الفلك

مراقبة خط الهيدروجين - التداخل من الأشجار

مراقبة خط الهيدروجين - التداخل من الأشجار


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.

أقوم بإعداد قطع مكافئ بطول 2.4 متر يشير بشكل مستقيم إلى الأعلى لمراقبة خط الهيدروجين 21 سم عند 1420 ميجاهرتز مع عمليات مسح الانجراف على الزوال.

أخطط لوضع الطبق على عمود فولاذي مدمج في الأرض ويبرز على بعد مترين من سطح الأرض.

توجد شجرة على بعد أمتار قليلة ولها فروع قليلة فوق الهوائي. إنها شجرة أوكالبتوس ، لذا فهي ليست ثقيلة بالأوراق الخضراء.

سؤال: هل يجب أن أقلق بشأن التداخل من عدد قليل من الفروع المتدلية (لنقل حوالي 15 مترًا فوق الطبق)؟ ما أفهمه هو أن الخطوط الأقصر في نطاق سم يجب أن تكون أقل تأثرًا بالتداخل (مثل الطقس) ، لكنني لست متأكدًا من الأشجار.


الخط 21 سم من الهيدروجين الذري والتي ستكون ذرات حرة ومحايدة في الفراغ ، حيث يرتبط الإلكترون بالبروتون فقط.

في الماء ، أو في أي جزيء آخر يحتوي على الهيدروجين ، سيتم تعديل مدار الإلكترون بشكل كبير (أو حتى "سرقته") بواسطة الذرة المرتبطة به ، وبالتالي لن يكون الانتقال موجودًا كخط ضيق.

بالتأكيد قد يكون هناك جميع أنواع تداخل التردد اللاسلكي من الكائنات التي تتعدى على نمط استقبال الهوائي الخاص بك ، والتي قد تحتوي على فصوص جانبية بالإضافة إلى الحزمة الرئيسية التي تشير إلى الأعلى ، لذلك كما يقترح تعليق @ Kozaky ، يجب عليك إجراء بعض التجارب إن أمكن لفهم المساهمات الى الخلفية.

ستعتمد حساسيتك على النطاق الترددي الذي تختاره لجهاز الاستقبال الخاص بك ، بالإضافة إلى التوسيع الحراري والدوبلر للمصدر الذي يمر ، لذا تأكد من أن لديك فهمًا لما يجب أن يكون عليه النطاق الترددي لرؤية ذروة ، وكذلك إذا هناك إزاحات كبيرة في التردد بسبب أ التحول دوبلر.

في الاعلى: من هنا

مستويات عالية من الهيدروجين في الحالة الأرضية (متوازية ومضادة للتوازي) مع انتقال الدوران والانعكاس ، ينبعث منها إشعاع عند 1420 ميجاهرتز. الطول الموجي المقابل 21 سم. (خط 21 سم ، خط الهيدروجين)


يستخدم نظام GPS الترددات على جانبي تردد 1420 ميجاهرتز للهيدروجين المحايد. يعمل نظام GPS في الغابات والغابات ، لذا أعتقد أنه يجب أن تكون على ما يرام.


ما هو خط الهيدروجين؟ (مع الصور)

يشير خط الهيدروجين عمومًا إلى انبعاثات الترددات الراديوية لغاز الهيدروجين البارد في الفضاء بين النجوم. هناك كميات هائلة من الهيدروجين تطفو في مجرتنا وفي المجرات الأخرى. يتم تسخين بعض هذا الغاز بواسطة النجوم القريبة ، مما يؤدي إلى إصدار إشعاع كهرومغناطيسي في الطيف المرئي - بمعنى آخر ، الضوء. ومع ذلك ، فإن الكثير منه بعيد عن أي مصدر للحرارة ، ولكنه مع ذلك يمكن اكتشافه بسبب حقيقة أنه يصدر إشعاعًا كهرومغناطيسيًا بطول موجة يبلغ 8.3 بوصة (21.1 سم) ، داخل الجزء الراديوي من الطيف. يُعرف هذا بخط 21 سنتيمترًا ، أو خط الهيدروجين ، وقد تنبأ بوجوده عالم الفلك الهولندي هندريك فان دي هولست في عام 1944.

وفقًا لنظرية الكم ، يمكن أن يكون للإلكترونات الموجودة في الذرة مستويات طاقة ثابتة معينة فقط ، مع عدم وجود أي شيء بينهما. يُعرف أدنى مستوى للطاقة باسم "الحالة الأرضية". يمكن أن تمتص الإلكترونات الطاقة ، مما يؤدي إلى "القفز" إلى مستوى طاقة أعلى ، ولكن عاجلاً أم آجلاً ، ستعود إلى مستوى أدنى ، وفي النهاية إلى الحالة الأرضية ، مع الوقت الذي يستغرقه بشكل متناسب عكسيًا مع كمية الطاقة الزائدة . عندما ينخفض ​​الإلكترون إلى مستوى ما ، يتم إطلاق الطاقة الإضافية كإشعاع كهرومغناطيسي بتردد يتوافق مع فرق الطاقة بين المستويين.

يتناسب تردد الإشعاع الكهرومغناطيسي مع طاقته: فكلما زادت الطاقة ، زاد التردد. هذه العلاقة موصوفة في معادلة بلانك: E = hf ، حيث E هي الطاقة ، f التردد و h ثابت بلانك ، الذي تبلغ قيمته 6.626 * 10 -34 جول-ثانية تقريبًا. يمكن حساب الطول الموجي ببساطة على أنه ببساطة سرعة الضوء مقسومة على التردد. وهكذا ، عندما ينخفض ​​الإلكترون من مستوى طاقة أعلى إلى مستوى طاقة أقل ، فإن الإشعاع الكهرومغناطيسي بتردد وطول موجي محددين وثابتين ، المرتبط بالاختلاف في الطاقة ، سوف ينبعث. يظهر هذا الإشعاع كخطوط ضيقة على طيف الانبعاث.

كل عنصر له خاصية ، طيف انبعاث فريد يتكون من سلسلة من الخطوط بأطوال موجية محددة. تحتوي سلسلة طيف الهيدروجين على عدد من الخطوط الطيفية ، أربعة منها داخل الجزء المرئي من الطيف. أحد هذه الخطوط الحمراء المعروف باسم H-alpha ، يستخدم كثيرًا في علم الفلك للكشف عن الهيدروجين المتأين في السدم. يمكن اعتبار كل من خطوط الانبعاث للهيدروجين كخط هيدروجين ، ولكن المصطلح غالبًا ما يشير إلى الانبعاث الراديوي الناتج عن غاز الهيدروجين البارد بطول موجة & # 13 من 21 سم. هذا يرجع إلى عملية فيزيائية مختلفة. ومع ذلك ، لا تزال نفس القواعد المتعلقة بالطاقة والتردد والطول الموجي سارية.

تمتلك الإلكترونات والبروتونات خاصية كمومية تُعرف باسم "الدوران" والتي يمكن أن يكون لها اتجاهان محتملان. نظرًا لأن ذرة الهيدروجين تتكون من بروتون واحد وإلكترون واحد ، فيمكن أن يكون لها دورانان في نفس الاتجاه أو في اتجاهات مختلفة. في الحالة الأولى ، تمتلك الذرة طاقة أكبر قليلاً وستنخفض في النهاية إلى حالة طاقة أقل من خلال تبديل الإلكترون للفها. تنبعث الطاقة الإضافية كإشعاع كهرومغناطيسي ، وبما أن فرق الطاقة صغير ، فإن للإشعاع طول موجي طويل وتردد منخفض: 21 سم و 1420.4 ميجاهرتز ، على التوالي. يعني الاختلاف الطفيف في الطاقة أيضًا أن أي ذرة هيدروجين في حالة الدوران نفسها ستستغرق ، في المتوسط ​​، وقتًا طويلاً جدًا - عدة ملايين من السنين - لتهبط إلى حالة دوران معاكسة ، ومع ذلك ، هناك الكثير من الهيدروجين البارد في المجرة التي ستصدر في أي وقت ما يكفي من ذرات الهيدروجين 21 سم موجات راديوية لتكون قابلة للاكتشاف.

