الفلك

هل سيكتشف التلسكوب الراديوي الموجود في أي مكان ضمن نصف قطر 100 سنة ضوئية انبعاثاتنا الراديوية؟

هل سيكتشف التلسكوب الراديوي الموجود في أي مكان ضمن نصف قطر 100 سنة ضوئية انبعاثاتنا الراديوية؟


We are searching data for your request:

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

إذا كان هناك تلسكوب راديوي ، متطور مثل أفضل التلسكوبات الراديوية لدينا ضمن نصف قطر 100 سنة ضوئية من الأرض.

وإذا كان الغرض الوحيد منه هو البحث عن إشارات للإرسال الراديوي الاصطناعي / الذكي مثل برنامج SETI الخاص بنا.

ما هي فرصة مثل هذا التلسكوب الراديوي لاكتشاف انبعاثاتنا الراديوية بغض النظر عن موقعه ثلاثي الأبعاد بالنسبة إلى الأرض وكيف ستتغير هذه الفرصة كلما ابتعدت عنا؟


هل سيكتشف التلسكوب الراديوي الموجود في أي مكان ضمن نصف قطر 100 سنة ضوئية انبعاثاتنا الراديوية؟ - الفلك

يقف علماء ومتعاونو Brookhaven في موقع النموذج الأولي الجديد للتلسكوب الراديوي. في الصورة من اليسار إلى اليمين بول أو & # 039 كونور ، وبول ستانكوس ، وجوستين هاوبت ، وويل تيندال ، وكريس شيهي.

بدأ نموذج أولي جديد للتلسكوب الراديوي في مراقبة الكون من مختبر Brookhaven الوطني التابع لوزارة الطاقة الأمريكية و rsquos (DOE). تم بناء النموذج الأولي للتلسكوب من قبل فريق من العلماء والمهندسين والنجارين والطلاب ، وتم تمويله من خلال برنامج البحث والتطوير Brookhaven & rsquos الموجه للمختبر. سيستخدم علماء ومتعاونو Brookhaven النموذج الأولي الصغير لاختبار مزايا التلسكوب الراديوي في الموقع في المختبر ، وتطوير طرق جديدة لمهاجمة المشكلات الأساسية ، واقتحام مجال علم الكونيات مقاس 21 سم & # 8212 دراسة أصول كوننا من خلال الإشارات الراديوية المنبعثة من غاز الهيدروجين في المجرات البعيدة.

استخدم علماء الكونيات في المقام الأول التلسكوبات البصرية & # 8212 telescopes التي تراقب الفضاء من خلال الضوء المرئي & # 8212 لدراسة المجرات وتوزيعاتها في المكان والزمان. هذه التلسكوبات متطورة للغاية ، وتلسكوبات مثل تلسكوب المسح الشامل الكبير (LSST) قيد الإنشاء الآن في تشيلي تم تحسينها بالكامل للتطبيقات الكونية ، ومع ذلك ، فإن التلسكوبات الضوئية باهظة الثمن أيضًا. هذا & rsquos سبب قيام Brookhaven بالتحقيق في التلسكوبات الراديوية كطريقة بديلة وفعالة من حيث التكلفة لمراقبة الكون.

& ldquo إذا أردنا معرفة المزيد عن الكون ، فإن التلسكوبات الراديوية هي طريقة مثيرة للمضي قدمًا ، وقال كريس شيهي ، عالم الفيزياء في Brookhaven.

تمتلك التلسكوبات الراديوية والبصرية تصميمًا مشابهًا: كلاهما يشتمل على كاميرا وعنصر تركيز يعكس الضوء لتوليد صورة للكون. ولكن على عكس التلسكوبات الضوئية ، التي تستخدم مرآة زجاجية لعكس الضوء المرئي ، يمكن للتلسكوبات الراديوية استخدام طبق عاكس معدني يكلف حوالي 100 مرة أقل من مرآة زجاجية من نفس الحجم.

& ldquo إن موجات الراديو مثل الضوء العادي ، إلا أنها ذات أطوال موجية أطول بكثير ، كما قال Anže Slosar ، الفيزيائي في مختبر Brookhaven. تتسبب الأطوال الموجية الطويلة لموجات الراديو في إنتاج التلسكوبات الراديوية صورة للكون بدقة أقل بكثير مما يمكن أن ينتجه التلسكوب البصري من نفس الحجم.

التقاط صورة دقيقة للكون

النموذج الأولي للتلسكوب الراديوي Brookhaven & # 039s يكتشف إشارات الراديو من عدة أنواع مختلفة من المصادر ، والتي تظهر هنا من الأقوى إلى الأقل قوة: المصادر الأرضية مثل الرادار والهواتف المحمولة (الأخضر) ، والضوضاء الإلكترونية الداخلية (الزرقاء) ، والإشعاع من داخلنا المجرة (الحمراء) ، والإشعاع من الهيدروجين في المجرات البعيدة جدا (البرتقالية). سيكون الهدف العلمي هو قياس "التموجات" الصغيرة في الإشارة الضعيفة خارج المجرة ، بصرف النظر عن جميع المصادر الأقوى.

& ldquo إن وجود تلسكوب لاسلكي صغير يرى صورة ضبابية جدًا للكون أمر جيد ، & ldquo قال سلوسار ، & ldquob لأننا غير مهتمين بمراقبة الأشياء الفردية. يمكننا قياس مساحات كبيرة من الكون وما زلنا نقيس نفس الكميات الإحصائية التي نستخدمها عادة باستخدام المجرات. & rdquo

يعد التلسكوب الراديوي شديد الحساسية ضروريًا لعلماء الكونيات لأن ملاحظاتهم تعتمد على إشارة ضعيفة جدًا من غاز الهيدروجين المحايد ، وهو علامة كونية توجد في جميع المجرات. إشارة الهيدروجين ضعيفة للغاية بحيث لا يمكن اكتشافها إلا عن طريق طرح الضوضاء والتدخل في موجات الراديو من مجرتنا (انظر الشكل). علماء الكونيات في Brookhaven ليسوا أول من بحث عن هذه العلامة الكونية ، حيث تجري تجربة ممولة بالكامل تسمى التجربة الكندية لرسم خرائط كثافة الهيدروجين ، وهناك جهد مماثل يجري النظر فيه لجنوب إفريقيا. تجربة Brookhaven أصغر بكثير ، لكن أهدافها مختلفة.

& ldquo بدلاً من التوجه مباشرة نحو تجربة تنافسية ، بدأنا بنموذج أولي صغير للبحث والتطوير لتطوير التقنية ، وقالت هند دريليك ، طالبة جامعية في جامعة ستوني بروك تشارك في التجربة. & ldquo لدينا نظام مرن بشكل جميل يمكن للمرء أن يمشي إليه ويعبث به ويجرب تقنيات مختلفة بسرعة. & rdquo يأمل فريق Brookhaven استخدام النموذج الأولي لتطوير واختبار تقنيات جديدة للمعايرة والتوصيف للتلسكوبات الراديوية.

منظور فريد للفضاء الخارجي

تعتبر مراقبة المجرات البعيدة مهمة صعبة لأن ضوء نجومها يبدو شديد الاحمرار نتيجة للتوسع المستمر للكون. يتطلب الضوء الأحمر أجهزة كشف باهظة الثمن ليتم رصدها ومن المرجح أن يتم امتصاصها في الغلاف الجوي. كما أن المجرات البعيدة أخف في جوهرها وأقل عددًا.

& ldquo وبالمقارنة مع التلسكوبات البصرية ، يمكن للتلسكوبات الراديوية أن ترى أبعد من ذلك & # 8212 في الماضي البعيد في الزمن ومسافات أبعد في الكون ، & rdquo قال بول ستانكوس ، الفيزيائي في مختبر أوك ريدج الوطني والمتعاون في التلسكوب اللاسلكي.

يتم وضع النموذج الأولي في حوض فائض في موقع Brookhaven Lab.

تعد التلسكوبات الراديوية أيضًا ملائمة بشكل خاص لعلماء الكون لأن تصميمها يلغي الحاجة إلى ضبط موضع التلسكوب.

& ldquo إذا أردت أن تنظر إلى نجم باستخدام تلسكوب بصري ، فعليك & rsquod ضبط موضع التلسكوب باستمرار للحصول على صورة واضحة. لكن يمكننا أن نوجه تلسكوبنا الراديوي مباشرة إلى الذروة ، ونترك السماء تتحرك عبر التلسكوب بينما تدور الأرض ، وقال ويل تيندال ، طالب دراسات عليا في جامعة ستوني بروك ويعمل حاليًا مع التلسكوب. & ldquo يمكنك أن تتخيلها كما لو كنت تراقب لوحة جاكسون بولوك. سيكون استخدام التلسكوب البصري بمثابة النظر إلى كل نقطة في اللوحة ، ثم وضع كل النقاط على الرسم البياني لمعرفة مكانها. باستخدام تلسكوب لاسلكي ، سوف ينظر ببطء إلى اللوحة من اليسار إلى اليمين لرؤية الصورة كاملة. & rdquo

علاوة على ذلك ، يمكن توجيه التلسكوبات الراديوية إلكترونيًا ولا تتطلب محركات التتبع باهظة الثمن المستخدمة في التلسكوبات البصرية.

التحديات والخطط الحالية لتجربة متقدمة

يقع نموذج تلسكوب Brookhaven & rsquos الأولي في أراضي المختبر ، حيث يؤدي تداخل التردد اللاسلكي الناتج عن رادار الطقس القريب والبث التلفزيوني وأبراج الهاتف الخلوي إلى تعقيد عمليات المراقبة. ستعمل إدارة التداخل اللاسلكي مع النموذج الأولي على إعداد علماء Brookhaven لأخذ قياسات دقيقة للكون باستخدام تلسكوب أكثر تقدمًا.

& ldquo ما لم تذهب إلى الجانب الخلفي من القمر ، فسيكون هناك دائمًا تداخل في التردد اللاسلكي ، حتى في وسط الصحراء ، & rdquo قال Paul O & rsquoConnor ، وهو عالم كبير في قسم أجهزة Brookhaven & rsquos ، & ldquoso علينا أن نفهم كيفية التخفيف من ذلك تدخل لتحسين ملاحظاتنا. إذا تمكنا من القيام بذلك في موقع Brookhaven ، فيمكننا القيام بذلك في أي مكان. & rdquo

تتوقع المجموعة قضاء حوالي خمس سنوات في تجربة النموذج الأولي لإثبات وعد التلسكوبات الراديوية لدراسات علم الكونيات في المختبر ، ولاختبار خيارات التصميم المختلفة لتجربة متقدمة.

النموذج الأولي هو جهد تعاوني بين قسم الفيزياء وقسم الأجهزة في Brookhaven. وقال سلوسار إن هذا المزيج قوي بشكل فريد. & ldquo يتيح مختبرنا هذا الاتصال القوي بين أولئك الذين يعرفون صواميل ومسامير الأجهزة وبين أولئك الذين يمكنهم إجراء تحليلات عالية المستوى. & rdquo

تتعاون المجموعتان في LSST لأكثر من عقد ، ويمكن للتلسكوب الراديوي تمديد هذا التعاون بعد اكتمال مشروع بناء LSST في نهاية العقد.

في موازاة ذلك ، يتعاون علماء Brookhaven مع المعامل الوطنية الأخرى والجامعات المدعومة من وزارة التعليم لبناء حالة لتلسكوب لاسلكي أكبر. ستكون التجربة في موقع بعيد ، وستشمل العديد من مختبرات وزارة الطاقة وربما وكالات أخرى. الملاحظات الناجحة من النموذج الأولي Brookhaven & rsquos ستكون واحدة من العديد من الأمثلة المهمة لدعم مثل هذه التجربة على نطاق أوسع ودولي.

تم دعم هذا البحث من خلال تمويل البحث والتطوير الموجه بالمختبرات.


مثال على الأجهزة

هناك حاجة إلى كمية صغيرة بشكل مدهش من الأجهزة لبناء رادار سلبي بسيط:

  • الكمبيوتر الشخصي (ثنائي النواة أحدث من خمس سنوات سيفي بالغرض).
  • برنامج ثنائي القناة محدد راديو.
  • هوائيان.

فيما يلي مثال على زوج هوائي المستقبل المستخدم للرادار المنفعل لراديو FM. كلا الهوائيين عبارة عن هوائيات لوغاريتمية دورية ذات نطاق عريض بطبيعتها ، ولكن لها أيضًا درجة معينة من الاتجاه. يشير أحد الهوائيات إلى مرسل راديو FM ويستخدم للحصول على قياس لشكل الموجة الذي يرسله الرادار. يشير الآخر إلى الاتجاه المعاكس ويستخدم لقياس الصدى. تم إجراء جميع القياسات النموذجية الموضحة في هذه المقالة باستخدام هذه الهوائيات.

هوائيات اتجاهية لعقدة مستقبل الرادار المنفعل في مرصد MIT Haystack.

يجب تسجيل الإشارات من هذين الهوائيين بطريقة متماسكة. هذا يعني أننا نحتاج إلى قناتين بعينات متماشية. يتم تحقيق ذلك عادةً عن طريق استخدام ساعة شائعة تُستخدم كمرجع لمراحل التحويل المنخفض والتناظرية إلى المحولات الرقمية. تُظهر الصورة أدناه جهازين جاهزين يمكن استخدامهما للرادار السلبي. على اليسار يوجد نظام دونجل RTLSDR R820T مزدوج معدل قمت باختراقه معًا مقابل 16 دولارًا! على اليمين يوجد راديو محدد بواسطة برنامج USRP N200 مع لوحة ابنة موالف TVRX2 ثنائية القناة. كلمة تحذير قبل التسرع في تنفيذ نهج RTLSDR: هناك تعديلات دقيقة يجب القيام بها من أجل جعل كل شيء يعمل ، بما في ذلك محاذاة العينات ومحاذاة الترددات المركزية لمدفقي البيانات. كما أن النطاق الديناميكي المحدود يزيد من صعوبة الحصول على قياسات جيدة من النظام حيث تحتاج المستويات إلى تعديلها بعناية للحصول على إشارة كافية إلى جهاز الاستقبال مع تجنب ضغط الإشارة أو قطعها. ولكن يمكن القيام بذلك إذا كان لديك ما يكفي من الصبر! & # 8217 سأحاول مشاركة ما هي هذه التعديلات في المنشور التالي.

من أجل الحصول على مزيد من الدقة من نظام الرادار السلبي ، يُنصح بوجود مضخم أولي ومرشح تمرير النطاق بين الهوائي والراديو المحدد بالبرنامج لتقليل الضوضاء خارج النطاق التي تلوث القياسات ولزيادة مستويات الإشارة بحيث هي أكثر ملاءمة لجهاز الاستقبال الرقمي.


نوع جديد من التلسكوب الراديوي يكتشف أكثر من 500 انفجار راديو سريع غامض من الفضاء البعيد

تم اكتشاف الانفجارات الراديوية السريعة (FRBs) - نوع من النبضات الراديوية العابرة التي يُعتقد أنها ناتجة عن نوع من العمليات الفيزيائية الفلكية عالية الطاقة التي لم يفهمها العلماء تمامًا بعد - لأول مرة في عام 2007 مع علماء الفلك من جميع أنحاء العالم الذين اكتشفوا بانتظام الظواهر الكونية المخيفة ، التي غالبا ما تأتي من المجرات التي تبعد بلايين السنين الضوئية.

كشف العلماء العاملون في المشروع أن تلسكوب CHIME الكندي الراديوي ، الذي تم تشييده في عام 2017 في Penticton ، مرصد Dominion Radio Astrophysical Radio ومقره كولومبيا البريطانية ، التقط 535 انفجارًا لاسلكيًا سريعًا جديدًا خلال عامه الأول من التشغيل بين عامي 2018 و 2019.

قبل بناء التلسكوب الراديوي الثابت الكبير ، كان علماء الفلك وعلماء الفيزياء الفلكية قادرين فقط على التقاط حوالي 140 FRBs. ومع ذلك ، فإن CHIME المصمم خصيصًا - والذي يتضمن أربعة هوائيات تحتوي على 100 عاكس مكافئ طوله 20 مترًا مع 1024 مستقبلًا لاسلكيًا ثنائي الاستقطاب معلق فوقها - يسمح بالكشف الدقيق عن موجات الراديو من الفضاء على ترددات في نطاق 400-800 ميجاهرتز. هذا يجعل من الممكن اكتشاف آلاف الاتجاهات في وقت واحد ومعالجة المعلومات باستخدام التطورات الحديثة في تكنولوجيا المعالجة الخلوية والكمبيوتر.

تقوم CHIME ، التي تعني "تجربة رسم خرائط كثافة الهيدروجين الكندية" ، بفهرسة FRBs منذ عدة سنوات حتى الآن ، حيث قدم الباحثون فهرسًا لنتائجهم في اجتماع للجمعية الفلكية الأمريكية يوم الأربعاء.

لا يزال العلماء غير متأكدين من سبب وميض الضوء الساطع ، والذي يستمر لجزء بسيط من جزء من ميلي ثانية وحتى بضعة أجزاء من الألف من الثانية. لا يمكن التنبؤ بالمنارات الراديوية بشكل كبير وهي تنحدر من المجرات التي تبعد مليارات السنين الضوئية (لوضع هذه المسافات الشاسعة في منظورها الصحيح ، في المستويات الحالية لتكنولوجيا رحلات الفضاء البشرية ، سوف يستغرق الأمر من البشر نظريًا حوالي 37200 سنة للسفر لمدة سنة ضوئية واحدة فقط).

ويوضح قائلاً: "أثناء حدوث ذلك ، بدأ بعض علماء الفلك في استخدام دفعات الراديو السريعة كأدوات قوية بشكل لا يصدق لدراسة الكون نفسه".

يقوم كتالوج CHIME بتجميع FRBs في فئتين - تلك التي تتكرر وتلك التي لا تتكرر. الغالبية العظمى من FRBs الموثقة حديثًا كانت أحداثًا لمرة واحدة ، مع 61 رشقة قادمة من 18 مصدرًا متكررًا. تتميز هذه الأخيرة أيضًا بخصائص مختلفة - حيث تدوم الدفقات لفترة أطول وتنبعث منها ترددات راديو أكثر تركيزًا.

بناءً على النتائج التي توصلوا إليها ، يقدر علماء CHIME أنه يمكن اكتشاف ما يصل إلى 800 FRBs في جميع أنحاء العالم في يوم واحد إذا كان لدى البشرية الموارد للقيام بذلك.

متعلق ب:

كل التعليقات

ردا على (إظهار التعليقاخفاء تعليق)
موصى به
الوسائط المتعددة

الشائع

مرحبا، !

مرحبا، !

مرحبا، !

تشير حقيقة تسجيل المستخدمين وتفويضهم على مواقع Sputnik عبر حساب المستخدمين أو حساباتهم على الشبكات الاجتماعية إلى قبول هذه القواعد.

يلتزم المستخدمون بالقوانين الوطنية والدولية. يلتزم المستخدمون بالتحدث باحترام مع المشاركين الآخرين في المناقشة ، والقراء والأفراد المشار إليهم في المشاركات.

يحق لإدارة مواقع الويب حذف التعليقات المكتوبة بلغات غير لغة غالبية محتوى مواقع الويب.

يمكن تحرير أي تعليقات منشورة بجميع اللغات الخاصة بمواقع sputniknews.com.

سيتم حذف تعليق المستخدم إذا كان:

  • لا يتوافق مع موضوع المنشور
  • يحرض على الكراهية والتمييز على أسس عرقية أو إثنية أو جنسية أو دينية أو اجتماعية أو ينتهك حقوق الأقليات
  • ينتهك حقوق القاصرين ، ويسبب لهم الأذى بأي شكل ، بما في ذلك الضرر المعنوي
  • يحتوي على أفكار ذات طبيعة متطرفة أو يدعو إلى أنشطة غير قانونية أخرى
  • يحتوي على إهانات أو تهديدات لمستخدمين آخرين أو أفراد أو منظمات محددة أو ينتقص من كرامتهم أو يقوض سمعة العمل
  • يحتوي على شتائم أو رسائل تعبر عن عدم احترام لـ Sputnik
  • ينتهك الخصوصية أو يوزع بيانات شخصية لأطراف ثالثة دون موافقتهم أو ينتهك خصوصية المراسلات
  • يصف أو يشير إلى مشاهد عنف أو قسوة على الحيوانات
  • يحتوي على معلومات حول طرق الانتحار والتحريض على الانتحار
  • يسعى لتحقيق أهداف تجارية ، أو يحتوي على إعلانات غير لائقة ، أو إعلانات سياسية غير قانونية أو روابط لمصادر أخرى على الإنترنت تحتوي على مثل هذه المعلومات
  • يروّج لمنتجات أو خدمات لأطراف ثالثة بدون إذن مناسب
  • يحتوي على لغة مسيئة أو لغة نابية ومشتقاتها ، بالإضافة إلى تلميحات لاستخدام العناصر المعجمية التي تقع ضمن هذا التعريف
  • يحتوي على رسائل غير مرغوب فيها ، ويعلن عن البريد العشوائي ، والخدمات البريدية الجماعية ، ويعزز مخططات الثراء السريع
  • يروّج لاستخدام المواد المخدرة / المؤثرات العقلية ، ويقدم معلومات عن إنتاجها واستخدامها
  • يحتوي على روابط لفيروسات وبرامج ضارة
  • جزء من إجراء منظم يتضمن كميات كبيرة من التعليقات ذات المحتوى المتطابق أو المشابه ("flash mob")
  • "يغمر" سلسلة المناقشة بعدد كبير من الرسائل غير المتماسكة أو غير ذات الصلة
  • ينتهك آداب السلوك ، ويعرض أي شكل من أشكال السلوك العدواني أو المهين أو المسيء ("التصيد")
  • لا يتبع القواعد القياسية للغة الإنجليزية ، على سبيل المثال ، يتم كتابتها بالكامل أو في الغالب بأحرف كبيرة أو لا يتم تقسيمها إلى جمل.

يحق للإدارة منع وصول المستخدم إلى الصفحة أو حذف حساب المستخدم دون إشعار إذا كان المستخدم ينتهك هذه القواعد أو إذا تم اكتشاف سلوك يشير إلى الانتهاك المذكور.

يمكن للمستخدمين بدء استرداد حساباتهم / فتح الوصول عن طريق الاتصال بالمشرفين على [email protected]

  • الموضوع - استعادة الحساب / فتح الوصول
  • معرف المستخدم
  • شرح الإجراءات التي انتهكت القواعد المذكورة أعلاه وأسفرت عن القفل.

