suurimpana asteroidina. [64]

Ceres seuraa Marsin ja Jupiterin välistä kiertoradaa asteroidivyöhykkeessä ja lähempänä Marsin kiertorataa 4,6 maavuoden ajan. [3] Kiertorata on kohtalaisen kalteva (i = 10,6 ° verrattuna 7 °: een elohopealle ja 17 ° Plutolle) ja kohtalaisen epäkeskinen (e = 0,08 verrattuna Marsin 0,09: ään). [3]

Kaavio kuvaa Ceresin (sininen) ja useiden planeettojen (valkoinen ja harmaa) kiertoratoja. Ekliptikan alapuolella olevat kiertoradat on piirretty tummemmilla väreillä, ja oranssi plus-merkki on auringon sijainti. Vasemmassa yläkulmassa on polaarinen näkymä, joka näyttää Ceresin sijainnin Marsin ja Jupiterin välisessä aukossa. Oikeassa yläkulmassa on lähikuva, joka osoittaa Ceresin ja Marsin perihelian (q) ja afelian (Q) sijainnit. Tässä kaaviossa (mutta ei yleisesti) Marsin perihelion on vastakkaisella puolella aurinkoa kuin Ceresin ja useiden suurten päävyöhykkeiden asteroidien, mukaan lukien 2 Pallas ja 10 Hygiea. Alakaavio on sivukuva, joka näyttää Ceresin kiertoradan kaltevuuden verrattuna Marsin ja Jupiterin kiertoradoihin.

Ceresin ajateltiin kerran kuuluvan asteroidiperheeseen. [65] Tämän perheen asteroideilla on samanlaiset oikeat orbitaalielementit, jotka saattavat osoittaa yhteisen alkuperän asteroiditörmäyksessä jonkin aikaa aiemmin. Ceresillä havaittiin myöhemmin olevan spektriominaisuudet, jotka poikkesivat muista perheenjäsenistä, jota nyt kutsutaan Gefion-perheeksi seuraavaksi pienimmän perheenjäsenen 1272 Gefionin jälkeen. [65] Ceres näyttää olevan vain interloper Gefion-perheessä, jolla on sattumalta samanlaisia ​​kiertoradan elementtejä, mutta ei yhteistä alkuperää. [66]

Resonanssit Muokkaa

Ceres on melkein 1: 1 keskitason kiertoradan resonanssissa Pallaksen kanssa (niiden oikeat kiertoratajaksot eroavat 0,2%). [67] Todellinen resonanssi näiden kahden välillä olisi kuitenkin epätodennäköistä johtuen niiden pienistä massoista suhteessa heidän suuriin erotuksiinsa, sellaiset asteroidien väliset suhteet ovat hyvin harvinaisia. [68] Ceres pystyy kuitenkin vangitsemaan muut asteroidit väliaikaisiin 1: 1 resonanssirata-suhteisiin (mikä tekee niistä väliaikaisia ​​troijalaisia) enintään 2 miljoonan vuoden ajan tai yli 50 tällaista kohdetta. [69]

Oikeat (pitkän aikavälin keskiarvo) orbitaalielementit verrattuna oskeroiviin (välitön) kiertorataelementteihin Ceresille:
Elementti
tyyppi
a
(AU: ssa)
e i Aika
(päivinä)
Oikea [4] 2.7671 0.116198 9.647435 1,681.60
Oskilloiva [3]
(Kausi 23. heinäkuuta 2010)
2.7653 0.079138 10.586821 1,679.66
Ero 0.0018 0.03706 0.939386 1.94

Planeetan kauttakulku Ceres Editiltä

Elohopea, Venus, Maa ja Mars voivat kaikki näyttää ylittävän Auringon tai kulkevan sen läpi Ceresin näkökulmasta. Yleisimmät ovat elohopean kauttakuljetukset, joita tapahtuu yleensä muutaman vuoden välein, viimeksi vuosina 2006 ja 2010. Venuksen viimeisin kauttakulku oli vuonna 1953, ja seuraava tapahtuu vuonna 2051, vastaavat päivämäärät ovat 1814 ja 2081 kauttakulkuille. Maapallon ja 767 ja 2684 Marsin kauttakulkujen osalta. [70]

Ceresin kiertoaika (Cererian-päivä) on 9 tuntia 4 minuuttia. Sen aksiaalinen kallistuma on 4 °. [9] Tämä on tarpeeksi pieni, jotta Ceresin napa-alueet voivat sisältää pysyvästi varjostettuja kraattereja, joiden odotetaan toimivan kylmäloukkuina ja kertyvän vesijäätä ajan myötä, samalla tavalla kuin Kuun ja Elohopean tilanne. Noin 0,14% pinnasta vapautuneista vesimolekyyleistä odotetaan päätyvän loukkuihin, hyppäämällä keskimäärin 3 kertaa ennen pakenemista tai loukkuun jäämistä. [9]

Hubble-havainnot osoittivat, että Ceresin pohjoisnapa osoitti oikealle ylösnousemuksen suuntaan 19 h 24 min (291 °), deklinaatio + 59 ° Dracon tähdistössä, jolloin aksiaalinen kallistuma oli noin 3 °. [11] Dawn Myöhemmin päätettiin, että pohjoisnapa-akseli osoittaa oikeassa nousussa 19 h 25 m 40,3 s (291,418 °), deklinaatio + 66 ° 45 '50 "(noin 1,5 astetta Delta Draconisista), mikä tarkoittaa aksiaalista kallistusta 4 °. 71]

Kolmen miljoonan vuoden aikana Jupiterin ja Saturnuksen painovoima on aiheuttanut syklisiä muutoksia Ceresin aksiaalisessa kallistuksessa, joka vaihtelee välillä 2-20 astetta, mikä tarkoittaa, että kausivaihtelut ovat tapahtuneet aiemmin, ja viimeisimmän kausiluonteisen ajanjakson arvioidaan olevan 14000 vuotta sitten. Ne kraatterit, jotka pysyvät varjossa maksimaalisen aksiaalisen kallistuksen aikana, pitävät todennäköisimmin vettä yli aurinkokunnan iän. [72]

Ceresin massa on 9,39 × 10 20 kg Dawn avaruusalus. [73] Tällä massalla Ceres muodostaa noin neljänneksen asteroidivyön arvioidusta 3,0 ± 0,2 × 10 21 kg: n kokonaismassasta, [55] eli 1,3% Kuun massasta. Ceres on lähellä olemista hydrostaattisessa tasapainossa ja siten kääpiöplaneetta. Tasapainon muodosta on kuitenkin joitain poikkeamia, joita ei ole vielä täysin selitetty. [19] Aurinkokunnan kappaleista Ceres on kooltaan keskikokoinen pienemmän asteroidin Vestan ja suuremman kuu Tethysin välillä ja suunnilleen suuren Neptunuksen ylittävän objektin, Orcuksen, välillä. Sen pinta-ala on suunnilleen sama kuin Intian tai Argentiinan maa-ala. [74] Heinäkuussa 2018 NASA julkaisi vertailun Ceresistä löydetyistä fyysisistä ominaisuuksista maapallon vastaaviin ominaisuuksiin. [75]

Ceres on pienin esine, joka todennäköisesti on hydrostaattisessa tasapainossa, 600 km pienempi ja alle puolet Saturnuksen Rhea-kuun massasta, joka on seuraavaksi pienin todennäköinen (mutta todistamaton) esine. [76] Mallinnus on osoittanut, että Ceresillä voisi olla pieni metallinen ydin sen kivisen fraktion osittaisesta erilaistumisesta, [77] [78] mutta tiedot ovat yhdenmukaisia ​​hydratoitujen silikaattien vaipan kanssa, ei ydintä. [19]

Pinnan muokkaus

Ceresin pinta on "huomattavan" homogeeninen maailmanlaajuisesti, ja siinä on runsaasti karbonaatteja ja ammoniumoituneita filosilikaatteja, joita vesi on muuttanut. [19] Regolithin vesijää vaihtelee kuitenkin noin 10%: sta polaarisilla leveysasteilla paljon kuivemmalle, jopa jäättömälle, Päiväntasaajan alueilla. [15] [19] Toinen laajamittainen vaihtelu löytyy kolmesta suuresta matalasta altaasta (planitia), joiden vanteet ovat heikentyneet. Nämä voivat olla salaisia ​​kraattereita, ja kahdella kolmesta ammoniumpitoisuus on keskimääräistä korkeampi. [19]

Veden valtameren, jonka uskotaan olevan olemassa varhaisessa vaiheessa Ceresin historiassa, olisi pitänyt jäätyessään jättää pinnan alle jäinen kerros. Se, että Dawn ei löytänyt todisteita tällaisesta kerroksesta viittaa siihen, että Ceresin alkuperäinen kuori tuhoutuisi ainakin osittain myöhempien iskujen seurauksena sekoittamalla jään perusteellisesti muinaisen merenpohjan suolojen ja runsaasti silikaattia sisältävän materiaalin ja sen alla olevan materiaalin kanssa. [19]

Hubble-avaruusteleskoopin tutkimukset paljastavat, että Ceresin pinnalla on grafiittia, rikkiä ja rikkidioksidia. Ensimmäinen on ilmeisesti seurausta avaruuden säästä Ceresin vanhemmilla pinnoilla, kaksi jälkimmäistä ovat haihtuvia Cererian olosuhteissa, ja niiden odotetaan joko pakenevan nopeasti tai asettuvan kylmiin ansoihin, ja ne liittyvät ilmeisesti viimeaikaiseen geologiseen toimintaan. [79]

Kraatterit Muokkaa

Ennen Dawn Ceresissä oli yksiselitteisesti havaittu vain muutama pintaominaisuus. Vuonna 1995 otetuissa korkean resoluution ultravioletti-Hubble-avaruusteleskooppikuvissa oli sen pinnalla tumma piste, joka sai lempinimen "Piazzi" Ceresin löytäjän kunniaksi. [21] Tämän uskottiin olevan kraatteri. Myöhemmät korkean resoluution lähi-infrapunakuvat, jotka otettiin koko kierrosta Keck-teleskoopilla adaptiivista optiikkaa käyttäen, osoittivat useita kirkkaita ja tummia piirteitä, jotka liikkuivat Ceresin kiertämällä. [80] [81] Kahdella tummalla piirteellä oli pyöreä muoto ja niiden oletettiin olevan kraattereita. Yhdellä niistä havaittiin olevan kirkas keskialue, kun taas toisella tunnistettiin "Piazzi" -ominaisuus. [80] [81] Näkyvän valon Hubble-avaruusteleskooppikuvat täydestä pyörimisestä otettiin vuosina 2003 ja 2004, ja niissä oli yksitoista tunnistettavaa pintaominaisuutta, joiden luonnetta ei sen jälkeen määritelty. [11] [82] Yksi näistä ominaisuuksista vastaa aiemmin havaittua "Piazzi" -ominaisuutta. [11] Dawn paljasti, että Ceresillä on voimakkaasti kraatterattu pinta, Ceresillä ei kuitenkaan ole niin paljon suuria kraattereja kuin odotettiin, todennäköisesti aikaisempien geologisten prosessien vuoksi. [83] [84]

Kryovulkanismi Muokkaa

Ceresillä on yksi merkittävä vuori, Ahuna Mons, tämä huippu näyttää olevan kryosulivuori ja siinä on vähän kraattereita, mikä viittaa siihen, että enimmäisikä on korkeintaan muutama sata miljoonaa vuotta. [86] [87] Sen suhteellisen korkea painovoimakenttä viittaa siihen, että se on hyvin tiheä ja koostuu siten enemmän kivestä kuin jäästä ja että sen sijoittuminen johtuu todennäköisesti suolaliuoksen ja silikaattihiukkasten lieteen diapirismista vaipan yläosasta. [88]

Myöhemmässä tietokonesimulaatiossa on ehdotettu, että Ceresissä oli alun perin peräti 22 kryovulkaania, jotka eivät nyt ole tunnistettavissa viskoosisen rentoutumisen vuoksi. [89] Mallit viittaavat siihen, että yhden kryovulkaanin tulisi muodostua Ceresiin 50 miljoonan vuoden välein. [90]

Yllättäen monilla Cererian-kraattereilla on keskikaivoja, ehkä johtuen kryovulkaanisista prosesseista, ja monilla on keskushuippuja. [91] Useita kirkkaita kohtia (kasvot) on havaittu Dawn, kirkkain kohta ("Spot 5"), joka sijaitsee keskellä 80 kilometrin (50 mi) kraatteria nimeltä Occator. [92] Ceresistä 4. toukokuuta 2015 otetuista kuvista toissijainen kirkas täplä paljasti olevan hajallaan olevien kirkkaiden alueiden ryhmä, mahdollisesti jopa kymmenen. Näillä kirkkailla ominaisuuksilla on noin 40%: n albedo [93], jonka aiheuttaa pinnalla oleva aine, mahdollisesti jää tai suolat, jotka heijastavat auringonvaloa. [94] [95] Kraatterin keskellä oleva kohta on nimetty Cerealia Facula, [96] ja itään suuntautuva täpläryhmä - Vinalia Faculae. [97] Piste 5: n, tunnetuimman valopilkun, yläpuolelle ilmestyy ajoittain usvaa, joka tukee hypoteesia, jonka mukaan kirkkaat täplät muodostivat jonkinlaisen kaasuttavan tai sublimoivan jään. [95] [98] Maaliskuussa 2016 Dawn löysi lopullisen todistuksen vesimolekyyleistä Ceresin pinnalta Oxo-kraatterista. [99] [100]