تم اكتشاف خط 21 سم في عام 1951 من قبل هارولد إوين وإدوارد بورسيل. لقد ثبت أنه ذو أهمية حاسمة في علم الفلك الراديوي. يتم إخفاء جزء كبير من مجرتنا عن الأنظار بواسطة سحب كبيرة من الغبار التي لا تسمح بمرور الضوء من النجوم عبرها. ومع ذلك ، فإن موجات الراديو لا تعيقها سحب الغبار ، ونظرًا لوجود وفرة كبيرة من الهيدروجين البارد في المجرة ، فمن الممكن مراقبة المجرة ورسم خرائط لها باستخدام الانبعاثات الراديوية عند خط الهيدروجين. مكننا علم الفلك الراديوي ، باستخدام خط الهيدروجين ، من تحديد حجم وشكل وهيكل مجرتنا.

لخط الهيدروجين أيضًا أهمية كبيرة في البحث عن ذكاء أرضي إضافي (SETI). يُعتقد أنه من الممكن جدًا أن تستخدم حضارة متقدمة تقنيًا هذا التردد لمحاولة التواصل مع الحضارات الأخرى. تم استخدام التردد ليس فقط للاستماع إلى الرسائل الواردة ، ولكن أيضًا لإرسالها. تحتوي مركبتا بايونير 10 و 11 ، اللتان من المقرر أن تنجرف إلى أجل غير مسمى عبر الفضاء بين النجوم ، على لوحات تصور خط الهيدروجين وطوله الموجي وتردده والفيزياء التي تقف وراءه. إنه يمثل وحدة قياس يعتقد أن الفضائيين قد يفهمونها.


مراقبة خط الهيدروجين - التداخل من الأشجار - علم الفلك

طبق معد لرصد الهيدروجين المحايد عند 1420 ميجا هرتز

قياسات الخط "HI" في مستوي MILKY WAY GALAXY

تم إجراء القياسات على 1420.4 ميجاهرتز بامتداد 1 ميجاهرتز حول هذا التردد المركزي (أي من 1419.9 ميجاهرتز إلى 1420.9 ميجاهرتز) أثناء توجيه الطبق إلى خطوط طول مختلفة في المستوى المجري (أي خط العرض المجري بدرجة صفر). يقع نظامنا الشمسي داخل مجرة ​​درب التبانة تقريبًا كما هو موضح في الرسم البياني أدناه. يوضح الرسم البياني كيفية توجيه نظام إحداثيات المجرة في مجرة ​​درب التبانة. لاحظ أن نظام إحداثيات المجرة يرتكز على نظامنا الشمسي مع خط طول درجة صفر موجه نحو مركز المجرة.

لاحظ في الرسم أعلاه أن هناك تحولًا منهجيًا واضحًا لمواقع التردد / السرعة للقمم بسبب غاز الهيدروجين المحايد حيث يتغير اتجاه المراقبة في المستوى المجري. لاحظ على وجه الخصوص أنه عند خط طول صفر درجة (أي باتجاه مركز المجرة) تكون الحركة النسبية للنظام الشمسي باتجاه مركز المجرة نظرًا لأن خط الهيدروجين المحايد يتحول إلى اللون الأزرق ، مما يشير إلى أن السرعة النسبية للنظام الشمسي لها مكون شعاعي باتجاه هذا الغاز. لاحظ أيضًا أن الهيدروجين المحايد الموجود في الاتجاه المعاكس ، أي بعيدًا عن مركز المجرة عند خط طول 180 درجة ، تم إزاحته باللون الأحمر. يشير الانزياح الأحمر إلى أن النظام الشمسي لديه مكون سرعة نسبي شعاعي يتوافق مع انحسار النظام الشمسي من الغاز الموجود في الاتجاه المقابل لمركز المجرة. يظهر مقياس السرعة أيضًا على قطعة الأرض كمرجع. يتم حساب السرعات المرتبطة بترددات دوبلر المزاحة بواسطة

حيث v هي المكون الشعاعي للسرعة النسبية بين المراقب والمصدر ، c هي سرعة الضوء (3 × 10 ^ 8 م / ث) ، fo-f مقدار إزاحة دوبلر ، و fo هو التردد غير المتحرك. وفقًا للاتفاقية التعسفية والاتفاق بين علماء الفلك ، تم تعيين مكونات سرعة تحويل دوبلر في الاتجاهات البعيدة عن المراقب على أنها موجبة ، بينما تم تعيين مكونات السرعة المتغيرة الدوبلر التي يتم توجيهها نحو المراقب على أنها سالبة.

المرجع: تم الحصول على الصورة أعلاه من http://www.thinkastronomy.com/M13/Manual/common/galactic_coords.html دون إذن.

من أجل تتبع اتجاهات خطوط الطول / خطوط العرض الخاصة بالمجرة باستخدام تلسكوب لاسلكي ، من الضروري تحويل إحداثيات خطوط الطول / خطوط العرض المجرية إلى إحداثيات خط الاستواء الأيمن / الانحراف ، وبالطبع تحويل إحداثيات RA / Decl إلى إحداثيات Az / El لـ موقع تلسكوب معين يتم استخدامه والوقت من يوم المراقبة. التحويلات إلى الإحداثيات الاستوائية لخطوط طول المجرة داخل مستوى مجرة ​​درب التبانة ، أي عند خط عرض مجرة ​​بدرجة صفر ، موضحة أدناه. لاحظ أن بعض خطوط الطول المجرية غير مرئية من موقعي في نيو مكسيكو.

المخطط التالي هو ملخص للقياسات المأخوذة على خطوط طول متنوعة عند خط عرض درجة الصفر ، في المستوى المجري لمجرة درب التبانة عند 1420.4 ميجاهرتز. تشير القمم في الأجزاء الحمراء من المنحنيات إلى غاز الهيدروجين المحايد الذي يحتوي على مكون شعاعي للسرعة ينحسر منا ، وتشير القمم في الأجزاء الزرقاء من المنحنيات إلى غاز الهيدروجين المحايد الذي يحتوي على مكون شعاعي للسرعة يقترب منا. كل منحنى هو نتيجة متوسط ​​الإشارة لمدة 5 دقائق في اتجاه خط الطول / خط العرض المحدد حيث كان الطبق يتتبع حركة هذا الاتجاه المجري عبر السماء أثناء القياس.

ملاحظات خط الهيدروجين المحايد من مصادر الراديو المختلفة

الرسوم البيانية التالية هي مخططات "متوسط ​​الكثافة للإشارة مقابل التردد" التي تم الحصول عليها مباشرة من SDR-14 باستخدام برنامج SpectraVue في الوضع العادي (الافتراضي ، مجال التردد) مع نطاق ترددي 1 ميجاهرتز يتركز على 1420.4 ميجاهرتز وتقريبًا لمدة 10 دقائق وقت الاستحواذ لكل منها. تم حفظ البيانات مبدئيًا باستخدام خيار تنسيق إخراج جدول البيانات SDR-14 / SpectraVue ثم استيرادها إلى MS Excel كملف نصي. تم رسم البيانات والتعليق عليها باستخدام ميزة Chart Wizard في Excel. تمت طباعة الرسم البياني الناتج بعد ذلك إلى ملف بتنسيق PDF وتحويله إلى تنسيق JPEG باستخدام Adobe Photoshop Elements للنشر على موقع الويب كصورة JPEG.


رصد خط في الطيف الراديوي المجري: إشعاع من الهيدروجين المجري بسرعة 1420 ميكروليتر / ثانية.