إذا رأى الوسطاء أنه من الممكن استعادة الحساب / فتح الوصول ، فسيتم ذلك.

في حالة الانتهاكات المتكررة للقواعد المذكورة أعلاه والتي نتج عنها كتلة ثانية لحساب المستخدم ، فلا يمكن استعادة الوصول.


3. ربط SARDARA ببرنامج التحكم بالتلسكوب

يتطلب تطوير خلفية رقمية جديدة عادةً جهدًا كبيرًا. على وجه الخصوص ، بمجرد تجميعها واختبارها في المختبر ، يجب ربط الواجهة الخلفية بنظام التلسكوب والتحقق من صحتها من خلال ملاحظات اختبار المصادر الفلكية بالطريقة التي يعمل بها برنامج التحكم في التلسكوب والخلفيات لها تأثير كبير على هذه العملية. من أجل تسريع العملية ، غالبًا ما يتم استخدام الملاحظات على الظهر ، كما هو الحال مع المشاريع التي لا تحصل على سوى القليل من الوقت المخصص ، مثل البحث عن ذكاء خارج الأرض (لامبتون وآخرون.، 1992). ومع ذلك ، في معظم الحالات الأخرى ، يتم تشغيل الواجهة الخلفية بواسطة نظام التحكم في الهوائي وتجمع جميع البيانات المساعدة نفسها.

في حالة SRT ، يمكن لبرنامج التحكم أن يقود خلفية واحدة فقط في كل مرة (Orlati وآخرون.، 2012) ، مما يجعل من المستحيل عمليًا إجراء الملاحظات في وضع الظهر (مع تطوير الواجهة الخلفية) بالطريقة التقليدية (بالتوازي مع الملاحظات المجدولة التي يتم إجراؤها باستخدام الواجهة الخلفية الرائدة).

للتغلب على هذا القيد ، نستخدم نهجًا حيث لا يتم دمج الواجهة الخلفية في نظام التحكم ، ولكن فقط تحصل على بيانات السماء وتعالجها ، مع الاعتماد على الملفات التي تم إنشاؤها بواسطة الواجهة الخلفية لجميع البيانات المساعدة. تم دمج الواجهة الخلفية الرائدة بشكل كامل في نظام التلسكوب وهي قادرة على جمع بيانات الدعم المتزامنة بشكل مناسب. لذلك ، بعد ملاحظة ، ستتألف مجموعة البيانات التي تم جمعها بواسطة الواجهة الخلفية قيد التطوير من نوعين من الملفات: الملف الذي تم إنشاؤه بواسطة الواجهة الخلفية نفسها مع بيانات السماء فقط ، والملف الذي تم إنشاؤه بواسطة الواجهة الخلفية الرائدة يحتوي أيضًا على جميع البيانات المساعدة المطلوبة . يتم بعد ذلك دمج هذين الملفين لإنشاء ملف نهائي متسق ذاتيًا مع بيانات سماء وبيانات مساعدة متزامنة بشكل مناسب. يوضح الشكل 3 هذا السيناريو بيانياً. كما هو موضح في Scalambra وآخرون. (2013) ، تتضمن البنية التحتية التي تحتوي على TP أيضًا اختيار IFs القادمة من بؤر التلسكوب الثلاثة ، كما توفر هذه البنية التحتية ، المسماة "Focus Selector (FS)" ، ثلاث نسخ (واحدة مخصصة لتغذية TP) للإشارة المحددة ، وبالتالي فإننا نستغل أحدهما لتغذية الخلفية الخلفية في وقت واحد.

الشكل 3. رسم تخطيطي لتقنية تطوير الواجهة الخلفية الموصوفة في النص.

في حالتنا المحددة ، فإن الواجهة الخلفية لـ SARDARA عبارة عن دعم أصبع على الواجهة الخلفية لـ TP ، والتي تتمتع بميزة توفير وقت تفريغ سريع (يصل إلى 1 مللي ثانية) وإنشاء ملفات بيانات صغيرة جدًا مما يسمح لنا بتجنب الاتصال عالي السرعة بين الكمبيوتر حيث يتم كتابة بيانات TP والكمبيوتر الذي يتم فيه الدمج.

3.1. وصف التقنية

يمكن تلخيص الطريقة التي استخدمناها على النحو التالي:

يتم إجراء الملاحظات مع الواجهة الخلفية الرائدة (TP في حالتنا) ، في حين أن الواجهة الخلفية قيد الاختبار (SARDARA في حالتنا) عبارة عن دعم أصبع على الأخير ويتم فصله عن نظام التحكم في برنامج التلسكوب. يُنشئ نظام التحكم علامات زمنية مضمنة في ملفات الواجهة الخلفية التي تحتوي على البيانات المساعدة.

تعمل الواجهة الخلفية الزائدة (SARDARA) في الوضع المستقل ، وتسجيل بيانات السماء فقط بشكل غير متزامن ، بالتنسيق المطلوب من خلال تكوينها ومع علامة زمنية لكل عينة زمنية (على سبيل المثال لكل طيف متكامل) تم إنشاؤه بواسطة الواجهة الخلفية .

تعتبر علامات الوقت ضرورية لمزامنة البيانات (السماء والملحقة) المأخوذة من جانبين الخلفيتين وتخصيص موقع لبيانات السماء التي تم جمعها بواسطة أداة التتبع.

توفر ملفات الإخراج الخاصة بالواجهة الخلفية البادئة المعلومات المساعدة التي ترتبط بعد ذلك ببيانات السماء المأخوذة بواسطة الواجهة الخلفية اللاحقة عن طريق تطبيق الاستيفاء الخطي بين الأوقات المقابلة.

تتطلب مثل هذه المزامنة أن تستخدم الخلفيتان نفس الوقت المرجعي. يتم ضمان ذلك من خلال قفل كل من الخلفيتين لإشارة PPS للمحطة ، والتي يتم تشغيلها بواسطة ساعة H-maser والتي تقوم بمحاذاة جميع معدات المحطة بدقة من جزأين في 1 0 - 1 6 على نطاقات زمنية طويلة (1000 ثانية).

أخيرًا ، يتم دمج بيانات المخرجات التي تم التقاطها بواسطة الواجهة الخلفية في وضع عدم الاتصال مع المعلومات المساعدة التي يتم التقاطها بواسطة الواجهة الخلفية البادئة ، وبالتالي إنشاء ملف إخراج يحتوي على جميع المعلومات المطلوبة لمعالجة البيانات اللاحقة.

من أجل تنفيذ هذه الطريقة ، استخدمنا الملاحظات التقليدية مع خلفية TP ، مثل تلك التي تم إجراؤها أثناء المشاريع العلمية المعتمدة. ركزنا بشكل خاص على ملاحظات رسم الخرائط OTF مع عمليات المسح السريع ومعدل التفريغ المرتفع ، مما يمكننا من أداء المزامنة بدقة عالية للغاية. يشكل هذا النهج منصة اختبار ممتازة لاختبار ما إذا كان الاستيفاء الخطي كافياً ، بالنظر إلى فترات أخذ العينات للبيانات والبيانات الوصفية.

فقط في المرحلة الثانية ، سيركز المطور على الاندماج الكامل في نظام التلسكوب ، من خلال إدارة الاستحواذ المباشر على البيانات المساعدة وجعل الواجهة الخلفية مستقلة ومتكاملة تمامًا.

تتم كتابة البيانات عالية السرعة القادمة من لوحات ROACH2 والتي يتم التعامل معها بواسطة أجهزة كمبيوتر التحكم المخصصة أولاً في ملف بتنسيق FITS (نظام نقل الصور المرن) غير مكتمل يحتوي فقط على بيانات السماء وعلامات الوقت المقابلة. على الرغم من عدم وجود حاجة محددة لاستخدام تنسيق FITS (كان من الممكن حفظ البيانات في ثنائي غير منسق) ، فقد فضلنا هذا الخيار لتمكين استخدام برنامج تصور البيانات الفلكية القياسي لفحص محتوى الملف (مثل FITSViewer (o) ).

علامة الوقت المخصصة لكل جزء من البيانات هي المعلومات الأساسية الموجودة في الملفات لأنها الطريقة الوحيدة لمطابقة مجموعتي البيانات ومزامنة بيانات السماء مع البيانات المساعدة التي تحملها الملفات الخلفية الرائدة.

3.2 دمج ملفات TP FITS الكاملة مع ملفات FITS "البيانات فقط"

يتم دمج ملفات FITS التي تم إنتاجها بواسطة الخلفية الرائدة والتابعة للحصول على ملفات FITS النهائية والكاملة للواجهة الخلفية (اللاحقة) قيد التطوير. الميزة الرئيسية لهذه التقنية هي أنه نظرًا لأن النظامين مستقلين تمامًا ، يمكن إجراء الدمج إما في وضع عدم الاتصال أو في الوقت الفعلي تقريبًا. هنا ، نصف الأول: يتم الدمج في وضع عدم الاتصال باستخدام عملية تعمل بالتوازي مع الملاحظات. تتحقق هذه العملية باستمرار من وجود ملفات جديدة وتجعل الملفات المدمجة الجديدة بعد ثوانٍ ، تتم كتابة الملفات المؤقتة في القرص. يتم تحميل ملفات FITS التي تم إنتاجها بواسطة TP إلى الكمبيوتر الذي يقوم بتنفيذ الدمج بعد وقت قصير من كتابتها. هذه الملفات صغيرة (عشرات kB) وكافيًا اتصال إيثرنت تقليدي بين النظامين (الكمبيوتر الذي يتحكم في التلسكوب والكمبيوتر الذي يتحكم في SARDARA). ومع ذلك ، إذا انقطع الاتصال لأي سبب من الأسباب ، فإن فشل الدمج في الوقت الفعلي ليس مشكلة كبيرة. يمكن أن تستمر الملاحظات ويتم تسجيل الملفات مؤقتًا ، بينما يمكن تشغيل الدمج في وقت لاحق.

يوضح الشكل 4 تجربتنا الناجحة الأولى: رصدات 7 جيجا هرتز لبقايا المستعر الأعظم (SNR) W44 ، وهو مصدر فلكي راديوي منتشر ومشرق. تم الحصول على الخرائط باستخدام TP الرائدة (اللوحة اليسرى) و SARDARA في وضع الظهر (اللوحة اليمنى). تظهر مقارنة الخرائط المطابقة الممتازة للقياس الفلكي ، مما يدل على نجاح هذه التقنية.

الشكل 4. SNR W44 عند 7.0 جيجاهرتز لوحظ في وقت واحد مع الخلفيات TP (اللوحة اليسرى) و SARDARA (اللوحة اليمنى). كان للتكوين المستخدم عرض نطاق يبلغ 1250 ميجاهرتز ، و 1024 قناة تردد ، و 10 مللي ثانية من وقت التفريغ (100 طيف / ثانية). تفاصيل المراقبة كالتالي: سرعة مسح تبلغ 4 ∘ / دقيقة ، وحجم شعاع 2.7 arcmin ، وحجم بكسل 0.6 arcmin ، وحساسية RMS تبلغ 7 مللي جول / شعاع (SARDARA) و 11 مللي جول / شعاع (TP).

تجدر الإشارة إلى أن الخريطة التي تم الحصول عليها باستخدام SARDARA ذات جودة أفضل: تبلغ حساسية RMS 7 مللي جول / شعاع ، وهو أفضل من 11 مللي جول / شعاع تم الحصول عليه باستخدام بيانات TP. وذلك لأن SARDARA يمكنها تحديد قنوات التردد الملوثة بتداخل التردد اللاسلكي (RFI) ، والذي لا يستطيع TP القيام به وبالتالي يحتفظ بالضوضاء الإضافية الناتجة عن هذا التداخل RF

3.3 دمج الخوارزمية

تتمثل النقطة الرئيسية لخوارزمية الدمج لدينا في استيفاء البيانات المساعدة (موقع السماء) لوقت بيانات السماء المأخوذة بواسطة الخلفية الخلفية.

كل طيف تقدمه الواجهة الخلفية له علامة زمنية يتم تعيينها بواسطة كمبيوتر التحكم في الواجهة الخلفية. لنفترض أن T sr تشير إلى وقت اكتساب القطعة r من بيانات السماء المكتشفة (حيث r ∈ [1 ، ... ، N] و N هي عدد الأطياف) ، و T ap هي وقت القطعة p th من البيانات المساعدة تم جمعها بواسطة الواجهة الخلفية الرائدة من برمجيات التحكم في تلسكوب الهوائي (حيث p [1، ...، M] و M هي عدد عينات البيانات المساعدة). ليس من الضروري أخذ بيانات السماء والبيانات المساعدة المأخوذة مع نفس الفاصل الزمني لأخذ العينات ، وعادة ما تكون N و M مختلفة.

الخطوة الأولى هي ربط T s r بأقرب قيمة لـ T a p في كل مرة. يتم ذلك بمعيار خوارزمية البحث الثنائي (أومن وآخرون.، 2014) إحداثيات التلسكوب (أي إما الصعود الأيمن (RA) ، أو الميل (DEC) ، أو السمت ، أو الارتفاع) - المرتبط بقطعة بيانات السماء - وبالتالي يتم الحصول عليها عن طريق الاستيفاء الخطي.

بمجرد حساب هذه الإحداثيات ، تتم كتابة ملف FITS نهائي وكامل عن طريق إضافة هذه القيم إلى بيانات السماء من ملف FITS المؤقت لبيانات السماء فقط. وبالتالي توفر هذه الطريقة ملفات FITS كاملة بمعلومات مساعدة (موقع السماء) موثوقة.

باستخدام هذا النهج ، يمكن إجراء ملاحظات التطوير في وضع الرجوع للخلف مع ملاحظات فلكية مجدولة مسبقًا (وهو احتمال غير مدمج في نظام التحكم SRT) ، ويمكن للفلكي الذي يجري الملاحظات الرائدة تقديم الدعم وتقديم ملاحظات سريعة حول البيانات المأخوذة مع الأجهزة الجديدة. وبهذه الطريقة ، يتم تقليل مقدار وقت التلسكوب المخصص فقط للتطوير إلى الوقت المطلوب للاختبار النهائي قبل تقديم الأدوات الجديدة رسميًا إلى المجتمع. من ناحية أخرى ، يحصل علماء الفلك الذين يقدمون الدعم على وصول مبكر إلى الأداة الجديدة ، ويستفيدون مقدمًا من أدائها الأفضل وأنماط المراقبة الجديدة ، والتي لم يتم تقديمها إلى المجتمع بعد.


مقالات ذات صلة

اقترحت بعض النظريات أن الانخفاضات في الضوء ناتجة عن هيكل فضائي ضخم.

لكن لغز سبب وميض الضوء قد يتم حله قريبًا ، الآن بعد أن وصلت حملة جمع التبرعات للتحقيق في النجم إلى هدفها.

بدأت حملة Kickstarter في 18 مايو من هذا العام من قبل الباحث بجامعة ييل الدكتور تابيثا بوياجيان ، الذي اكتشف الإشارات لأول مرة ، وقد وصلت الآن إلى هدفها البالغ 100000 دولار (68352 جنيهًا إسترلينيًا).

يأمل المشروع في استكشاف "أكثر النجوم غموضًا في المجرة" وفقًا لصفحة Kickstarter.

سلسلة من القراءات الغريبة من نجم يُدعى KIC 8462852 تثير حيرة العلماء. تكهن البعض أنه قد يكون هيكلًا ضخمًا من نوع "كرة دايسون" الفضائي. تزعم دراسة أجريت الشهر الماضي أن الإشارات كانت في الواقع ناتجة عن مجموعة من تفكك 30 مذنباً عملاقًا يشبه هالي مما منع ضوء النجوم من الرؤية.

راقبت مهمة كبلر النجم لمدة أربع سنوات ، بالنظر إلى حادثين غير عاديين ، في عامي 2011 و 2013 ، عندما خفت ضوء النجم بطرق مثيرة لم يسبق لها مثيل.

عندما يدور كوكب حول نجم ، يقل سطوع النجم عادةً بحوالي واحد في المائة.

لكن KIC 8462852 - الملقب بنجم Tabby - انخفض بنحو 22 في المائة ، مما يشير إلى أن شيئًا ضخمًا قد يتجاوزه ، وفقًا لدراسة أجرتها جامعة ولاية لويزيانا (LSU).

في بعض الحالات ، انخفض التدفق إلى أقل من مستوى 20 في المائة واستمر في أي مكان بين خمسة و 80 يومًا في المرة الواحدة.

بدأ الاهتمام بالنجم ، الذي يبعد 1480 سنة ضوئية ، في أكتوبر الماضي عندما اكتشف علماء جامعة ييل تقلبات غير عادية في ضوءه - حيث أشار البعض إلى أن الانخفاضات في الضوء ناتجة عن هيكل فضائي ضخم. تقول إحدى النظريات التي حصلت على قوة جذب إن الانخفاضات ناتجة عن هيكل فضائي عملاق ، على غرار كرة دايسون (صورة مخزنة)

تألفت أبرز هذه التقلبات من العشرات من الانخفاضات غير المنتظمة وغير الطبيعية التي ظهرت خلال فترة 100 يوم مما يشير إلى أن عددًا كبيرًا من الأجسام غير المنتظمة قد مرت عبر وجه النجم وحجبت مؤقتًا بعض الضوء القادم من. هو - هي.

قال الدكتور بوياجيان ، الذي اكتشف الإشارات لأول مرة: `` لم نر شيئًا مثل هذا النجم من قبل.

لقد كان غريبًا حقًا. اعتقدنا أنها قد تكون بيانات سيئة أو حركة على متن المركبة الفضائية ، ولكن تم فحص كل شيء.

كان العلماء يتكهنون بما يمكن أن يكون سببًا لمثل هذه الانخفاضات غير المنتظمة منذ نشر الورقة.

قال الدكتور بوياجيان: "إنها حملتنا الأولى للتمويل الجماعي ونحن عملية صغيرة ، لذلك نطلب فقط صبرك بينما نعمل على الخدمات اللوجستية بشأن ما سيحدث بعد ذلك".

تستخدم المجموعة شبكة التلسكوب العالمية لمرصد Las Cumbres (LCOGT) - وهي شبكة عالمية فريدة من التلسكوبات تديرها شبكة من العلماء.

وأضاف الدكتور بوياجيان: "نحن نراقب حاليًا النجم باستخدام LCOGT ، ونعمل مع موظفيهم لإنشاء خط أنابيب بيانات مخصص لتبسيط تقليل البيانات وتحليلها".

تقول إحدى النظريات التي حصلت على قوة جذب إن الانخفاضات ناتجة عن هيكل فضائي عملاق ، على غرار كرة دايسون التي اقترحها لأول مرة عالم الفيزياء النظرية فريمان دايسون في عام 1960.

`` خلال مدة مهمة كبلر ، لوحظ أن KIC 8462852 خضعت لانخفاضات غير منتظمة وغير منتظمة في التدفق إلى ما دون مستوى 20٪ ، "وجدت بوياجيان وفريقها في موقع علم الفلك الجماعي الذي تم العثور عليه

خاتم دايسون ، إلى اليسار ، هو أبسط أشكال هيكل دايسون. قد يكون إنشاء فقاعة دايسون تحديًا هندسيًا لا يُصدق ، لكنه يعتبر أكثر جدوى بكثير من إحاطة نجم في كرة صلبة

كان علماء الفلك يبحثون عن إجابات حول سبب تقلبات الضوء الغريبة حول النجم KIC 8462852 (في الصورة) لأسابيع. اقترح البعض أنه هيكل فضائي ضخم مثل كرة دايسون. تم رصد الهيكل الغريب من قبل باحثين من جامعة ييل

السيطرة على هيكل للأجانب

من أجل استكشاف فكرة أن مثل هذا الهيكل يمكن أن يكون قد تم بناؤه بواسطة حياة فضائية ذكية ، قام معهد الذكاء خارج الأرض ، Seti ، بتدريب مصفوفة Allen Telescope Array على النجم لأكثر من أسبوعين.

بحث الخبراء عن نوعين من الإشارات الراديوية: إشارات النطاق الضيق التي يتم إنشاؤها على أنها "إشارة ترحيب" للمجتمعات الغريبة التي ترغب في الإعلان عن وجودها ، وإشارات النطاق العريض.

سيتم إنتاج هذه الإشارات عن طريق "الدفع بالانبثاق".

قال ستي إنه إذا كانت هناك مشاريع هندسية فضائية واسعة النطاق جارية بالفعل ، فإن المصفوفة ستلتقط الإشارات الصادرة عن أشعة الميكروويف المكثفة التي يمكن استخدامها لتشغيل المركبات الفضائية.

لم يجد العلماء الذين قاموا بتحليل البيانات أي دليل واضح لأي نوع من الإشارات.

وهم يعتقدون أن هذا يستبعد وجود أجهزة إرسال متعددة الاتجاهات - هوائي كبير - بما يقرب من 100 ضعف إجمالي استخدام الطاقة الأرضية اليوم في حالة الإشارات ضيقة النطاق ، وعشرة ملايين مرة هذا الاستخدام لانبعاثات النطاق العريض.

لذا فإن وجود كرة دايسون أمر غير محتمل.

تقترح هذه النظرية أن سربًا من الأقمار الصناعية أو الألواح الشمسية المحيطة بنجم ، يُعرف باسم سرب دايسون ، يمكن أن يستغل قوة النجم ويمكن أن يكون هذا السبح عبارة عن غلاف مغلق أو مركبة فضائية.

لكن الهياكل المحتملة الأخرى تشمل موائل الفضاء الاصطناعية ، أو جسم غامض بحجم كوكب يهدف إلى توفير إشارة طويلة الأمد لسكان المجرات الآخرين.

أشارت دراسة باستخدام بيانات من تلسكوب سبيتزر الفضائي التابع لناسا في نوفمبر إلى أن التغيرات في الضوء قد تكون ناجمة عن سرب من المذنبات.

تزعم دراسة أجريت الشهر الماضي أن الإشارات كانت في الواقع ناتجة عن تفكك 30 مذنبًا ضخمًا يشبه هالي والذي منع ضوء النجوم من الرؤية. درس علماء الفلك النجم باستخدام مصفوفة المقاييس الفرعية وتلسكوب جيمس كليرك ماكسويل ، على ماونا كيا في هاواي.

أرادوا تعقب الغبار المرتبط باحتمال اصطدام الكواكب ، وفقًا لتقرير في موقع ديسكفري ، لكنهم لم يجدوا شيئًا.

تتوافق النتيجة مع تحطم المذنبات الضخمة التي من شأنها حجب ضوء النجوم عن الأنظار - على الرغم من عدم معرفة كيفية تفكك هذا الكم الهائل من المذنبات.