NASA: n tutkijat raportoivat 9. joulukuuta 2015, että Ceresin kirkkaat täplät saattavat liittyä tietyntyyppiseen suolaan, erityisesti magnesiumsulfaattiheksahydriittiä (MgSO) sisältävään suolaliuoksen muotoon.4· 6H2O) täplien havaittiin liittyvän myös ammoniakkia sisältäviin saviin. [101] Näiden kirkkaiden alueiden lähi-infrapunaspektrien raportoitiin vuonna 2017 olevan yhdenmukaisia ​​suuren määrän natriumkarbonaatin (Na
2 CO
3 ) ja pienemmät määrät ammoniumkloridia (NH
4 Cl) tai ammoniumbikarbonaatti (NH
4 HCO
3 ). [102] [103] Näiden materiaalien on ehdotettu olevan peräisin viimeaikaisesta suolaliuosten kiteytyksestä, joka saavutti pinnan alapuolelta. [104] [105] [106] [107] [108] Elokuussa 2020 NASA vahvisti, että Ceres oli vesipitoinen runko, jossa oli syvä suolaliuossäiliö, joka imeytyi pinnalle eri paikoissa aiheuttaen "kirkkaita pisteitä", mukaan lukien oksaattorin kraatterissa olevat. [109] [110]

Hiilen muokkaus

Orgaanisia yhdisteitä (koliineja) havaittiin Ceresistä Ernutetin kraatterista, [111] [112] ja suurin osa maapallon pinnasta on erittäin rikas hiiltä, ​​[113] jonka läheisessä pinnassa on noin 20 massaprosenttia hiiltä. [114] [115] Hiilipitoisuus on yli viisi kertaa suurempi kuin maapallolla analysoiduissa hiilipitoisissa kondriittimeteoriiteissa. [115] Pintahiili osoittaa, että se on sekoittunut kalliovesi-vuorovaikutustuotteiden, kuten savien, kanssa. [114] [115] Tämä kemia viittaa Ceresiin, joka on muodostunut kylmässä ympäristössä, ehkä Jupiterin kiertoradan ulkopuolella, ja että se on kertynyt erittäin hiiltä sisältävistä materiaaleista veden läsnä ollessa, mikä voisi tarjota orgaaniselle kemialle suotuisat olosuhteet. [114] [115] Sen läsnäolo Ceresissä on osoitus siitä, että elämän perusaineet löytyvät koko maailmankaikkeudesta. [113]

Kivet Muokkaa

Ceresin pinnalla on 4423 kiven yli 105 metriä. Nämä lohkareet löytyvät kraattereista tai niiden läheltä, vaikka kaikki kraatterit eivät sisällä lohkareita. Ceresin pinnan suurilla alueilla ei ole suuria (> 100 m) lohkareita. Lisäksi Ceresin suuria lohkareita on enemmän korkeammilla kuin matalilla leveysasteilla. Nämä lohkareet ovat hyvin hauraita ja hajoavat nopeasti lämpöjännityksen (aamunkoitteessa ja hämärässä pinnan lämpötila muuttuu nopeasti) ja meteoriittisten vaikutusten vuoksi. Heidän enimmäisikä on 150 miljoonaa vuotta, mikä on paljon lyhyempi kuin Vestan lohkareiden elinikä. [116]

Sisäinen rakenne Muokkaa

Ceresin aktiivista geologiaa ohjaavat jää ja suolaliuokset, joiden suolapitoisuus on noin 5%. Kaiken kaikkiaan Ceres on noin 40 tai 50 tilavuusprosenttia vettä, kun se on 0,1 prosenttia maapallosta, ja 73 painoprosenttia kiveä. [15]

Se, että pinnalla on säilynyt alle 300 km halkaisijaltaan olevia kraattereita, osoittaa, että Ceresin uloin kerros on luokkaa 1000 kertaa vahvempi kuin vesijää. Tämä on sopusoinnussa silikaattien, hydratoitujen suolojen ja metaaniklatraattien seoksen kanssa, jossa on enintään noin 30% vesijäätä. [19]

Kuoren paksuutta ja tiheyttä ei ole rajoitettu hyvin. Cererianin sisätiloista on kilpailevia 2-kerroksisia ja 3-kerroksisia malleja, lukuun ottamatta mahdollista metallista ydintä.

Kolmikerroksinen malli Muokkaa

Kolmikerroksisessa mallissa Ceresin uskotaan koostuvan hydratoidun kiven, kuten saven, sisäisestä mutaisesta vaipasta, välikerroksesta suolaliuosta ja kiveä (mutaa) vähintään 100 km: n syvyyteen asti ja ulkopinnasta, 40 -km paksu jään, suolojen ja hydratoituneiden mineraalien kuori. [117] Ei tiedetä, sisältääkö se kivistä tai metallista ydintä, mutta matala keskitiheys viittaa siihen, että se voi säilyttää noin 10% huokoisuuden. [15] Eräässä tutkimuksessa arvioitiin, että ytimen ja vaipan / kuoren tiheydet ovat 2,46–2,90 ja 1,68–1,95 g / cm 3, vaipan ja kuoren ollessa 70–190 km paksuja. Sydämestä odotetaan vain osittaista kuivumista (jään karkottamista), kun taas vaipan suuri tiheys suhteessa vesijään heijastaa sen rikastumista silikaateissa ja suoloissa. [8] Toisin sanoen ydin, vaippa ja kuori koostuvat kaikki kivestä ja jäästä, vaikkakin eri suhteissa.

Mineraalikoostumus voidaan määrittää epäsuorasti vain ulommalle 100 km: lle. 40 km paksu kiinteä ulkokuori on seos jäästä, suoloista ja hydratoiduista mineraaleista. Sen alla on kerros, joka voi sisältää pienen määrän suolaliuosta. Tämä ulottuu vähintään 100 km: n havaitsemisrajan syvyyteen. Tämän uskotaan olevan vaippa, jota hallitsevat hydratoituneet kivet, kuten savi. Ei ole mahdollista kertoa, sisältääkö Ceresin syvä sisustus nestettä vai tiheän materiaalia sisältävän ytimen. [118]

Kaksikerroksinen malli Muokkaa

Yhdessä kaksikerroksisessa mallissa Ceres koostuu kondruloiden ytimestä ja vaipasta, jossa on sekoitettua jäätä ja mikronikokoisia kiinteitä hiukkasia ("mutaa"). Jään sublimaatio pinnalla jättäisi hydratoituneiden hiukkasten kerroksen ehkä 20 metriä paksuksi. Tietojen mukainen erottelumäärä vaihtelee suuresta 360 km: n ytimestä, jossa on 75% kondruleja ja 25% hiukkasia, ja vaipasta, jossa on 75% jäätä ja 25% hiukkasia, pieneen, 85 km: n pituiseen ydin, joka koostuu lähes kokonaan hiukkasista ja vaipassa 30% jäätä ja 70% hiukkasia. Suurella sydämellä ytimen ja vaipan rajan tulisi olla riittävän lämmin suolaveden taskuihin. Pienellä sydämellä vaipan tulisi olla nestemäinen alle 110 km. Jälkimmäisessä tapauksessa nestesäiliön 2-prosenttinen jäätyminen pakkaa nesteen tarpeeksi pakottaakseen osan pinnalle tuottaen kryovulkanismia. [119]

Toinen malli toteaa sen Dawn tiedot ovat yhdenmukaisia ​​Ceresin osittaisen erilaistumisen kanssa haihtuvaksi rikkaaksi kuoreksi ja tiheämmäksi hydratoitujen silikaattien vaipaksi. Kuoren ja vaipan tiheysalue voidaan laskea meteoriittityypeistä, joiden uskotaan vaikuttaneen Ceresiin. CI-luokan meteoriittien (tiheys 2,46 g / cm 3) kuori olisi noin 70 km paksu ja tiheys 1,68 g / cm 3 CM-luokan meteoriittien kanssa (tiheys 2,9 g / cm 3), kuori olisi noin 190 km paksu ja tiheys 1,9 g / cm 3. Paras sovitus sisäänpääsymallinnuksesta tuottaa noin 40 km paksuisen kuoren tiheydellä noin 1,25 g / cm 3 ja vaipan / ytimen tiheyden ollessa noin 2,4 g / cm 3. [19]

On viitteitä siitä, että Ceresin pinnalla on heikko vesihöyryn ilmakehä, joka tekee siitä aktiivisen asteroidin. [120] [121] [122] [123]

Pintavesijää on epävakaa alle 5 AU: n etäisyydellä auringosta, [124] joten sen odotetaan ylevän, jos se altistetaan suoraan auringon säteilylle.Vesijää voi kulkeutua Ceresin syvistä kerroksista pintaan, mutta pääsee pakenemaan hyvin lyhyessä ajassa.

Vuoden 2014 alussa Herschelin avaruuden observatorio, havaittiin, että Ceresissä on useita paikallisia (halkaisijaltaan enintään 60 km) keskileveyden vesihöyrylähteitä, joista kukin päästää noin 10 26 molekyyliä (tai 3 kg) vettä sekunnissa. [125] [126] [d] Kaksi potentiaalista lähde-aluetta, nimetty Piazzi (123 ° E, 21 ° N) ja A-alue (231 ° E, 23 ° N), on visualisoitu lähi-infrapunassa pimeinä alueina (alue A: lla on myös kirkas keskusta) WM Keck Observatory. Höyryn vapautumisen mahdollisia mekanismeja ovat sublimaatio noin 0,6 km 2: sta paljasta pintajäätä tai kryovulkaanipurkaukset, jotka johtuvat radiogeenisesta sisäisestä lämmöstä [125] tai maanalaisen valtameren paineistumisesta johtuvan jääkerroksen kasvun vuoksi. [129] Pinnan sublimaation odotetaan olevan pienempi, kun Ceres on kauemmas auringosta kiertoradallaan, kun taas sen kiertoradan sijainti ei saisi vaikuttaa sisäisesti toimiviin päästöihin. Rajoitettu käytettävissä oleva tieto oli yhdenmukaisempaa komeetan tyyppisen sublimaation kanssa [125], mutta Dawnin myöhemmät todisteet viittaavat vahvasti siihen, että jatkuva geologinen toiminta voisi olla ainakin osittain vastuussa. [130] [131]

Opiskelee Dawn's gammasäde ja neutronitunnistin (GRaND) ​​paljastavat, että Ceres kiihdyttää aurinkotuulen elektroneja säännöllisesti, vaikka on olemassa useita mahdollisuuksia sille, mikä aiheuttaa tämän, hyväksytyin on, että näitä elektroneja kiihdytetään aurinkotuulen ja epätavallisen törmäyksillä. vesihöyryn eksosfääri. [132]

Vuonna 2017 Dawn vahvisti, että Ceresillä on ohimenevä ilmapiiri, joka näyttää liittyvän aurinkotoimintaan. Jää Ceresissä voi sublimoida, kun auringon energiset hiukkaset osuvat kraattereissa paljastuneeseen jäähän. [133]

Ceres on selviytynyt protoplaneetta (planeetan alkio), joka muodostui 4,56 miljardia vuotta sitten, ainoa, joka säilyi sisäisessä aurinkokunnassa, ja loput joko sulautuivat muodostamaan maan planeettoja tai Jupiter työnnettiin aurinkokunnasta. [134] Sen koostumus ei kuitenkaan ole yhdenmukainen asteroidivyön muodostuman kanssa. Näyttää pikemminkin siltä, ​​että Ceres muodostui kentauriksi, todennäköisesti Jupiterin ja Saturnuksen kiertoradan väliin, ja hajosi asteroidivyöhön, kun Jupiter muutti ulospäin. [15] Ammoniakkisuolojen löytäminen Occator-kraatterista tukee alkuperää aurinkokunnassa. [135] Ammoniakkijään läsnäolo voidaan kuitenkin selittää komeettojen vaikutuksilla, ja ammoniakkisuolat ovat todennäköisemmin natiiveja pinnalle. [136]

Ceresin geologinen kehitys riippui sen muodostumisen aikana ja sen jälkeen käytettävissä olevista lämmönlähteistä: kitka planetesimaalisesta kasvusta ja erilaisten radionuklidien hajoaminen (mahdollisesti sisältäen lyhytaikaiset sammuneet radionuklidit, kuten alumiini-26). Niiden uskotaan olevan riittäviä, jotta Ceres voisi erilaistua kiviseksi ytimeksi ja jäiseksi vaipaksi pian sen muodostumisen jälkeen. [78] Ceresillä on yllättävän pieni määrä suuria kraattereja, mikä viittaa siihen, että viskoosi rentoutuminen, vesivulkanismi ja tektoniikka ovat saattaneet poistaa vanhemmat geologiset piirteet. [137] Ceresin suhteellisen lämmin pintalämpötila merkitsee sitä, että mikä tahansa sen pinnalla syntyvä jää olisi vähitellen sublimoitunut, jättäen jälkeensä erilaisia ​​hydratoituneita mineraaleja, kuten savimineraaleja ja karbonaatteja. [88]

Nykyään Ceresistä on tullut huomattavasti vähemmän geologisesti aktiivista, ja pinta on pääosin vaikutusten muovaama. Dawn paljastaa, että sisäiset prosessit ovat edelleen veistäneet Ceresin pintaa merkittävässä määrin vastakohtana Vestalle [138] ja aikaisemmille odotuksille, että Ceresistä olisi tullut geologisesti kuollut historiansa alussa sen pienen koon vuoksi. [139] Sen kuoressa on merkittäviä määriä vesijäätä. [112]