إن الحالة الأرضية لذرة الهيدروجين عبارة عن مضاعفة فائقة الدقة حيث يبلغ انقسامها ، الذي تحدده طريقة الحزم الذرية ، 1420.405 ماك / ثانية. 1. تحدث التحولات بين الجزء العلوي (F = 1) وأقل (F = 0) المكونات عن طريق الإشعاع ثنائي القطب المغناطيسي أو الامتصاص. ظلت إمكانية اكتشاف هذا الانتقال في طيف الإشعاع المجري ، التي اقترحها لأول مرة H.C van de Hulst 2 ، إحدى المشكلات الصعبة لعلم الفلك الراديوي. في المناطق بين النجوم ليست قريبة جدًا من النجوم الساخنة ، تكون ذرات الهيدروجين وفيرة نسبيًا ، حيث يوجد ، وفقًا للتقدير المعتاد ، حوالي ذرة واحدة لكل سم. 3. يجب أن تكون معظم هذه الذرات في الحالة الأرضية. تتوقف القدرة على الكشف عن الانتقال فائق الدقة على السؤال عما إذا كانت درجة الحرارة التي تميز توزيع السكان على الازدواج فائق الدقة - والتي نحتاج إلى اسم أفضل نسميها "درجة حرارة دوران الهيدروجين" - أقل من ، تساوي ، أو أكبر من درجة الحرارة التي تميز مجال إشعاع الخلفية في هذا الجزء من الطيف الراديوي للمجرة. إذا كانت درجة حرارة الدوران أقل من درجة حرارة مجال الإشعاع ، فيجب أن يظهر الخط فائق الدقة في الامتصاص إذا كان أعلى ، يمكن للمرء أن يتوقع خطًا "لامعًا" بينما إذا كانت درجات الحرارة هي نفسها ، فلا يمكن اكتشاف أي خط. يجب أن تعتمد الكثافة الكلية داخل الخط ، لكل وحدة عرض نطاق ، فقط على الاختلاف بين درجات الحرارة هذه ، بشرط أن يكون المصدر سميكًا بدرجة كافية ليكون معتمًا.


روابط Hackaday: 18 أكتوبر 2020

تذكر الإعلان المموه؟ كانت الفكرة هي أن يقوم مشغل دور السينما بلصق إطار واحد يعرض دلوًا من الفشار الساخن بالزبدة في فيلم ، بحيث يراه رواد السينما ويعالجونه على مستوى اللاوعي ويسارعون إلى منصة الامتياز لشراء حوض الاستحمام بالمزجج البتروكيماوي # 8217 فجأة اشتهوا النشا. قد يعمل أو لا يعمل على البشر ، ولكن يبدو أنه يعمل على السيارات بمساعدة السائق المتقدمة ، والتي يمكن خداعها من خلال & # 8220phantom لافتات الشوارع & # 8221 تومض على اللوحات الإعلانية الإلكترونية. قام باحثو الأمن في جامعة بن غوريون بوضع صورة لإشارة توقف في إعلان McDonald & # 8217s المعروض على شاشة LCD كبيرة على جانب الطريق. كان ذلك كافيًا لإقناع سيارة تسلا موديل X بالضغط على المكابح أثناء مرورها بجوار العلامة. كانت الصور الوهمية على الشاشة في أي مكان من ثُمن ثانية إلى ربع ثانية ، لذا فهذه & # 8217t رسائل مموهة تمامًا ، لكنها لا تزال هجومًا مثيرًا يستحق النظر فيه. وعلى الرغم من أننا نشكك في أمر الإعلان المموه بالكامل في المقام الأول ، فإننا لسبب ما نريد حقًا برجر لحم الخنزير المقدد بالجبن في الوقت الحالي.

يسجل واحدة للأخيار في المعركة ضد متصيدي براءات الاختراع. أعلنت شركة Mycroft AI ، صانعة المساعدين الصوتيين مفتوحين المصدر ، بفخر فوزهم الأخير ضد ما يزعمون أنهم متصيدون براءات الاختراع. يبدو أن هذه إحدى تلك الصفقات حيث يجتمع مجموعة من المستثمرين معًا ويشترون براءات اختراع عشوائية ، ثم يزعمون أن الشركة التي بنت بالفعل شيئًا ما تنتهك حقوق الملكية الفكرية الخاصة بهم. تلقى Mycroft رسالة من أحد هذه الكيانات وقرر محاربته ، لقد فازوا في معركتين حتى الآن ضد المتصيدون المزعومون ويبدو أنه من الجيد المضي قدمًا. إنهم & # 8217re لا يسحبون اللكمات أيضًا ، نظرًا لأن Mycroft يخطط لملاحقة الأطراف الأخرى لتغطية النفقات القانونية والأضرار العقابية بموجب تشريع براءات الاختراع الخاص بولاية ميسوري. هنا & # 8217s على أمل أن يرسل هذا رسالة إلى محتجزي عناوين IP مفادها أن الأمر قد لا يستحق الجهد المبذول وأن الوقت والمال يُنفقان بشكل أفضل في إنشاء أشياء مفيدة.

بشرى سارة من كوكب المريخ & # 8212 تم أخيرًا دفن الخلد بالكامل! لقد تابعنا ملحمة HP³ ، أو & # 8220Heat Flow and Physical Properties Package & # 8221 على متن مركبة NASA & # 8217s Mars InSight لفترة طويلة. يواجه الحفر الذاتي & # 8220Mole & # 8221 ، والذي يعد أساسًا أحشاء مفك البراغي الصدمية داخل علبة مبسطة ، مشكلة في التعامل مع الثرى المريخي ، والذي يكون في نفس الوقت ناعمًا للغاية بحيث لا يوفر الاحتكاك اللازم للحفاظ على المخترق في مكانه. حفرة ، ولكن أيضًا يصعب اختراقها في الأماكن التي يوجد بها & # 8220duricrust & # 8221 من مادة مدمجة كيميائيًا تحت السطح. لقد تطلب الأمر الكثير من المناورات الدقيقة باستخدام الذراع الروبوتية لـ Lander & # 8217s لإعادة Mole إلى المسار الصحيح ، ومن الواضح أنه لم يخرج من الغابة حتى الآن & # 8212 يحتاج إلى النزول إلى عمق ثلاثة أمتار أو نحو ذلك للقيام بـ البرنامج الكامل للعلوم تم تصميمه من أجله.

إذا كانت متابعة تجارب تربة المريخ لا تخدش حكة علوم الفضاء ، فلماذا لا تحاول إجراء تجارب علم الفلك الراديوي الخاصة بك؟ بالتأكيد ، يمكنك بناء تلسكوب لاسلكي خاص بك للقيام بذلك ، لكن لا يتعين عليك حتى الذهاب إلى هذا الحد & # 8212 فقط قم بتسجيل الدخول إلى PICTOR ، التلسكوب اللاسلكي المجاني. إنه & # 8217s هوائي صحن مكافئ بطول 3.2 م يقع بالقرب من أثينا ، اليونان ، وهو موجه نحو قياسات خط الهيدروجين للمجرة. يمكنك إعداد تشغيل ملاحظة وإرسال النتائج إليك بالبريد لتحليلها لاحقًا.

هنا & # 8217s اختراق ممتع وسريع لأي شخص يكره الصوت المستمر للضوضاء البيضاء القادمة من المعجبين. يبدو أن شركة Build Comics تعد نفسها بين هذا الحشد ، وقرر تركيب مفتاح لتشغيل مستخرج الدخان فقط عند إزالة مكواة اللحام من حاملها. تم تنفيذ هذا الاختراق في محطة لحام ويلر كلاسيكية قديمة ، ولكن يمكن تكييفها بسهولة مع Hakko أو مكاوي أخرى

وأخيرًا ، إذا لم تستمع أبدًا إلى أحد الحائزين على جائزة نوبل لإلقاء محاضرة ، فهذه فرصتك. ستقدم أندريا غيز ، الحائزة على جائزة نوبل في الفيزياء لعام 2020 عن عملها في الثقوب السوداء الهائلة ، محاضرة ماريا جويبيرت ماير السنوية في جامعة شيكاغو. هي & # 8217 ستتحدث بالضبط عما فازت به على جائزة نوبل عن: & # 8220 الوحش في قلب مجرتنا & # 8221 ، الثقب الأسود الهائل القوس A *. نشك في أن الحديث قد تم حجزه قبل إعلان نوبل ، لذلك في الأوقات العادية من المحتمل أن تكون الغرفة مكتظة. لكن إحدى ميزات عصر التباعد الاجتماعي هي أن كل شيء متصل بالإنترنت ، لذا يمكنك ضبط البث المباشر لمحاضرة يوم 22 أكتوبر.