تأتي أحدث النتائج في أعقاب دراسة أجرتها جامعة فاندربيلت في وقت سابق من هذا الشهر وجدت أن ملاحظات KIC 8462852 ملطخة بالاستخدام غير المتسق للتلسكوبات على الأرض.


يمكن أن تساعد طريقة جديدة لاكتشاف الغلاف الجوي للكواكب الخارجية في العثور على كواكب صالحة للسكن

في العقد الماضي ، أصبح البحث عن الكواكب الخارجية البعيدة محورًا كبيرًا لعلم الفلك ، مع مشاريع مثل القمر الصناعي TESS التابع لناسا وصيد الكواكب # 8217s لتحديد مواقع العديد من الكواكب الجديدة ، بما في ذلك بعض الكواكب التي يحتمل أن تكون صالحة للسكن ، وتم إطلاق القمر الصناعي التابع لوكالة الفضاء الأوروبية و CHEOPS # 8217s مؤخرًا للبحث عن المزيد.

ولكن بمجرد تحديد موقع كوكب خارج المجموعة الشمسية ، كيف يمكننا معرفة المزيد عنه؟ يكاد يكون من المستحيل تصوير الكواكب البعيدة لأنها باهتة جدًا مقارنة بالضوء المنبعث من نجومها. لذلك توصل فريق من علماء الفلك من المعهد الهولندي لعلم الفلك الراديوي إلى طريقة لفحص تفاعلات الكواكب ونجومها لتحديد نوع البيئات التي قد تكون موجودة في الكواكب.

انطباع فني عن تفاعل مغناطيسي لنجم قزم أحمر مع كوكب خارج المجموعة الشمسية. دانييل فوتسيلار (artource.nl)

تستخدم هذه الطريقة تلسكوبًا لاسلكيًا شديد الحساسية يسمى مصفوفة التردد المنخفض (LOFAR) لرؤية الانبعاثات الراديوية الصادرة عندما يتفاعل الغلاف الجوي للكوكب مع المجال المغناطيسي للنجم القزم الأحمر الذي يدور حوله. & # 8220 حركة الكوكب من خلال المجال المغناطيسي القوي لقزم أحمر يعمل كمحرك كهربائي إلى حد كبير بالطريقة نفسها التي يعمل بها دينامو الدراجات ، & # 8221 الدكتور هاريش فيدانثام ، المؤلف الرئيسي للدراسة والمعهد الهولندي لعلم الفلك الراديوي (ASTRON) عالم الموظفين ، موضح في بيان. & # 8221 هذا يولد تيارًا هائلاً يدفع الشفق القطبي وانبعاث الراديو على النجم. & # 8221

من خلال البحث عن هذه الانبعاثات الراديوية ، يمكن لعلماء الفلك تحديد موقع الكواكب ذات الغلاف الجوي القريبة بدرجة كافية من العمالقة الحمراء المضيفة لتكون صالحة للسكن.

في نظامنا الشمسي ، لا نرى انبعاثات راديوية كهذه لأن شمسنا بها مجال مغناطيسي أضعف وتقع الكواكب على مسافة أبعد. ومع ذلك ، هناك تأثير تفاعل مشابه يُلاحظ بين المجال المغناطيسي للمشتري والقمر Io. ينتج عن هذا التفاعل انبعاثات راديوية أعلى من تلك الناتجة عن الشمس عند الترددات المنخفضة.

& # 8220 قمنا بتكييف المعرفة المستمدة من عقود من الملاحظات الراديوية لكوكب المشتري لحالة هذا النجم ، وقال الدكتور جو كالينجهام ، زميل ما بعد الدكتوراه في ASTRON والمؤلف المشارك للدراسة. "لطالما كان من المتوقع وجود نسخة مطورة من كوكب المشتري آيو في شكل نظام كوكب نجمي ، والانبعاثات التي لاحظناها تناسب النظرية تمامًا."

سيستخدم الفريق الآن هذه الطريقة للبحث عن انبعاثات مماثلة من النجوم القزمة الحمراء الأخرى. يعتقدون أنهم قد يكونون قادرين على تحديد موقع ما يصل إلى 100 من هذه الأنظمة في غضون 15 سنة ضوئية من الأرض.

قال الدكتور فيدانثام: "الهدف طويل المدى هو تحديد تأثير النشاط المغناطيسي للنجم على قابلية كوكب خارج المجموعة الشمسية للسكن ، وتشكل الانبعاثات الراديوية جزءًا كبيرًا من هذا اللغز". "لقد أظهر عملنا أن هذا قابل للتطبيق مع الجيل الجديد من التلسكوبات الراديوية ، ووضعنا على طريق مثير."


مراجع

جانسكي ، كجم: بروك. إ. 23, 1158 (1935)

رايل ، إم ، فونبرج ، دي دي: الطبيعة 158, 339 (1946)

باوسي ، جيه إل ، باين سكوت ، آر ، ماكريدي ، إل إل: الطبيعة 157, 158 (1946)

ماكريدي ، إل إل ، باوسي ، جيه إل ، باين سكوت ، آر: بروك. شركة رويال سوسيتيه. أ 190, 357 (1947)

Ryle ، M. ، Smith ، F.G. ، Elsemore ، B: MNRAS 110, 508 (1950)

ميلز ، بي واي: أوست. J. Sci. الدقة. A5, 456 (1952)

رايل ، م: بروك. شركة رويال سوسيتيه. أ 211, 351 (1952)

Reber ، G. ، Ellis ، G.R: إشعاع التردد الراديوي الكوني بالقرب من دورة عملاقة واحدة. جي جيوفيز. الدقة. 61, 1 (1956)

قصب ، إتش في: أطياف الإشعاع الراديوي غير الحراري من المناطق القطبية في المجرة. MNRAS 189, 465 (1979)

Ellis، G.R.A.، Mendillo، M: A 1.6 MHz للمسح الراديوي للخلفية المجرية. أوست. J. فيز. 40, 705 (1987)

Salas، P.، Oonk، J.B.R.، van Weeren، R.J.، Salgado، F.، Morabito، L.K.، Toribio، MC، Emig، K.، Rottgering، H.J.A.، Tielens، AGGM: MNRAS، in press (2017)

كتيب علم الفلك الراديوي: الاتحاد الدولي للاتصالات ، جنيف ، 2 (2004)

Bougeret ، J.-L. ، Kaiser ، M.L. ، Kellogg ، P.J. ، وآخرون: الموجات: فحص موجات الراديو والبلازما على مركبة الرياح الفضائية. علوم الفضاء ريف. 71، 231 (1995). https://doi.org/10.1007/BF00751331

Gurnett ، D.A. ، Kurth ، WS ، Kirchner ، DL ، وآخرون: راديو كاسيني والتحقيق في موجات البلازما. علوم الفضاء ريف. 114، 395 (2004). https://doi.org/10.1007/s11214-004-1434-0

Bougeret ، J.L. ، Goetz ، K. ، Kaiser ، M.L. ، et al: S / WAVES: التحقيق في موجات الراديو والبلازما في مهمة STEREO. علوم الفضاء. القس. 136، 487 (2008). https://doi.org/10.1007/s11214-007-9298-8

كورث ، دبليو إس ، كيرشنر ، دي إل ، هوسبودارسكي ، جي بي ، وآخرون: تحقيق موجات جونو ، مؤتمر علوم الكواكب الأوروبي 2012 ، المرجع السابق. EPSC2012-281 http://meetings.copernicus.org/epsc2012 (2012)

Alexander، J.K.، Brown، L.W.، Clark، T.A.، Stone، R.G.، Weber، R.R: طيف الخلفية الراديوية الكونية بين 0.4 و 6.5 ميجا هرتز. أبج 157، L163 (1969)

Alexander، J.K.، Kaiser، M.L.، Novaco، JC، Grena، F.R.، Weber، R.R: الأجهزة العلمية للقمر الصناعي Radio-Astronomy-Explorer-2. أ & أمبير 40, 365 (1975)

Swarup، G: التلسكوب الراديوي ذو الموجات المترية العملاقة (GMRT) - الأهداف العلمية وجوانب التصميم. راديو الفضاء الهندي J. 19, 493 (1990)

Ananthakrishnan، S: التلسكوب الراديوي العملاق ذو الموجة المترية / GMRT. J. Astrophys. أسترون. 16, 427 (1995)

Kassim، NE، Lazio، TJW، Erickson، WC، Perley، RA، Cotton، WD، Greisen، EW، Cohen، AS، Hicks، B.، Schmitt، HR، Katz، D: نظام 74 ميجاهرتز على نطاق واسع جدًا مجموعة مصفوفة. ApJS 172, 686 (2007)

Braude، S. Y.، Megn، AV، Ryabov، BP، Sharykin، N.K.، Zhouck، IN: المسح العشري للمصادر المنفصلة في السماء الشمالية. I - التلسكوب الراديوي UTR-2: التقنيات التجريبية ومعالجة البيانات. AP & ampSS 54, 3 (1978)

فان هارلم ، MP ، وآخرون: LOFAR: مصفوفة التردد المنخفض. أ & أمبير 556، A2 (2013)

Ellingson ، S.W. ، Taylor ، G.B. ، Craig ، J. ، et al: التلسكوب الراديوي LWA1. IEEE Trans. النملة. دعم. 61، 2540 (2013). https://doi.org/10.1109/TAP.2013.2242826

تايلور ، ج.ب. ، إلينجسون ، جنوب غرب ، قاسم ، إن إي وآخرون: أول ضوء للمحطة الأولى من مصفوفة الطول الموجي الطويل. جيه. استرون. الصك. 1، 1250004 (2012). https://doi.org/10.1142/S2251171712500043

Tingay ، S.J. ، وآخرون: مصفوفة murchison widefield: مقدمة صفيف الكيلومتر المربع عند ترددات الراديو المنخفضة. سنة النشر. أسترون. شركة أ. 30, 7 (2013)

French ، FW ، Huguenin ، GR ، Rodman ، A.K. ، Rodman ، AB: نهج الفتحة التركيبية للتلسكوبات الراديوية الفضائية. صواريخ المركبة الفضائية 4 (12) ، 1649–1656 (1967). https://doi.org/10.2514/3.29148

Weiler ، K.W. ، Johnston ، K.J. ، Simon ، RS ، Dennison ، B.K. ، Erickson ، WC ، Kaiser ، M.L. ، Cane ، HV ، Desch ، M.D: A & ampA 195, 372 (1988)

Basart، J.P.، Burns، J.O.، Dennison، B.K.، Weiler، K.W.، Kassim، N.E.، Castillo، S.P.، McCune، BM: اتجاهات لعلم الفلك الراديوي منخفض التردد الفضائي. اعتبارات النظام. راديو علوم. 32، 251 (1997 أ)

Basart، J.P.، Burns، J.O.، Dennison، B.K.، Weiler، K.W.، Kassim، N.E.، Castillo، S.P.، McCune، BM: اتجاهات لعلم الفلك الراديوي منخفض التردد الفضائي 2. التلسكوبات. راديو علوم. 32، 265 (1997 ب)

Oberoi، D.، Pinçon، J.-L: Radio Sci. 40, 4004 (2005)

جونز ، دي إل ، وآخرون: مهمة المستكشف المتوسط ​​ألفا. حال. دقة الفضاء. 26, 743 (2000)

Banazadeh، P.، Lazio، J.، Jones، D.، Scharf، D.P.، Fowler، W.، Aladangady، C: تحليل جدوى XSOLANTRA ، وهو مفهوم مهمة للكشف عن الكواكب الخارجية مع مجموعة من CubeSats. في: وقائع مؤتمر IEEE Aerospace لعام 2013. https://doi.org/10.1109/AERO.2013.6496864 (2013)

Rajan، RT، Engelen، S.، Bentum، M.، Verhoeven، C: يدور حول مصفوفة الترددات المنخفضة لعلم الفلك الراديوي. في: Proc. مؤتمر الفضاء 2011 ، الصفحات 1-11. https://doi.org/10.1109/AERO.2011.5747222 ، https://doi.org/10.1109/AERO.2016.7500678 (2011)

Boonstra، AJ وآخرون: اكتشاف السماء بأطوال موجية (DSL) "في Proc. 2016 مؤتمر IEEE Aerospace ، Big Sky ، MT ، الصفحات من 1 إلى 20 (2016)

Cecconi، B.، Bentum، M.J: تقرير دراسة NOIRE: نحو مقياس تداخل لاسلكي منخفض التردد في الفضاء. في: IEEE Aerospace Conference 2018 ، 3-10 مارس 2018 ، بيج سكاي ، مونتانا ، الصفحات من 1 إلى 19 (2018)

Baumback، M.M.، Gurnett، DA، Calvert، W.، Shawhan، S.D: قياسات التداخل الساتلية للإشعاع الكيلومتري الشفقي. الجيوفيز. الدقة. بادئة رسالة. 13 (11), 1105–1108 (1986)

موتيل ، آر ، جورنيت ، دي إيه ، كريستوفر ، الأول: الخصائص المكانية والزمانية لانبعاث رشقات AKR المستمدة من دراسات الكتلة WBD VLBI. أناليس جيوفيز. 22(7), 2625–2632 (2004)

Norton، CD، Pellegrino، S.، Johnson، M.، et al: Small Satellites: A Revolution in Space Science، WM Keck Institute for Space Studies http://kiss.caltech.edu/study/smallsat/KISS-SmallSat -FinalReport.pdf (2014)

Kassim، N.E.، Weiler، KW: الفيزياء الفلكية منخفضة التردد من الفضاء. ملاحظات المحاضرة في الفيزياء ، المجلد. 362. سبرينغر ، برلين (1990)

Stone ، R.G. ، Weiler ، KW ، Goldstein ، ML ، Bougeret ، J.-L: علم الفلك الراديوي بأطوال موجية طويلة ، سلسلة دراسات جيوفيزيائية ، (الاتحاد الجيوفيزيائي الأمريكي: واشنطن العاصمة). ISSN 119, 0065–8448 (1998)

هاريس ، دي إي: من بحيرة كلارك إلى شاندرا: إغلاق في النهاية المنخفضة لأطياف الإلكترون النسبية في مصادر خارج المجرة. في: Kassim، N.، Perez، M.، Junor، M.، Henning، P. (eds.) From Clark Lake to the Long Wavelength Array: Bill Erickson’s Radio Science، Astron.Soc.Pacific Conference Series، Vol. 345 ، (أسترون ، المحيط الهادئ: سان فرانسيسكو) ، ص. 254 (2005)

Ineson، J.، Croston، J.H.، Hardcastle، M.J.، Mingo، B: مسح تمثيلي لديناميات وطاقة مجرات راديو FRII ، MNRAS ، قيد النشر (2017)

Laing، R.، Riley، J.، Longair، M: مصادر الراديو الساطعة عند 178 ميجاهرتز: كثافات التدفق والتعرفات البصرية والتطور الكوني لمجرات الراديو القوية. الاثنين. لا. R. Astr. شركة 204, 151–187 (1983)

McKean ، J.P. ، et al: LOFAR imaging of Cygnus A؟ الكشف المباشر عن دوران في أطياف الراديو ذات النقاط الساخنة. الاثنين. لا. R. Astr. شركة 463(3), 3143–3150 (2016)

Klein Wolt، M.، et al: علم الفلك الراديوي مع المسبار القمري الأوروبي: فتح آخر نظام تردد غير مستكشف. كوكب. علوم الفضاء. 74(1), 167–178 (2012)

Chen، L.، et al.: تصميم الهوائي وتنفيذه للتلسكوب الراديوي الفضائي ذي الطول الموجي الطويل جدًا ، المقدم إلى علم الفلك التجريبي ، arXiv: 1802.07640

كوردس ، جي إم: تشتت بين النجوم منخفض التردد وأرصاد النجوم النابضة ، في الفيزياء الفلكية منخفضة التردد من الفضاء. في: وقائع ورشة عمل دولية ، Crystal City ، VA ، 8 يناير ، 9 ، 1990 (A91-57026 24-89) ، ص 165 - 174. سبرينغر ، برلين (1990)

Braude ، S.Ya ، وآخرون: المسح العشري للمصادر المنفصلة في السماء الشمالية. Astrophys و Sp Sci. 280(3), 235–300 (2002)

شين ، إس ، رابيدو ، جي ، نايت ، آر ، شيروود ، آر ، إنجلهاردت ، بي ، موتز ، دي ، إستلين ، تي ، سميث ، بي ، فيشر ، إف ، باريت ، تي ، ستيبينز ، جي: آسبن؟ التخطيط والجدولة الآلية لعمليات البعثات الفضائية. InSpace Ops ، تولوز ، فرنسا. AIAA (2000)

Chien، S.A.، Knight، R.، Stechert، A.، Sherwood، R.، Rabideau، G: استخدام الإصلاح التكراري لتحسين استجابة التخطيط والجدولة. في: أنظمة تخطيط الذكاء الاصطناعي ، (ص 300-307) ، مطبعة AAAI (2000)

أكتون ، سي إتش: خدمات البيانات المساعدة لمنشأة الملاحة والمعلومات المساعدة التابعة لوكالة ناسا. كوكب. علوم الفضاء. 44(1), 65–70 (1996)

ميلز ، بي واي: توزيع سطوع الراديو على أربعة مصادر منفصلة للضوضاء الكونية. أوست. J. فيز. 6, 452 (1953)

بليث ، جيه إتش: نوع جديد من شعاع قلم الرصاص الجوي لعلم الفلك الراديوي. MNRAS 117, 644 (1957)

Ryle، M.، Hewish، A: توليف التلسكوبات الراديوية الكبيرة. MNRAS 120, 220 (1960)

Bell، D.، Satorius، E.، Kuperman، I.، Koenig، J: بنى أجهزة الاستقبال متعددة المستخدمين لأجهزة المودم الفضائية. تقرير تقدم الشبكة بين الكواكب ، الصفحات 42-198 ، 1-13 (مختبر الدفع النفاث ، معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا: باسادينا ، كاليفورنيا) (2014)

بورات بورات: دورة في معالجة الإشارات الرقمية. جون وايلي ، نيويورك (1997)

نطاق الضوضاء الزائفة والتجديد: شبكة الفضاء السحيق لا. 810-005 214 ، المراجعة أ ، 28 أكتوبر (2015)

بيرنر ، جيه ، براينت ، س ، كينمان ، ف: قياس المدى كما يُمارس في شبكة الفضاء السحيق. في: وقائع IEEE ، المجلد. 95 ، رقم 11 (2007)

Hamkins، K.، Andrews J.، Shambayati، S.، Vilnrotter، V: Proceedings of the IEEE aerospace Conference، big sky، MT، p 2010 (2010)

Thompson، AR، Moran، J.M.، Swenson، GW: قياس التداخل والتوليف في علم الفلك الراديوي. وايلي ، نيويورك (2007)

McMullin، JP، Waters، B.، Schiebel، D.، Young، W.، Golap، K: برنامج وأنظمة تحليل البيانات الفلكية السادس عشر (ASP Conf. Ser. 376)، (San Francisco، CA: ASP)، pp 127 Shaw، RA، Hill، F.، Bell، DJ (محرران) (2007)

Kocz، J.، Greenhill، LJ، Barsdell، BR، Price، D.، Bernardi، G.، Bourke، S.، Clark، MA، Craig، J.، Dexter، M.، Dowell، J.، Eftekhari، T .، Ellingson، S.، Hallinan، G.، Hartman، J.، Jameson، A.، MacMahon، D.، Taylor، G.، Schinzel، F.، Werthimer، D: معالجة الإشارات الرقمية باستخدام حوسبة عالية الأداء : رابط عريض النطاق سعة 512 مدخلاً لعلم الفلك الراديوي. جيه. استرون. الأجهزة 4، 1550003 (2015). https://doi.org/10.1142/S2251171715500038

Ellingson، S: حساسية صفائف الهوائيات لمعاملات علم الفلك الراديوي طويل الموجة IEEE على الهوائيات والانتشار (2010)

Meyer-Vernet، N.، Perche، C: مجموعة أدوات للهوائيات والضوضاء الحرارية بالقرب من تردد البلازما. جي جيوفيز. الدقة. 94, 2405–2415 (1989)

Zaslavsky، A.، et al: حول معايرة الهوائي لأجهزة الراديو الفضائية باستخدام الخلفية المجرية: الصيغ العامة والتطبيق على STEREO / WAVES. راديو علوم. 46، RS2008 (2011)

James، H.G.، King، E.P.، White، A.، Hum، R.H.، Lunscher، W.H.H.L.، Siefring، C: جهاز استقبال راديو e-POP على كاسيوب. علوم الفضاء. القس. 189, 79–105 (2015)


هل يمكن أن يقودنا الضباب الدخاني الفضائي إلى حضارات خارج كوكب الأرض؟

لإعادة مراجعة هذه المقالة ، قم بزيارة ملفي الشخصي ، ثم اعرض القصص المحفوظة.

الصورة: Xiaodong Qiu / Getty Images

لإعادة مراجعة هذه المقالة ، قم بزيارة ملفي الشخصي ، ثم اعرض القصص المحفوظة.

في مارس الماضي ، عندما كان رافي كوبارابو لا يزال يعمل من مكتبه في مركز جودارد للفضاء في ماريلاند ، صادف بيانًا صحفيًا من مرصد الأرض التابع لناسا. انخفضت مستويات ثاني أكسيد النيتروجين (NO₂) فوق الصين منذ أن فرضت الدولة التي يبلغ عدد سكانها 1.4 مليار نسمة طلبات صارمة للبقاء في المنزل قبل أكثر من شهر. أرسل رسالة نصية إلى زميله يعقوب حق ميسرا بالرابط: "توقيع تكنولوجي؟" هو كتب. "يا للاهتمام!" ورد حق مصر.

أثارت الملاحظات اهتمام كوبارابو ، وبعد شهرين ، لا يزال يفكر في الطرق التي تلوث بها المجتمعات الحديثة هواء كوكبهم ، قرأ ورقة حول تأثير تدابير الصحة العامة المرتبطة بالوباء على تلوث الغلاف الجوي. وجد الباحثون نفس التأثير يحدث في دول أخرى عالية التصنيع ، مثل كوريا الجنوبية والولايات المتحدة. انخفض مستوى NO₂ فوق المراكز الحضرية بنسبة تتراوح بين 20 و 40 في المائة من يناير إلى أبريل 2020 ، عندما كانت العديد من الحكومات تحذو حذو الصين وتفرض على المواطنين البقاء في منازلهم. ثاني أكسيد النيتروجين هو أحد أكثر الملوثات انتشارًا ، نتيجة الاحتراق واستخدام الوقود الأحفوري بالإضافة إلى العمليات البيولوجية الطبيعية مثل انبعاثات التربة والصواعق. لكن Kopparapu لم يكن مهتمًا بـ NO₂ بسبب تأثيره على الأرض. كان تركيزه على بعد سنوات ضوئية ، في الغلاف الجوي لأكثر من 4000 كوكب خارجي معروف في منطقتنا من مجرة ​​درب التبانة.