Vaikka Ceresistä ei keskustella yhtä aktiivisesti kuin maapallon ulkopuolisen mikrobien potentiaalinen koti kuin Mars, Europa, Enceladus tai Titan, se on vesirikkain runko sisäisessä aurinkokunnassa maan jälkeen [88], ja on todisteita siitä, että sen jäinen vaippa oli kerran vetinen maanalainen valtameri. [115] Vaikka se ei kokea vuorovesilämpöä, kuten Europa tai Enceladus, se on riittävän lähellä aurinkoa ja sisältää tarpeeksi pitkäikäisiä radioaktiivisia isotooppeja, jotta sen pinta säilyttää nestemäisen veden pitkiä aikoja. [88] Orgaanisten yhdisteiden etätunnistaminen ja 20-massaprosenttisen hiilivedyn läsnäolo sen läheisessä pinnassa voisi tarjota orgaaniselle kemialle suotuisat olosuhteet. [114] [115] Vaikka Ceresissä on runsaasti hiiltä, ​​vetyä, happea ja typpeä, kaksi muuta tärkeätä biogeenistä elementtiä, rikki ja fosfori, ovat osoittautuneet vaikeasti saavutettaviksi. [88] [140] Ceresin pintakuvion rentoutuminen sen pinnan yli on osoitus noin 60 km pinnan alapuolella olevasta nestekerroksesta tai ainakin suolaveden taskuista, joka voi jatkua tähän päivään saakka. [88]

Tarkkailu Muokkaa

Kun vastustaja on lähellä periheliota, Ceres voi saavuttaa näennäisen suuruuden +6,7. [142] Tätä pidetään yleensä liian himmeänä, jotta se ei ole paljaalla silmällä näkyvissä, mutta ihanteellisissa katseluolosuhteissa innokkaat silmät, joilla on 20/20 visio, voivat nähdä sen. Ainoat muut asteroidit, jotka voivat saavuttaa yhtä kirkkaan voimakkuuden, ovat 4 Vesta ja, jos harvinaisissa vastakohdissa lähellä niiden perihelioneja, 2 Pallas ja 7 Iris. [143] Kun Ceres on yhdessä, magnitudi on noin +9,3, mikä vastaa heikoimpia esineitä, jotka näkyvät 10 × 50 -kiikareilla, joten se voidaan nähdä tällaisilla kiikareilla luonnollisesti pimeässä ja kirkkaassa yötaivaassa uuden kuun ympärillä.

Joitakin merkittäviä havaintoja ja virstanpylväitä Ceresille ovat seuraavat:

  • 1984 13. marraskuuta: Ceres havaitsi tähden piilottamisen Meksikossa, Floridassa ja koko Karibialla. [144]
  • 1995 25. kesäkuuta: UltraviolettiHubble-avaruusteleskooppi kuvat 50 kilometrin tarkkuudella. [21] [145]
  • 2002: 30 km: n tarkkuudella infrapunakuvat, jotka on otettu Keck-teleskoopilla adaptiivisen optiikan avulla. [81]
  • 2003 ja 2004: Näkyvät valokuvat 30 km: n tarkkuudella (parhaat ennen Dawn tehtävä) Hubble. [11][82]
  • 22. joulukuuta 2012: Ceres okkultoi tähden TYC 1865-00446-1 Japanin, Venäjän ja Kiinan osissa. [146] Ceresin kirkkaus oli suuruusluokkaa 6,9 ja tähti 12,2. [146]
  • 2014: Ceresissä havaittiin vesihöyryn heikko ilmakehä (eksosfääri), jonka vahvisti Herschel avaruusteleskooppi. [147]
  • 2015: NASA Dawn avaruusalus lähestyi Ceresiä ja kierteli sitä, lähettämällä yksityiskohtaisia ​​kuvia ja tieteellistä tietoa takaisin maapallolle.

Ehdotettu etsintä Muokkaa

Vuonna 1981 ehdotus asteroidioperaatiosta toimitettiin Euroopan avaruusjärjestölle (ESA). Asteroidal Gravity Optical and Radar Analysis (AGORA) -nimeksi kutsutun avaruusaluksen oli tarkoitus lähteä jonkin aikaa vuosina 1990–1994 ja suorittaa kaksi isoa asteroidia. Tämän tehtävän ensisijainen kohde oli Vesta. AGORA pääsi asteroidivyöhön joko painovoiman ritsa-radalla Marsin ohitse tai pienen ionimoottorin avulla. ESA kuitenkin hylkäsi ehdotuksen. Sitten laadittiin NASA: n ja ESA: n yhteinen asteroidioperaatio moninkertaiselle asteroidille, jolla on aurinkosähkö (MAOSEP), ja yksi tehtäväprofiileista sisältää Vestan kiertoradan. NASA ilmoitti, etteivät he olleet kiinnostuneita asteroiditehtävistä. Sen sijaan ESA perusti teknisen tutkimuksen avaruusaluksesta, jossa on ionikäyttö. Muita tehtäviä asteroidivyöhön ehdotti 1980-luvulla Ranska, Saksa, Italia ja Yhdysvallat, mutta yhtään niistä ei hyväksytty. [148] Ceresin etsiminen lennon kautta ja tunkeutumisvaara oli monitahoisen Neuvostoliiton Vesta-operaation toisen suunnitelman toinen pääkohde, joka kehitettiin yhteistyössä Euroopan maiden kanssa vuosina 1991–1994 toteutettavaksi, mutta peruttiin Neuvostoliiton hajoamisen vuoksi.

Kiinan avaruusjärjestö suunnittelee Ceresiltä palautusoperaation, joka tapahtuisi 2020-luvulla. [149]

Calathus-operaatio on ajatus Ceresin oksaattorikraatterille palauttamaan näyte kirkkaista karbonaattirakenteista ja tummista orgaanisista aineista maapallolle. [150] [151]

Dawn-tehtävä Muokkaa

1990-luvun alussa NASA aloitti Discovery-ohjelman, jonka oli tarkoitus olla sarja edullisia tieteellisiä tehtäviä. Vuonna 1996 ohjelman tutkimusryhmä suositteli ensisijaisena tehtävänä tutkia asteroidivyötä käyttämällä ionimoottorilla varustettua avaruusalusta. Ohjelman rahoitus oli edelleen ongelmallista useita vuosia, mutta vuoteen 2004 mennessä Dawn ajoneuvo oli läpäissyt kriittisen suunnittelutarkastuksen. [152]

Se käynnistettiin 27. syyskuuta 2007 avaruusoperaationa ensimmäisten vierailujen tekemiseksi sekä Vestaan ​​että Ceresiin. 3. toukokuuta 2011 Dawn hankki ensimmäisen kohdistuskuvansa 1,2 miljoonan kilometrin päässä Vestasta. [153] Kun olet kiertänyt Vestaa 13 kuukauden ajan, Dawn käytti ionimoottoriaan lähtiäkseen Ceresiin. Painovoima sieppasi 6. maaliskuuta 2015 [154] 61 000 km: n etäisyydellä [155] neljä kuukautta ennen Uusia näköaloja Pluton lentoa.

Dawn Lähetysprofiili vaati sitä tutkimaan Ceresiä pyöristetyistä polaariradoista peräkkäin matalammilla korkeuksilla. Se saapui ensimmäiselle havainnointikierrokselleen ("RC3") Ceresin ympärille 13500 km: n korkeudessa 23. huhtikuuta 2015 ja pysyi vain noin yhdellä kiertoradalla (viisitoista päivää). [24] [156] Avaruusalus pienensi sen jälkeen kiertoradan etäisyyttä 4400 kilometriin toisella havainnointikiertoradallaan ("tutkimus") kolmen viikon ajan, [157] sitten alas 1 470 kilometriin ("HAMO" -korkeuskartta) kahden kuukauden ajan. [158] ja sitten alas lopulliselle kiertoradalleen 375 km: n etäisyydellä ("LAMO" matalan korkeuden kartoitusradalla) vähintään kolmen kuukauden ajan. [159]

Avaruusaluksen instrumentointi sisältää kehystävän kameran, visuaalisen ja infrapunaspektrometrin sekä gammasäde- ja neutronidetektorin. Nämä instrumentit tutkivat Ceresin muotoa ja alkuaineyhdistelmää. [160] 13. tammikuuta 2015 Dawn otti ensimmäiset kuvat Ceresistä lähelläHubble erottelukyky, paljastaen törmäyskraatterit ja pienen korkean albedopisteen pinnalla, lähellä samaa kohtaa kuin aiemmin havaittiin. Lisäkuvaustilaisuudet, yhä paremmalla resoluutiolla, pidettiin 25. tammikuuta 4., 12., 19. ja 25. helmikuuta 1. maaliskuuta sekä 10. ja 15. huhtikuuta. [161]

Kuvia, joita ei ole aiemmin saavutettu, otettiin tammikuussa 2015 alkaneiden kuvantamisistuntojen aikana Dawn lähestyi Ceresiä ja näytti kraatteritun pinnan. Kraatterin sisällä oli kaksi erillistä kirkasta täplää (tai korkean albedon ominaisuutta) (erilainen kuin aikaisemmissa Hubble-kuvissa [162] havaitut kirkkaat pisteet) nähtiin 19. helmikuuta 2015 olevassa kuvassa, mikä johti spekulaatioihin mahdollisesta kryovulkaanisesta alkuperästä [163] [ 164] [165] tai kaasuttaminen. [166] NASA: n tiedottaja sanoi 3. maaliskuuta 2015, että täplät ovat yhdenmukaisia ​​erittäin heijastavien materiaalien kanssa, jotka sisältävät jäätä tai suoloja, mutta kryovulkanismi on epätodennäköistä. [167] Dawn-tiimin tutkijat kuitenkin väittivät 2. syyskuuta 2016, että a Tiede paperi, jonka mukaan Ahuna Mons -niminen massiivinen kryovulkaanivuori on vahvin todiste näiden salaperäisten muodostumien olemassaolosta. [168] [169] NASA julkaisi 11. toukokuuta 2015 korkeamman resoluution kuvan, joka osoittaa, että yhden tai kahden paikan sijasta on tosiasiassa useita. [170] 9. joulukuuta 2015 NASA: n tutkijat kertoivat, että Ceresin kirkkaat täplät saattavat liittyä eräänlaiseen suolaan, etenkin magnesiumsulfaattiheksahydriittiä (MgSO) sisältävään suolaliuoksen muotoon.4· 6H2O) täplien havaittiin liittyvän myös ammoniakkia sisältäviin saviin. [101] Kesäkuussa 2016 näiden kirkkaiden alueiden lähellä olevan infrapunaspektrin havaittiin olevan yhdenmukainen suuren määrän natriumkarbonaatin (Na
2 CO
3 ), mikä tarkoittaa, että viimeaikainen geologinen toiminta oli todennäköisesti mukana kirkkaiden pisteiden luomisessa. [104] [105] [107] Heinäkuussa 2018 NASA julkaisi vertailun Ceresistä löydetyistä fyysisistä ominaisuuksista maapallon vastaaviin ominaisuuksiin. [75] Kesäkuusta lokakuuhun 2018 Dawn kiertänyt Ceresia jopa 35 km: n päässä ja jopa 4000 km: n päässä. [171] [172] Dawn operaatio päättyi 1. marraskuuta 2018, kun avaruusaluksella loppui polttoaine.

Lokakuussa 2015 NASA julkaisi todellisen värisen muotokuvan Ceresistä Dawn. [173] Helmikuussa 2017 orgaanisia aineita (koliineja) havaittiin Ceresistä Ernutetin kraatterista (katso kuva). [111] [112]

Dawn Saapuminen vakaalle kiertoradalle Ceresin ympärillä viivästyi sen jälkeen, kun se oli lähellä Ceresiin pääsemistä, siihen osui kosminen säde, jolloin se kulki toisen, pidemmän reitin Ceresin takana, suoran spiraalin sijaan. [174]

Ceresin kartta (keskitetty 180 ° pituusasteeseen maaliskuussa 2015)

Ceresin kartta (Mercator HAMO -väri maaliskuu 2016)

Ceresin kartta (elliptinen HAMO-väri maaliskuussa 2016)

Mustavalkoinen valokuvakartta Ceresistä, keskitetty 180 ° pituusasteeseen, virallisella nimikkeistöllä (syyskuu 2017)

Ceresin topografinen kartta (syyskuu 2016).
15 km (10 mi) korkeutta erottaa matalimmat kraatterilattiat (indigo) korkeimmista huipuista (valkoiset). [175]

Ceresin pallonpuoliskon topografiset kartat, keskitettynä 60 ° ja 240 ° itäiseen pituusasteeseen (heinäkuu 2015).

Ceres, napa-alueet (marraskuu 2015): Pohjoinen (vasen) etelään (oikea).

Nelikulmioiden kartta Muokkaa

Seuraava Ceresin kuvakartta on jaettu 15 nelikulmioon. Ne on nimetty ensimmäisten kraatterien mukaan, joiden nimet IAU hyväksyi heinäkuussa 2015. [176] Karttakuva (t) otti Dawn avaruusluotain.


Ratnapura, Sri Lanka, joka tunnetaan nimellä ”Gems City”, on ollut jalokivikaupan keskus yli 2000 vuotta. Varhain läheiset kaivostyöläiset toimittivat paikallisille singalin kauppiaille tunnetusti hienoja safiireja ja rubiineja.

Uudemmat lähteet ovat syrjäyttäneet nämä kaivokset, joten kauppiaat matkustavat nykyään usein Itä-Afrikkaan ja Australiaan. Mutta Sri Lanka on edelleen tunnettu karkeista safiireistaan, etenkin suositusta, mutta harvoista vaaleanpunaisoranssista padparadscha ("lootusvärinen") safiirista.