يكشف عالم CASSACA عن العلاقة بين الإشعاع وشكل المواد المحيطة بالنووية حول الثقوب السوداء فائقة الكتلة

[الدكتور. قاد كلاوديو ريتشي ، زميل ما بعد الدكتوراه في CAS-CONICYT في علم الفلك ، ورقة بحثية مهمة فيطبيعة》 في 27 سبتمبر 2017 ، حيث أبلغ عن التقدم الكبير الأخير فيما يتعلق بكيفية التحكم في ردود الفعل الإشعاعية في شكل البيئة القريبة حول الثقوب السوداء فائقة الكتلة ، المستمدة من مسح متعدد النطاقات لعينة من الثقوب السوداء تم اختيارها في نطاق الأشعة السينية الصلبة.]

الثقب الأسود هو مكان في الزمكان حيث تكون شد الجاذبية قوية جدًا لدرجة أنه حتى الضوء لا يمكن أن يخرج ، وبالتالي فهو "أسود" في أي نطاقات. تتنبأ نظرية النسبية العامة بأن الكتلة الكبيرة والكثيفة بما يكفي من شأنها أن تشوه الزمان والمكان وتولد ثقبًا أسود. على الرغم من داخله غير المرئي ، يمكن استنتاج الثقب الأسود بشكل غير مباشر والتحقيق فيه بأطوال موجية مختلفة من خلال تفاعلاته مع المواد المحيطة والداخلية.

من المعروف منذ عقود أن الثقوب السوداء شديدة الثقل تسكن مراكز المجرات (بما في ذلك مجرتنا ، درب التبانة) ، لكنها مخفية بالغاز والغبار. يمكن لبعض هذه الثقوب السوداء أن "تأكل" المواد من بيئتها ، وتنبعث منها الكثير من الضوء أثناء هذه العملية.معظم هذه الثقوب السوداء "المضيئة & # 8221" محاطة بكمية كبيرة من الغاز والغبار ، موزعة في هيكل يشبه الدونات. يمكن أن يشبه هذا الهيكل مخزنًا ، مما يضمن أن الثقب الأسود يمكنه الاستمرار في الأكل والإشعاع والنمو. ومع ذلك ، لا يُعرف مكان هذه المادة بالضبط ، وما هي العلاقة بين الضوء الناتج عن الثقب الأسود والغاز المترب.

من أجل معالجة هذه المشكلة التي طال أمدها ، استخدم الدكتور كلاوديو ريتشي ، زميل ما بعد الدكتوراة المدعوم من الأكاديمية الصينية للعلوم مركز أمريكا الجنوبية لعلم الفلك (CASSACA) ، ومعاونيه الملاحظات التي تم إجراؤها في نطاق الأشعة السينية ، لما يستخدم عادة للتصوير الشعاعي في المستشفيات. مع كل ملاحظة تؤدي هذه "الصور الشعاعية الفضائية" ، يمكنهم قياس كمية المواد حول الثقب الأسود ، ومن ثم دراسة تطورها.

بدأ هذا المشروع في عام 2013 ، واستغرق المؤلفون سنوات عديدة لإنشاء قاعدة البيانات الكبيرة المستخدمة في أبحاثهم ، باستخدام بيانات من التلسكوبات الفضائية وكذلك المراصد الأرضية ، مثل تلك الموجودة في تشيلي. كانت التلسكوبات التشيلية مهمة للغاية لقياس خصائص الثقوب السوداء ، وعلى وجه الخصوص ، من أجل "وزن" كتلها. كانت أداة الأشعة السينية الرئيسية المستخدمة هي القمر الصناعي Swift التابع لناسا ، ولكن تم أيضًا استخدام البيانات من الأقمار الصناعية XMM-Newton التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية ، وسوزاكو من JAXA ، وتلسكوب ناسا آخر ، شاندرا. في النطاق البصري ، تشمل المرافق المستخدمة مسح سلون الرقمي للسماء ، تلسكوب شميدت البريطاني ، جيميني ، CTIO ، DuPont و SAAO.

من خلال هذا العمل ، اكتشف ريتشي ومعاونوه العملية التي تتحكم في التفاعل بين الضوء الناتج عن الثقب الأسود والغاز المحيط به ، وأظهروا أن معظم المواد الموجودة حول الثقوب السوداء تقع بالقرب منها. وجد المؤلفون أنه عندما يصدر الثقب الأسود الكثير من الضوء ، فإن هذا الضوء يدفع المادة بعيدًا عن جواره ، بمعنى آخر ، يمكن للغاز أن "يتبخر" بسبب كمية الطاقة الكبيرة المنبعثة من المادة التي تسقط بسرعة على الأسود. الفجوة. قد يعني هذا أيضًا أنه إذا "أكل" الثقب الأسود بسرعة كبيرة ، فإن الطاقة المنتجة يمكن أن تدمر "الطعام" المتاح للمستقبل.

إنها خطوة كبيرة إلى الأمام للكشف عن صورة واضحة للعلاقة بين ردود الفعل الإشعاعية وشكل المادة المحيطة. قال الدكتور ريتشي ، المؤلف الرئيسي لهذا العمل: "ستكون الخطوة التالية هي زيادة فهم تفاصيل هذا السلوك ، وما يحدث للمادة التي يتم دفعها بعيدًا عن الثقب الأسود".

الشكل 1. انطباع فني عن الغاز والغبار المحيط بالثقب الأسود الهائل المتراكم. مأخوذة من NASA / JPL / Caltech.

الشكل 2. تمثيل تخطيطي للمواد المحيطة بالثقوب السوداء فائقة الكتلة لنطاقات مختلفة من نسبة إدينجتون. نسبة إدينجتون هي النسبة بين بوليومتري وإضاءة إدينجتون ، حيث يتم تعريف هذا الأخير على أنه اللمعان الذي يوازن فيه ضغط الإشعاع من المصدر ، في هذه الحالة SMBH المتراكم ، جاذبية الجاذبية. مأخوذة من Ricci et al. (2017 ، رسالة الطبيعة).


HI4PI: مسح جديد لكل السماء للهيدروجين المحايد

قام اثنان من أكبر التلسكوبات الراديوية القابلة للتوجيه بالكامل في العالم ، وهما الطبق الذي يبلغ ارتفاعه 100 متر في إيفيلسبيرج / ألمانيا وتلسكوب باركس / أستراليا البالغ ارتفاعه 64 مترًا ، بتحديد الهيكل التفصيلي للهيدروجين المحايد عبر نصفي الكرة الأرضية الشمالي والجنوبي. اليوم ، يتم إصدار المسح الكامل ، HI4PI ، للمجتمع العلمي. إنه يكشف عن ثروة من التفاصيل الدقيقة للهيكل الواسع النطاق لتوزيع الغاز في مجرة ​​درب التبانة. HI4PI هو نتاج جهد مشترك لعلماء الفلك في العديد من البلدان وسيكون حجر ميل للعقود القادمة.

نُشرت النتائج في العدد الحالي من مجلة "علم الفلك والفيزياء الفلكية".

السماء بأكملها في ضوء الهيدروجين الذري المحايد (HI) كما يراه التلسكوب الراديوي Parkes و Effelsberg. لنا . [أكثر]

السماء بأكملها في ضوء الهيدروجين الذري المحايد (HI) كما يراه التلسكوب الراديوي Parkes و Effelsberg. تظهر مجرتنا المضيفة ، درب التبانة ، كشريط مضيء عبر السماء مع مركز المجرة في المنتصف. تظهر سحابة ماجلان (سحابة ماجلان الكبيرة والصغيرة) بشكل بارز باللون البرتقالي أسفل مستوى المجرة. إنهم محاطون بكميات هائلة من الغاز ، والتي تم تعطيلها بقوة من مضيفيهم عن طريق تفاعل الجاذبية. من السهل أيضًا اكتشاف انبعاث HI لمجرة المرأة المسلسلة (M31) وجارتها ، Triangulum (M33) ، على شكل قطع ناقص أرجوانية زاهية في الجزء الجنوبي الغربي من الخريطة. يتم ترميز حركة الغاز بالألوان بقيم تدرج مختلفة ، ويشير السطوع المرئي في الصورة إلى شدة إشعاع HI المستقبَل.