أظهر الإغلاق ما كافح علماء الغلاف الجوي لقياسه بدقة حتى تلك النقطة: أن الغالبية - ما يقرب من 65 في المائة - من NO₂ على الأرض هي من مصادر غير بيولوجية ، والنتيجة المجمعة للتنقل ، والتصنيع ، والغاز وتكرير المعادن. إذا كان هذا هو الحال ، فقد أراد كوبارابو أن يعرف ، هل سيكون من الممكن اكتشاف هذا الغاز في الأجواء البعيدة للكواكب الخارجية؟ وإذا كان الأمر كذلك ، فهل يمكن أن ننظر إلى حضارة لا تختلف عن حضارتنا ، والتي استخدمت وقودها الأحفوري لقيادة ثورة تكنولوجية؟

يقول كوبارابو Kopparapu من كوكبنا: "إننا ننتج ثلاثة أضعاف ثاني أكسيد النيتروجين مما تنتجه البيولوجيا والبرق معًا". "لذلك إذا رأينا كوكبًا شبيهًا بالأرض وإشارة ثاني أكسيد النيتروجين ، وقمنا بعمل نموذج لجميع المصادر البيولوجية والغلاف الجوي الممكنة ، وما زلنا لا نستطيع تفسير الكمية التي نراها على الكوكب ، فإن أحد الاحتمالات هو أن هناك يمكن أن تكون حضارة تكنولوجية ".

Kopparapu في طليعة مجال ناشئ في علم الفلك يهدف إلى تحديد البصمات التقنية ، أو العلامات التكنولوجية التي يمكننا البحث عنها في الكون. لم يعد يقتصر مفهوم الفلك على الإشارات الراديوية ، بل يبحث الفلكيون عن طرق يمكننا من خلالها تحديد الكواكب أو الأجسام الأخرى التي ترتاد الفضاء من خلال البحث عن أشياء مثل غازات الغلاف الجوي والليزر وحتى الهياكل الافتراضية التي تحيط بالشمس والتي تسمى كرات دايسون. يمكن ملاحظة البصمات التقنية من الأرض أو من خلال بعض مفاهيم المسبار الأكثر طموحًا لدينا ، مثل Starshot - شراع ضوئي يعمل بالليزر يمكن أن يصل نظريًا إلى Alpha Centauri في غضون عقدين من الزمن.

حرصًا على المزيد من الاستكشاف ، ناقش كوبارابو الفكرة مع زملائه ، بما في ذلك حق ميسرا ، الباحث الأول في معهد بلو ماربل للفضاء للعلوم ، والذي سرعان ما أصبح مؤلفه المشارك. ورقتهم المنشورة في أواخر فبراير من قبل مجلة الفيزياء الفلكية، اكتشف هذا السؤال باستخدام نموذج كمبيوتر يحاكي عمودًا واحدًا من الغلاف الجوي على كوكب يشبه الأرض وحساب الاحتمالات التي يمكننا العثور عليها في آثار NO على أحد جيراننا المجريين.

يحاكي نموذجهم تعرض جزيئات الغلاف الجوي لأشعة الشمس ، وتحديدًا أربعة أنواع مختلفة من ضوء الشمس ، على غرار شمسنا ، ونجم قزم برتقالي ، ونجمان من النوع M مثل Proxima Centauri. يصدر كل نجم طيفًا فريدًا من الضوء يتفاعل مع الغلاف الجوي للكواكب التي تدور حول الكواكب ويسبب تفاعلات ضوئية كيميائية. (على الأرض ، هذه التفاعلات هي التي تعطينا الأوزون.) عندما يقوم الإشعاع ، أو الضوء ، من الشمس بتسخين الجزيئات في الغلاف الجوي ، فإنها تدخل في حالة مثارة مؤقتًا يمكن أن يحدث فيها عدد من الأشياء: يمكن أن تتفكك ، أو يمكنهم الارتباط ببعضهم البعض - وعلى الأرض يمكن أن يصبحوا طعامًا نباتيًا. يمكن لأنواع مختلفة من الإشعاع ، من أنواع أخرى من النجوم ، كتم صوت أو تحفيز إشارة NO₂.

رسم توضيحي لفنان لكوكب خارجي متقدم تقنيًا. فالألوان مبالغ فيها لإظهار التلوث الصناعي الذي لا يمكن رؤيته بغير ذلك.

إن تحديد التفاعلات الكيميائية الضوئية التي تحدث في جو بعيد يتطلب تلسكوبًا متقدمًا ودقيقًا للغاية يتناسب مع مقياس الطيف. يتعين على علماء الفلك تركيز هذا التلسكوب على كوكب صغير (نسبيًا) وسريع الحركة أثناء مروره أمام نجمه المضيف. خلال هذه النافذة القصيرة ، يمكن للتلسكوب أن يلتقط الضوء الذي يشع عبر الغلاف الجوي للكوكب ويفككه بمنشور. تخبرنا نطاقات المنشور بتكوين الغلاف الجوي عن طريق توقيع طيفي فريد يعرضه كل عنصر ، تقريبًا مثل بصمة الإصبع. إذا كانت حضارة غريبة قد لوثت سماءها بـ NO₂ ، بالطريقة التي لدينا بها ، فإن هذا من شأنه أن يدلنا على وجودها.

خلص كوبارابو وحق ميسرا إلى أنه من بين الكواكب الشبيهة بالأرض ، والتي تدور حول نجوم شبيهة بالشمس ضمن نطاق صغير يسمى "المنطقة الصالحة للسكن" والتي تدعم الماء السائل ، يمكننا العثور على هذه الإشارة ، إذا كانت موجودة ، باستخدام الجيل التالي من التلسكوبات المتقدمة. اثنان من مفاهيم تلسكوب ناسا المرتقبة للغاية ، LUVOIR و HabEx ، المصممان مع تحسينات كبيرة في الحساسية والدقة المكانية ، بالإضافة إلى أجهزة الطيف التي يمكن أن تركز على كائنات متعددة في وقت واحد ، سيكونان قادرين على تنفيذ هذه الأنواع من الملاحظات. مع الأجهزة المخصصة لهذه المهمات ، يمكننا أن نؤكد بثقة وجود إشارة على بعد 30 سنة ضوئية ، بعد ما يقرب من 400 ساعة من المراقبة.

قد يبدو هذا وكأنه وقت طويل ، لكن كوبارابو يشير إلى أن تلسكوب هابل الفضائي استخدم ضعف هذا المقدار من الوقت على الأقل خلال فترة ثلاث سنوات لإجراء ملاحظات فرونتير فيلدز ، والتي التقطت أكثر الصور تفصيلاً التي تم الحصول عليها من الكون المبكر. - آلاف المجرات مقطوعة عبر الامتداد المظلم لفضاء عمره 13 مليار سنة.

يقول كوبارابو: "إذا كان لدينا مرشح جيد حقًا في المنطقة الصالحة للسكن على كوكب ما ، حول نجم شبيه بالشمس ، فيمكننا حينئذٍ قضاء المزيد من الوقت على هذا الكوكب". "الرقم يبدو كبيرًا ، لكن في سياق ما فعلناه من قبل ، فهو ليس كذلك".

حتى مع وجود وقت كافٍ للمراقبة ، لا يزال هناك عدد من المضاعفات. تمتص السحب والهباء الجوي في الغلاف الجوي للكوكب الضوء داخل نفس منطقة الطول الموجي مثل NO₂ ، مما يجعل من المعقول أنها تستطيع محاكاة الإشارة تمامًا. في الوقت نفسه ، يمكن للكواكب حول النجوم الأصغر قليلاً من شمسنا ، من النوع K و M ، أن تنتج إشارة NO₂ أقوى ، لأن هذه النجوم تنتج كمية أقل من الضوء فوق البنفسجي الذي يمكن أن يكسر هذا الغاز في الغلاف الجوي. قد يؤدي ذلك إلى المبالغة في تقدير مدى انتشاره - ومؤشر حضاري حيث قد لا يكون هناك شيء.

تنتج العمليات البيولوجية مثل نترتة التربة وحرائق الغابات والبرق أيضًا أكسيد النيتروجين ، لكن الأبحاث على الأرض تشير إلى أن هذه المصادر توفر أقل بكثير من الإجمالي الكلي من المصادر البشرية - أي حرق الوقود الأحفوري. ومع ذلك ، لا يوجد سوى عدد قليل من الغلاف الجوي من داخل نظامنا الشمسي الذي تمكنا من دراسته بأي تفاصيل من شأنها أن توفر أساسًا مفيدًا للمقارنة.

يقول Renyu Hu ، عالم الكواكب والخبير في الغلاف الجوي للكواكب الخارجية في مختبر الدفع النفاث التابع لناسا ، إن التحدي الأكبر الذي يراه في تحديد NO₂ باعتباره توقيعًا تقنيًا يتعلق بالعمر الكيميائي للغاز في غلافنا الجوي. على الأرض ، يتفكك معظم NO بفعل الشمس أو "تمطر" عندما يتحول إلى حمض النيتريك ، أو HNO₃ ، في غضون 5 إلى 10 أيام من إنتاجه. لكن على الكواكب الأخرى ، قد يختلف هذا. يقول هو "في الغلاف الجوي للكواكب الخارجية ، نظرًا لأن ظروف الغلاف الجوي الخاصة بها قد تكون مختلفة تمامًا عن الأرض ، فربما يكون لهذا NO₂ عمر أطول ، وبالتالي يتراكم بكثرة أعلى". إذا كان الغلاف الجوي لهذا الكوكب الخارجي لا يحتوي على نفس الأحواض الموجودة على الأرض ، فيمكنه نظريًا محاكاة إشارة NO₂ القوية والمستدامة التي نبحث عنها كعلامة على التلوث والمجتمع الصناعي.

من أجل دراسة متابعة ، يخطط فريق Kopparapu لاستخدام نموذج ثلاثي الأبعاد أكثر تقدمًا من شأنه أن يحاكي بدقة أكبر ديناميكيات الغلاف الجوي التي نتوقع أن نجدها على كوكب آخر. بدلاً من عمود واحد من الغلاف الجوي ، سيحاكي النموذج الغلاف الجوي ككل ، بما في ذلك ارتفاعات وحركات السحب الأكثر دقة من الناحية الفيزيائية - مما يحسن قدرة الباحثين على فحص ما إذا كانت إشارة NO₂ يمكن تقليدها بواسطة السحب.

قبل أن يكون أي من هذا ممكنًا ، تحتاج ناسا إلى تحديد أولويات وتمويل واحد على الأقل من عدة مفاهيم تلسكوب من الجيل التالي ، مثل LUVOIR أو HabEX. تمت دراسة كلاهما من أجل المسح العقدي القادم لعلوم الكواكب وعلم الأحياء الفلكية ، والذي سيوفر توصيات البحث والاستثمار إلى وكالة ناسا والكونغرس ويوجه جهود المجتمع العلمي الأوسع عندما يتم إصداره في ربيع عام 2022. ولكن حتى لو تم إعطاء الأولوية لكليهما من قبل في الاستطلاع ، ما زال الطريق طويلاً - لن نرى على الأرجح هذه المهمات قيد التنفيذ قبل ثلاثينيات القرن الحالي.

قبل بضعة عقود ، كان التمويل الفيدرالي لـ SETI (البحث عن ذكاء خارج الأرض) ولإشارات الراديو المحتملة في أعلى مستوياته على الإطلاق. في عام 1961 ، نشر عالم الفلك فرانك دريك معادلة دريك الشهيرة ، وهي صيغة لتقدير احتمالات الحياة الذكية التي يمكن اكتشافها في الفضاء ، باستخدام متغيرات مثل عدد الكواكب ذات البيئات المناسبة لاستضافة الحياة ، وكم منها قد يؤدي إلى نشوء الذكاء. مخلوقات. لكن الأشخاص الذين يتبعون هذه المعادلة حصلوا على نتائج تتراوح في أي مكان من لا شيء إلى الملايين. (في العام الماضي ، حسبت مجموعة من الباحثين في المملكة المتحدة ، بخصوصية غير عادية ، أن هناك ما لا يقل عن 36 حضارة ذكية متصلة في مجرة ​​درب التبانة وحدها).

تأسس معهد SETI في عام 1984 للمساعدة في البحث عن تلك الحياة في عام 1999 ، أطلق الباحثون في مركز أبحاث SETI في بيركلي مشروع SETI @ home ، والذي سمح للأشخاص باستخدام أجهزة الكمبيوتر الشخصية الخاصة بهم للمساعدة في تحليل الأنماط في بيانات التلسكوب الراديوي. كانت هناك أخبار فلكية واعدة أيضًا. في عام 1992 ، اكتشف Alexander Wolszczan و Dale Frail ، باستخدام التلسكوب الراديوي لمرصد Arecibo ، الكواكب الأولى خارج نظامنا الشمسي والتي تدور حول نجم نابض في نظام العذراء. تم اكتشاف آلاف أخرى بمجرد تشغيل تلسكوب كبلر الفضائي في عام 2009. في أعقاب ذلك ، ظهر خط جديد من الاستقصاء: الآن بعد التأكد من وجود الكواكب الخارجية ، كيف يمكن أن تكون؟ بدأ علماء الفلك في التنظير حول تكوين الغلاف الجوي للكائنات الفضائية ، وتحديدًا ما يمكن أن تتكون منه إذا كان الكوكب يؤوي الحياة. تكرس الكتب المدرسية الآن لفيزياء الغلاف الجوي للعوالم البعيدة ، وتتم مراجعة البصمات الحيوية المحتملة - وهي علامات كيميائية للحياة يمكن أن نلاحظها في الغلاف الجوي للكواكب الخارجية - في أهم دوريات علم الفلك.

لكن البعض في المجتمع العلمي كان دائمًا متشككًا في التواقيع التقنية. حتى لو كانت هناك حضارات أخرى ، فإلى متى يمكن أن نتوقع منهم إرسال إشارات الراديو؟ وهل سنكون في الجوار لاستقبالهم؟ على مدار 13.5 مليار سنة من عمر مجرتنا وحدها ، من الممكن تمامًا أن نفقد عمر حضارة أخرى ، مثل السفن التي تمر في الليل.

بالإضافة إلى ذلك ، فإن البحث عن إشارات الراديو خارج الأرض قد تعرض مؤخرًا لبعض الضربات الخطيرة. تعرض تلسكوب Arecibo لأضرار بالغة في أغسطس الماضي بسبب سقوط كابل ، وسيتم هدمه الآن. تم إيقاف الجانب المواجه للجمهور من مشروع SETI @ home في مارس 2020 ، بحيث يمكن للباحثين الآن تحليل البيانات خلال عقدين من الزمن.

يطلق Kopparapu على العمل الذي يقوم به الآن "SETI في الغلاف الجوي" ، وهو بديل للبحث عن إشارات الراديو من حضارة أخرى. "باستخدام البصمات التقنية في الغلاف الجوي ، لا يتعين عليهم فعل أي شيء بنشاط للتواصل معنا. يقول كوبارابو: "يمكنهم الاستمرار في حياتهم ويمكن أن يكونوا غير مدركين تمامًا أننا موجودون بينما نراقب كوكبهم". "في العشرين سنة القادمة أو نحو ذلك ، قد نطلق تلسكوبات فضائية يمكنها أن تنظر إلى الغلاف الجوي وربما تصور كواكب بعيدة صالحة للسكن. إذا تمكنا من القيام بذلك في غضون 150 عامًا من الحضارة الصناعية ، وأقل من 100 عام من تطوير قدرات الاتصال اللاسلكي ، فكم عدد الحضارات التي فعلت ذلك لنا بالفعل خلال تاريخ كوكبنا الذي يمتد لمليارات السنين؟ "

في آب (أغسطس) الماضي ، جمع حق مسرة ، المؤلف المشارك في الورقة البحثية ، أكثر من 50 مشاركًا ، بما في ذلك العديد من علماء الأحياء الفلكية البارزين وعلماء الفيزياء الفلكية ، معًا من أجل Technoclimes ، وهو مؤتمر عبر الإنترنت تحدث فيه المقدمون عن أحدث الأبحاث في التواقيع التقنية ، وناقشوا التركيز والإطار الذي مثل هذا البحث قد يتبع. يقول حق ميسرة: "نحن نوعًا ما في عصر يمكن فيه طرح هذه الأسئلة وعدم السخرية من الكثير من علماء الفلك".

يقول كوبارابو: "تحولت فكرة إمكانية وجود حياة على كواكب أخرى من كونها خيالًا علميًا إلى كونها أقرب إلى الواقع العلمي".

Kopparapu و Haqq Misra يعملان الآن على ورقة تبحث في ما إذا كان كوكب خارجي بمستوى الأرض الحالي من مركبات الكلوروفلوروكربون في الغلاف الجوي (CFCs) ، المادة الكيميائية المستنفدة للأوزون الموجودة في المبردات القديمة والهباء الجوي ، يمكن اكتشافها باستخدام تلسكوب فضائي مستقبلي يأخذ الملاحظات في هذا الطول الموجي. (لن تكون المفاهيم الحالية لـ LUVOIR و HabEX قادرة على ذلك). ومع ذلك ، هناك تعقيد بسيط - يتم إنتاج مركبات الكربون الكلورية فلورية بشكل صناعي ، ويمكن أن تكون مؤشرًا واضحًا لنوع من القدرة التكنولوجية. لكننا على الأرض نحارب منذ عقود من أجل تطهيرها من غلافنا الجوي. وينطبق الشيء نفسه على NO₂ - وفي الحقيقة جميع الملوثات المسببة لظاهرة الاحتباس الحراري. للبقاء على قيد الحياة ، سيتعين علينا على الأرض الحد بشكل كبير من انبعاثاتنا لتجنب جعل الكوكب غير صالح لمعظم أشكال الحياة. إذا كان هذا هو الحال على الكواكب الأخرى ، وهم إما يقاتلون لتنظيف غلافهم الجوي أو يموتون لأنهم فشلوا في القيام بذلك ، فسيؤدي ذلك إلى تقليص نافذة الوقت التي يمكننا خلالها بالفعل اكتشاف هذه الأنواع من الإشارات - من أجل مركبات الكلوروفلوروكربون ، أي ما بين 50 إلى 150 سنة ، عملياً جزء من الثانية على المقاييس الزمنية الفلكية.

يشير حق ميسرة إلى أن هناك بعض المواقف التي يمكن أن يحتوي فيها كوكب ما على مستويات عالية من مركبات الكربون الكلورية فلورية دون أن يحكم على سكانه. قد تكون زيادة كميتها في الواقع مرغوب فيه على كوكب به القليل جدًا من الغلاف الجوي ، خاصةً إذا أراد السكان إنشاء بيئة يمكنها الاحتفاظ بالمياه السائلة عن طريق القيام ببعض هندسة الكواكب على نطاق واسع. يقول: "إنها غازات دفيئة قوية ، لذلك إذا أردنا إعادة تشكيل كوكب المريخ ، فإن أحد الاحتمالات هو وضع مركبات الكربون الكلورية فلورية في الغلاف الجوي". "أو ربما لا تكون مركبات الكلوروفلوروكربون سامة لأي كائن حي. أو ربما لم يكونوا بيولوجيين ، إنهم ذكاء اصطناعي ".


مهمة SVOM (مراقب الأجسام المتغيرة الفلكي متعدد النطاقات المحمولة في الفضاء)

SVOM هو مرصد ساتلي صيني فرنسي مشترك مخصص لدراسة GRBs (انفجارات أشعة جاما) في العقد المقبل. الهدف من المهمة هو دراسة أقوى الانفجارات في الكون حتى عصر الجيل الأول من النجوم ، وسوف تحدد SVOM المئات من GRBs مما يدل على موت النجوم الضخمة أو دمج نجمين مضغوطين. في كلتا الحالتين ، يكون الناتج النهائي للانفجار هو ثقب أسود أو نجم مغناطيسي صغير محاط بحلقة من المادة تتراكم بسرعة على الجسم المضغوط (في ثوانٍ) ، مما يطلق كميات هائلة من الطاقة في طائرتين نسبية عابرة. عندما يتم توجيه إحدى النفاثات إلى الأرض ، نرى عابرًا ساطعًا عالي الطاقة يتبعه وهجًا سريعًا يتلاشى. 1) 2) 3) 4) 5) 6) 7)

تلقي دراسة GRBs الضوء على العديد من الأسئلة الرئيسية للفيزياء الفلكية الحديثة ، مثل الفيزياء في العمل في النفاثات النسبية الفيزيائية الفلكية ، ونهاية حياة النجوم الضخمة وولادة الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية ، وتاريخ تكوين النجوم الضخمة على مر العصور ، تاريخ إعادة تأين الكون والإثراء الكيميائي للمجرات ، وما إلى ذلك. ترتبط بعض هذه الأسئلة ارتباطًا مباشرًا بدراسة GRBs ، بينما يستخدمها الآخرون كمنارات تضيء المناطق النائية من كوننا ، إلى الانزياح الأحمر z & ge10 . ومن ثم سيظل الكشف عن ذخائر المتفجرات من نوع GRBs ذا أولوية عالية في السنوات القادمة.

الهدف من مهمة SVOM هو مواصلة استكشاف الكون العابر بمجموعة من الأدوات الفضائية متعددة الأطوال الموجية ، باتباع الطريقة التي فتحها Swift. SVOM هي مهمة فضائية تم تطويرها بالتعاون بين CNSA (وكالة الفضاء الوطنية الصينية) ، CAS (الأكاديمية الصينية للعلوم) ووكالة الفضاء الفرنسية (CNES). تتميز المهمة بقمر صناعي متوسط ​​الحجم ، ومجموعة من الأدوات الفضائية والأرضية المصممة لاكتشاف وتحديد موقع ومتابعة GRBs من جميع الأنواع ، واستراتيجية التوجيه المضادة للشمس التي تسمح بالمتابعة الفورية لـ SVOM GRBs باستخدام التلسكوبات الأرضية ، و نقل سريع للبيانات إلى الأرض.