Varhaisesta historiasta lähtien rubiineille ja safiireille on annettu eri nimet, mutta ne ovat yksinkertaisesti eri värilajikkeita mineraalikorundista.

Rubiini, punainen jalokivilajike, johtuu kromin lisäämisestä korundiin.

Kovuus
Kemiallinen koostumus
Katkaisu / kestävyys

Ei pilkkomista, yleensä kova

Erityisominaisuudet

Joo. Joillakin alueilla, kuten Alaskassa tai Grönlannissa, ne saattavat näkyä useimpina öinä vuodessa. Ja niitä esiintyy milloin tahansa päivästä, mutta emme voi nähdä niitä paljaalla silmällä, ellei pimeää.

Värit ja kuviot ovat peräisin ionisoituneista ioneista tai atomista, kun ne törmäävät ilmakehään ja joihin magneettisen voiman viivat vaikuttavat. Näytöt voivat olla monenlaisia, mukaan lukien aaltoilevat verhot, sykkivät pallot, matkustavat pulssit tai tasaiset hehkut. Korkeus vaikuttaa väreihin. Sineviolettia / punaisia ​​esiintyy alle 100 mailin (60 mailia), kirkkaan vihreän voimakkain välillä 60-150 mailia (100-240 km). 240 km: n yläpuolella ilmestyy rubiinipunaisia.

Panoraamanäkymät McMurdo-asemalle keskellä talvea Aurora Australisin, Linnunradan ja satelliittiraitojen kanssa yön taivaalla. Etäisyydessä ovat Pegasus White Ice Runwayn valot. Kesäkuu 2016. Joshua Swanson, NSF, valokuvaaja. Yhdysvaltojen Antarktiksen ohjelman valokuvakirjasto, National Science Foundation.


Plasma (fysiikka)

Fysiikan ala, joka tutkii erittäin ionisoituja kaasuja. Plasma on varattujen ja neutraalien hiukkasten kaasu, jolla on kollektiivista käyttäytymistä. Kaikki kaasut ionisoituvat riittävän korkeissa lämpötiloissa, mikä luo niin kutsutuksi aineen neljänneksi tilaksi yhdessä kiinteiden aineiden, nesteiden ja kaasujen kanssa. On arvioitu, että yli 99% maailmankaikkeudesta on plasmatilassa. Maapallolla plasmat ovat paljon harvinaisempia. Salama on tuttu luonnollinen ilmentymä, ja loistelamput ovat käytännöllinen sovellus. Plasmasovelluksissa ja -tutkimuksissa hyödynnetään valtavaa vaihtelua plasman lämpötiloista, tiheyksistä ja neutraaleista paineista. Ne ulottuvat plasmankäsittelysovelluksista suhteellisen matalissa lämpötiloissa (kuten puolijohdesirujen plasmaetsaus matalassa paineessa tai plasmaleikkauspolttimet ilmakehän paineessa) kontrolloidun fuusion tutkimuksiin erittäin korkeissa lämpötiloissa.

Plasmafysiikka on monen kehon ongelma, joka voidaan kuvata yhdistämällä Newtonin ja # 39: n lait ja Maxwellin ja # 39: n yhtälöt. Plasman varatut hiukkaset ovat yleensä sekä positiivisia että negatiivisia ioneja ja elektroneja. Plasmat ovat normaalisti kvasiineutraaleja eli positiivisen ionin varaustiheys on suunnilleen yhtä suuri kuin negatiivinen negatiivinen varaustiheys kaikkialla plasman pääosassa. Kvasineutraalisuus viittaa varaustiheyteen eikä tarkoita elektronien ja ionien yhtä suuria tiheyksiä, koska ionit voivat olla moninkertaisia ​​ja niillä voi olla myös negatiivinen varaus. Avaruus- ja fuusioplasmissa plasmat magnetoituvat normaalisti, kun taas maan päällä olevissa levitysplasmissa, kuten plasman prosessoinnissa, käytetään sekä magnetoituja että magneettamattomia plasmoja. Katso Maxwellin ja # 39: n yhtälöt, Newtonin ja # 39: n liikelakit

Plasman ominaisuuksia on helppo seurata ominaispiirteiden, taajuuksien ja nopeuksien suhteen. Näitä ovat Debyen pituus, elektroni- ja ioniplasmataajuudet, elektronien ja ionien gyrofrekvenssit ja gyroradiot, elektronien ja ionien lämpönopeudet, ionien äänen nopeus, Alfv & # xe9n -nopeus ja erilaiset törmäyspituudet. Plasman määritelmä riippuu useista näistä ominaispiirteistä, ja näiden parametrien suhteiden suuruus järjestelmän kokoon tai käytettyihin taajuuksiin määrää suurimman osan plasman käyttäytymisestä.

Yksinkertaisin plasma on törmäyksetön, magnetoimaton kokoelma ioneja ja elektroneja ilman merkittäviä virtoja. Sellaisilla plasmoilla on kvasineutraaleja alueita ja ei-neutraaleja alueita. Ei-neutraalit alueet ovat erittäin paikallisia. Ne sijaitsevat yleensä lähellä rajoja (missä ne tunnetaan tuppeina), mutta joskus sijaitsevat plasmassa (missä ne tunnetaan kaksikerroksisina).

Kollektiivinen käyttäytyminen viittaa plasman ominaisuuksiin, joita ei esiinny yhden hiukkasen liikkeessä. Kollektiivinen käyttäytyminen on erottava ominaisuus plasmalle. Se koostuu virtauksista, aaltoista, epävakaisuuksista ja niin edelleen. Yleisiä esimerkkejä ovat auroran vaihtelut, mikroaaltojen muodostuminen laitteissa, kuten magnetroneissa ja klystroneissa, ja sähkömagneettisten aaltojen heijastuminen ionosfääristä.

Kummallista, että erittäin suuren tiheyden kokoelmat, joissa on yhtä suuri määrä ioneja ja elektroneja, eivät ole plasmia. Tällaisia ​​järjestelmiä kutsutaan voimakkaasti kytketyiksi plasmoiksi (vaikka tarkkaan ottaen ne eivät ole ollenkaan plasmoja).

Joko elektronien tai ionien kokoelmalla voi olla samanlaisia ​​ominaisuuksia kuin sähköisesti neutraalilla plasmalla, jos varatun hiukkasen tiheys on riittävän suuri. Tällaisille ns. Plasmille Debyen pituus ja elektronien tai ionien ominaistiheys voidaan edelleen määritellä, ja kollektiivinen käyttäytyminen esiintyy edelleen, kun Debyen pituus on pienempi kuin systeemin tunnusmerkki. Niin sanotut puhtaat elektroniplasmat tai puhtaat ioniplasmat eivät ole rajoittuneita magneettamattomassa järjestelmässä. Sähkö- ja magneettikenttien yhdistelmästä koostuvia hiukkasloukkuja voidaan kuitenkin käyttää varausten rajoittamiseen. Katso Hiukkasloukku

Plasman visuaalinen ulkonäkö riippuu läsnä olevan ionin tyypistä, elektronin lämpötilasta ja plasman tiheydestä. Jotkut plasmat ovat näkymättömiä. On kummallista, että jos plasmaa on läsnä eikä se hehku, se on joko erittäin kuuma tai erittäin kylmä. Esimerkiksi H + -plasma tai mikä tahansa muu suhteellisen kuuma plasma, jossa on täysin irrotetut ionit, sisältää atomiytimiä, joissa ei ole elektroneja, joten ei ole atomifysiikkaa eikä optista emissiota tai absorptiota. Jos plasman elektronit ja ionit ovat hyvin kylmiä, optisen siirtymän herättämiseen ei ole riittävästi energiaa. Plasmoihin usein liittyvä hehku osoittaa vain, missä energiset elektronit tai ehkä ultraviolettisäteilyn absorbointi herättävät näkyviä energiansiirtymiä, ja sillä voi olla vähän tekemistä massaplasman läsnäolon kanssa. Fuusioplasmissa reunat ovat usein runsaasti päästöjen lähteitä, jotka liittyvät vedyn ja reunan muodostamien epäpuhtauksien dissosiaatioon ja ionisaatioon, kun taas suuri osa kuumemmasta ydinplasmasta on täysin ionisoitua ja näkymätöntä.

Tasavirtaiset hehkupurkausplasmat ovat peräisin elektronista, jotka syntyvät toissijaisen elektronien emissiosta negatiivisesti esijännitetyn katodin ionipommituksen seurauksena. Toissijaisia ​​elektroneja kiihdytetään katodivaipan potentiaalin (kutsutaan katodin pudotukseksi) kautta 1 keV: n suuruisiin energioihin ja ionisoimaan osittain neutraali kaasu, mikä vapauttaa ylimääräisiä energiaelektroneja kerrannaisprosessissa. Energiset elektronit törmäävät myös joustamattomiin törmäyksiin neutraalien kanssa, mikä johtaa optiseen emissioon, joka edistää ns. Hehkua. Katso Toissijainen päästö

Plasmafysiikan ymmärtäminen alkaa ymmärtämällä yksittäisten varautuneiden hiukkasten liike sähköisten ja magneettisten kenttien yhdistelmässä (E ja B), joka syntyy ulkoisten kenttien ja varautuneiden hiukkasten yhdistelmän avulla. Yhden hiukkasen liike massan kanssa m, lataa qja nopeus v , ohjaa Lorentz-voima, kuten on esitetty yhtälössä. (1).

Magneettikentän kanssa yhdensuuntaisen liikkeen ja magneettikentän ympärillä olevan liikeradan lisäksi on magneettikenttään kohtisuorassa olevia poikkeamia. Yleisvoimalle F , magneettikentän läsnä ollessa kohtisuoran ajonopeuden antaa Eq. (2). (2)

Kohtisuorassa sähkökentässä hiukkaset voivat kävellä magneettikentän poikki. Magneettikentän kaarevuuteen liittyvät voimat synnyttävät kaarevuuden kulkeutumisen magneettikenttään kohtisuorassa suunnassa ja magneettikentän viivojen kaarevuussäteen suhteen.

Hyrrän liikkeelle hitaasti muuttuvassa magneettikentässä, joka on suunnilleen jaksoittaista, voidaan osoittaa, että kohtisuoran energian suhde magneettikenttään on suunnilleen vakio. Tämä tarkoittaa, että varautunut hiukkanen, joka liikkuu magneettikentän suuntaisesti ja joka pyörii kentän ympäri, pyörii nopeammin magneettikentän kasvaessa. Jos magneettikenttä muuttuu avaruudessa ja on vakio ajassa, kokonaisenergia säilyy. Riittävän suuren magneettikentän kohdalla saavutetaan piste, jossa kokonaisenergia on sama kuin kohtisuora energia, niin että rinnakkainen energia menee nollaan ja hiukkanen heijastuu. Tätä kutsutaan magneettiseksi peilaus.

Magneettinen peilaus on tärkein luonnollinen mekanismi varattujen hiukkasten sulkemisessa. Esimerkiksi tämä prosessi rajoittaa varattuja hiukkasia ionosfäärissä ja magnetosfäärissä. Magneettikentän viivat, jotka yhdistävät maapallon pohjoisen ja etelän magneettinavat, tarjoavat peilimagneettikentän, joka kasvaa kumpaakin napaa lähestyttäessä. Törmäysten puuttuessa tällaisen magneettikentän ympärillä liikkuva ja pyörivä hiukkanen on magneettisesti rajoitettu, jos sen nopeus on kohtisuorassa magneettikenttään nähden. Van Allen -hihnat koostuvat tällaisista peiliin loukkuun jääneistä varauksistaan. Näiden hiukkasten lähde on aurinkotuuli, aurinko säteilee jatkuvasti varautuneita hiukkasia.

Täysin ionisoiduille plasmille on kätevää kuvata plasma yhtenä nesteenä yhdessä Maxwellin ja # 39s -yhtälöiden kanssa. Tämä antaa magnetohydrodynaamiset (MHD) yhtälöt, joita käytetään kuvaamaan plasman tasapainoja ja plasman aaltoja ja epästabiilisuutta. Niiden suhteellinen yksinkertaisuus on tehnyt niistä ihanteelliset fuusio-ongelmien ratkaisemiseen monimutkaisissa geometrioissa, ja niitä on käytetty laajalti kuvaamaan astrofysikaalisia plasmoja ja magnetohydrodynaamista energianmuunnosta. Katso Magneettihydrodynamiikka

Plasmat voivat tukea vaikuttavia erilaisia ​​sähköstaattisia ja sähkömagneettisia aaltoja, joita ei ole läsnä plasman puuttuessa. Aallot erotetaan niiden taajuuden, DC-magneettikenttien läsnäolon tai puuttumisen sekä plasman lämpötilan ja tiheyden perusteella.