السماء بأكملها في ضوء الهيدروجين الذري المحايد (HI) كما يراه التلسكوب الراديوي Parkes و Effelsberg. تظهر مجرتنا المضيفة ، درب التبانة ، كشريط مضيء عبر السماء مع مركز المجرة في المنتصف. تظهر سحابة ماجلان (سحابة ماجلان الكبيرة والصغيرة) بشكل بارز باللون البرتقالي أسفل مستوى المجرة. إنها محاطة بكميات هائلة من الغاز ، والتي تم تعطيلها بقوة من مضيفيها عن طريق تفاعل الجاذبية. من السهل أيضًا اكتشاف انبعاث HI لمجرة المرأة المسلسلة (M31) وجارتها ، Triangulum (M33) ، على شكل قطع ناقص أرجوانية زاهية في الجزء الجنوبي الغربي من الخريطة. يتم ترميز حركة الغاز بالألوان بقيم تدرج مختلفة ، ويشير السطوع المرئي في الصورة إلى شدة إشعاع HI المستقبَل.

الهيدروجين الذري هو العنصر الأكثر وفرة في الفضاء. إنه المكون الأساسي في جميع الأجسام الفلكية تقريبًا مثل النجوم والمجرات وحتى عناقيد المجرات. يتكون الهيدروجين من بروتون واحد وهو أبسط عنصر في الفضاء. تم تشكيله بالفعل خلال عملية التخليق النووي للانفجار العظيم. إذا تم الجمع بين البروتون والإلكترون ، فإنه يسمى الهيدروجين الذري المحايد ، والمختصر باسم HI. بالإضافة إلى خطوط طيف الهيدروجين المعروفة بأطوال موجية بصرية ، يمكن ملاحظة انبعاث خط الهيدروجين الخافت للغاية عند أطوال موجات الراديو ، ما يسمى بخط 21 سم. على الرغم من أن الطاقة المنبعثة صغيرة ، إلا أن الكمية الهائلة من الهيدروجين في الفضاء تجعل انبعاث خط 21 سم يمكن ملاحظته في جميع بيئات المجرات تقريبًا ، حتى أبعد من التجمعات النجمية للمجرات.

في عام 1951 ، أعلنت ثلاث مجموعات بحثية مستقلة من الولايات المتحدة وهولندا وأستراليا عن أول اكتشاف لانبعاثات خط HI بطول 21 سم. الآن ، بعد 65 عامًا ، أعلن تعاون دولي من العلماء من جميع أنحاء العالم عن إطلاق مسح خط طيفي جديد بطول 21 سم ، يسمى HI4PI. HI4PI هو اختصار لـ HI عبر السماء بأكملها (مساحة سطح الكرة الكاملة المقابلة لـ 4 * PI ستيراديان). يقوم تعاون HI4PI ، بقيادة فريق ألماني من جامعة بون ومعهد ماكس بلانك لعلم الفلك الراديوي (MPIfR) ، بنشر النتائج في العدد الحالي من & quotAstronomy and Astrophysics & quot.

باستخدام التلسكوبات الراديوية الحديثة ، من السهل جدًا اكتشاف HI في أي اتجاه في السماء. ومع ذلك ، فإن رسم خريطة السماء بأكملها يستغرق وقتًا طويلاً ومكلفًا من حيث العمل اليدوي. يتطلب رسم خريطة السماء بأكملها أكثر من مليون عملية رصد فردية باستخدام اثنين من أكبر تلسكوبات راديو في العالم وأبووس ، والتلسكوب الذي يبلغ ارتفاعه 100 متر في إيفيلسبيرج بألمانيا وتلسكوب باركس الذي يبلغ ارتفاعه 64 مترًا في أستراليا. في المجموع ، تم تسجيل عشرات التيرا بايت من البيانات الأولية. تمت معالجة مجموعات البيانات الأولية بواسطة علماء الفلك في بون ، مما أسفر عن منتج البيانات النهائي. "بالإضافة إلى المعايرة الدقيقة للبيانات ، كان علينا أيضًا إزالة الضوضاء الاصطناعية من البيانات. هذا ما يسمى بتداخل الترددات الراديوية (RFI) ، على سبيل المثال ، ينتج عن الاتصالات ومحطات البث ، أو RADAR العسكرية ويلوث الانبعاث الخافت للمصادر الفلكية. تعاون HI4PI. "كان الجهد الحسابي لمعالجة البيانات ضخمًا ، حيث أضاف إلى آلاف الساعات من الملاحظات آلاف الساعات من وقت الحوسبة."

كانت الملاحظات الجديدة ممكنة فقط لأن المعدات التقنية في التلسكوبات الراديوية تم تحسينها بشكل كبير في العقد الماضي. من ناحية أخرى ، أدت أنظمة الاستقبال الجديدة التي تستخدم تغذية متعددة البكسل إلى زيادة سرعة التعيين بترتيب من حيث الحجم. من ناحية أخرى ، أصبحت مقاييس الطيف عالية القدرة القائمة على أحدث المعالجات الرقمية متاحة. في السابق ، جاءت بيانات HI الحديثة من مسح Leiden-Argentine-Bonn (LAB) ، والذي يعتمد على الملاحظات باستخدام تلسكوبات فئة 30 مترًا. مسح HI4PI الجديد لديه ضعف الحساسية وأربعة أضعاف دقة الزوايا مقارنة بمسح LAB.

نظرًا لأن HI موجود في كل مكان في الكون ، فإن HI4PI سيكون بمثابة مصدر رئيسي للباحثين الذين يعملون مع بيانات المراقبة في جميع الأطوال الموجية. على سبيل المثال ، يتم امتصاص فوتونات الأشعة السينية وأشعة جاما جزئيًا أو تناثرها أو إعادة إرسالها عند أطوال موجية أخرى بواسطة هيدروجين درب التبانة أثناء رحلتها من الفضاء الخارجي إلى تلسكوباتنا. لذلك ، فإن توزيع HI في درب التبانة يغير بشكل كبير الإشارة الواردة التي يتم ملاحظتها بواسطة التلسكوبات عالية الطاقة. تسمح مجموعة بيانات HI4PI للعلماء بتصحيح هذه التأثيرات المزعجة ، وتنظيف نافذتنا إلى الكون البعيد.

أيضًا ، بالنسبة لعلماء الفيزياء الفلكية الذين يدرسون توزيع غاز درب التبانة نفسه ، سيكون HI4PI موردًا جديدًا ثمينًا. نظرًا لزيادة الحساسية والاستبانة الزاويّة ، تم الكشف الآن عن الكثير من الهياكل الدقيقة للوسط النجمي. يقول بيتر كالبرلا من جامعة بون ، العالم البارز في المشروع: "لقد تم بالفعل نشر العديد من الدراسات التي تستخدم بيانات ما قبل الإصدار لمسح HI4PI في السنوات الأخيرة ، مما يوفر ثروة من الرؤى الجديدة والنتائج العلمية المذهلة".

"HI4PI يضع معيارًا للعقود القادمة" ، يخلص يورغن كيرب ، أيضًا من جامعة بون ، منسق المشروع والباحث الرئيسي في مسح إيفيلسبيرج. "على الرغم من أن الأدوات الجديدة القادمة مثل مصفوفة الكيلومتر المربع (SKA) ستدفع الحساسية والقرار الزاوي إلى عوالم جديدة ، كونها مقاييس التداخل الراديوي فهي حسب التصميم غير حساسة للغاز عالي الكثافة الموزع بشكل منتشر. سيكون HI4PI هو المورد الرئيسي لإضافة هذه المعلومات المفقودة إلى بيانات SKA ".

ستكون بيانات HI4PI متاحة مجانًا عند الطلب من الأشخاص المهتمين في جميع أنحاء العالم عبر CDS ، مركز بيانات ستراسبورغ.

اثنان من أكبر التلسكوبات الراديوية في العالم ، تم استخدامهما لـ HI4PI ، وهي خريطة عالية الدقة للسماء الكاملة في . [أكثر]

اثنان من أكبر التلسكوبات الراديوية في العالم ، تم استخدامهما لـ HI4PI ، وهي خريطة عالية الدقة للسماء الكاملة في ضوء الهيدروجين المحايد. تلسكوب راديو إيفيلسبيرج 100 متر بالقرب من بون ، ألمانيا (يسار) وتلسكوب باركس الراديوي 64 مترًا على بعد 400 كم غرب سيدني / أستراليا (يمين)

اثنان من أكبر التلسكوبات الراديوية في العالم ، تم استخدامهما لـ HI4PI ، وهي خريطة عالية الدقة للسماء الكاملة في ضوء الهيدروجين المحايد. تلسكوب راديو إيفيلسبيرج 100 متر بالقرب من بون ، ألمانيا (يسار) وتلسكوب باركس الراديوي 64 مترًا على بعد 400 كم غرب سيدني / أستراليا (يمين).