المختبرات الصينية والفرنسية المشاركة في المهمة هي: NAOC في بكين ، IHEP في بكين ، XIOPM في Xi & rsquoan ، SECM في شنغهاي ، CEA-Irfu في Saclay ، IRAP في تولوز ، APC في باريس و LAM في مرسيليا. بالإضافة إلى ذلك ، تساهم MPE من Garching بألمانيا وجامعة Leicester بالمملكة المتحدة في المهمة. من المقرر إطلاق القمر الصناعي بواسطة صاروخ Long March الصيني في نهاية عام 2021 والحد الأدنى لعمر المهمة هو 3 سنوات.

يحمل القمر الصناعي اثنين من أدوات الطاقة العالية المجال واسع النطاق: قناع أشعة جاما المصور يسمى ECLAIRs، ومطياف أشعة غاما يسمى GRM (Gamma Ray Monitor) ، واثنين من تلسكوبات المجال الضيق التي يمكن أن تقيس تطور الشفق اللاحق بعد عدد كبير من القمر الصناعي: تلسكوب الأشعة السينية يسمى MXT (تلسكوب الأشعة السينية Micropore) وتلسكوب بصري يسمى VT(تلسكوب مرئي). يشتمل الجزء الأرضي على أجهزة إضافية: GWAC (الكاميرا الضوئية ذات الزاوية الواسعة الأرضية) التي تراقب مجال رؤية ECLAIRs في الوقت الفعلي خلال جزء من المدار ، واثنين من GFTs الروبوتية فئة 1 متر (تلسكوبات المتابعة الأرضية).

يتميز SVOM ببعض الميزات الفريدة: عتبة طاقة ECLAIRs عند 4 كيلو فولت ، مما يتيح اكتشاف GRBs الناعمة الخافتة (مثل XRFs و GRBs عالية z) ، وهو تطابق جيد في الحساسية بين تلسكوبات الأشعة السينية والفضائية البصرية التي تسمح باكتشاف معظم توهج GRB مع كل من التلسكوبات ومجموعة من الأدوات البصرية على الأرض مخصصة للمهمة. تم تأكيد المهمة مؤخرًا من قبل وكالات الفضاء الصينية والفرنسية لإطلاقها في عام 2021 ، ودخلت في مرحلة نشطة من البناء.

الهدف العلمي الرئيسي من SVOM هو دراسة العابرين الكونية المكتشفة في الأشعة السينية الصلبة وفي المجال البصري. بينما تم تصميم المهمة لدراسة GRBs (انفجارات أشعة جاما) ، فهي أيضًا مناسبة تمامًا لدراسة الأنواع الأخرى من العابرين عالية الطاقة مثل TDE (أحداث اضطراب المد والجزر) أو AGNs (النوى المجرية النشطة) أو المجرة ثنائيات الأشعة السينية والمغناطيسية. بالنسبة لهذه الأنواع من المصادر ، يعد SVOM "آلة اكتشاف" ، مع أدوات مجال واسعة تقوم بمسح جزء كبير من السماء [(ECLAIRs ، GRM (مراقب أشعة جاما) و GWAC (كاميرا بزاوية واسعة للأرض)] ، و " جهاز متابعة "، مع تلسكوبات سريعة التوجيه في الفضاء وعلى الأرض (MXT (تلسكوب أشعة سينية متناهية الصغر) و VT و GFTs) التي توفر متابعة بأطوال موجية متعددة لأنواع مختلفة من المصادر ، مع حساسية جيدة و دورة الخدمة العالية: يمكن تشغيل المتابعة بواسطة القمر الصناعي نفسه أو من الأرض ، عند تلقي طلب ملاحظات ToO (هدف الفرصة).

تعاون SVOM: CAS، CNSA، NAOC Beijing، IHEP Beijing، NSSC Beijing، SECM Shanghai، CNES، LAMMarseille، IRAP Toulouse، GEPIMeudon، IAP Paris، LAL Orsay، CPPMMarseille، APC Paris، LUPM Montpellier، University of Leicester، MPE Garching، UNAM المكسيك.

بعض المعلومات الأساسية: بعد مرور أربعين عامًا على اكتشافها ، لم تُفهم ظاهرة انفجارات أشعة جاما (GRB) تمامًا بعد. تم تحديد الطبيعة الكونية لهذه المصادر العابرة لأشعة غاما ، وارتباطها بانفجارات النجوم الضخمة (& gt30 Mشمس) هو سيناريو يعيد إنتاج معظم الملاحظات ، على الأقل لمدة طويلة من GRB. تم اكتشافها حتى الانزياح الأحمر 8.2 ، مع إمكانية التحقيق في الكون المبكر (تاريخ تكوين النجوم ، عصر إعادة التأين) ، واشتقاق المعلمات الكونية. على العكس من GRB قصيرة المدة ، والتي يتم وصفها في الغالب من خلال اندماج جسمين مضغوطين (الثقوب السوداء أو النجوم النيوترونية أو الأقزام البيضاء) ، فإن الوضع أقل توافقية ويفتقر إلى عينة جيدة من ملاحظات الشفق. تتعلق الأسئلة المفتوحة بالعمليات الفيزيائية أثناء المرحلة السريعة (تسريع الجسيمات ، والإشعاع) ، وتصنيف GRB ، وتوصيف المجرات والأسلاف المضيفة لـ GRB ، بالإضافة إلى قضايا الفيزياء الأساسية مثل ثبات لورنتز ، وأصل الأشعة الكونية وموجات الجاذبية. 8)

الفيزياء الفلكية للمجال الزمني: اكتشاف الفضاء بعد Swift: يمر علم الفلك بالفعل بثورة من حيث قدرتنا على مراقبة التغير الزمني للكون بطريقة مستمرة باستخدام مرافق جديدة مقترنة بأجهزة كمبيوتر سريعة. يعمل انفتاح المجال الزمني على تحويل معرفتنا بكيفية تطور الكون ، خاصة بالنسبة للأشياء التي تخضع لتغير انفجاري ، مثل المستعر الأعظم أو انفجار أشعة جاما (GRB). يمكن أن تطلق هذه الأحداث المتفجرة كميات هائلة من الطاقة في كل من الإشعاع الكهرومغناطيسي والأشكال غير الكهرومغناطيسية مثل النيوترينوات وموجات الجاذبية وتختبر فهمنا لقوانين الفيزياء في ظل أشد الظروف قسوة.

تتيح مرافق المراقبة الموجودة حاليًا على الإنترنت إمكانية مراقبة السماء بشكل مستمر إلى حد ما في الوقت الفعلي عبر مناطق واسعة وعبر الطيف الكهرومغناطيسي ، والتقاط السلوك الزمني للكون بطريقة لم يكن من الممكن الوصول إليها من قبل. ومن الأمثلة على المرافق تلسكوب راديو LOFAR ، والمرفق البصري Pan-STARRs والأقمار الصناعية Swift و Fermi عالية الطاقة. تراقب المرافق غير الكهرومغناطيسية الآن ، ولا سيما مرصد موجات الجاذبية المتقدم LIGO-VIRGO ، الذي وجد مصدره الأول مؤخرًا ، وتجربة IceCube النيوترينو. البيانات من كل هذه المرافق فتحت المجال الزمني بالفعل ، لكنها مجرد مقدمة لما سيأتي.

تعرضت العديد من النظريات المطورة سابقًا إلى ضغوط شديدة بسبب نتائج الرصد الجديدة ، مثل الانبعاث المتغير للغاية الذي شوهد في أوقات متأخرة في GRBs ، واكتشاف المستعرات الأعظمية شديدة السطوع والانفجارات الراديوية السريعة غير المبررة. تتنبأ النماذج النظرية بمجموعة متنوعة من الانفجارات الغريبة والاندماجات النجمية ، جنبًا إلى جنب مع تواقيعها المتعددة عبر الطيف الكهرومغناطيسي. تتنبأ النظرية أيضًا بأن بعضها سيصاحبها موجة جاذبية ونيوترينو وانبعاثات جسيمات عالية الطاقة. سوف يتزامن توفير SVOM في العقد القادم مع عصر الرسائل المتعددة وسيوفر عنصرًا حاسمًا في عصر علم الفلك في النطاق الزمني من خلال العثور على العابرين ومتابعتهم من المرافق الأخرى.

في الفترة التي ستطير فيها SVOM ، سيزداد عدد العابرين المكتشفة بعدة أوامر من حيث الحجم حيث تأتي المرافق الأكثر قوة على الإنترنت ، ولا سيما LSST (تلسكوب المسح الشامل الكبير) ، 9) و SKA (صفيف الكيلومتر المربع ). 10) إن الفهم المطلق للمرافق الجديدة ، والتي ستنتج آلاف التنبيهات يوميًا من مصادر متغيرة أو عابرة ، يعني أننا سنحتاج إلى أجهزة كمبيوتر فائقة لمعالجة البيانات في الوقت الفعلي وخوارزميات ذكية للتوسط في عمليات العابرين للتركيز عليها تسهيلات المتابعة. تم الاعتراف بأهمية المجال الزمني في التقارير الأخيرة من قبل خارطة الطريق الصينية للفضاء والتكنولوجيا ، 11) مجموعة ASTRONET التابعة للاتحاد الأوروبي 12) والمسح العقدي لمجلس الأبحاث الوطني بالولايات المتحدة الأمريكية (لجنة المسح العقدى لعلم الفلك والفيزياء الفلكية ، 2010) . 13)

البانوراما الفلكية في 2020: سيتم تشكيل البانوراما الفلكية للعقد القادم من خلال أدوات جديدة تم تطويرها لمعالجة العديد من الأسئلة المعلقة التي أثارتها الفيزياء الفلكية الحالية. تشتمل هذه البانوراما على تلسكوبات راديو وأشعة تحت الحمراء ومرئية وأشعة غاما ، ومقاييس تداخل موجات الجاذبية المتقدمة وكاشفات النيوترينو من فئة km3 (الشكل 1) ، بالإضافة إلى عمليات محاكاة باستخدام أجهزة كمبيوتر قوية. ستحدث هذه الأدوات ثورة في فهمنا للفيزياء الفلكية في مجالات متنوعة مثل العصور الأولى وإعادة تأين الكون وطبيعة الكون المظلم (المادة المظلمة والطاقة المظلمة) والديموغرافيا ودور الثقوب السوداء والكواكب الخارجية وتكوين الكواكب ، والعمليات الفيزيائية الأساسية. من المتوقع أيضًا أن تنمو المجالات الشابة ، مثل علم الفلك في مجال الزمن والفيزياء الفلكية متعددة الرسائل بسرعة كبيرة ، مما يؤدي إلى اكتشافات جديدة (المرجع 6).

الشكل 1: بانوراما المراقبة في عصر SVOM (رصيد الصورة: تعاون SVOM)

الأهداف العلمية

إن GRBs هي ومضات قصيرة ومكثفة من الأشعة السينية وأشعة جاما تدوم من بضعة أجزاء من الألف من الثانية إلى مئات الثواني ، وتتوزع بشكل موحد في السماء. يتم إنتاج GRBs من خلال نفاثات نسبية عابرة ، وتتسارع من الثقوب السوداء التي تشكلت حديثًا بعد انهيار قلب نجم ضخم أو اندماج نجمين نيوترونيين.

يتبع الانبعاث الفوري انبعاث متعدد الموجات بعد الشفق الذي يتحلل خلال بضعة أيام إلى أسابيع في الأشعة السينية والمرئية ، وحتى عدة سنوات في الراديو. تعطي هذه الانبعاثات العابرة معلومات مهمة عن كل من أسلافها والعمليات الفيزيائية المشاركة في الطائرات. بالنظر إلى مسافاتها الكونية وسطوعها المذهل ، تعد GRBs أدوات فعالة لاستكشاف الكون المبكر ولكن أيضًا لاستكشاف بعض القضايا الرئيسية في الفيزياء الفلكية الحديثة. 14)

الشكل 2: عرض الفنان لتشكيل GRBs (رشقات أشعة جاما) ، ائتمان الصورة: NASA / GSFC

السيناريو العام: سيوفر SVOM خدمة للمجتمع ككل من خلال التسليم السريع لموقع GRB ، والخصائص الرئيسية للانبعاث الفوري ، وحجم الشفق المبكر. بالإضافة إلى ذلك ، سيضمن عائدًا علميًا عاليًا لشركاء SVOM ، مع تفاصيل الانبعاث الفوري في نطاق واسع من الأطوال الموجية ، والقياس الضوئي متعدد النطاقات للوهج اللاحق المبكر ، وإمكانية فريدة للقبض على انبعاث GRB الفوري المرئي ، عينة موحدة من منحنيات الشفق المرئية مع تغطية زمنية طويلة ومتكررة.

بينما ستشغل GRBs جزءًا صغيرًا من وقت مراقبة SVOM (ربما حوالي 25 ٪) ، فإن تغطية الطول الموجي الواسع والحساسية الجيدة للأجهزة الموجودة على متن الطائرة تسمح بإجراء علوم غير GRB في موضوعات مختارة خلال الوقت المتبقي (دراسات بيئة الأرض ، والمستعرات الأعظمية و مراقبة المجرة ومسح الأشعة السينية وما إلى ذلك).

القيد المطبق على العلوم غير GRB هو أن الملاحظة لن تؤثر على اكتشاف GRB ومراقبته ، باستثناء بعض الملاحظات العاجلة ذات الأولوية العالية التي يمكن أن تقررها مجموعة العلوم SVOM ، على سبيل المثال بعد اكتشاف حدث استثنائي بواسطة التلسكوبات الأرضية.

خلال فترة المهمة ، يمكن أن يؤدي أي حدث غير متوقع (مثل GRB) أو طلب مراقبة عاجل (أي ToO) إلى مقاطعة تسلسل المراقبة المستمر. يجب أن تسمح إستراتيجية إعادة الجدولة الخاصة بمهمة SVOM بأقصى قدر من التنوع بحيث يمكن تحقيق الملاحظات من البرامج الأساسية أو ToO أو البرامج العامة بشكل مرض. 15)

البرامج الفرعية للبعثة: لذلك ، تنقسم المهمة إلى 4 برامج فرعية ذات أهداف مختلفة:

أ) يتكون برنامج ldquoCore & rdquo (CP) من مراقبة GRB التي يتم تشغيلها تلقائيًا. هذه الملاحظات في جوهرها لا يمكن التنبؤ بها وتسود على معظم أنواع الملاحظة الأخرى. تتمثل الأهداف العلمية للبرنامج الأساسي في السماح بالكشف عن جميع الأنواع المعروفة من GRBs ، وتوفير موقع GRB موثوق به سريعًا ، وقياس الشكل الطيفي للنطاق العريض للانبعاث الفوري من المرئي للأشعة السينية وقياس الخصائص الزمنية للأشعة السينية الانبعاث الفوري.

ب) ToO (أهداف الفرصة) التي تستجيب لاحتياجات محددة للغاية ومقيدة بالوقت من المجتمع العلمي. على سبيل المثال ، سوف يجلب SVOM المعلومات لاستكمال تجارب الموجات الثقالية ، حيث سيؤدي وقت وموقع GRBs القصيرة التي يوفرها SVOM إلى تحسين قدرة رفض الضوضاء لكاشفات موجات الجاذبية الكبيرة (المتقدمة VIRGO و LIGO) والتي ستبحث عن إشارات الجاذبية المتوافقة مع GRBs القصيرة.

ج) & ldquoGeneral Program & rdquo (GP) التي يتم خلالها ملاحظة الأهداف المعروفة ، المحددة مسبقًا ، واحدة تلو الأخرى. من بين المصادر الفيزيائية الفلكية الرئيسية التي يتعين دراستها بواسطة أدوات المجال الضيق (MXT و VT) ، تعد النوى المجرية النشطة ، والبلازارات ، و ULXs ، والمتغيرات الكارثية أكثرها واعدة. ستوفر مثل هذه الملاحظات ذات النطاق العريض معلومات فريدة حول فيزياء عمليات الانبعاث في العمل في تلك الأجسام المتطرفة. تم بناء جدول المراقبة لبرنامج GP من مجموعات المقترحات الناتجة عن المكالمة السنوية & ldquo for Obs & rdquo والتي تغطي العام القادم بأكمله.

د) بالإضافة إلى ذلك ، هناك برنامج فرعي رابع مخصص لمعايرة الأجهزة يتم إجراؤه بانتظام خلال مسار المهمة.

مراحل المهمة: من أجل تحقيق أهداف المهمة ، سيتطور السيناريو التشغيلي خلال المهمة بأكملها حيث تم تحديد مرحلتين رئيسيتين:

1) المهمة الاسمية (NM) التي تتوافق مع السنوات الثلاث الأولى من أولوية عمر SVOM سيتم منحها للبرنامج الأساسي (اكتشاف GRB)

2) المهمة الممتدة (EM) تتوافق مع آخر عامين من عمر SVOM وسيتم تعزيز ملاحظات البرنامج العام.

تم تصميم نظام SVOM للسماح بمردود علمي مرتفع. لهذا السبب ، يشتمل SVOM على ميزات مثل التأشير بالقرب من الاتجاه المضاد للشمس ، والتوزيع السريع لمواضع الدقيقة الفرعية ، والتوصيف الكامل للانبعاث الفوري على نطاق واسع من الأطوال الموجية ، ومتابعة مخصصة على المستوى البصري والقريب. أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء (NIR مطلوب بشكل خاص لـ GRBs مع انزياح أحمر أكبر من 6) ، والحساب السريع وتوزيع مواضع الثانية الفرعية ، وتقديرات الانزياح الأحمر السريع.

يتكون النظام العام من 3 مكونات رئيسية ، والتي تشمل:

& bull ، يتكون القمر الصناعي SVOM من منصة ووحدة حمولة صافية (PLM)

& bull ، يتكون الجزء الأرضي من SVOM من الجزء الأرضي للتحكم في القيادة الصينية (CCGS) والجزء الأرضي لعلوم المهمة (MSGS) بما في ذلك الجزء الصيني (C-MSGS) والجزء الفرنسي (F-MSGS)

& الثور قاذفة والخدمات المرتبطة بها.

ستكون الصين مسؤولة عن المهمة والإطلاق والقمر الصناعي والعمليات وستتقاسم المسؤولية مع فرنسا لتصميم وبناء الأجهزة والجزء الأرضي.

القمر الصناعي SVOM هو فئة متوسطة الحجم كتلته 950 كجم ، وقوته 800 واط والحجم الإجمالي داخل مغلف فارغ 2500 مم لارتفاع 2800 مم. يتكون القمر الصناعي من محول قاذفة ومنصة ناقل و PLM (وحدة الحمولة الصافية).

توفر المنصة وظائف الدعم للعمليات في المدار ، بما في ذلك الطاقة الكهربائية ، ومعالجة الأوامر والبيانات ، والاتصالات ، والتحكم الحراري ، وصيانة الدفع / المدار ، والهيكل الأساسي.

تعتمد الحمولة على مجموعة تشتمل على مجموعة من 4 أدوات على متن القمر الصناعي.

استراتيجية التأشير: مع مثل هذا المدار ، تم تحديد قانون موقف محدد من أجل تجنب مصادر X المعروفة الدائمة مثل خط الاستواء المجري و Sco-X1. علاوة على ذلك ، قد يسمح تحسين التوجيه الروتيني بوضع القمر الصناعي في ظروف حرارية ثابتة ويمكن التنبؤ بها ، بهدف تقليل أكبر قدر ممكن من التأثيرات الحرارية الناجمة عن دوران الأقمار الصناعية نحو GRBs.

الشكل 3: عرض الفنان للقمر الصناعي SVOM (الصورة من: تعاون SVOM)

برنامج: تم تصميم منصة SVOM لتكون متوافقة مع مختلف المدارات (على مراحل ، متزامنة مع الشمس ، مدارات متجمدة وقصور ذاتية) بارتفاعات تتراوح من 500 كم إلى 1500 كم ، لميل مستوي مداري يحتوي على 20 و 145 و Orm. توفر المنصة نطاقًا واسعًا من قدرات توجيه الحمولة النافعة (التوجيه الأرضي والمضاد للأرض ، والتوجيه بالقصور الذاتي).

المنصة زائدة عن الحاجة بالكامل. يفضل استخدام الإلكترونيات المتكاملة للغاية تقليل الكتلة والطاقة ويعزز الموثوقية. تشمل وظائف المنصة ما يلي:

& bull نظام فرعي مركزي لإلكترونيات الطيران ، يوفر تحكمًا عالي الأداء في الموقف يعتمد على Star Trackers وعجلات التفاعل ، ويضمن الإدارة الشاملة للأقمار الصناعية

& bull هو نظام فرعي للقياس عن بعد وقياس عن بعد وفائض تمامًا ، يعتمد على أجهزة S-band التي أثبتت كفاءتها في الطيران

& bull وهو EPS موثوق (نظام فرعي للطاقة الكهربائية)

& الثور هيكل خفيف وقوي

& الثور هو TCS (نظام فرعي للتحكم الحراري) بسيط وموثوق ، يتقن السلوك الحراري لمناطق مختلفة من القمر الصناعي

& bull ، يمكن استخدام نظام دفع فرعي لاكتساب موقف LEOP (الإطلاق وطور المدار المبكر) ، وضبط مدار LEOP ، وتجنب الحطام ، والحفاظ على المحطة على المدى الطويل.

الشكل 4: رسم تخطيطي يوضح المركبة الفضائية SVOM مع حمولتها الفضائية متعددة الأطوال الموجية. وهو يتألف من اثنين من أدوات المجال الواسع: ECLAIRs و amp the GRM (مراقب أشعة جاما) لمراقبة الانبعاث الفوري واثنين من أدوات المجال الضيق: MXT (تلسكوب الأشعة السينية ذات القناة الدقيقة) و VT (التلسكوب المرئي) من أجل مراقبة انبعاث الشفق. إلى اليمين: تنضم أدوات الفضاء والأرض لتمكين تغطية فريدة في الوقت والطول الموجي (رصيد الصورة: تعاون SVOM ، المرجع 2)

& bull يوليو 2020: تم عقد مراجعة نهاية المرحلة C (مراجعة التصميم الحرجة) عن طريق مؤتمر بالفيديو من 29 يونيو إلى 10 يوليو 2020. & [مدش] تأثر مشروع SVOM بشدة بوباء COVID-19. في نهاية شهر يناير ، تم تقييد الفرق الصينية وتم تعليق أنشطة الاختبار في شنغهاي على نموذج تأهيل القمر الصناعي. استأنفت الفرق الصينية العمل تدريجيًا في مارس ، لكن جاء دور الفرق الفرنسية ليتم حصرها. اليوم ، استؤنفت الأنشطة في جميع المختبرات ولكن السفر لا يزال مقيدًا بشدة ولا نتوقع أي اجتماعات قبل أواخر الخريف أو حتى أوائل العام المقبل. 16)

- كان الهدف من هذه المراجعة هو التحقق من أن النظام الذي تم تطويره لبعثة SVOM يلبي المتطلبات العلمية للبعثة. بعد أسبوعين من المناقشة ، لم تحدد مجموعة المراجعة أي مشاكل رئيسية. تم تقييم تأثير الوباء على المشروع ككل ولوحظ تأخير لمدة 5 أشهر في التخطيط الأولي. من المقرر الآن إطلاق SVOM في أوائل يونيو 2022.