Ionisointi on avain plasmatuotantoon, ja se voidaan toteuttaa monin eri tavoin. Yleisin lähestymistapa on käyttää energia-elektroneja, joiden energiat ovat suurempia kuin ionisoitavan kaasun ionisaatiopotentiaali. Tasavirran hehkutuspäästöissä katodivaipan potentiaali kiihdyttää ionien sekundääristen elektronien emissiolla tuotettuja elektroneja, samoin kuin elektronit, jotka syntyvät lämpökatodiplasmojen termionemissioista. Elektronit voivat myös noutaa energiaa heijastamalla heilahtelevista radiotaajuusvaipan sähkökentistä tai syklotroniresonanssista magneettikentissä tai törmäyksistä muiden energia-elektronien kanssa. Katso Sähkönjohtavuus kaasuissa, kaasupurkaus, ionisaatiopotentiaali, termionipäästöt

On olemassa myös useita muita lähestymistapoja, joihin liittyy törmäyksiä, jotka eivät vaadi energia-elektroneja. Näitä tekniikoita ovat fotoionisointi, ionineutraali varauksenvaihto, pinta-ionisaatio ja Penning-ionisaatio. Ioneja voidaan tuottaa myös molekyylien dissosiaatiossa. Vielä yksi mekanismi, jota kutsutaan kriittiseksi ionisointinopeudeksi, on epävakauden ohjaama ja tapahtuu, kun magneettikenttään kohtisuorassa virtaavien neutraalien kaasuatomien kineettinen energia ylittää niiden ionisaatiopotentiaalin. Katso Ionilähteet, ionisaatio, fotoionisaatio

Tyhjiökammio tarjoaa yksinkertaisen lähestymistavan sulkeutumiseen. Magnetoimattomassa plasmassa elektronit menetetään nopeammin kuin ionit, ja plasma saa positiivisen nettovarauksen. Ylimääräinen positiivinen varaus näkyy verhossa plasmarajalla, ja plasman massapotentiaali on positiivisempi kuin rajapotentiaali. Potentiaalin pieneneminen rajalla tarjoaa plasman elektronisäiliön, mikä vähentää niiden menetysnopeutta ionihäviön nopeuden tasapainottamiseksi.

Tasaisen magneettikentän lisääminen vähentää magneettikenttään poikittaisten ionien ja elektronien menetysnopeutta, mutta sillä ei ole vaikutusta magneettikentän suuntaisiin häviöihin, koska Lorentzin voimalla ei ole komponentteja tällä kentällä. Tehokas sulkeminen magneettikentillä edellyttää, että ioni- ja elektronigyroradiot ovat pieniä verrattuna laitteen mittoihin. Plasman kulkeutuminen magneettikentän yli voi silti tapahtua törmäysten tai kohtisuorien ajelehtimien seurauksena.

Magneettikenttien puuttuessa (sekä plasman sisällä että ulkopuolella) tasapaino voidaan saavuttaa luomalla painetasapaino plasman ja reunaseinien tai reunakaasun välille. Tasapainon olemassaolo ei takaa, että tietty kokoonpano on vakaa.

Plasman käsittely voidaan määritellä sellaisten tekniikoiden kokoelmaksi, joissa plasmat hyödynnetään uusien materiaalien luomiseen tai olemassa olevien materiaalien ominaisuuksien muokkaamiseen. Sitä käytetään monissa erilaisissa sovelluksissa, mukaan lukien puolijohdeetsaus, muovipintojen valmistelu musteen vastaanottamiseksi, polymeerien kerrostaminen, timanttikalvojen asettaminen ja keinotekoisten lonkkanivelten kovettaminen. Tekniikalla on perustansa plasman fysiikassa, kemiassa, sähkö- ja kemiantekniikassa sekä materiaalitieteessä.

Hallitun fuusion tavoitteena on hyödyntää ydinfuusioreaktioita nettotehon tuottamiseksi. Fuusiotutkimusten edistyminen on sidottu plasman sulkemiseen ja lämmittämiseen kehitettyihin tekniikoihin. Fuusiokokeissa käytetään joko magneettista tai inertiaalista eristystä, jossa fuusioreaktiot tapahtuvat ennen kuin plasmalla on mahdollisuus laajentua kammion rajoihin. Magneettiset peilit ovat esimerkkejä avoimista järjestelmistä, kun taas tokamakit, stellaraattorit ja käännetyn kentän puristimet ovat esimerkkejä suljetuista toroidisysteemeistä. Suurin osa magneettisen eristämisen tutkimuksista tehdään tokamakkeilla. Katso Ydinfuusio

Luonnossa esiintyviä plasmoja esiintyy koko aurinkokunnassa ja sen ulkopuolella. Ilmakehän yläpuolella suurin osa aineesta ionisoituu. Pienitiheyksisiä ionisoituja materiaaleja pidetään plasmoina, ja ne käyttäytyvät tavoilla, jotka eroavat huomattavasti ei-plasmojen käyttäytymisestä. Joitakin tiheitä materiaaleja, kuten tähtiainetta tai elektrolyyttisiä liuoksia, ei usein pidetä plasmoina, vaikka ne ionisoituvatkin, ne käyttäytyvät suurimmaksi osaksi samoin kuin tavalliset nesteet.

Jotkut tärkeimmistä plasman fysiikan aiheista, joita tutkitaan luonnossa esiintyvien plasmojen kanssa, ovat varautuneiden hiukkasten energisointi, magneettikenttien uudelleenkytkentä (magneettikentän topologian ajalliset muutokset), dynamojen magneettikenttien tuotanto, sähkömagneettisten aallot, aaltojen ja hiukkasten vuorovaikutus sekä massan, liikemäärän ja energian kulkeutuminen magneettikenttien läpi.

Luonnossa esiintyviä plasmoja on yleensä vaikea mitata. Auringon tuulen, ionosfäärin ja magnetosfäärin plasmat diagnosoidaan yhden pisteen mittauksilla raketeilla ja satelliiteilla. Auringon ilmakehä ja kaikki astrofysikaaliset plasmat ovat saavuttamattomia, ja ne on diagnosoitava niiden lähettämien valo- ja radioaaltojen avulla, ja salama on arvaamaton ja vieraanvarainen instrumentit ja ne on diagnosoitava ensisijaisesti sen lähettämän valon perusteella. Rajoitetun diagnostiikan seurauksena teoreettisella analyysillä ja laboratorio-plasmakokeilla on tukirooleja luonnossa esiintyvien plasmojen tutkimuksissa.


AIHEESEEN LIITTYVÄT ARTIKKELIT

Ne kehitettiin auttamaan etäisten galaksien kartoittamisessa, mustien aukkojen katselemisessa ja uusien planeettojen löytämisessä, mutta tähtitieteilijät pelkäävät heidän silmänsä taivaalla saattavan pian pimeää.

'Haluttomuus investoida merkittävään tieteeseen on alkanut huolestuttaa meitä', kertoi The Washington Postille astrofyysikko Matt Mountain, astronomian tutkimusyliopistojen liiton puheenjohtaja, joka käyttää Hubble-teleskooppia NASAn puolesta.

'' Edessämme on hyvin pelottava mahdollisuus yhteisönä. Joillakin kentillä ei vain ole kaukoputkea. Ja tiedettä ei voida tehdä millään muulla tavalla. '

NASA: n Hubble-avaruusteleskooppi on edelleen toiminnassa, ja se on tehnyt yli 1,3 miljoonaa havaintoa operaationsa alettua vuonna 1990

Hubble-kaukoputki laukaistiin 24. huhtikuuta 1990 avaruussukkulan Discovery kautta Floridan Kennedyn avaruuskeskuksesta.

Se on nimetty kuuluisa tähtitieteilijä Edwin Hubble, joka syntyi Missourissa vuonna 1889.

Hän on epäilemättä tunnetuin havaitsemisesta, että maailmankaikkeus laajenee ja nopeus, jolla se tapahtuu - nyt keksi Hubble-vakion.

Hubble-teleskooppi on nimetty kuuluisan tähtitieteilijän Edwin Hubble'n mukaan, joka syntyi Missourissa vuonna 1889 (kuvassa)

Hubble on tehnyt yli 1,3 miljoonaa havaintoa tehtävänsä alkaessa vuonna 1990 ja auttanut julkaisemaan yli 15 000 tieteellistä artikkelia.

Se kiertää maata noin 17000 km / h nopeudella matalalla maapallon kiertoradalla noin 340 mailin korkeudessa.

Hubblen osoitustarkkuus on 0,007 kaarisekuntia, mikä on kuin pystyttäisi loistamaan Franklin D.Rooseveltin päähän keskittynyt lasersäde noin 200 mailin (320 km) päässä.

Hubble-teleskooppi on nimetty Edwin Hubble'n mukaan, joka vastasi Hubble-vakion keksimisestä ja on kaikkien aikojen suurimpia tähtitieteilijöitä.

Hubble'n ensisijainen peili on 2,4 metriä (7 jalkaa, 10,5 tuumaa) ja sen kokonaispituus on 13,3 metriä (43,5 jalkaa) - suuren koulubussin pituus.

Hubble'n laukaisu ja käyttöönotto huhtikuussa 1990 oli merkittävin edistysaskel tähtitieteessä Galileon kaukoputken jälkeen.

Viiden huoltokäynnin ja yli 25 vuoden toiminnan ansiosta näkemyksemme maailmankaikkeudesta ja paikastamme siinä ei ole koskaan ollut sama.

Näiden telttakeskooppien seuraajien rahoitus ei ole vielä varmistettu, ja Nasan astrofysiikan divisioonan johtaja Paul Hertz sanoi, että se on "valinta kansalle".

"Yhteisön prioriteetit ja poliittisen järjestelmän tekemät rahoitusvalinnat vaikuttavat tekemiemme tehtäviin", hän lisäsi.

Hubble lanseerattiin vuonna 1990 ja aiemmin tässä kuussa se toimi virheellisesti, pysäyttäen työnsä ja vahvistamalla tutkijoille, jotka ovat täysin riippuvaisia ​​28-vuotiaasta koneesta siitä, kuinka riippuvaisia ​​he ovat 1970-luvulla suunnitellusta tekniikasta.

Chandra-röntgenteleskooppi on nyt 20. toimintavuotensa ja on ylittänyt arvioidun käyttöiän lähes 15 vuodella.

Chandra siirtyi automaattisesti ns. Turvalliseen tilaan aiemmin tässä kuussa gyroskooppi-ongelman takia.

"Chandran 10. lokakuuta käyttämän vikasietotilan syy on nyt ymmärretty, ja operaatiotiimi on palauttanut avaruusaluksen onnistuneesti normaaliin osoitustilaansa", Nasa sanoi.

Se väitti, että vikasietotila johtui häiriöstä yhdessä Chandran gyroskoopeista, mikä johti kolmen sekunnin huonoon dataan, mikä puolestaan ​​sai ajotietokoneen laskemaan väärän arvon avaruusaluksen vauhdille.

Virheellinen liikemäärän ilmaisin laukaisi sitten vikasietotilan.

'' Tiimi on saanut päätökseen vaihtaa gyroskooppeja ja sijoittaa häiriön kokenut gyroskooppi varaukseen '', Nasa sanoi.

Hubble meni horrostilaan samanlaisen gyroskoopin vian vuoksi.

Nasa väittää, että Chandran kanssa liittyvät ongelmat on nyt ratkaistu, mutta polttoainetta on edelleen vähän, ja on epäselvää, kuinka kauan se toimii.

Avaruusjärjestön mukaan on sattumaa, että sekä Chandra että Hubble "nukkuvat" viikon sisällä toisistaan.

Se jatkaa työtä Hubble-avaruusteleskoopin tieteellisen toiminnan jatkamiseksi sen jälkeen, kun avaruusalus siirtyi vikasietotilaan viallisen gyroskoopin (gyroskoopin) vuoksi.

Chandralla työskentelevä tähtitieteilijä Jonathan McDowell Harvard-Smithsonianin astrofysiikkakeskuksesta twiitti perjantaina, että 'Chandra päätti, että jos Hubble voisi saada pienen loman, hän halusi myös sen.'

Yhdysvaltain poliittinen käyttäytyminen antoi Nasalle runsaasti resursseja ja taloudellista tukea Suuren observatorion ohjelman käynnistämiseen ja ylläpitämiseen 1970-luvulla.

Chandra-röntgenteleskooppi (kuvassa) on nyt 20. toimintavuotensa ja on ylittänyt suunnitellun käyttöiän lähes 15 vuodella

Suunniteltiin ja rakennettiin neljä teleskooppia, jotka mittaisivat koko valospektrin gammasäteistä (Compton Gamma Ray Observatory) infrapunasäteilyyn (Spitzer-avaruusteleskooppi).

Tämän ohjelman kaksi muuta teleskooppia - Hubble ja Chandra - analysoivat näkyvää / lähellä olevaa ultraviolettivaloa ja röntgensäteitä.

Heidän välistään he löytäisivät ja auttaisivat poimimaan maailmankaikkeuden energisimpien räjähdysten, mustien aukkojen, eksoplaneettojen, vastasyntyneiden tähtien ja maailmankaikkeuden iän löytämisen mysteerit.

Compton menehtyi vuonna 2001 sen jälkeen, kun gyroskooppi antoi sen hyödyttömäksi, ja Spitzerin odotetaan kuolevan ensi vuonna.

Nasa odottaa molempien jäljellä olevien kaukoputkien jatkavan toimintaansa 2020-luvulle saakka.

"Ihmiset yhtäkkiä tajusivat, ettei Hubble tule elämään ikuisesti", sanoi Tom Brown, Hubble-operaation johtaja Avaruusteleskooppi-tiedeinstituutissa.

Kun Hubble epäonnistuu, siinä mittakaavassa ei ole näkyviä tai ultraviolettiteleskooppeja.

Tämä, tohtori Brown sanoo, saa tutkijat miettimään, mitä seuraavaksi tapahtuu.

James Webb -teleskooppi tutkii infrapunasäteilyä avaruudessa, mutta viivästysten ja virheiden vuoksi sitä on lanseerattu vuoteen 2021.

Kuten näkyvän valon spektrissä, Nasalla ei ole suunnitelmia korvata Chandraa ja tutkia edelleen valon röntgensäteen aallonpituutta.