Daveandtelescope

دعونا لا ننسى "الذراع العلمية" لمشاريعنا الفلكية! لا يتعلق الأمر دائمًا بالصور الجميلة للأجسام المجرية وخارج المجرة (على الرغم من أن الكثير منها يدور حول ذلك!). يضم Talavera Space Hut كما يطلق عليه بشكل مؤثر تلسكوب C14 و Lhires (التي تعني Littrow عالية الدقة). أقوم بقدر لا بأس به من التحليل الطيفي وقد تم تخصيص العديد من المشاركات السابقة لهذا الأمر حتى تتمكن من إجراء بحث هنا وسيؤدي ذلك إلى توفير الكثير من المعلومات! يمكنك رؤية المعدات وإعدادها هنا.

على أي حال ، فإن أروع شيء في التحليل الطيفي الفلكي للهواة في رأيي هو أنه وثيق الصلة بالفيزياء الفلكية الحالية وأبحاث الفيزياء الفلكية. يأتي معظم فهمنا للنجوم وكيفية عملها وهيكل الكون واسع النطاق من تحليل أطياف النجوم والأشياء الأخرى. يركز التحليل الطيفي عالي الدقة ، وهو ما أقوم به ، على النجوم والأنظمة النجمية. يحتاج علماء الفلك المحترفون إلى أشخاص مثلك ومثلي لمساعدتهم في الملاحظات! ليس لديهم إمكانية الوصول اليومي إلى المعدات التي نوفرها ، وفي حين أنه قد يكون من الصعب تصديق أن معدات الهواة المتواضعة مثل ما نستخدمه يمكن أن تقدم مثل هذه المساهمة ، كل ما عليك فعله هو الحصول على عدد قليل من مجموعات التحليل الطيفي للإنترنت وتقريباً كل أسبوع سيكون هناك "أخبار عاجلة" أو "نشرة" أو إعلان آخر بخصوص ملاحظة حالية يقوم بها عالم فلك محترف في مكان ما يطلب ملاحظات إضافية منك ومنّي!

في الآونة الأخيرة ، تم طلب ملاحظات ريجل ، وهو نجم أزرق عملاق في أوريون ، من مرصد كوت دازور في فرنسا. هذا مركز معترف به دوليًا للبحث في علم الفلك. يتضمن مشروعهم المستمر عمالقة فائقة مضيئة من نوع BA والتي يمكن ملاحظتها في المجرات البعيدة وهي مؤشرات مسافة دقيقة محتملة. ومع ذلك ، فإن تأثير تقلبية الرياح النجمية على تحديد المسافة لا يزال غير مفهوم جيدًا. من خلال مراقبة الأطياف عالية الدقة لهذه النجوم بمرور الوقت ، يأملون في فهم هذا التباين بشكل أفضل. الآن بينما لديّ درجة جامعية في علم الفلك ، لن أقوم بتفكيك التعقيدات الفيزيائية الكمية للتغيرات الطفيفة في مورفولوجيا خطوط الامتصاص الطيفي ، على الأقل ليس اليوم. ولكن ما يمكنني فعله هو الحصول على مجموعة عالية الدقة من Rigel للمساهمة في أبحاثهم المستمرة. هذا ما فعلته. قبل إظهار ذلك ، يجب توضيح بعض التعريفات فقط. أولاً هو "دقة عالية". ما هذا؟ يشير القرار إلى أصغر التفاصيل التي يمكن تمييزها في الطيف الذي تم الحصول عليه باستخدام مقياس الطيف المحدد. بالنسبة للإعداد الخاص بي ، فإننا ننظر إلى منطقة صغيرة من الطيف ، بترتيب حوالي 100 أنغستروم (يمتد الطيف المرئي بأكمله حوالي 3500 أنجستروم) يتم تحديد الدقة عادةً بواسطة القيمة "R" حيث R هي نسبة الطول الموجي تعتبر مقسومة على أصغر تغيير مرئي. في مجتمع الهواة ، تكون الدقة المنخفضة عادةً في النطاق R = 100 إلى 300. قد تكون الدقة العالية أكبر من 10000. قد يصل عدد المحترفين إلى 100000 مع بعض الإعدادات التي يستخدمونها. مقياس الطيف Lhires وهو ما أستخدمه عادة ما يكون في نطاق 16-19000. تتطلب معظم ملاحظات النجوم والأنظمة النجمية بيانات عالية الدقة بشكل أساسي لأن الظواهر تنعكس في تغيرات صغيرة جدًا في الطول الموجي ، بترتيب بضعة أعشار من الأنجستروم. تعتبر البيانات منخفضة الدقة مثالية لتحليل الأجسام البعيدة مثل المجرات والمستعرات الأعظمية وما شابه.

الآن إلى ريجل. هذا نجم أزرق لامع مألوف في كوكبة الجبار. حول الحجم صفر ، إنها فئة طيفية B8Ia. يعتبر التصنيف الطيفي موضوعًا رائعًا بحد ذاته ولكن باختصار من فئة علم الفلك بالمدرسة الثانوية ، تسلسل تصنيف الحروف من O ، B ، A ، F ، G ، K ، M ، مع تصنيفات فرعية رقمية من 0-9 ، التي تأسست في بداية القرن العشرين ، لا تزال قائمة ، بالطبع مع بعض الإضافات والتعديلات. بشكل عام ، ينتقل من النجوم "O" الأكثر سطوعًا وإشراقًا إلى النجوم الباهتة "M". تشير الأرقام المتزايدة من 0 إلى 9 إلى انخفاض درجات حرارة السطح. شمسنا في المنتصف عند G2. تتميز النجوم من النوع B بالطيف من خلال خطوط الامتصاص القوية للهيليوم المحايد. هذا حوالي 6678 أنجسترومس. تميل هذه إلى الانخفاض في شدتها من B0-B9. يوجد أيضًا خط امتصاص هيدروجين ألفا وهو المكان الذي كان الباحثون يراقبونه ولكن هذا الخط ليس قويًا كما هو الحال في الفئة النجمية أ. تزداد قوة الهيدروجين ألفا عادة من B0-B9. ومع ذلك ، فإن خط H-alpha لـ Rigel غريب جدًا! يحتوي على مكونات انبعاث متغيرة فيه (انظر أدناه). بناءً على ملاحظات خط ألفا H المتغير لريجل ، يُقدر أن النجم يفقد كتلته بمعدل (1.5 ± 0.4) × 10−7 كتلة شمسية سنويًا ، أو 10 ملايين مرة أسرع من الشمس!

تمت ملاحظتي هذا الشهر وتألفت من حوالي ساعة إلى ساعتين إجمالي وقت التصوير ، بما في ذلك إطارات المعايرة والشقق. تم الحصول على 12 45 ثانية من الأطياف ومعالجتها.

طيف واحد خام 45 ثانية من ريجل. يشير السهم إلى خط امتصاص الهيدروجين ألفا. له مظهر & # 8220washed & # 8221 بسبب حقيقة أن هناك بعض مكونات الانبعاث التي تحدث عند هذا الطول الموجي ، وليس مجرد الامتصاص. في هذا القرار ، يوجد الكثير من الخطوط المرئية ولكن من المحتمل أن يكون العديد من الخطوط الأخرى من الماء في غلافنا الجوي.

يظهر طيف ريجل هنا. كما اتضح ، Rigel ليس & # 8220just & # 8221 نجمة من النوع B. إنه نجم متغير وهو في الواقع جزء من نظام متعدد النجوم. يشير السهم الأحمر إلى خط ألفا H. يشير السهم الأزرق إلى مكون الانبعاث عند هذا الطول الموجي. يمكنك أن ترى كيف تتزايد الكثافة النسبية هناك!. هذه سمة من سمات خطوط الانبعاث. يشير نشاط الانبعاث في خط H-alpha لما يسمى عمالقة BA العملاقة مثل Rigel (B8Ia) إلى وجود نوع من طرد الكتلة من النجم.