- في نهاية الاجتماع ، هنأت مجموعة المراجعة فريق SVOM على نجاح المرحلة C وشجعهم على الاستمرار في المرحلة D بنفس روح التعاون.

الشكل 5: صورة جماعية لمراجعة نهاية المرحلة ج. تم إجراء المراجعة عبر مؤتمر عبر الفيديو في الفترة من 30 يونيو إلى 11 يوليو 2020 (حقوق الصورة: CNES)

& bull بدأت المرحلة C من مشروع SVOM في يناير 2017 17)

& bull في يونيو 2016 ، تم الانتهاء من SVOM SRR (مراجعة متطلبات النظام).

& bull في أكتوبر 2015 ، أعلنت جامعة ليستر عن توقيع عقد لتطوير نوع جديد مبتكر من مرآة الأشعة السينية لتلسكوب يتم نقله على مرصد مداري. 18)

& bull بدأ انطلاق المرحلة B من مشروع SVOM في سبتمبر 2014.

إطلاق: مهمة القمر الصناعي SVOM (كتلة إطلاق

930 كجم) في يونيو 2022 بمركبة Long March-2C من XLSC (مركز Xichang لإطلاق الأقمار الصناعية) ، الصين.

المدار: مدار شبه دائري ، ارتفاع

625 كم ، الميل = 30 & النظام ، فترة

86 دقيقة. باستخدام هذه المعلمات ، يمر القمر الصناعي عبر SAA (شذوذ جنوب المحيط الأطلسي) عدة مرات في اليوم ، مما يؤدي إلى وقت وفاة إجمالي بنسبة 13 إلى 17 ٪.

الشكل 6: مدار SVOM بميل 30 درجة يمر القمر الصناعي عبر SAA مما يؤدي إلى وقت ميت بنسبة (13-17) ٪ (الصورة من الصورة: تعاون SVOM)

الشكل 7: عرض الفنان للمركبة الفضائية SVOM المنتشرة (الصورة من: تعاون SVOM) 19)

استراتيجية التأشير: مع مدار دائري يبلغ 625 كم وميل 30 & Orm ، تم تحديد قانون موقف محدد لتجنب مصادر X المعروفة الدائمة مثل خط الاستواء المجري و Sco-X1. علاوة على ذلك ، قد يسمح تحسين التوجيه الروتيني بوضع القمر الصناعي في ظروف حرارية ثابتة ويمكن التنبؤ بها ، بهدف تقليل أكبر قدر ممكن من التأثيرات الحرارية الناجمة عن دوران الأقمار الصناعية نحو GRBs.

يقود سيناريو التأشير الأدوات إلى مواجهة الأرض بشكل دوري في كل مدار ، مما يقلل من وقت المراقبة الإجمالي. حول الإشارة المرجعية لقانون الموقف ، قد تكون المناورات الصغيرة المبرمجة من الأرض ممكنة للنظر إلى أهداف مختلفة (من البرنامج العام) أو إعادة زيارة GRBs السابقة لمراقبة تآكل الشفق.

من أجل تسهيل قياس الانزياح الأحمر لـ GRBs المكتشفة بواسطة ECLAIRs ، سيتم توجيه أدوات SVOM بالقرب من الاتجاه المضاد للشمس. في معظم العام ، سيتم توجيه المحور البصري لأجهزة SVOM إلى حوالي 45 & ordm من الاتجاه المضاد للشمس. يتم تشذير هذا التأشير مع فترات التجنب التي يمر خلالها القمر الصناعي بعيدًا عن مصدر Sco X-1 ومستوى المجرة. تضمن هذه الاستراتيجية أن تكون SVOM GRBs في نصف الكرة الليلي ويمكن ملاحظتها بسرعة من الأرض بواسطة التلسكوبات الكبيرة.

استراتيجية المراقبة: مع حمولة متعددة الأطوال الموجية ، سيحدد القمر الصناعي ويقيس المعلمات الطيفية للانبعاث الفوري بأداتين واسعتي المجال (GRM و amp ECLAIRs) ، في حين أن اثنين من الأجهزة ضيقة المجال في نطاقات الأشعة الضوئية والأشعة السينية (MXT & amp VT) سيضمن متابعة وصقل موقف GRBs.

بالإضافة إلى ذلك ، سيتم استكمال الرصدات المحمولة في الفضاء برصدات من خلال مجموعة من الكاميرات ذات الزاوية الواسعة الموزعة (GWAC) جنبًا إلى جنب مع تلسكوبات المتابعة الأرضية (GFT) مع زيادة الحساسية في النطاق البصري والتغطية الممتدة في القريب. الأشعة تحت الحمراء.

يصور الشكل 8 التغطية الطيفية للانبعاث الفوري GRB ووهجه اللاحق بأدوات SVOM ، كدالة للوقت (تم الكشف عن الرشقة في الوقت t = 0). تشير اللوحة العلوية إلى الأجهزة المحمولة في الفضاء (GRM ، ECLAIRs ، MXT ، VT) ، واللوحة السفلية للأجهزة الأرضية (GWAC ، C-GFT ، FGFT).

الشكل 8: التغطية الطيفية لأدوات SVOM (مزيج من Space & amp Ground) ، رصيد الصورة: تعاون SVOM

متابعة GRB: الهدف من المتابعة هو المشاركة بنشاط في عمليات المراقبة الأرضية للشفق اللاحق باستخدام تلسكوبات أرضية كبيرة. نظرًا لأن التلسكوبات الأرضية الكبيرة عادةً ما تقوم بتشغيل برامجها الخاصة المجدولة مسبقًا ، فإن قرار مقاطعة برنامج المراقبة المستمر بسرعة للإشارة إلى الوهج البصري المترجم بواسطة SVOM سيعتمد على خصائص GRB ، وبشكل أساسي التقدير الأولي لانزياحها الأحمر ( أي المسافة). كلما كان من المفترض أن يكون المرشح للانفجار بعيدًا ، زادت احتمالية أن يتبعه تلسكوبات كبيرة. تتوقع SVOM أيضًا أن يكون لها روابط مباشرة مع بعض التلسكوبات الروبوتية المختارة من بين التلسكوبات الاحترافية والفعالة (مثل TAROT و LCOGT).

متابعة الأحداث الاستثنائية: الهدف من الفرص (ToO & rsquos) عبارة عن ملاحظات غير مخطط لها تم إعدادها وإرسالها من الأرض والتي تقاطع برنامج المراقبة الحالي للبعثة. يتم تحديد ToO من قبل PIs و / أو علماء ToO.

في حالة أحداث MM (Multi-Messenger) مثل موجات الجاذبية ، يجب تنفيذ سيناريو ToO_MM خاص في غضون 12 ساعة من قبول PI & rsquos. لا يجوز مقاطعة هذا السيناريو من قبل أي ملاحظة أخرى. من أجل تغطية مربع الخطأ الكبير للمصدر ، من المتوقع تنفيذ إستراتيجية مربعات متعددة. يجب أن يكون هناك من 4 إلى 25 بلاطة بحد أقصى 10 دقائق لكل قطعة. المعدل المتوقع لـ ToO_MM هو واحد في الأسبوع.

مبدأ توزيع التنبيه: يجب تحذير GFTs و GWAC وبشكل أعم التلسكوبات الروبوتية من اكتشاف رشقة مرشحة في الدقائق الأولى بعد الاكتشاف على متن الطائرة ، الأمر الذي يتطلب رؤية شبه دائمة للساتل من الأرض. يتمثل الحل المعتمد في استخدام شبكة من الهوائيات VHF المنتشرة في خطوط العرض الأرضية المنخفضة إلى المتوسطة من أجل تغطية المسار الأرضي للساتل. الغرض الرئيسي من شبكة التنبيه بالموجات المترية (VHF) هو إرسال تنبيه أول في الوقت الحقيقي على متن القمر الصناعي. ولكن سيتم أيضًا استخدام شبكة VHF لربط مجموعة فرعية من البيانات لتحليلها على الأرض في مراكز العلوم ، قبل أن تتوفر البيانات الكاملة لاحقًا من خلال ارتباط النطاق X.

بالإضافة إلى ذلك ، يهدف توزيع التنبيه إلى تمكين التلسكوبات الأرضية الكبيرة (مثل VLT) لمراقبة التوهج البصري لـ GRB الذي اكتشفه SVOM ، على وجه الخصوص لتحديد انزياحها الأحمر بدقة (أي المسافة).

عملية: يتم توزيع التنبيه على خطوتين عبر الإنترنت:

- الخطوة 1: يتم استقبال التنبيهات على متن الطائرة مع مجموعة فرعية من البيانات بواسطة واحد أو أكثر من الهوائيات VHF ، وفقًا لكثافة الشبكة الأرضية. بعد ذلك ، يتم إعادة توجيه جميع التنبيهات والبيانات التي يتلقاها أي هوائي VHF فردي عبر الإنترنت إلى FSC (مركز العلوم الفرنسي) وهو عقدة الاستقبال المركزية الموجودة في CEA / Saclay (فرنسا).

- الخطوة 2: يتم تحليل مجموعة بيانات VHF على الفور في FSC تحت إشراف Burst Advocates (BA & rsquos) ، المسؤولين عن توزيع التنبيهات ، والتحقق من صحة الزناد وطلبات إعادة النظر في الرشقات أو انقطاع تسلسل المراقبة التلقائي على -مجلس. تم تقديم دور Burst Advocate لأول مرة في إطار مهمة ناسا المسماة Swift ، من أجل ضمان أنه بالنسبة لكل GRB:

أ) يتم إجراء تحليل دقيق للبيانات على الفور

ب) متابعة الملاحظات منسقة بشكل جيد

ج) إنتاج الإخطارات والمطبوعات المتفجرة.

تنبيهات: بمجرد معالجة التنبيهات ومجموعة فرعية من البيانات تلقائيًا في FSC ، يتم توزيعها على مجتمع عالمي ، باستخدام الإنترنت أيضًا. توجد بالفعل شبكة مخصصة لتوزيع تنبيهات GRB تجاه المجتمع العلمي ، وهي شبكة GCN التي تديرها وكالة ناسا. تعمل شبكة تنسيق أشعة جاما (GCN) منذ يونيو 1993 وتوزع ثلاثة أنواع من المنتجات لمجتمع GRB:

ط) الإشعارات التي تحتوي على توطين GRBs المكتشفة بواسطة مركبات فضائية مختلفة و rsquos (Swift ، HETE ، INTEGRAL ، إلخ) ، بعضها في الوقت الفعلي بينما لا يزال الاندفاع ينفجر والبعض الآخر يتأخر بسبب زمن انتقال الوصلة الهابطة عن بعد

2) التعاميم ، التي تبلغ عن متابعة الملاحظات التي تتم بواسطة مراقبي البصريات الأرضية والفضائية والراديو والأشعة السينية. الفرق الرئيسي بين الإشعار والدائرة هو أن التعميم يمكن قراءته من قبل البشر.

(3) تقارير ، شبيهة بالتعميمات ولكنها تلخص في ملاحظة واحدة جميع ملاحظات المتابعة لرشقة معينة.

يصور الشكل 14 شبكة SVOM VHF كما هو متوقع (قيد التطوير حاليًا في CNES). وهي تتألف من 45 محطة أرضية ذات تردد عال جدا تقع في جميع أنحاء الأرض عند خطوط عرض بين & plusmn30 & deg. يجب اختيار مواقع الاستضافة بشكل صحيح من أجل ضمان ارتباط دائم مع القمر الصناعي. قدر الإمكان ، نخطط للاستفادة من الشبكات الموجودة بالفعل (مثل DORIS) لتثبيت محطات SVOM VHF الأرضية.

قانون موقف SVOM:

الشكل 9: لاكتشاف GRB على الجانب الليلي وقانون موقف rArr: مضاد للشمس تقريبًا (الصورة: تعاون SVOM)

لتفضيل كشف GRB بواسطة ECLAIRs

& Bull تجنب مصدر Sco X1 (خارج ECLAIRs FOV)

& Bull تجنب الطائرة المجرة (& plusmn 10 & deg لمجال ECLAIRs FOV)

لتفضيل قياس الانزياح الأحمر على الأرض.

والثور لصالح منطقة السماء التي يمكن ملاحظتها من كل من هاواي وتشيلي وجزر الكناري

يشير & bull SVOM إلى مناطق قريبة من خط الاستواء (الانحراف والدلتا = 0)

للمحافظة على برودة الوجه للقمر الصناعي. الإزاحة 45 درجة فيما يتعلق بالاتجاه المضاد للشمس

تفاوت 5 & deg فيما يتعلق بالتأشير الاسمي

الجدول 1: تحسين قانون موقف SVOM

الشكل 10: SVOM - CXG (كاميرا للأشعة السينية وجاما) FOV ، قانون الموقف B1 (رصيد الصورة: تعاون SVOM)

الشكل 11: قانون موقف SVOM: العواقب على سيناريو سنة واحدة لخريطة التعرض (الصورة: تعاون SVOM)

الشكل 12: توزيع الوقت المفيد للمهمة (الصورة: تعاون SVOM)

- مدة المراقبة: 14 مدارًا (قابل للضبط)

& bull ToO (أهداف الفرصة)

- الاسمي ToO: 1 / يوم ، تأخير البرمجة 48 ساعة ، مدة المراقبة 1 مدار

- استثنائي للغاية: 20 / سنة ، تأخير البرمجة & lt12h ، مدة المراقبة 14 مدارًا (قابل للضبط)

& bull البرنامج العام - المراقبة المخططة مسبقًا المحددة من قبل TAC (لجنة تخصيص الوقت)

- 90٪ في 5-10 درجة من قانون B1

- مدة المراقبة 1 مدار كحد أدنى

الجدول 2: توزيع الوقت المفيد للبعثة

الشكل 13: تطور توزيع الوقت المفيد (مصدر الصورة: تعاون SVOM)

بمجرد تحديد موقع GRB ، سيتم إرسال إحداثياته ​​وخصائصه الرئيسية إلى الأرض في غضون ثوانٍ باستخدام هوائي VHF. سيتم استقبال إشارة VHF بواسطة أحد

40 محطة أرضية موزعة حول الأرض تحت المدار. سيتم بعد ذلك نقل البيانات إلى مركز العمليات ، والذي سيرسل تنبيهات SVOM إلى الإنترنت عبر شبكات GCN و VO Event ، وإلى الأجهزة الأرضية GWAC و GFTs.

الشكل 14: النشر الفوري لمعلمات GRB. الهدف: تم تلقي 65٪ من التنبيهات خلال 30 ثانية (رصيد الصورة: تعاون SVOM)

يمكن أن يؤدي SVOM أيضًا هدف رصدات الفرصة (مع MXT و VT على سبيل المثال) ، مع تأخير لبضع ساعات ، والذي يعتمد على توفر اتصال الوصلة الصاعدة مع القمر الصناعي.

الشكل 15: رابط تحميل التحكم عن بعد. سانيا مكرسة ، والآخرون (Kourou & amp HBK) حسب الطلب. التأخير الزمني المرتبط بتحميل أوامر عدد كبير: 70٪ [40٪] خلال 6 [4] ساعات (رصيد الصورة: تعاون SVOM)

سيحاول SVOM تحديد مرشحات GRB عالية المستوى من خلال تحليل بيانات MXT و VT وبيانات القياس الضوئي متعدد النطاقات من GFTs. إذا تم الكشف عن GRB بواسطة MXT في الأشعة السينية الناعمة ، ولكن ليس بواسطة VT في النطاق البصري ، فسيتم تحديده كمرشح عالي z أو GRB مظلم بصريًا. يتم تشجيع التلسكوبات الأرضية المزودة بقدرات NIR على متابعة هؤلاء المرشحين في أقرب وقت ممكن لمحاولة قياس انزياحهم الأحمر. ستكون GFTs قادرة على قياس الانزياحات الحمراء الضوئية من خلال مراقبة الشفق اللاحق GRB مع مرشحات متعددة من المرئية لنطاقات NIR.

الشكل 16: مجال الرؤية المشترك: SVOM - JWST (رصيد الصورة: تعاون SVOM)

الشكل 17: مجال الرؤية المشترك: SVOM - LSST (تلسكوب المسح الشامل الكبير) في El Pe & ntilde & oacuten ، تشيلي (الصورة من: تعاون SVOM)

مفتاح الرسم التوضيحي للشكل 17: كل GRB تم اكتشافه في السماء الجنوبية سيتبعه LSST. بفضل الاختيار المضاد للشمس ، يمكن ملاحظة مصادر العابرين التي تم اكتشافها بواسطة LSST على الفور بواسطة SVOM.

باختصار ، سيكون SVOM قمرًا فلكيًا متعدد الاستخدامات للغاية ، مزودًا بقدرات مدمجة متعددة الأطوال الموجية ، وإعادة توجيه ذاتية ومتابعة أرضية مخصصة. من خلال إستراتيجية التوجيه الخاصة به وعتبة الكشف عن الطاقة المنخفضة ، من المتوقع أن يقوم SVOM بتحسين عدد GRBs المكتشفة عند الانزياح الأحمر العالي ، وبالتالي المساهمة في استخدام GRBs لتحقيقات الكون الشاب. & mdash إلى جانب دراسات GRB التي تم التأكيد عليها هنا ، سوف تجلب SVOM ملاحظات جديدة حول جميع أنواع عابرات الطاقة العالية ، ولا سيما تلك ذات الأصل خارج المجرة (TDEs ، AGNs ، إلخ).

مكمل المستشعر: (ECLAIRs ، GRM ، MXT ، VT)

الهدف العام الرئيسي من SVOM هو مسح GRBs (انفجارات أشعة جاما) ، بالتنسيق مع التلسكوبات الأرضية. الأدوات الرئيسية الأخرى الموجودة على متن الطائرة هي ECLAIR (مصور أشعة جاما) و GRM (مراقب أشعة جاما) و VT (التلسكوب المرئي). يعتمد MXT (Microchannel X-ray Telescope) على كاشف مبرد قائم على السيليكون ، مقدم من Max-Planck-Institut f & uumlr Extraterrestrische Physik (MPE) ومغلف في كاميرا تم تطويرها بواسطة CEA ، ومجموعة من لوحات القناة الصغيرة المصنعة بواسطة تقنيات الفوتونيس SAS (فرنسا).

يتكون SVOM من أربعة أدوات: ECLAIRs ، للكشف عن الأشعة السينية وعابرات أشعة جاما (4-250 كيلو فولت) GRM ، مطياف أشعة جاما (15 كيلو فولت -5 إلكترون فولت) VT ، تلسكوب مرئي والأشعة السينية الدقيقة تلسكوب (MXT). يتمثل الهدف الرئيسي لـ MXT & rsquos في تحديد موقع الأشعة السينية اللاحقة لانفجارات أشعة جاما وتوصيفها طيفيًا. MXT عبارة عن تلسكوب يركز على الأشعة السينية على عين جراد البحر ضيق المجال ، ويتألف من مجموعة من 25 مربعًا من بصريات المسام الدقيقة (MPOs) ، مع مجال رؤية محدود للكاشف

1 & Ordm 2 ، يعمل في نطاق الطاقة 0.2-10 keV. تم تصميم وبناء نموذج تأهيل SVOM (QM) MXT optic (MOP) في جامعة ليستر ، وهو أول جهاز بصري كامل لعين جراد البحر يتم اختباره بالأشعة السينية. نقدم نتائج من منشأة PANTER (MPE) ، حيث تم إجراء معايرة كاملة لـ QM MOP. تمت دراسة استجابة البصريات على سبع طاقات من C-K إلى Cu-K ، وتم قياس المنطقة الفعالة بزوايا متعددة خارج المحور عند كل طاقة. تم تأكيد البعد البؤري لـ MOP ودُرست PSF (وظيفة انتشار النقطة) على المحور وخارجه. بالإضافة إلى ذلك ، نقدم تفاصيل النمذجة والتحليل ، والتي تم استخدامها لحساب النتائج من حملة الاختبار. تتوافق المنطقة الفعالة و PSF جيدًا مع النمذجة ، مما يشير إلى أن البصريات تعمل كما هو متوقع. 20)

الشكل 18: رسم توضيحي لأجهزة SVOM المحمولة في الفضاء والأدوات الأرضية (الصورة: تعاون SVOM)

ECLAIRs (تصوير أشعة جاما)

تتم إدارة مشروع ECLAIRs الخاص بـ CNES من قبل CEA Saclay (Commissariat & agrave l'Energie Atomique) ، فرنسا. ECLAIRs (الشكل 19) هي الأداة الموجودة على متن القمر الصناعي والتي ستكتشف وتحديد مواقع GRBs. تتكون ECLAIRs من أربعة أجزاء: طائرة كشف منقطة (1024 سم 2) مع إلكترونيات القراءة الخاصة بها ، وقناع مشفر ، ودرع يحدد مجال رؤية 2 ستيراديز (89 & Orm x 89 & Ordm) ، ووحدة معالجة مسؤولة عن الكشف و تحديد مصادر عابرة. يتكون مستوى الكشف من 200 وحدة من 32 كاشف CdTe لكل منها ، ليصبح المجموع 6400 كاشف بحجم 4 × 4 × 1 مم. تتم قراءة كل وحدة بواسطة ASIC مخصص متصل بإلكترونيات تقوم بترميز الموضع والوقت والطاقة لكل فوتون. أحد متطلبات ECLAIRs هو الوصول إلى عتبة طاقة تبلغ 4 كيلو فولت ، من أجل دراسة GRBs الناعمة (انفجارات أشعة جاما) مثل ومضات الأشعة السينية و GRBs شديدة الانزياح إلى الأحمر. 21) 22)

كما هو مبين في الشكل 19 ، تلبي الوحدات الأولى متطلبات عتبة الطاقة المنخفضة. 23) القناع المشفر عبارة عن مربع ضلع 54 سم يقع على مسافة 46 سم من مستوى الكشف ، وله جزء افتتاحي بنسبة 40٪ ويوفر دقة توطين لعدة دقائق قوسية (

14 'لمصدر عند حد الاكتشاف). تتميز الأداة بمشغل معدل العد ومشغل الصورة ، مثل Swift. يتم حساب هذه المشغلات ، من بيانات الفوتون ، في نطاقات طاقة متعددة وعلى نطاقات زمنية تتراوح من 10 مللي ثانية إلى عدة دقائق. تظهر عمليات المحاكاة التي أجريناها أن ECLAIRs ستكتشف 70-80 من GRBs / سنة.