Gamma-säteilyastrofysiikka, Comptonin pienemmän seuraajana olevan Fermin projektitutkija Julie McInery sanoi: '' Minulla on oltava vähäinen aktiivisuus kaikilla teleskooppialueilla, jotta voisit ylläpitää osaamista yhteisössä, jotta voit jatkaa instrumenttien rakentamista. ''


Liekkitestiväritaulukko

Liekkitestiväritaulukot yrittävät kuvata kunkin liekin sävyä mahdollisimman tarkasti, joten näet värinimet, jotka kilpailevat Crayola-väriliidun suuren laatikon kanssa. Monet metallit tuottavat vihreää liekkiä, ja punaisella ja sinisellä on myös useita sävyjä. Paras tapa tunnistaa metalli-ioni on verrata sitä standardisarjaan (tunnettu koostumus), jotta voidaan tietää, mitä väriä voidaan odottaa käyttäessäsi polttoainetta laboratoriossasi.

Koska mukana on niin paljon muuttujia, liekkitesti ei ole lopullinen. Se on vain yksi käytettävissä oleva työkalu, joka auttaa tunnistamaan yhdisteen elementit. Kun teet liekkitestiä, ole varovainen polttoaineen tai silmukan saastumisesta natriumilla, joka on kirkkaan keltainen ja peittää muut värit. Monilla polttoaineilla on natriumpitoisuutta. Voit halutessasi tarkkailla liekkitestin väriä sinisen suodattimen läpi keltaisen poistamiseksi.

Jalometallit kulta, hopea, platina, palladium ja jotkut muut alkuaineet eivät tuota tyypillistä liekkitestin väriä. Tähän on useita mahdollisia selityksiä, joista yksi on se, että lämpöenergia ei riitä herättämään näiden elementtien elektroneja tarpeeksi energian vapauttamiseksi näkyvällä alueella.


Euler Mascheronin vakiolle on $ gamma $, katso Link1

Toinen on Feigenbaumin vakio $ delta $, katso Link2

"Kultainen suhde", $ varphi $, on Fibonacci-sekvenssin peräkkäisten termien suhteiden raja.

Apéryn vakio on eli $ $ (3) = 1,202056903159594285399738161511449990764986292 $. Se on lukuteoriassa kuuluisa, että Riemannin zeta-funktion arvot $ zeta (2n + 1) $ ovat erityisen kiinnostavia. $ zeta (3) $ on raja $ zeta (3) = lim_ vasen ( frac <1> <1 ^ 3> + cdots + frac <1> oikea). $


Miksi Ganymeden aurora näkyy vain ultraviolettisäteessä, kun maapallon kirkkaan vihreä ja punainen? - Tähtitiede

Jimenez, Raul Verde, Licia Spergel, David N.

Esitämme luettelot QSO-ehdokkaista, jotka on valittu käyttämällä fotometriaa Galaxy Evolution Explorerista (GALEX) yhdistettynä Stripe 82 -alueella sijaitsevaan Sloan Digital Sky Survey (SDSS) -laitteeseen ja Blanco Cosmology Survey -tutkimukseen (BCS) lähellä -deklinaatiota -55 astetta. SDSS-alue sisältää 700 objektia suuruusluokan i GALEX-valotuksilla (> 2000 s in F ja N , lukuun ottamatta kolmea kenttää) tarjoavat korkean signaali-kohina -fotometrian GALEX-kaistoilla (F , N GALEX ja optinen r-kaistan fotometria, käyttäen Atleen ja Gouldin antamaa menetelmää. Stripe 82 -kentässä 60% (30%) GALEX-valituista QSO: ista, joilla on optinen suuruus i GALEX -havaintoja, ovat melkein yhtä tehokkaita kuin monen aallonpituuden havainnot QSO: iden löytämisessä. GALEX-havainnot tarjoavat siten toteuttamiskelpoisen vaihtoehtoisen reitin QSO-luetteloihin taivaan alueilla, joilla u-kaistan optista fotometriaa ei ole saatavilla. Koko luettelo on saatavana osoitteesta http://www.ice.csic.es/personal/jimenez/PHOTOZ. «Vähemmän

Miles, Bretagne E.Skolnik, Evgenya L.

Isäntätähden ultraviolettivalo (UV) vaikuttaa planeetan ilmakehän fotokemiaan ja vaikuttaa tulevien tehtävien, kuten James Webbin avaruusteleskoopin, eksoplaneettaspektrien tulkintoihin.Nämä vaikutukset ovat erityisen kriittisiä tutkittaessa M-kääpiöiden ympärillä olevia planeetan ilmakehiä, mukaan lukien maapallon kokoiset planeetat asumisalueella. Kun otetaan huomioon M-kääpiöiden korkeampi aktiivisuustaso verrattuna aurinkomaisiin tähtiin, tarvitaan aikaerotettuja UV-tietoja tarkempien syöttöolosuhteiden saavuttamiseksi eksoplaneettan ilmakehämallinnuksessa. Galaxy Evolution Explorer (GALEX) tarjoaa monen aikakauden fotometriset havainnot kahdella UV-vyöhykkeellä: melkein ultravioletti (NUV 1771-2831 Å) ja kaukana ultravioletti (FUV 1344-1786 Å). Maapallon 30 pc: n sisällä NUV- ja FUV-kaistoissa on vastaavasti 357 ja 303 M kääpiötä, joissa on useita GALEX-havaintoja. Molemmilla GALEX-kaistoilla on samanaikaisesti 145 tähteä NUV- ja FUV-havaintoja. Näiden tietojen analyysit osoittavat, että pienimassaiset tähdet ovat tyypillisesti vaihtelevampia FUV: ssä kuin NUV. Mediaanivaihtelu kasvaa NUV: n myöhempien spektrityyppien kanssa ilman selkeää suuntausta FUV: ssä. Löydämme todisteita siitä, että soihdut lisäävät FUV-vuon tiheyttä paljon enemmän kuin NUV-vuon tiheys, mikä johtaa vaihteleviin FUV: n ja NUV: n vuon tiheyssuhteisiin GALEX-kaistapasseilla. FUV: n ja NUV-vuon suhde on tärkeä tulkittaessa ilmakehän molekyylien läsnäoloa planeetan ilmakehät, kuten happi ja metaani korkeana FUV: n ja NUV: n suhteena, voivat aiheuttaa vääriä positiivisia biosignatuuritunnistuksia. Tämä vuon tiheyden suhde GALEX-kaistoilla kattaa näytteessä kolme suuruusluokkaa, 0,008 - 4,6, ja on 1-2 suuruusluokkaa suurempi kuin G-kääpiöillä, kuten Aurinko. Nämä tulokset kuvaavat ultraviolettikäyttäytymistä tähän mennessä suurimmalle matalan massan tähtijoukolle.

Miles, Bretagne E.Skolnik, Evgenya L., sähköposti: [email protected]

Isäntätähden ultraviolettivalo (UV) vaikuttaa planeetan ilmakehän fotokemiaan ja vaikuttaa tulevien tehtävien, kuten James Webbin avaruusteleskoopin, eksoplaneettaspektrien tulkintoihin. Nämä vaikutukset ovat erityisen kriittisiä tutkittaessa M-kääpiöiden ympärillä olevia planeetan ilmakehiä, mukaan lukien maapallon kokoiset planeetat asumisalueella. Kun otetaan huomioon M-kääpiöiden korkeampi aktiivisuustaso verrattuna aurinkomaisiin tähtiin, tarvitaan aikaerotettuja UV-tietoja tarkempien syöttöolosuhteiden saavuttamiseksi eksoplaneettan ilmakehämallinnuksessa. Galaxy Evolution Explorer (GALEX) tarjoaa monivaiheiset fotometriset havainnot kahdella UV-vyöhykkeellä: melkein ultravioletti (NUV 1771–2831 Å) ja kaukana ultravioletti (FUVmore »1344–1786 Å). Maapallon 30 pc: n sisällä NUV- ja FUV-kaistoissa on vastaavasti 357 ja 303 M kääpiötä, joissa on useita GALEX-havaintoja. Molemmilla GALEX-kaistoilla on samanaikaisesti 145 tähteä NUV- ja FUV-havaintoja. Näiden tietojen analyysit osoittavat, että pienimassaiset tähdet ovat tyypillisesti vaihtelevampia FUV: ssä kuin NUV. Mediaanivaihtelu kasvaa NUV: n myöhempien spektrityyppien kanssa ilman selkeää suuntausta FUV: ssä. Löydämme todisteita siitä, että soihdut lisäävät FUV-vuon tiheyttä paljon enemmän kuin NUV-vuon tiheys, mikä johtaa vaihteleviin FUV: n ja NUV: n vuon tiheyssuhteisiin GALEX-kaistapasseilla. FUV: n ja NUV-vuon suhde on tärkeä tulkittaessa ilmakehän molekyylien läsnäoloa planeetan ilmakehät, kuten happi ja metaani korkeana FUV: n ja NUV: n suhteena, voivat aiheuttaa vääriä positiivisia biosignatuuritunnistuksia. Tämä vuon tiheyden suhde GALEX-kaistoilla kattaa näytteessä kolme suuruusluokkaa, 0,008 - 4,6, ja on 1-2 suuruusluokkaa suurempi kuin G-kääpiöillä, kuten Aurinko. Nämä tulokset kuvaavat ultraviolettikäyttäytymistä tähän mennessä suurimmalle matalan massan tähtijoukolle. «Vähemmän

Tämä apuraha kattoi Astro-2-operaation Hopkinsin ultraviolettiteleskooppidatan analyysin. Ehdotettu tutkimus kohdistui ensisijaisesti SNR-iskuaaltoihin, mutta ASTRO-2 GO -ohjelman tarkoituksena oli tehdä GO: sta osa instrumenttitiimejä. Apuraha kattoi siis laajan matkan Marshallin avaruuslentokeskukseen tehtävien simulaatioiden ja tehtävän itsensä vuoksi. ASTRO-2 GO -ohjelman ainutlaatuisen luonteen mukaisesti osallistuin aktiivisesti instrumenttiryhmän HH-objektien ja kataklysmaattisten muuttujien tutkimuksiin. Astro-2-tehtävän aikana saimme hyviä havaintoja supernovajäännöksistä SN1006 (1 asento), Vela (3 asemaa), Cygnus Loopista (7 asemaa) ja 0519-69 LMC: ssä (1 asento) osana tämän GI-ohjelman lisäksi Puppis A (1 sijainti), Vela (1 asema), Cygnus Loop (7 paikkaa) ja Schweizer-Middleditch-tähti (HUT PI -ohjelma SNRS: llä). Havaitsimme myös Herbig-Haro-objektin HH2 ja noin tusinan kataklysmaattisen muuttujan, mukaan lukien magneettiset järjestelmät ja kääpiöuutiset. Tämä GI-apuraha kattoi vaatimattoman matkan tietojen analysointia varten. Odotamme toimittavan paperit ei-säteilevästä sokista pohjoisessa Cygnus Loopissa, LMC Balmerin hallitseman jäännöksen LMC 0519-69, itäisen Cygnus Loopin (XA-alue) säteilyshokkeista ja YZ Cnc: n kataklysmisestä muuttujasta tulevan vuoden aikana. Olemme saaneet kattavia tukitietoja maalla sijaitsevista teleskoopeista Cygnus Loop -spektreille.

Neff, S.G.Siminovich, D.Martin, C.D.

Esitämme lähellä olevan aktiivisen galaksin NGC 5128 (Centaurus A) uudet laaja-alaiset ultravioletti- (UV) havainnot. GALEX-kuvat tarjoavat 3,5 sekunnin - 5,5 sekunnin tarkkuuden 1,2 asteen kentässä kahdella laajakaistalla (1350–1800A ja 1800–3000A, keskitettynä alueille 1550A ja 2200A). Havaitsemme molempien kaistojen radio- ja röntgensuihkuihin liittyvän ultraviolettisäteilyn, joka ulottuu noin. 40kpc galaksin ytimestä. Vertailemme radio-, röntgensäde- ja UV-suihkuja ja keskustelemme suihkun aiheuttaman tähtien muodostumisen toteutettavuudesta. Osoitamme, kuinka UV-säteily liittyy optisiin filamentteihin: HI- ja CO-pilvet, tähtien kuoret, röntgenkaaret ja nuoret tähtiketjut, jotka muut kirjoittajat ovat aiemmin ilmoittaneet. NGC 5128: n keskialueella havaitsemme nuorten supertähtijoukkojen ja niihin liittyvän ionisoidun kaasun UV-päästöt pölyisen vääntyneen levyn lähireunaa ja yläpintaa pitkin. Kaikki galaksin UV-emissiot näyttävät johtuvan levyn tähtien voimakkaasta muodostumisesta, mikään ei näytä liittyvän galaksin pääkappaleen vanhaan tähtipopulaatioon, eikä UV-säteilyä havaita AGN: stä. Arvioimme läsnä olevien massiivisten nuorten tähtien lukumäärän ja iät sekä niihin liittyvät ionisoidut kaasumassat. Lopuksi verrataan Cen-A: ta korkean punasiirtymän radiogalakseihin, joita oli paljon enemmän aikaisemmassa maailmankaikkeudessa. GALEX-satelliitti on NASA: n pieni tutkimusmatkailija, joka käynnistettiin huhtikuussa 2003. Kiitämme kiitollisesti NASAn tukea GALEX-tehtävän rakentamiselle, toiminnalle ja tiedeanalyyseille.