المظهر الغريب لخط H-alpha مع ميزة الانبعاث على الجانب الأحمر من الخط والامتصاص على الجانب الأزرق يسمى ملف تعريف & # 8220P Cygni & # 8221. سمي هذا باسم النجم المتغير النموذجي في كوكبة الدجاجة. يعطي P Cygni اسمه لنوع من الخصائص الطيفية ، مرة أخرى ، حيث يشير وجود كل من الامتصاص والانبعاث في ملف تعريف نفس الخط الطيفي إلى وجود غلاف غازي يتمدد بعيدًا عن النجم. ينشأ خط الانبعاث من رياح نجمية كثيفة بالقرب من النجم ، بينما يتم إنشاء فص الامتصاص المتحول إلى اللون الأزرق حيث يمر الإشعاع عبر مادة نجمية تتوسع بسرعة في اتجاه الراصد. هذه الملامح مفيدة في دراسة الرياح النجمية في العديد من أنواع النجوم.

لم يكن البند الثاني على جدول الأعمال في Talavera موجهاً إلى أي بحث معين ولكنه كان مهمة كان علي القيام بها حتى أتمكن من إرسال الأطياف إلى قاعدة البيانات في AAVSO ، الرابطة الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة. من المحتمل أن يكون AAVSO أكبر مستودع للتعاون بين المحترفين والهواة في العالم. نحصل بانتظام على نشرات وإشعارات عن الأبحاث الجارية التي تتطلب مساعدة الهواة. إذا كنت تفكر في التحليل الطيفي ، فإن عضوية AAVSO أمر لا بد منه! على أي حال لتصبح & # 8220 مراقب شرعي & # 8221 عليك إرسال طيف من قائمة & # 8220 نجومهم القياسية & # 8221 والتحقق من صحتها. لقد اخترت إبسيلون كانيس ميجور ، المعروف أيضًا باسم Adhara ، للتمرين. هذا هو أكثر & # 8220 نوع نجمة & # 8221 B ، في الواقع B2. الشيء المثير للاهتمام هو أنه يمكنك رؤية خط H alpha أقوى هنا لهذا النجم مقارنة بـ Rigel وهو نجم لاحق من النوع B (B8) وبالتالي يجب أن تكون قوة امتصاص H alpha أقل. هذا لأن الخط في Rigel له خصائص انبعاث كما هو موضح سابقًا.

هذا تعريض خام لمدة دقيقة واحدة للنجم إبسيلون كانيس ميجور. حتى في هذه الصورة الأولية ، يمكنك أن ترى أن خط ألفا الهيدروجين أغمق بكثير من الخط السابق الذي شوهد لـ Rigel ، في حين يجب أن يكون عكس ذلك!

هذا خط امتصاص ألفا هيدروجين لطيف & # 8220 طبيعي & # 8221 للنجم Adhara أو Epsilon CMaj.لاحظ أنه متماثل جدًا في كل من ذراع & # 8220blue & # 8221 على اليسار والذراع & # 8220red & # 8221 على اليمين. قارن هذا بميزة الانبعاث على الجانب الأحمر من خط Rigel & # 8217s H-alpha.

طيب أيها الناس. تلك & # 8217s أخبار فبراير من Talavera Space Hut. أعتقد أنه & # 8217s ما يكفي من الفيزياء الفلكية ليوم واحد!


مراقبة الشمس في H-Alpha

أنظمة تصفية H-ALPHA: على عكس التسلسل & # 8220 الضوء الأبيض & # 8221 ملاحظات الشمس ، تتطلب مراقبة الكروموسفير مرشح نطاق ترددي ضيق للغاية يتركز على خط طيف الهيدروجين ألفا (6562.8 Angstroms) ، والذي لا يقلل فقط من شدة ضوء الشمس إلى مستوى آمن ، ولكنه يلغي الكثير من مساهمة فوتوسفير & # 8217s في الصورة. تتضمن إحدى طرق القيام بذلك استخدام منظار الطيف ، وهو مطياف لمسح الصور باستخدام أزواج من الشقوق المتحركة للسماح بمشاهدة الشمس أحادية اللون. تتمتع الأداة بميزة الضبط السريع ليس فقط حول H-alpha ، ولكن في الخطوط الطيفية الأخرى التي تظهر الانبعاث ، مثل K-line من الكالسيوم. إنه ضخم نوعًا ما ، وبالتالي يستخدم بشكل أساسي في التلسكوب الشمسي الأفقي الذي يغذيه النظام الشمسي. لأولئك المهتمين ببناء واحد ، تم وصف التفاصيل الأساسية في عدد يناير 1969 من مجلة Sky and Telescope. تتضمن الطريقة الأخرى لعرض H-alpha مرشح نطاق ضيق خاص. أحد التصميمات ، أنتجته Lumicon (2111 Research Drive ، # 5S ، ليفرمور ، كاليفورنيا 94550) ، هو مرشح بروز 1.5 Angstrom FWHM (عرض كامل عند نصف الحد الأقصى) ، باستخدام طبقات عازلة متعددة الطبقات على سطح زجاجي مشابه لمرشحها السديم. تصميمات. إنه مناسب بشكل أساسي لعرض بروزات الأطراف ، والبقع الشمسية ، والتوهجات الرئيسية الساطعة جدًا ، نظرًا لأن المرشح لا يحتوي على نطاق مرور Angstrom ذي الحواف الحادة اللازمة للكشف عن الكثير من تفاصيل قرص الكروموسفير. للحصول على مشاهدة أفضل ، يتوفر عارضون من نوع Coronagraph أكثر تكلفة بكثير يستخدمون أقراصًا تحجب الطاقة الشمسية إلى جانب مرشح ممر ضيق وبصريات عالية الجودة. لعرض تفاصيل قرص الكروموسفير الدقيقة ، عادة ما تكون هناك حاجة إلى مرشح عرض النطاق الترددي الفرعي الأكثر تعقيدًا وعالي الجودة. تصميم واحد ، أنتجته DayStar Filters of California ، هو مرشح تداخل متعدد المكونات يستخدم كأساسه Fabry-Perot etalon. etalon هو زوج من الأسطح البصرية المتوازية التي تعكس جزئيًا وتنقل جزئيًا. مع تباعد الصفيحة المناسب ، يخضع الضوء للتداخل ، مما ينتج عنه سلسلة من نطاقات مرور الرنين الضيقة جدًا والتي يمكن تحديد أحدها (عند خط ألفا H) عبر ترتيب مرشح مانع. تحتوي هذه المرشحات على حواف نطاق مرور حادة للغاية ، وتسمح إصدارات Sub-Angstrom بعرض تفصيلي لكل من تفاصيل الأطراف والقرص. تستخدم كومة المرشح القياسية مرشح حجب ضيق النطاق ، و Fabry-Perot etalon مع فاصل بلوري صلب ، ومرشح تشذيب واسع النطاق. يتم وضع طلاءات التداخل المضادة للانعكاس في الأمام والخلف & # 8220windows & # 8221 من هدف التلسكوب لمزيد من الترشيح لحماية المرشح من التسخين الشمسي المفرط. هذه المرشحات حساسة جدًا لدرجة الحرارة ، وغالبًا ما يتم تغليفها في أفران خاصة لإبقائها ضمن درجة واحدة من درجة حرارة التشغيل المطلوبة (غالبًا ، تعمل عند أكثر من 100 درجة فهرنهايت). بدون هذا التحكم ، سيبتعد نطاق المرور عن H-alpha بسرعة إلى حد ما. هذه المرشحات غالية الثمن (أكثر من 3000 دولار) ، بسبب متطلبات الجودة العالية لعناصر الكوارتز ، والتحكم في درجة الحرارة الحرج. إنها تتطلب كلاً من الطاقة الكهربائية للأفران ، ونسب f / طويلة إلى حد ما (f / 30 أو أكثر) من أجل العمل بشكل صحيح ، حيث يجب أن تكون & # 8220field زاوية & # 8221 للضوء الذي يصطدم بـ etalon ضحلة جدًا. كما أنها غير قابلة للضبط بسرعة لعرض الميزات الموجودة في خارج الوسط & # 8220wings & # 8221 من H-alpha (ما لم تكن مجهزة بميزة إمالة تكديس). الاختلاف الجديد في هذا التصميم هو DayStar & # 8217s الأقل تكلفة T-SCANNER 0.7 مرشح Angstrom. إنه يستخدم كوارتز منخفض الجودة إلى حد ما ، ويعمل من 32 إلى 104 درجة فهرنهايت (0 إلى 40 درجة مئوية) ، ويتعامل مع مشكلة التحكم في درجة الحرارة باستخدام إمالة قابلة للتعديل في كومة المرشح لتغيير طول المسار البصري من خلال الفلتر. لا يسمح هذا الإمالة المتغيرة للمستخدم بالتعويض عن التغيرات في درجات الحرارة فحسب ، بل إنه يتيح أيضًا إمكانية الضبط السريع للمرشح لعرض ميزات تحويل دوبلر. تعني المكدس القابل للإمالة أيضًا عدم الحاجة إلى طاقة كهربائية لسخان المرشح أو وقت إحماء. هذا بالإضافة إلى أن عناصر الكوارتز الأقل جودة تقلل تكلفة الفلتر إلى النصف تقريبًا. لا يزال يتطلب مخروطًا ضوئيًا f / 30 على الأقل ، ولكن يمكن تحقيق ذلك بسهولة باستخدام العدسات المساعدة ، أو عن طريق إيقاف الفتحات الأكبر حجمًا. ومع ذلك ، فإن استخدام بارلو قياسي لتحقيق f / 30 في تلسكوب نيوتن خارج المحور متوقف لأسفل قد يسمح فقط لجزء من مجال الرؤية أن يكون في نطاق المرور في أي وقت. هذا هو ما يسمى بتأثير & # 8220ring & # 8221 ، حيث تتشكل منطقة الحقل الموجودة في نطاق المرور على شكل حلقة حلقية سميكة. في درجات الحرارة المحيطة المنخفضة (بالقرب من الحد التشغيلي لدرجات الحرارة المنخفضة البالغ 32 درجة فهرنهايت) ، تتقلص هذه الحلقة إلى قرص عريض من تفاصيل H-alpha ، وعند درجات حرارة قريبة من حد التشغيل العلوي للمرشح & # 8217s ، تتوسع الحلقة إلى قوس واسع منخفض التباين . ومع ذلك ، فإن استخدام Tele Vue & # 8217s 2x أو 2.5x Powermate بدلاً من Barlow لتحقيق f / 30 أو أكثر سيسمح بتواجد معظم الحقل الكامل في نطاق المرور. يكون تباين الصورة أيضًا أعلى إلى حد ما عندما يكون المرشح باردًا (أقرب إلى الحد الأدنى لدرجة الحرارة وهو 32 درجة فهرنهايت).