الشكل 19: إلى اليسار: مخططات توضح الأنظمة الفرعية المختلفة لـ ECLAIRs باستثناء وحدة معالجة البيانات المسؤولة عن اكتشاف GRB وتوطينه. إلى اليمين: القياسات الطيفية المختبرية التي يتم إجراؤها على نموذج أولي لوحدة الكاشف (مصفوفة 32 CdTe بكسل) مع مصادر مشعة (241 أمبير). يتوافق الخط العمودي الأحمر مع عتبة الطاقة المنخفضة المتوقعة لكاميرا ECLAIRs (رصيد الصورة: تعاون ECLAIRs)

CNES هي المقاول الرئيسي لأجهزة ECLAIRs وأدوات MXT. تم تطوير تلسكوب ECLAIRs بواسطة CEA-IRFU بالشراكة مع المختبرات الفرنسية IRAP في تولوز و APC في باريس. تم تطوير أداة MXT من قبل مختبرات CEA-IRFU في Saclay و LAM Marseille و MPE Garching وجامعة ليستر. قسم الفيزياء الفلكية CEA-IRFU مسؤول أيضًا عن تطوير مجموعة الهوائيات ومركز الخبرة العلمية. 24)

GRM (جهاز مراقبة أشعة جاما)

GRM عبارة عن مطياف غير تصويري لأشعة غاما سيمد تغطية طاقة الانبعاث الفوري. يتم إرسال تنبيهات GRB (انفجار شعاع غاما) في الوقت الحقيقي إلى مجتمع المراقبين على الأرض.

تتكون GRM من مجموعة من ثلاث وحدات كشف. كل واحد منهم مصنوع من الكريستال المتلألئ (يوديد الصوديوم) ، ومضاعف ضوئي وإلكترونيات قراءاته. مساحة سطح كل كاشف 200 سم 2 وسماكة 1.5 سم. تُستخدم قطعة واحدة من وميض البلاستيك أمام NaI (Tl) لتمييز الإلكترونات منخفضة الطاقة عن الأشعة السينية العادية. يتم توجيه الوحدات الثلاث في اتجاهات مختلفة لتشكيل مجال رؤية إجمالي قدره 2 ريال سعودي ، حيث يمكن تحقيق توطين تقريبي للمصادر العابرة على متن الطائرة (بترتيب 10 درجات).

نطاق الطاقة لآلة إعادة تدوير الغاز (GRM) هو 15-5000 كيلو فولت ، مما يوسع نطاق طاقة ECLAIRs نحو طاقات عالية لقياس Eقمة لجزء كبير من SVOM GRBs. يتوقع المشروع أن تقوم آلية معالجة المظالم باكتشاف 90 GRBs / سنة. ستتمتع GRM بحساسية جيدة تجاه GRBs قصيرة / صلبة ، مثل GBM لـ Fermi. يمكن أن تولد GRM مشغلات على متن GRM فقط ، مع استخدام كاشفات GRM فقط. سيتم نقل مثل هذه المشغلات مع معلومات التوطين إلى ECLAIRs لتحسين الزناد على GRBs القصيرة ، وإلى المرافق الأرضية (مثل تجارب GWAC و GW) لعمليات الرصد المشتركة. يتم تثبيت كاشف معايرة يحتوي على نظير مشع واحد 241 أمبير على حافة كل وحدة كشف ، لغرض مراقبة الكسب ومعايرة الطاقة. بالإضافة إلى ذلك ، يمكن لجهاز مراقبة الجسيمات المساعد لـ GRM إنشاء تنبيهات شذوذ جنوب المحيط الأطلسي والمساعدة في حماية وحدات الكشف.

MXT (تلسكوب دقيق القناة السينية)

MXT هي أداة لينة للأشعة السينية على متن SVOM ، تتميز بكاشف سيليكون مبرد ، مقدم من MPE (Max-Planck-Institut f & uumlr Extraterrestrische Physik). MXT هو تلسكوب أشعة إكس خفيف جدًا (& lt35 kg) ومضغوط (& lt1.2 m) يركز على تلسكوب الأشعة السينية. إن مجال رؤيتها الكبير (درجة واحدة) وحساسيتها التي تقل عن مستوى mCrab تجعل من MXT أداة جيدة جدًا لتحديد وتوطين بدقة (أقل من دقيقة القوس) العابرين للأشعة السينية في الحقول غير المزدحمة ، ودراستها بالتفصيل بفضل استجابته الطيفية الممتازة. إنه مصمم لقياس الإشعاع من 0.2 إلى 10 كيلو فولت مع حساسية قصوى تبلغ حوالي 1 كيلو فولت. تم تصميم MXT لقياس الإشعاع من 0.2 إلى 10 كيلو فولت. 25)

يتكون MXT من خمسة أنظمة فرعية رئيسية: وحدة بصرية تعتمد على مربع MPO (بصريات Micro-Pore Optics) ، وكاميرا ، وهيكل من ألياف الكربون ، ووحدة معالجة بيانات ومبرد (الشكل 20). حاجز صغير يوفر حماية ضد أشعة الشمس المباشرة. يتكون السطح البيني مع القمر الصناعي من خلال 3 مناطق تثبيت وحلقة من التيتانيوم. الطول البؤري الاسمي للأداة هو F = 1 متر ، على الرغم من أن الدراسات مستمرة في زيادته إلى 1.15 متر.

الشكل 20: على اليسار: منظر عام لـ MXT جهة اليمين: تكبير الوحدة البصرية (مصدر الصورة: CNES ، CEA)

تعتمد بصريات MXT على أ ldquo و ldquo جراد البحر و rdquo الهندسة والأمثل لاستخدام ضيق المجال (الشكل 21 يسار). ضربت الأشعة الجدران الداخلية للمسام الدقيقة مع حدوث رعي. المسام مربعة مع حجم d = 40 & microm ودرجة حرارة p = 52 & microm. الجدران الداخلية مغطاة بطبقة 25 نانومتر Ir لتعزيز الانعكاس. يتم تجميع المسام في صفائح ذات جانب 40 × 40 مم (600،625 مسام) ، وتستخدم 21 منها لملء الفتحة (الشكل 20 ، على اليمين). تم تحسين سمكها لتجنب التظليل وزيادة المنطقة الفعالة. تتميز الألواح المركزية بسماكة L = 2.4 مم بينما يبلغ سمك الألواح الخارجية L = 1.05 مم. يتم لصقها على إطار من الألومنيوم يكون الوجه العلوي عبارة عن كرة نصف قطرها 2000 مم ، بدقة تصنيع تصل إلى 10 ميكروم. يتم تغطية MPO بغشاء ألومنيوم 70 نانومتر لتجنب التدفق الحراري والخط المستقيم من دخول الجهاز.

PSF (وظيفة انتشار النقطة) لها شكل غريب ، وتتكون من نقطة مركزية وذراعين متقاطعين (الشكل 21 ، يمين): يمكن أن تنعكس الأشعة السينية التي تدخل في MPOs مرتين وتركز في بقعة PSF المركزية ، أو انعكس مرة واحدة فقط وركز على أذرع PSF. بالنسبة إلى MXT ، يتركز حوالي 50٪ من تدفق الأشعة السينية الحادث في البقعة المركزية ، و 2 × 22٪ في الذراعين ، والباقي في رقعة منتشرة. بفضل هندسة & ldquoLobster Eye & rdquo ، فإن التظليل منخفض جدًا ، من 10-15٪ على حافة مجال الرؤية.

الشكل 21: إلى اليسار: مبدأ التركيز باستخدام & ldquolobster eye & ldquodesign يمينًا: شكل PSF (رصيد الصورة: CNES ، CEA)

آلة تصوير: يتم تصوير PSF على pn CCD يعتمد على السيليكون (Si) به 256 × 256 75 بكسل وجانب ميكروم مرتبط بـ FEE (إلكترونيات الواجهة الأمامية) استنادًا إلى اثنين من CAMEX. إنه مستنفد بالكامل (عمق 450 ميكرومتر) وله استجابة ممتازة للطاقة المنخفضة (45-48 فولت (FWHM) @ 277 فولت) ، ودقة الطاقة (123-131 إلكترون فولت FWHM @ 5.9 كيلو إلكترون فولت). يعتبر أخذ العينات المكانية جيدًا بما يكفي لتجنب أي تدهور في PSF. يتم التحكم في CCD حراريًا بواسطة 3 TEC (مبرد كهربائي حراري) عند -65 درجة مئوية (لتقليل الضوضاء) مع استقرار يومي أفضل من & plusmn1 & ordmC. يتم تغطية CCD بطبقة ألمنيوم 100 نانومتر للحماية من الأشعة فوق البنفسجية / المستقيمة المرئية لأن CCD لا يزال حساسًا في هذا النطاق الطيفي. ينتج عن هذا خسارة طفيفة في الإرسال في نطاق الأشعة السينية. كما أنه محمي من الأشعة السينية الخلفية بواسطة درع من الألومنيوم. يمكن لعجلة الترشيح وضع مرشحات مختلفة أمام CCD ومخروط المدخل الخاص به. يوفر الصندوق الخارجي للكاميرا الواجهات مع المبرد والإلكترونيات الأمامية والأنبوب (الشكل 22).

بطول بؤري 1.0 متر ، يتوافق كل بكسل مع 15.4 قوس ثانية. مجال الرؤية مقيد من الناحية العملية بواسطة CCD وهو 57 × 57 arcmin square. عند 20 arcmin نصف قطر مجال الرؤية يكون عامل التظليل أكبر من 0.9.

المنطقة الفعالة للأداة هي مزيج من المنطقة الفعالة للبصريات ، ونقل فلاتر الألمنيوم ، وحجم CCD وكفاءته الكمية.

الشكل 22: رسم توضيحي لتخطيط الكاميرا (مصدر الصورة: CNES ، CEA)

الأشعة السينية: تمت دراسة PSF في وسط FOV على نطاق واسع بواسطة UoL باستخدام برنامج مخصص. نورد هنا مقارنة بين ما حصلنا عليه مع Zemax بطريقة مبسطة.

النمذجة في Zemax: Zemax هو برنامج بصري عام يستخدم على نطاق واسع في العالم ويستفيد من مستوى عالٍ من التحقق من الصحة. يمكن استخدامه لنمذجة أطوال موجية صغيرة بشرط ألا تكون الكائنات صغيرة جدًا (& gt10 & lambda) وأن تكون بيانات الفهرس متاحة. بالنسبة لهذه النقطة الأخيرة ، استخدمنا قاعدة بيانات CXRO (مركز بصريات الأشعة السينية). حجم المسام والأوتاد بينهما (قليل من الأمهات إلى عشرات & أمي) أكبر بكثير من معايير 10 & لامدا (هنا عادة 10 نانومتر).

الزجاج المستخدم في MPO له كثافة عالية. وبالتالي ، في نطاق الأشعة السينية الناعمة ، يكفي سمك الزجاج الصغير لإيقاف الأشعة. هذا يسمح بالنظر فقط في الأشعة المنعكسة واستخدام تتبع الأشعة التقليدي بطريقة بسيطة للغاية.

في وضع NSC (المصادر غير المتسلسلة) ، يفترض Zemax أن جميع الكائنات قد تم تعريفها قبل إطلاق الأشعة. العنصر الأساسي الذي نستخدمه هو & ldquo extruded object & rdquo. من خلال تحديد قسم وتمديده على طول اتجاه واحد ، يمكن أن يمثل Zemax بهذه الطريقة المسام أو مجموعة المسام. لأنه من المستحيل تمثيل ملف

12 مليون مسام متضمنة في بصريات MXT ، وطريقة المضي قدمًا هي تمثيل مجموعة فرعية صغيرة من المسام ، وإطلاق أشعة لهذه المجموعة الفرعية ، وقياس الطاقة على الكاشف ، وتحريك المجموعة الفرعية إلى الفتحة وتجميع الطاقة المودعة على CCD. يمكن برمجة هذه الحلقة باستخدام لغة ZPL ووحدات الماكرو المخصصة. الهندسة الكروية للعين & ldquolobster & rdquo سهلة التنفيذ. يمكن إدخال أخطاء تصنيع مختلفة على مستوى المجموعة الفرعية ، مثل خطأ في الاتجاه أو خطأ في شكل المسام. إجراء هذه العملية بمجموعة فرعية من مسام واحدة جيد جدًا ويستغرق وقتًا طويلاً لمحاكاته. وجدنا أن استخدام مجموعة فرعية 5 × 5 مسام (الشكل 23) ، مع وجود أخطاء تصنيع موحدة في هذا المقياس ، كان بمثابة حل وسط جيد بين وقت الحساب والتمثيل الهندسي. 25 من هذه الكائنات تشكل أليافًا متعددة (25 × 25 مسامًا).

الشكل 23: جسم مقذوف 5 × 5 مسام (رصيد الصورة: CNES ، CEA)

يلعب عدد الأشعة التي سيتم إطلاقها دورًا مهمًا. لتجنب حساب الوقت المفرط ، يجب على الأشخاص استخدام الحد الأدنى من عدد الأشعة لتمثيل PSF بشكل صحيح. أجرينا بعض الاختبارات مع زيادة عدد الأشعة ووجدنا أن وجود 10 إلى 100 شعاع لواحد من الألياف المتعددة (625 مسام) كان كافياً للحصول على نتائج دقة أفضل من 1٪. الكائن المصدر هو مجرد مستطيل ، بحجم ألياف متعددة.

تم نمذجة انعكاسية الطبقة Ir 25 نانومتر ببيانات مجدولة من قاعدة بيانات CXRO (الزاوية ، الطول الموجي) بافتراض خشونة 1.3 نانومتر جذر متوسط ​​التربيع (الشكل 24 ، يسار). يلعب فيلم الألمنيوم 70 نانومتر أمام MPO دورًا في المنطقة الفعالة ، لذا يجب أخذ نقله في الاعتبار (الشكل 24 ، يمين ، قاعدة بيانات CXRO). - تم تصميم الكاشف ببساطة كمصفوفة من 256 × 256 75 بكسل وحجم ميكروم.

الشكل 24: اليسار: انعكاسية إيريديوم من CXRO لمختلف الطاقات إلى اليمين: انتقال فيلم Al رقيق (الصورة: CNES ، CEA)

هندسة ومسام مثالية: بافتراض وجود مسام مثالية وهندسة مثالية ، فإن FWHM للبقعة المركزية PSF محدود بثلاثة انحرافات:

بالنسبة لمعلمات MXT المعتمدة ، فإن الانحرافات الثلاثة لها نفس القيمة تقريبًا ، وهي 10 ثوانٍ قوسية.

أخطاء تصنيع MPO: في النهاية ، لا تهيمن هذه العوامل على FWHM ولكن بسبب أخطاء التصنيع التي تؤدي إلى هندسة غير كاملة وتحد من FWHM. أهمها هما قص المسام وأخطاء محاذاة المسام. الأول هو تشويه شكل المسام من مربع إلى متوازي أضلاع (زاوية وثيتاح). يتم تقديمه عندما يتم دفع MPO المربع المسطح على أداة كروية تحت الضغط. إنه أكثر أهمية في زوايا لوحة MPO منه في المركز. خطأ محاذاة المسام (الزاوية وثيتاأ) ناتج عن عملية التكديس أو الركود. لم يعد محور المسام محاذيًا للسطح الكروي الطبيعي ، مما يؤدي إلى انحراف أشعة الإخراج بزاوية ضعف زاوية خطأ المحاذاة. خطأ مهم آخر هو خطأ رقم المسام (الزاوية وثيتاF): الجدران الداخلية للمسام ليست مسطحة تمامًا ولكن بها أخطاء واجهة الموجة (WFE) منخفضة الترتيب والتي تعتمد بشكل أساسي على عملية النقش. يتداخل تأثير qa و qf ولا يمكن فصلهما بسهولة. القيم النموذجية من UاL هي & ثيتاح = 0.3 درجة وثيتاaf = 0.75 أركمين.

في عمليات المحاكاة التي أجريناها ، افترضنا أن qh ثابت على MPO واحد وثيتاaf يمكن تمثيلها بخطأ غاوسي بانحراف معياري لـ 0.75 arcmin rms. لم يؤخذ في الاعتبار الاعتماد الدقيق لهذه الأخطاء مع الموضع في لوحة واحدة (الزاوية / الحافة / المركز). تم العثور على التأثير النموذجي لخطأ القص (الشكل 25 ، على اليسار): يتم تقسيم القمة الرئيسية إلى أربع قمم أصغر. بتجميع جميع الأخطاء (الشكل 25 ، على اليمين) ، وجدنا 4.1 arcmin FWHM ليتم مقارنتها بـ 4.4 arcmin من UاL. تتوافق هذه النتائج جيدًا نظرًا للتبسيط الذي قمنا به.

الشكل 25: إلى اليسار: تأثير قص المسام (& ثيتاح= 0.6) على اليمين: محاكاة PSF كاملة مع ثيتاح= 0.3 ثيتاaf= 0.75 arcmin rms (رصيد الصورة: CNES، CEA)

يمكن أيضًا حساب المنطقة الفعالة بمختلف الطاقات ومقارنتها بـ Uابيانات L على الشكل 26 (يسار). تتلاءم نتائج Zemax بشكل معقول مع Uابيانات L بدقة 10-15٪.

الشكل 26: اليسار: محاكاة منطقة فعالة للأداة لـ & ثيتاح= 0.3 ثيتاaf= 0.75 arcmin جذر متوسط ​​التربيع. باللون الأخضر ، إجمالي المساحة الفعالة ، باللون الأزرق ، بقعة مركزية فقط. المربعات الحمراء والماس الأرجواني هي محاكاة Zemax. إلى اليمين: آثار أخطاء التجميع على منحنى إلغاء التركيز. النموذج المرجعي هو مع & ثيتاح= 0.3 & orm ، & ثيتاaf= 0.75 arcmin جذر متوسط ​​التربيع. sR هو الانحراف المعياري لنصف قطر MPO ، & ltRم& GT هي قيمته المتوسطة. srxry هو الانحراف المعياري لخطأ التلميح / الإمالة لـ MPO المركب على الإطار (رصيد الصورة: CNES ، CEA)

EUV (الأشعة فوق البنفسجية الشديدة): يحتوي فيلم الألومنيوم الموجود على MPO على نافذة إرسال في النطاق الطيفي EUV (الشكل 27). بالنسبة إلى توطين GRB ، قد تكون هذه مشكلة إذا كانت المصادر الساطعة في المنطقة المجاورة بسبب الضوضاء المستحثة. هذا & rsquos سبب دراستنا للاستجابة الضوئية في هذا النطاق. يمكن تمديد الحسابات السابقة التي أجريت في الأشعة السينية في نطاق EUV ، ولكن يجب الآن أخذ الحيود في الاعتبار حيث أن زاوية الانعراج هي & Delta & thetaد = 3.4 إلى 8.6 arcmin عندما يختلف l من 40 إلى 100 نانومتر. تتمثل إحدى طرق وضع الانعراج في وضع Zemax NSC في استخدام مصدر الانعراج بدلاً من المصدر العادي. لسوء الحظ ، يعمل هذا فقط مع أشكال المصدر البسيطة ، مثل المربع. يمكن تكييف إجراء الحساب الموصوف سابقًا ، ولكن باستخدام مسام واحدة ككائن أساسي والاستفادة من تناظرات MPO. يؤدي هذا إلى وقت حساب مرتفع جدًا على جهاز كمبيوتر شخصي قياسي (بضعة أيام) ولكنه يظل ممكنًا إذا لم تكن هناك حاجة لعمليات تشغيل كثيرة. لا يؤخذ التشتت في الاعتبار بشكل مباشر ، ولكن معاملات الانعكاس المحسوبة في قاعدة بيانات CXRO تؤخذ بخشونة 1.3 نانومتر جذر متوسط ​​التربيع (عند 40 نانومتر ، من المفترض أن تكون ثابتة حتى 80 نانومتر).

الشكل 27: على اليسار: محاكاة EUV على مسام واحدة مع تأثير الانعراج المميز لفتحة المسام المربعة. يمينًا: محاكاة PSF لـ 21 MPO عند & lambda = 80 نانومتر مع ثيتاح= 0.3 & orm ، & ثيتاaf= 0.75 arcmin rms، srxry = 0.3 & ordm rms (رصيد الصورة: CNES، CEA)

يوضح الشكل 27 حيود مسام واحد (يسار) ومحاكاة PSF للفتحة الكاملة عند 80 نانومتر بما في ذلك أخطاء التصنيع (يمين). وجدنا أن FWHM هو 5.1 arcmin عند 40 نانومتر و 7 أرسمين عند 80 نانومتر. إنه قريب جدًا من مجموع تربيعي لـ FWHM بدون حيود و & Delta & ثيتاد القيمة. المساحة الفعالة للبقعة المركزية بدون ناقل الحركة Al قريبة من 43 سم 2 (بما في ذلك ناقل حركة 170 نانومتر ، لدينا 28 و 6 سم 2 عند 40 و 80 نانومتر).

لذلك تشكل MXT صورًا مركزة لمصادر EUV ، مع مساحة فعالة كبيرة وبتضخم FWHM بسبب الانعراج. عند الطول الموجي الأعلى (& gt 200 نانومتر) ، يهيمن الانعراج ويصبح ضخمًا بحيث لا يتم تكوين صورة مركزة. تشير التقديرات إلى أن نجم G2V عند 100 جهاز كمبيوتر (تدفق EUV يؤدي إلى 0.6 × 10 -5 e - / px / 0.1s. بالنسبة لنجم O9V عند 300 جهاز كمبيوتر ، نحصل على 3800 e - / px / 0.1s. في بعض الحالات ، قد تكون مصادر EUV الساطعة في FOV مشكلة بالنسبة إلى MXT إذا تم استخدامها للإشارة إلى مناطق مزدحمة للغاية. سيتم وضع مرشح مخصص على عجلة الفلتر.