Ainoastaan ​​syvimmillä Chandra-tutkimuksilla on normaalien ja tähtiä muodostavien galaksien (toisin kuin röntgentaivasta hallitsevan AGN: n) röntgensäteily päästetty kosmologisesti mielenkiintoisilla etäisyyksillä. Kiinnittyvien binaarien röntgensäteily antaa kriittisen välähdyksen tähtien evoluution binäärivaiheeseen, ja kuumakaasusäiliön tutkimukset rajoittavat tähtien muodostumista. UV-tutkimukset tarjoavat tärkeitä, herkkiä diagnooseja nuorten tähtien muodostaville populaatioille ja tarjoavat kypsimmät keinot galaksien tutkimiseen 2 GALEX: ssä ja XMM-Newtonissa läheisessä Coma-klusterissa. Nämä tutkimukset ovat merkityksellisiä DEEP06: lle, koska Coma on lähin rikas galaksijoukko ja tarjoaa tärkeän vertailuarvon röntgensäde- ja UV-aaltoalueiden korkean punasiirtymätutkimuksissa. 30 ks: n GALEX (huomautus: samanlainen syvyys kuin GALEX Deep Imaging Survey) ja 110 ks: n XMM-havainnot tarjoavat erittäin syvän kattavuuden Coman laitamien kentällä, mikä mahdollistaa galaksien UV- ja röntgensäteiden kirkkaustoiminnon rakentamisen ja tärkeitä rajoituksia tähtien muodostumisen skaalaussuhteet, kuten röntgentähden muodostumisen nopeuden korrelaatio ja röntgen- / tähtimassakorrelaatio. Keskustelemme siitä, mitä opimme näistä kooman syvistä havainnoista, mukaan lukien äskettäin perustettu röntgensäteilyemissioiden tukahduttaminen Koman laitamilla sijaitsevista galakseista, mikä todennäköisesti liittyy aikaisempien tähtien muodostumisen matalampiin tasoihin ja / tai vuorovesi-kaasunpoiston tuloksiin .

Schneider, Adam C.Skolnik, Evgenya L.

Spektroskooppinen Galaxy Evolution Explorer -tutkimus on paljastanut suuren tilastollisesti merkitsevän otoksen Lyman-alfa-säteilijöistä z sim0.3: ssa. Näiden lähteiden ACS-kuvantaminen COSMOS- ja AEGIS-syväkentissä paljastaa, että nämä Lyman-alfa-säteilijät koostuvat kahdesta erillisestä galaksimorfologiasta, jotka ovat kasvot spiraaligalakseissa ja pienikokoisissa tähti- / sulautumisjärjestelmissä. Morfologinen bimodaalisuus johtaa myös optisen kirkkauden bimodaaliseen jakautumiseen. Näiden lähteiden UV-fotometrian ja 24 mikronin MIPS-havaintojen vertailu osoittaa, että ne ovat sinisempiä ja niissä on vähemmän pölyn sammumista kuin vastaavissa tähtiä muodostavissa galakseissa, joista puuttuu Lyman-alfa-havaitseminen. Tuloksemme osoittavat, kuinka tähtiä muodostavien galaksien maailmanlaajuinen kaasu- ja pölyjakauma estää Lyman-alfa -emissiota tähtiä muodostavissa galakseissa. GALEX on NASA: n pieni tutkimusmatkailija, joka otettiin käyttöön huhtikuussa 2003. Kiitämme kiitollisesti NASAn tukea rakentamisen, toiminnan ja tieteen analysoinnille GALEX-tehtävälle, joka on kehitetty yhteistyössä Ranskan CNES: n ja Korean tiede- ja teknologiaministeriön kanssa.

Milliard, Bruno Grange, Robert Martin, Christopher Schiminovich, David

NASA: n pieni lähetystutkija GALEX (PI: C.Martin, Caltech) on kehitteillä JPL: ssä, joka käynnistetään vuoden 2001 lopulla. Se on suunniteltu kartoittamaan tähtien muodostumisen historiaa maailmankaikkeudessa punasiirtymäalueella 0-2, joka on suuri aikakausi. missä galaksit ja kaasupitoisuus kehittyivät dramaattisesti. Odotettu syvyys ja kuvantamisen laatu vastaavat Palomarin observatorion tutkimuksia, jolloin GALEX voi tarjota tähtitieteelliselle yhteisölle tietokannan FUV-fotometrisista ja spektroskooppisista havainnoista useista miljoonista galakseista läheisessä ja kaukaisessa maailmankaikkeudessa. 1,24 asteen FOV, 50 cm aukon kompakti Ritchey-Chrétien -teleskooppi on varustettu kahdella 65 mm: n fotonilaskurilla. Se suorittaa useita eri peittoalueella ja syvyydellä tehtyjä tutkimuksia, jotka hyödyntävät Ranskassa äskettäin kehitettyä korkean läpäisykyvyn UV-läpäisevää Grismia vaihtaakseen helposti kuvien ja kenttäspektroskopiatilojen välillä. Ohut asferisoitu sulatettu piidioksidikikrooninen komponentti tarjoaa samanaikaisia ​​havaintoja kahdella UV-vyöhykkeellä (135-185 nm ja 185-300 nm) sekä korjauksen kenttäpoikkeamille. Esittelemme lyhyesti lähetystietotavoitteet ja kuvailemme optisen konseptin sekä sen optimointiin käytettävät ohjeet ja kompromissit NASA: n "Nopeampi, parempi, halvempi" -filosofian yhteydessä ja annamme lyhyen kehitystilaraportin.

Ho, Kelly Subramonian, Arjun Smith, Graeme Shouru Shieh

Hyödyntämällä käänteistä assosiaatiota, jonka tiedetään olevan Galaxy Evolution Explorerin (GALEX) kaukana ultraviolettisäteilyn (FUV) ja F-, G- ja K-kääpiöiden kromosfäärisen aktiivisuuden välillä, tutkimme ikäarviointimenetelmää aurinkotyyppisissä tähdissä GALEX FUV -suureiden kautta. Näyte aurinkotyyppisistä tähtitiedoista kerättiin vertaisarvioiduista julkaisuista ja suodatettiin B-V: n ja absoluuttisen visuaalisen suuruuden mukaan, jotta varmistettaisiin lämpötilan ja kirkkauden samankaltaisuudet Auringon kanssa. Määritimme FUV-B: n ja laskimme jäännösindeksin Q kaikille tähdille käyttämällä lämpötilan aiheuttamaa FUV-B: n ylärajaa vertauskuvana. Suunnittelemalla tähtien nykyiset ikäarvioinnit Q: ta vastaan, havaitsimme vahvan ja merkittävän yhteyden muuttujien välillä. Soveltamalla log-lineaarista muunnosta dataan vahvan korrelaation tuottamiseksi Q: n ja loge-iän välillä, vahvistimme Q: n ja iän välisen yhteyden olevan eksponentiaalinen. Siten pienimmän neliösumman regressiota käytettiin luomaan eksponentiaalinen malli, joka liittää Q: n ikään aurinkotyyppisissä tähdissä, jota tähtitieteilijät voivat käyttää. Tähtien ikäarvioinnin Q-menetelmä on yksinkertainen ja tehokkaampi kuin olemassa olevat spektroskooppiset menetelmät, ja sitä voidaan käyttää galaktisessa arkeologiassa ja tähtien kemiallisen koostumuksen analyysissä.

Vennes, Stéphane Kawka, Adéla Németh, Péter

Esitämme DAZ-valkoisen kääpiön GALEX J1931 + 0117 korkean dispersion ja suuren signaali-kohinasuhteen spektrien analyysin. VLT-Kueyen / UV-Visual Echelle Spectrograph -laitteella saadut spektrit osoittavat useita hyvin erotettuja Si II -spektrilinjoja, joiden avulla voidaan tutkia paineen vaikutuksia linjaprofiileihin. Havaitsimme suuria Stark-siirtymiä piilinjoissa laboratoriomittausten mukaisesti. Malli-ilmakehäanalyysi osoittaa, että magnesium-, pii- ja rautapitoisuudet ylittävät aurinkoenergian, kun taas happi- ja kalsiumpitoisuudet ovat alle aurinkoenergian. Lisäksi verrattiin havaittuja linjaprofiileja synteettisiin spektreihin, jotka oli laskettu vaihtelevilla kiinnittymisnopeuksilla ja pystysuorilla runsausjakauksilla olettaen diffuusion vakaan tilan. Johdetut kiihtyvyysasteet vaihtelevat välillä Ṁ = 2 × 106 kalsiumille ja 2 × 109 g s-1: lle hapelle ja osoittavat, että akkressiovirtaa hallitsee happi, pii ja rauta, kun taas hiiltä, ​​magnesiumia ja kalsiumia puuttuu. Säteittäisen nopeuden vaihtelun puuttuminen kahden mittausjakson välillä viittaa siihen, että GALEX J1931 + 0117 ei todennäköisesti ole läheisessä binäärissä ja että kertyvän materiaalin lähde sijaitsee roskilevyssä.

Petty, S.M. Farrah, D.G.Neill, J.D.

Paikallisuniversumissa havaitaan, että 10 prosentilla massiivisista elliptisistä galakseista on erityinen ominaisuus: huomattava ylimäärä ultraviolettipäästöjä kuin mitä heidän vanhoista, punaisista tähtipopulaatioistaan ​​odotetaan. Tämän ultraviolettien ylimäärän (UVX) alkuperää on ehdotettu, mukaan lukien kuumien nuorten tähtien populaatio ja vanhojen, sinisten vaakasuorien haarojen tai pitkittyneiden vaakasuorien haarojen (BHB tai EHB) tähtijoukot, joille on tehty huomattava massahäviö ulkoilmasta. Tutkimme UVX: n säteittäistä jakaumaa valikossa 49 läheistä E / S0-tyyppistä galaksia mittaamalla niiden pidennetty fotometria UV-säteilyllä keski-infrapunasäteen »(keski-IR) kautta Galaxy Evolution Explorerilla (GALEX), Sloan Digital Sky -laitteella. Survey ja Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE). Vertailemme UV / optisia ja UV / keski-IR värejä joustavien tähtipopulaatioiden synteesimalleihin, jotka mahdollistavat EHB-tähtien sisällyttämisen. Olemme havainneet, että yhdistetyt WISE-keski- ja GALEX-UV-värit erottavat mallit tehokkaammin kuin optiset värit ja että UV / keski-IR-yhdistelmä on herkkä EHB-fraktiolle. Värivaihtoehtoja on voimakkaasti, ulkosäteet ovat sinisempiä kuin sisemmät puolivalosäteet 1 mag. Tämä väriero voidaan helposti ottaa huomioon lisäämällä BHB-osuus 0,25 säteellä. Arvioimme, että sisä- ja ulkosäteen keski-ikä on 7,0 <+ -> 0,3 Gyr ja 6,2 <+ -> 0,2 Gyr, vastaavasti, mikä viittaa siihen, että ulommat alueet ovat todennäköisesti muodostuneet 1 Gyr sisäalueiden jälkeen. Lisäksi havaitsemme, että metallisuusgradientit eivät todennäköisesti ole merkittävä tekijä värierossa. Värin erottaminen sisä- ja ulompien alueiden välillä, mikä on sopusoinnussa tietyn tähtipopulaatioeron kanssa (esim. Korkeammat EHB-populaatiot), ja 0,5–2 Gyr-ikäero viittaa monivaiheiseen muodostumiseen. Tuloksemme voidaan parhaiten selittää sisäpuolen muodostumisella: nopealla tähtien muodostumisella sydämen sisällä

Petty, S. M. Neill, J. D. Jarrett, T. H. Blain, A. W. Farrah, D. G. Rich, R. M. Tsai, C.-W. Benford, D.J.Silta, C.R.Lake, S.E.