نتائج: الأرض هي مصدر الضوء البصري الرئيسي لـ MXT. المعلمة المهمة التي يجب دراستها هي زاوية الحراسة بين خط تسديد الجهاز وطرف الأرض ، حيث يمثل هذا قيدًا تشغيليًا للمهمة. القيمة الحالية المقترحة هي 20 درجة مشتقة من مهمة SWIFT. نظرًا لأن ارتفاع القمر الصناعي يبلغ حوالي 600 كيلومتر ، فمن المحتمل أن يكون لدى MXT جزء كبير من الأرض في مجال رؤيتها. باستخدام PST المحسوبة سابقًا ، يمكن حساب المعلمات المدارية وتدفق الأرض من بيانات الأقمار الصناعية SPOT ولأبيض الأشعة فوق البنفسجية للأرض ، وهو جزء ثنائي الأبعاد على جزء من الأرض له عامل رؤية مع تلميذ المدخل البصري. يتم ضربه بنقل فيلم 70 نانومتر (ر70) ، بما في ذلك تأثير 1 / cosi على السماكة ، ونقل طلاء 100 نانومتر على CCD (t100) والكفاءة ήف من اتفاقية مكافحة التصحر. ر70 يشتمل على جزء من المسام & ldquoopen & rdquo لكل MPO مع انتقال الوحدة. إنها ناتجة عن حالات تقصير في فيلم الألمنيوم وإزالة الضغط أثناء الإطلاق. المتطلب الحالي هو u = 50.

مع التصميم الأساسي (منحنى أزرق داكن ، ماسي) ، يتم الوصول إلى حد الضوضاء بزاوية 12 درجة. بالنسبة لهذه القيمة ، تهيمن مساحة صغيرة من الأرض على التكامل مع الحد الأدنى من زوايا الوقوع على البصريات (تتراوح من 10 إلى 25 درجة). عند الزاوية 20 درجة ، يكون الهامش جيدًا جدًا (عامل 5). بالنسبة لزوايا الحماية المنخفضة ، فإن المسارات المهيمنة على CCD هي الأشعة المرآوية من المسام التي تضرب بشكل غير مباشر CCD بعد الانعكاس على جدران الأنبوب. عند زيادة زاوية الحراسة ، يتناقص جزء الأرض الذي تراه البصريات. تقل قوة الحادث على البصريات من 8.3 إلى 2.3 واط عندما تتفاوت من 10 إلى 40 درجة. أيضًا ، يزداد متوسط ​​زاوية السقوط ، وبالتالي تقل مساحة التجميع مع cosi. لا تهيمن مساحة صغيرة على التكامل. تهيمن الأشعة المتناثرة في المسام ذات المسار المباشر إلى CCD أكثر. من الناحية الطيفية ، يهيمن بالقرب من الأشعة تحت الحمراء على الضوضاء بسبب زيادة انتقال فيلم Al في هذا النطاق ، على الرغم من الطاقة المنخفضة للفوتونات.

باختصار ، باستخدام Zemax ، يمكننا نمذجة خصائص الأشعة السينية FOV لبصريات MXT. النتائج التي تم الحصول عليها تتماشى بشكل جيد مع Uاتنبؤات L باستخدام أحدث التقنيات لأخطاء التصنيع: 0.75 arcmin لمحاذاة المسام / خطأ الشكل و 0.3 درجة لخطأ القص. نجد أنه أثناء تجميع MPO على الإطار ، يجب أن تكون أخطاء التلميح / الإمالة أقل من 1 arcmin. علاوة على ذلك ، يجب أن يكون الانحراف المعياري لنصف قطر MPO للانحناء أقل من 50 مم جذر متوسط ​​التربيع. تشكل البصريات أيضًا صورة في نطاق الأشعة فوق البنفسجية ولكن يتم تكبيرها بسبب الانعراج. نظرًا لأن منطقة التجميع ليست مهملة ، يجب توخي الحذر مع المصادر الساطعة في مجال الرؤية أثناء اكتشاف GRB. يتم تنفيذ مرشح مخصص على العجلة. يُظهر التحليل المستقيم أن الشمس ليست مشكلة لأن المبرد والأدوات الأخرى أقل من الفتحة. القمر له تأثير ضئيل ويمكن أن يكون قريبًا من 10 درجات من خط تسديد الجهاز. ستكون الأرض مصدر الضوء المهيمن في المرئي / الأشعة تحت الحمراء. زاوية الحماية 20 & deg آمنة بهامش جيد جدًا. نظرًا للعديد من أوجه عدم اليقين في حساباتنا ، لا يمكن خفض هذا الحد. يجب تغطية الجدران الداخلية للأنبوب بطلاء أسود منتشر. لا يلزم وجود حاجز طويل ، فقط حاجز قصير لمنع الشمس من الاصطدام المباشر بالبصريات في بعض الحالات النادرة. سيتضمن العمل الإضافي نموذجًا أكثر دقة للأخطاء المختلفة ، لا سيما التشوهات التي تم قياسها مؤخرًا والتي تحدث في الواجهات متعددة الألياف ، واختبار العينات للتحقق من صحة النماذج.

VT هو تلسكوب متابعة بصري مخصص على متن القمر الصناعي SVOM. والغرض الرئيسي منه هو اكتشاف ومراقبة الشفق البصري لانفجارات أشعة جاما الموضعية بواسطة ECLAIRs. إنه تلسكوب Ritchey-Chretien (الشكل 28) بقطر 40 سم ونسبة f تساوي 9. حجمه المحدود حوالي 22.5 (Mالخامس) لمدة تكامل تبلغ 300 ثانية ، تم تصميم VT لزيادة كفاءة الكشف عن الشفق البصري لـ GRB.

الشكل 28: اليسار: عرض تخطيطي للأنظمة الفرعية المختلفة لـ VT. إلى اليمين: صورة محاكاة لـ VT ومخطط البحث المرتبط بها (رصيد الصورة: فريق VT)

بدلاً من عجلة المرشح ، يتم استخدام موزع الحزمة مزدوج اللون لتقسيم الضوء إلى قناتين ، حيث يمكن ملاحظة الوهج اللاحق GRB في وقت واحد. يتراوح أطوالها الموجية من 0.4 ميكروم إلى 0.65 ميكروم (القناة الزرقاء) ومن 0.65 ميكروم إلى 1 ميكروم (القناة الحمراء). تم تجهيز كل قناة بكاشف 2k x 2k CCD. في حين أن CCD للقناة الزرقاء هي قناة عادية ذات إضاءة خلفية رقيقة ، يتم اعتماد واحدة مستنفدة بشكل عميق للقناة الحمراء للحصول على حساسية عالية بأطوال موجية طويلة. يتجاوز QE (الكفاءة الكمية) للقناة الحمراء CCD عند 0.9 ميكروم 50٪ ، مما يتيح لـ VT القدرة على اكتشاف GRBs مع انزياح أحمر أكبر من 6.5. يبلغ مجال رؤية VT حوالي 26 × 26 ، والتي يمكن أن تغطي مربع خطأ ECLAIRs في معظم الحالات. يبلغ حجم كل من CCDs 13.5 و microm x 13.5 & microm ، وهو ما يتوافق مع الدقة المكانية لـ 0.77 arcsec. يضمن ذلك تحسين دقة تحديد المواقع GRB بشكل كبير بواسطة VT من عدة arcmin (ECLAIRs) وعشرات من قوسي (MXT) إلى مستوى قوس ثانوي ثانوي.

من أجل توفير تنبيهات GRB على الفور بدقة قوسية فرعية ، ستقوم VT ببعض معالجة البيانات على متن الطائرة. بعد أن تمت ترجمة GRB بواسطة MXT المحلف ، يتم استخراج قوائم المصادر من صور VT الفرعية التي يتم تحديد مراكزها وأحجامها بواسطة مواضع GRB ومربعات الخطأ المقابلة التي توفرها MXT. يتم توصيل القوائم على الفور إلى الأرض من خلال شبكة VHF. بعد ذلك ، سيقوم البرنامج الأرضي بعمل مخططات العثور على هذه القوائم (الشكل 28) والبحث عن النظائر البصرية لـ GRB من خلال مقارنة القوائم مع الكتالوجات الموجودة.

إذا تم تحديد نظير ، فسيتم إصدار تنبيه وتوزيعه على المجتمع الفلكي في جميع أنحاء العالم ، وهو أمر مفيد لإطلاق تلسكوبات أرضية كبيرة لقياس الانزياحات الحمراء لـ GRBs عن طريق التحليل الطيفي. من المتوقع أن يقوم VT بعمل جيد في الكشف عن الانزياح الأحمر العالي في GRBs. تعتبر GRBs ذات الانزياح الأحمر العالي المؤكدة نادرة في عصر Swift ، على عكس التنبؤ النظري بجزء ضئيل يزيد عن 10 ٪. 26)

ربما يرجع هذا إلى حقيقة أنه بالنسبة لمعظم Swift GRBs ، فإن متابعة التصوير البصري في وقت مبكر ليست عميقة بما يكفي للتعرف السريع ولا يمكن ملاحظة بعض GRBs الخافتة في الوقت المناسب بواسطة التلسكوبات الأرضية الكبيرة. سيتم تحسين هذا الوضع السلبي بشكل كبير بواسطة SVOM ، نظرًا للحساسية العالية لـ VT ، ولا سيما عند الطول الموجي الطويل ، وتنبيهات النظير البصري الفوري. بالإضافة إلى ذلك ، تسمح إستراتيجية التوجيه المضاد للطاقة الشمسية لـ SVOM بمراقبة GRBs طيفيًا بواسطة التلسكوبات الأرضية الكبيرة في وقت مبكر من الرشقات. وبالتالي ، من المتوقع تحديد المزيد من GRBs ذات الانزياح الأحمر العالي في عصر SVOM. يتم استخدام VT أيضًا لدعم النظام الأساسي لتحقيق استقرار التأشير العالي المطلوب. يتم تركيب FGS (مستشعر التوجيه الدقيق) على المستوى البؤري VT لقياس حركات الصورة النسبية. تتم معالجة صوره في الوقت الفعلي بواسطة وحدة معالجة بيانات متخصصة للحصول على مواضع النقطه الوسطى للعديد من النجوم أكثر سطوعًا من حجم 15 (Mالخامس ). يتم إرسال النتائج بتردد 1 هرتز إلى النظام الأساسي لتحسين ثبات التأشير ، مما يتيح لـ VT الحصول على أداء جيد في وقت التعرض الطويل.

يتكون الجزء الأرضي من SVOM من الجزء الأرضي للتحكم في القيادة الصينية (CCGS) والجزء الأرضي لعلوم المهمة (MSGS) بما في ذلك الجزء الصيني (C-MSGS) والجزء الفرنسي (F-MSGS).

الشكل 29: يشمل نظام SVOM قمرًا صناعيًا وجزءًا أرضيًا كبيرًا يتألف من مراكز المهام والتحكم والمراكز العلمية وشبكات الاتصالات والتلسكوبات الأرضية (الصورة: تعاون SVOM)

الأدوات الأرضية

تشكل أدوات المتابعة الأرضية جزءًا مهمًا من المهمة. تم تطوير ثلاثة أدوات لمتابعة SVOM GRBs: كاميرا بزاوية عريضة تقوم بمسح جزء كبير من السماء من أجل العابرين ، واثنين من التلسكوبات الآلية. بالإضافة إلى هذه الأدوات المخصصة ، سيسعى تعاون SVOM إلى إبرام اتفاقيات مع العديد من التلسكوبات أو الشبكات الحالية الراغبة في المساهمة في متابعة SVOM GRBs.

GWAC (كاميرا بزاوية واسعة أرضي)

يوفر GWAC (الشكل 30) طريقة فريدة لمسح مجال رؤية كبير للعابرين البصريين. ستراقب الأداة 63٪ من مجال رؤية ECLAIRs ، وتبحث عن عابرات بصرية تحدث قبل وأثناء وبعد GRBs. سيكون لدى GWAC أيضًا نظام التشغيل الخاص به ، والذي يوفر تنبيهات للعالم. GWAC هو نظام معقد: قلب النظام عبارة عن مجموعة من 36 كاميرا بزاوية عريضة بقطر 18 سم وبطول بؤري 22 سم ، وتغطي هذه الكاميرات معًا مجال رؤية 60 & Ordm x 60 & ordm. يستخدمون كاشفات CCD 4k x 4k ، حساسة في نطاق الطول الموجي 500-800 نانومتر. تصل هذه الكاميرات إلى الحجم المحدود V = 16 (5 & سيجما) في تعريض نموذجي مدته 10 ثوانٍ. هذه المجموعة من الكاميرات مكتملة بتلسكوبين آليين بحجم 60 سم. مجهزة بكاميرات EMCCD. ستوفر هذه التلسكوبات قياسًا ضوئيًا متعدد الألوان للمراحل التي اكتشفتها GWAC بدقة زمنية وثانية واحدة.

الشكل 30: النموذج الأولي الأول لوحدة GWAC. سيتكون النظام النهائي من 9 وحدات. إلى اليمين: يوضح الشكل مساحة الاكتشاف لأداة مخصصة لعابرات بصرية قصيرة النطاق (رصيد الصورة: P.R. Wozniak ، وآخرون ، 2009)

GFTs (تلسكوبات المتابعة الأرضية)

تلسكوبات المتابعة الأرضية لها هدفان رئيسيان. أولاً ، قاموا بقياس التطور الضوئي للتوهج اللاحق البصري في الدقائق الأولى بعد الزناد في نطاق واسع من الأطوال الموجية المرئية و NIR ، بدقة زمنية لبضع ثوان. ثانيًا ، عند اكتشاف الشفق اللاحق ، فإنها توفر موقعها بدقة ثانية قوسية في غضون 5 دقائق من الزناد. بعض الميزات الأساسية لـ GFTs هي مجال رؤيتها وحجمها وحساسيتها في الأشعة تحت الحمراء القريبة. مجال الرؤية (

30 دقيقة قوسية) تمكن من المراقبة السريعة لمربعات الخطأ بالكامل في ECLAIRs. الحجم ، عادة 1 متر ، يسمح باكتشاف كل الشفق المرئي (أي غير المظلم) في الحالة للوصول في غضون دقائق قليلة بعد الزناد. 27) 28)

أخيرًا ، تسمح حساسية الأشعة تحت الحمراء القريبة باكتشاف عالية z GRBs و GRBs المنقرضة بواسطة الغبار ، والتي يتم حجب وهجها في المجال المرئي. 29) GFTs مفيدة بشكل خاص لدراسة الشفق اللاحق المبكر أثناء عدد كبير من القمر الصناعي ، وللتحديد السريع للوهج اللاحق البصري في حالات مختلفة: عندما يتعذر على SVOM الانطلاق إلى الرشقة أو عندما يتأخر العدد الكبير بسبب قيود التوجيه ، وعندما يكون الشفق البصري مرئيًا فقط في NIR. يقع أحد التلسكوبات في الصين في مرصد Xinglong والآخر في المكسيك في San Pedro Martir.

1) Francois Gonzalez، Shunjing Yu، & rdquoSVOM: تعاون فرنسي / صيني لمهمة GRB ، & rdquo وقائع المؤتمر الدولي للملاحة الفضائية السبعين (IAC) ، واشنطن العاصمة ، الولايات المتحدة الأمريكية ، 21-25 أكتوبر 2019 ، ورقة: IAC-19- A7.1.3 ، URL: https://iafastro.directory/iac/proceedings/
IAC-19 / IAC-19 / A7 / 1 / مخطوطات / IAC-19، A7،1،3، x49297.pdf

2) B. Cordier، J. Wei، J.-L. عطية ، س.باسا ، أ.كلاريت ، إف داني ، ج.دينج ، ي.دونج ، أو.جوديت ، أ.جولدورم ، دي.جي & أومالتز ، إكس. هان ، إيه كلوتز ، سي لاشود ، ج.أوزبورن ، Y. Qiu، S. Schanne، B. Wu، J. Wang، C Wu، L. Xin، B. Zhang، S.-N. Zhang، & rdquo مهمة انفجار أشعة جاما SVOM ، وقائع العلوم ، 10 ديسمبر 2015 ، عنوان URL: https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1512/1512.03323.pdf

3) D.G & oumltz، J. Paul، S. Basa، J. Wei، S.N Zhang، J.-L. عطية ، د. باريت ، ب. كوردييه ، أ. كلاريت ، جيه دينغ ، إكس فان ، ج. Hu، M. Huang، P. Mandrou، S. Mereghetti، Y. Qiu، B. Wu، & rdquoSVOM: a new mission for Gamma-Ray Burst Studies، & rdquo AIP Conference Proceedings، June 23، 2009، URL: http: // arxiv.org/pdf/0906.4195v1.pdf

6) جي وي ، بي كوردييه ، إس أنتير ، بي أنتيلوغوس ، ج. عطية ، A. Bajat ، S. Basa ، V. Beckmann ، M.G. برنارديني ، س.بواسييه ، إل.بوشيه ، ف.بورويتز ، أ.كلاريت ، Z.-G. Dai، F. Daigne، J. Deng، D. Dornic، H. Feng، T. Foglizzo، H. Gao، N. Gehrels، O. Godet، A. Goldwurm، F. Gonzalez، L. Gosset، D.G & oumltz، C. Gouiffes، F. Grise، A. Gros، J. Guilet، X. Han، M. Huang، Y.-F. هوانغ ، إم جوريت ، إيه كلوتز ، أو لا مارلي ، سي لاشود ، إي لو فلوش ، دبليو لي ، إن ليروي ، إل- إكس. لي ، إس. سي. لي ، زي لي ، إي-دبليو. Liang، H. Lyu، K. Mercier، G. Migliori، R. Mochkovitch، P. O'Brien، J. Osborne، J. Paul، E. Perinati، P. Petitjean، F. Piron، Y. Qiu، A. راو ، جيه رودريغيز ، س. شان ، إن. تانفير ، إي فانجيوني ، إس. فيرجاني ، إف- واي. وانغ ، ج. وانغ ، X.-G. وانغ ، X.-Y. وانج ، إيه واتسون ، إن ويب ، جيه جيه وي ، آر ويلينجيل ، سي وو ، إكس. وو ، ل. شين ، دي شو ، إس يو ، دبليو- إف. Yu ، Y.-W. Yu ، B. Zhang ، S.-N. تشانغ ، واي زانغ ، إكس إل. Zhou، & rdquo الكون العميق العابر: تحديات وفرص جديدة - الآفاق العلمية لمهمة SVOM ، وقائع ورشة عمل SVOM sientific ، مدرسة Les Houches للفيزياء ، فرنسا ، 10-15 أبريل 2016 ، نُشرت في 21 أكتوبر 2016 (أسترو- ph.IM) ، URL: https://arxiv.org/pdf/1610.06892.pdf

7) B. Cordier ، D. G & oumltz ، و C. Motch ، نيابة عن تعاون SVOM ، & rdquoThe SVOM Mission ، مستكشف لهذه المهمة ، & rdquo Mem. S.A.It (Memorie della Societa Astronomica Italiana) ، المجلد. ، 1 ج SAIt 2008 ، 5 فبراير ، 2018 ، URL: https://arxiv.org/pdf/1802.01681.pdf

8) S. Schanne، J. Paul، J. Wei، S.-N. تشانغ ، س. باسا ، J.-L. Atteia، D. Barret، A. Claret، B. Cordier، F. Daigne، P. Evans، G. Fraser، O. Godet، D.G & oumltz، P. Mandrou، J. Osborne، & rdquo The Future Gamma-Ray Burst Mission SVOM ، & rdquo Proceedings of Science، May 2010، URL: https://arxiv.org/pdf/1005.5008.pdf

9) بول إيه أبيل ، جوليوس أليسون ، سكوت إف أندرسون ، جون آر أندرو ، جيه روجر بي أنجيل ، لي أرموس ، ديفيد أرنيت ، إس جيه أستالوس ، تيم إس. بانكرت ، واين أ.باركهاوس ، جيفري دي بار ، إل فيليبي باريينتوس ، آرون جيه بارث ، جيمس ج.بارتليت ، أندرو سي بيكر ، جاسيك بيكلا ، تيموثي سي بيرز ، جوزيف بيرنشتاين ، راهول بيسواس ، مايكل آر بلانتون ، جوشوا س.بلوم ، جون جيه بوتشانسكي ، بات بوشار ، كيرك دي بورن ، ماروسا براداك ، دبليو إن براندت ، كاري آر بريدج ، مايكل إي براون ، روبرت جيه برونر ، جيمس إس بولوك ، آدم ج. بورجاسر ، جيمس إتش.بيرج ، ديفيد إل.بيرك ، فيليب أ.كارجيل ، سرينيفاسان شاندراسيخاران ، جورج تشارتاس ، ستيفن آر تشيسلي ، يو-هوا تشو ، ديفيد سينابرو ، مارك دبليو كلير ، تشارلز إف كلافير ، دوجلاس كلو ، وآخرون al.، & rdquoLSST Science Book ، الإصدار 2.0 ، & rdquo 1 ديسمبر 2009 ، URL: https://arxiv.org/pdf/0912.0201.pdf

11) Huadong Guo، Ji Wu، & rdquoSpace Science & amp Technology in China: A Roadmap to 2050، & rdquo Springer-Verlag، 2010، URL: http://www.springer.com/la/book/9783642053412

12) M. Bode، & rdquoASTRONET ، تخطيط شامل طويل الأجل لتطوير علم الفلك الأوروبي ، & rdquo 2015 ، URL: http://www.astronet-eu.org

14) K. Lacombe، JP Dezalay، B. Houret، C. Amoros، JL.Atteia، L. Bouchet، B. Cordier، O. Gevin، O. Godet، F. Gonzalez، Ph. Guillemot، O. Limousin، R Pons، P. Ramon، V. Waegebaert، & rdquo Spectral Performance of ECLAIRs flight detectors on SVOM Mission، & rdquo Astroparticle Physics، Volume 103، December 2018، Pages 131-141، تم النشر على الإنترنت 8 أغسطس 2018 ، https://doi.org/ 10.1016 / j.astropartphys.2018.08.002

15) ماري كلير شارمو ، فاليري موسيت ، مارتين جوريه ، يونغ زانغ ، إكسينجبو هان وبينبين سو ، مفهوم عملية تحميل حمولة rdquoSVOM ، وقائع مؤتمر SpaceOps ، 28 مايو - 1 يونيو 2018 ، مرسيليا ، فرنسا ، URL: https: //arc.aiaa.org/doi/pdf/10.2514/6.2018-2655

17) المعلومات المقدمة من برتراند كوردييه ، CEA Saclay ، DSM / IRFU / Service d'Astrophysique ، Gif-sur-Yvette ، فرنسا


شاهد الفيديو: 15 الثالث الثانوي الفيزياء الفلكية الجزء الثالث المدرس فواز صندوق (قد 2022).