Paikallisuniversumissa havaitaan, että 10 prosentilla massiivisista elliptisistä galakseista on erityinen ominaisuus: huomattava ylimäärä ultraviolettipäästöjä kuin mitä heidän vanhoista, punaisista tähtipopulaatioistaan ​​odotetaan. Tämän ultraviolettien ylimäärän (UVX) alkuperää on ehdotettu, mukaan lukien kuumien nuorten tähtien populaatio ja vanhojen, sinisten vaakasuorien haarojen tai pitkittyneiden vaakasuorien haarojen (BHB tai EHB) tähdet, joille on tehty huomattava massahäviö ulkoilmasta. Tutkimme UVX: n säteittäistä jakaumaa valikossa 49 lähellä olevaa E / S0-tyyppistä galaksiä mittaamalla niiden laajennettu fotometria UV-säteilystä keski-infrapunan (keski-infrapuna) kautta Galaxy Evolution Explorerilla (GALEX), Sloan Digital Sky Survey ja Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE). Vertailemme UV / optisia ja UV / keski-IR värejä joustavien tähtipopulaatioiden synteesimalleihin, jotka mahdollistavat EHB-tähtien sisällyttämisen. Olemme havainneet, että yhdistetyt WISE-keski-IR- ja GALEX-UV-värit erottavat mallit tehokkaammin kuin optiset värit ja että UV / keski-IR-yhdistelmä on herkkä EHB-fraktiolle. Värivaihtoehtoja on voimakkaita, ulkosäteet sinisempiä kuin sisemmät puolivalon säteet noin 1 mag. Tämä väriero voidaan helposti ottaa huomioon lisäämällä BHB-osuus 0,25 säteellä. Arviomme mukaan sisäisen ja ulkosäteen keski-ikä on 7,0 +/- 0,3 Gyr ja 6,2 +/- 0,2 Gyr, vastaavasti, mikä viittaa siihen, että ulommat alueet ovat todennäköisesti muodostuneet noin. 1 Gyr sisäalueiden jälkeen. Lisäksi havaitsemme, että metallisuusgradientit eivät todennäköisesti ole merkittävä tekijä värierossa. Värin erottelu sisä- ja ulompien alueiden välillä, mikä on sopusoinnussa tietyn tähtipopulaatioeron kanssa (esim. Korkeammat EHB-populaatiot), ja n. 0,5–2 Gyr-ikäero viittaa monivaiheiseen muodostumiseen. Tuloksemme voidaan parhaiten selittää sisäpuolen muodostumisella: nopealla tähtien muodostumisella ytimessä varhaisessa vaiheessa

Fleming, Scott W.Million, Chase Shiao, Bernie Tucker, Michael Loyd, R.O.Parke

GALEX-avaruusalus tutki suurta osaa taivaasta kahdella ultraviolettikaistalla vuosina 2003--2013 integroimattomilla mikrokanavalevyantureilla. Mikulski-arkisto avaruusteleskooppeja (MAST) on tarjonnut saataville useita biljoonia avaruusaluksen havaitsemia fotonitapahtumia, jotka on tallennettu 130 TB: n tietokantaan, sekä avoimen lähdekoodin python-pohjainen ohjelmistopaketti kyselyä varten tästä tietokannasta ja kalibroitujen valokäyrien luomiseksi. tai kuvia näistä tiedoista käyttäjän määrittelemissä alueellisissa ja ajallisissa mittakaavoissa. Erityisesti MAST-käyttäjät voivat nyt suorittaa fotometria käynnin sisäisellä tasolla (sekuntien ja minuuttien aikataulut). Ohjelmisto ja täysin täytetty tietokanta julkaistiin virallisesti elokuussa 2015, ja sekä ohjelmiston toimintojen että tietojen kalibroinnin parantaminen on käynnissä. Yhteenveto gPhoton-ohjelmiston nykyisestä kalibrointitilasta sekä gPhotonin mahdollistamat varhaisen tieteen esimerkit, jotka sisältävät tähtien soihdut, AGN: n, valkoiset kääpiöt, eksoplaneetta-isännät, novaat ja lähellä olevat galaksit.

Ehdotuksella on kaksi tavoitetta - syvä altistuminen NGC 300: lle, noin 10-kertainen syvempi kuin GALEX all-sky -tutkimus, ja UV-vaihtelun tutkiminen. Tiedot saatiin juuri ennen ehdotusten määräaikojen alkukeväästä. Myöhempi analyysiviive sisältää siirtymisen SAO: sta Texasin yliopistoon - San Antonioon. Siitä huolimatta olemme yhdistäneet tiedot yhdeksi syväksi altistukseksi sekä suorittaneet alustavan tutkimuksen vaihtelusta. M83: n GALEX-havainnoinnissa havaittua UV-haloa ei ole läsnä. UV-purskeita ei ole näkyvissä, mutta tiukempi raja saavutetaan vain erottamalla alikuvat. Paperit: odotamme, että tästä projektista tulee 2 paperia noin 12 sivua / paperi.Ensimmäisessä artikkelissa raportoidaan ajan vaihtelu, kun taas toisessa keskitytään yksittäisten havaintojen pinoamisesta saatuun syvään UV-kuvaan.

Ganot, Noam Gal-Yam, Avishay Ofek, Eran O.

Räjähtävän massiivisen tähden säde ja pintakoostumus sekä räjähdysenergia massayksikköä kohti voidaan mitata käyttämällä ytimen romahtamisen supernovien (SNe) varhaisia ​​UV-havaintoja. Esitämme ensimmäiset tulokset samanaikaisesta GALEX / PTF-hausta varhaisen ultraviolettisäteilyn (UV) emissiosta SNe: ltä. Kuusi SNe II: ta ja yksi tyypin II superluminous SN (SLSN-II) havaitaan selvästi GALEX: n lähellä UV (NUV) -datassa. Havaitsemisnopeutta verrataan teoreettisiin arvioihin, jotka perustuvat varhaisiin, iskuja viilentäviin UV-valokäyriin, jotka on laskettu malleista, jotka sopivat hyvin nykyisiin Swift- ja GALEX-havaintoihin, yhdistettynä tilavuusnopeuden SN-nopeuksiin. Olemme havainneet, että »havaintomme ovat sopusoinnussa laskettujen nopeuksien kanssa olettaen, että punaiset superjätit (RSG) räjähtävät vertailusäteillä 500 R, räjähdysenergiat 10 erg, ja 10 M: n poistomassat. Räjähtävät siniset supergigantit ja Wolf – Rayet-tähdet ovat huonosti rajoitettuja. Kuvailemme, kuinka tällaisia ​​havaintoja voidaan käyttää progenitorisäteen, pintakoostumuksen ja räjähdysenergian johtamiseen tällaisten SN-tapahtumien massayksikköä kohti, ja osoitamme, miksi UV-havainnot ovat kriittisiä tällaisissa mittauksissa. Käytämme vertailevia RSG-parametreja SNe: n havaitsemisnopeuden arvioimiseksi iskujäähdytysvaiheessa (85 SNe vuodessa (∼0,5 SN / deg), isännän galaksin sammumisesta riippumatta, NUV-detektiorajaan 21,5 mag AB. GALEX / PTF-pilottihankkeemme osoittaa vakuuttavasti, että oma, systemaattinen SN-tutkimus NUV-kaistalla on pakottava menetelmä tutkia kuinka massiiviset tähdet lopettavat elämänsä.

Ganot, Noam Gal-Yam, Avishay Ofek, Eran. O. Sagiv, Ilan Waxman, Eli Lapid, Ofer Kulkarni, Shrinivas R.Ben-Ami, Sagi Kasliwal, Mansi M.ULTRASAT -tiimitiimi Chelouche, Doron Rafter, Stephen Behar, Ehud Laor, Ari Poznanski, Dovi Nakar, Ehud Maoz, Dan Trakhtenbrot, Benny WTTH Consortium, The Neill, James D. Barlow, Thomas A. Martin, Christofer D. Gezari, Suvi the GALEX Science Team Arcavi, Iair Bloom, Joshua S. Nugent, Peter E. Sullivan, Mark Palomar Transient Factory,

Räjähtävän massiivisen tähden säde ja pintakoostumus sekä räjähdysenergia massayksikköä kohti voidaan mitata käyttämällä ytimen romahtamisen supernovien (SNe) varhaisia ​​UV-havaintoja. Esitämme ensimmäiset tulokset samanaikaisesta GALEX / PTF-hausta varhaisen ultraviolettisäteilyn (UV) emissiosta SNe: ltä. Kuusi SNe II: ta ja yksi tyypin II superluminous SN (SLSN-II) havaitaan selvästi GALEX: n lähellä UV (NUV) -datassa. Havaitsemisnopeutta verrataan teoreettisiin arvioihin, jotka perustuvat varhaisiin, iskuja viilentäviin UV-valokäyriin, jotka on laskettu malleista, jotka sopivat hyvin nykyisiin Swift- ja GALEX-havaintoihin, yhdistettynä tilavuusnopeuden SN-nopeuksiin. Havaintomme ovat sopusoinnussa laskettujen nopeuksien kanssa olettaen, että punaiset superjätit (RSG) räjähtävät vertailusäteillä 500 R ⊙, räjähdysenergioilla 1051 erg ja ulostulomassoilla 10 M ⊙. Räjähtävät siniset superjätit ja Wolf-Rayet-tähdet ovat huonosti rajoitettuja. Kuvailemme, kuinka tällaisia ​​havaintoja voidaan käyttää progenitorisäteen, pintakoostumuksen ja räjähdysenergian johtamiseen tällaisten SN-tapahtumien massayksikköä kohti, ja osoitamme, miksi UV-havainnot ovat kriittisiä tällaisissa mittauksissa. Käytämme vertailukelpoisia RSG-parametreja SNe: n havaitsemisnopeuden arvioimiseksi iskunjäähdytysvaiheen aikana (85 SNe vuodessa (˜0,5 SN per deg2) riippumatta isäntägalaksin sammumisesta, NUV-ilmaisurajaan 21,5 mag AB. GALEX / PTF-pilottihanke osoittaa siten vakuuttavasti, että oma, systemaattinen SN-tutkimus NUV-kaistalla on pakottava menetelmä tutkia kuinka massiiviset tähdet lopettavat elämänsä.

Zhang, Jingyi Zhang, Yanxia Zhao, Yongheng

Sovellamme koneoppimista ja Convex-Hull-algoritmeja erottaaksemme RR Lyrae -tähdet muista tähdistä, kuten pääsekvenssitähdet, valkoiset kääpiötähdet, hiilitähdet, CV: t ja hiilisäilötähdet, perustuen Sloan Digital Sky Survey- ja Galaxy Evolution Explorer -tuotteisiin ( GALEX). Pienikokoisissa tiloissa Kupera-Hull-algoritmia käytetään valitsemaan RR Lyrae -tähdet. Kun otetaan huomioon (u - g, g - r), (g - r, r - i), (r - i, i - z), (u - g, g - r, r - i), ( g - r, r - i, i - z), (u - g, g - r, i - z) ja (u - g, r - i, i - z), RR: lle voidaan rakentaa erilaisia ​​kuperia runkoja Lyrae-tähdet. Eri tulomallien suorituskykyä verrattaessa u - g, g - r, i - z on paras syöttökuvio. Tämän syöttökuvion hyötysuhde (todellisten RR Lyrae -tähtien osuus ennustetussa RR Lyrae -näytteessä) on 4,2% täydellisyydellä (palautettujen RR Lyrae-tähtien osuus koko RR Lyrae -näytteestä) 100%, kasvaa 9,9: een % 97 prosentin täydellisyydellä ja 16,1 prosenttiin 53 prosentin täydellisyydellä poistamalla joitain poikkeavuuksia. Suurikokoisissa tiloissa koneoppimisalgoritmeja käytetään syöttökuvioilla (u - g, g - r, r - i, i - z), (u - g, g - r, r - i, i - z, r ), (NUV - u, u - g, g - r, r - i, i - z) ja (NUV - u, u - g, g - r, r - i, i - z, r). RR Lyrae -tähdet, jotka kuuluvat lehtimme kiinnostavaan luokkaan, ovat harvinaisia ​​verrattuna muihin tähtiin. Erittäin epätasapainossa olevaan dataan käytetään kustannusherkää Support Vector Machine -ohjelmaa, kustannusherkkiä Random Forestia ja Fast Boxeja. Tulokset osoittavat, että GALEX: n tiedot ovat hyödyllisiä RR Lyrae -tähtien tunnistamisessa, ja Fast Boxes on tapauksessamme parhaiten vinossa olevissa tiedoissa.

Gezari, S. Basa, S. Martin, DC Bazin, G. Forster, K. Milliard, B. Halpern, JP Friedman, PG Morrissey, P. Neff, SG Schiminovich, D. Seibert, M. Small, T. Wyder, TK

Esitämme kaksi valaisevaa UV / optista soihdetta ilmeisesti inaktiivisten varhaisen tyyppisten galaksien ytimistä z = 0,37 ja 0,33, joilla on tähden vuorovesihäiriön aiheuttaman soihdun säteilyominaisuudet. Tässä artikkelissa raportoimme toisen ehdokkaan vuorovesihäiriötapahtuman löydöksen UV-säteilystä GALEX Deep Imaging Survey -tutkimuksen avulla ja esitämme CFHTLS Deep Imaging -tutkimuksen samanaikaiset optiset valokäyrät molemmille UV-soihdutuksille. Muutamat ensimmäiset kuukaudet UV / optiset valokäyrät on varustettu hyvin kanonisella t-5/3-teholaki-hajoamisella, jonka ennustetaan aiheuttavan päästöjä vuoroveden hajonneesta tähdestä. Chandra ACIS -röntgentutkimukset soihdutusten aikana havaitsevat pehmeät röntgenlähteet, joiden Tbb = (2-5) × 105 K tai Γ> 3, ja asettavat rajoitukset kovan röntgensäteilyn lähteille AGN: stä LX: ään (2-10) keV) lesssim 1041 ergs s-1. Musta runko sopii soihdutusten UV- / optisiin spektrienergiajakaumiin osoittavat gtrsim1044-1045 ergs s-1: n huippuheijastumavalot. Molempien soihdutusten lämpötila, kirkkaus ja valokäyrät ovat erinomaisessa sopusoinnussa päästöjen kanssa, jotka aiheutuvat vuorovesi- sesti häiriintyneestä pääsekvenssitähdestä keskimääräiseen mustaan ​​aukkoon, joka on useita kertoja 107 M2. Haun havaittu havaintoprosentti yli

2,9 astetta2 GALEX Deep Imaging Survey -dataa vuosina 2003-2007 on yhdenmukainen dynaamisista malleista laskettujen vuorovesihäiriöiden määrän kanssa, ja me käytämme näitä malleja ennustamaan seuraavan sukupolven optisten synoptisten tutkimusten havaitsemisnopeuksia. Osa tässä esitetyistä tiedoista saatiin W. M. Keckin observatoriosta, jota käytetään tieteellisenä kumppanuutena Kalifornian teknillisen instituutin, Kalifornian yliopiston ja kansallisen ilmailu- ja avaruushallinnon välillä. Observatorion mahdollisti W. M. Keck -säätiön antelias taloudellinen tuki.

Bianchi, Luciana Shiao, Bernie Thilker, David Barr, Robert Girardi, Leo


Katso video: Las auroras boreales, vistas desde el espacio (Tammikuu 2022).