يمكن تكييف العديد من التلسكوبات للعمل بشكل جيد إلى حد ما مع هذا المرشح ، ولا يجب أن تكون الفتحة كبيرة جدًا للملاحظات المرئية (من 50 إلى 150 ملم نموذجيًا). التباين في الملاحظة المرئية أقل من تباين المرشحات عالية الجودة المسخنة ، ولكنه مقبول وكافي لتشغيل كاميرا التلفزيون. يمكن أن تكون كاميرات الفيديو الأصغر مفيدة جدًا ، حيث يمكن ربطها بسهولة بالعديد من العدسات ، ويمكنها تحسين التفاصيل التي يمكن رؤيتها بسهولة بصريًا. يمكنهم أيضًا السماح لأكثر من شخص في وقت واحد بمشاهدة الشمس ، ويمكنهم تسجيل العرض للمشاهدة التعليمية والدراسة في وقت لاحق. يعد موقع المراقبة الجيد المستقر حرارياً أمرًا ضروريًا ، نظرًا لأن مشاكل الرؤية أثناء النهار يمكن أن تمحو فعليًا الكثير من تفاصيل القرص الدقيقة. وفي الآونة الأخيرة ، تم تجهيز المرشحات عالية الجودة التي يتم تسخينها بالفرن من نوع أنجستروم من DayStar بإمالة للسماح بضبطها بسرعة أكبر ، على الرغم من أنها لا تزال أغلى من T-Scanner. تصمم شركة Coronado Instruments (توسكون ، أريزونا) تصميمًا آخر قائمًا على etalon لمرشح H-alpha والذي تم وضعه على etalon فوق مقدمة هدف التلسكوب. يتجنب هذا الموضع الأمامي مشاكل زاوية المجال وبعض مشكلات التحكم الحراري التي يتم وضعها بالقرب من بؤرة التلسكوب. ومع ذلك ، من أجل الحصول على قدر كبير من الفتحة ، يجب أن تكون etalon أكبر بكثير من تلك المطلوبة للفلاتر ذات التركيز القريب من etalon ، لذا فإن تصميمات Coronado & # 8220out-front & # 8221 تميل إلى أن تكون أكثر تكلفة بكثير. تم تقديم تلسكوب H-alpha تمهيدي جديد ، & # 8220PST & # 8221 أو & # 8220Personal Solar Telescope & # 8221 بواسطة Coronado ، وعلى الرغم من فتحة 40 مم ، فإنه يوفر أداءً جيدًا مع مرشح H-alpha المدمج.

لمزيد من المعلومات حول مرشحات H-alpha ، انظر ASTROPHYSICS OF THE SUN ، بقلم هارولد زيرين ، ص. 23-29 ، أو صنع تلسكوب هواة ، الكتاب الثالث ، ص. 376-428. **************************************************** **************************

مسرد مصطلحات H-ALPHA الرئيسية (* يشير إلى مصطلح لا يعد بشكل عام ميزة H-alpha ، ولكنه مذكور في النصوص الشمسية).

شبكة الكروموسفيرى: شبكة غير مكتملة دائمة من سلاسل متعرجة رفيعة طويلة من نقاط مضيئة منخفضة التباين تسمى Filigree (توجد أيضًا في الألواح) تمتد على جزء كبير من القرص الشمسي في H-Alpha. غالبًا ما تحتوي هذه النقاط ، أو & # 8220network Elements & # 8221 ، على شبيكات أغمق أو ألياف قصيرة تخرج منها أو تتجاوزها (جزء من تفاصيل القرص الدقيقة المعروفة باسم Dark Mottles) ، مما يجعل رؤية الشبكة الفعلية أصعب.

ELLERMAN BOMBS: نقاط ضوء عابرة صغيرة ومشرقة إلى حد ما (تدوم عادة أقل من 5 دقائق) ، وغالبًا ما توجد في مناطق التدفق الناشئة أو على حواف البقع الشمسية حيث يكسر المجال المغناطيسي السطح. من الأفضل رؤيتها في أجنحة H-alpha (ما يقرب من 5 أنجستروم عريض).

منطقة التدفق الناشئ (EFR): منطقة على الشمس حيث يظهر على القرص ثنائي القطب المغناطيسي ، أو & # 8220 فلوكس أنبوب & # 8221 ، مما ينتج عنه في النهاية مجموعة البقع الشمسية ثنائية القطب. في H-alpha ، عادةً ما تظهر EFRs كمنطقة بيضاوية صغيرة من الغطاء اللامع (عادةً حوالي 7000 كيلومتر عبر) تحتوي غالبًا على سلسلة من الألياف الضيقة قصيرة العمر (نظام خيوط القوس (AFS)) تعمل تقريبًا من أحد طرفي ثنائي القطب إلى الأخرى. غالبًا ما يتم تمييز كل قطب من EFR بواسطة المسام أو البقع الشمسية النامية الصغيرة. يمكن أن تحدث أحيانًا طفرات أو حتى توهجات شمسية صغيرة في متطلبات التدفق البيئي.

المناطق الزهرية (ER & # 8217s): ثنائيات أقطاب مغناطيسية صغيرة بعمر يوم واحد تقريبًا ولا تحتوي على بقع شمسية. يمكن أن تتطور المناطق سريعة الزوال في أي مكان على الشمس ، ولكنها أكثر شيوعًا في خطوط العرض الشمسية الوسطى والدنيا. تظهر كعناصر صغيرة أكثر إشراقًا في شبكة الكروموسفير ولكنها أضعف من منطقة المنطقة النشطة. يمكنهم أيضًا أحيانًا إنتاج طفرات صغيرة أو تضاريس فرعية.

* FACULAE: سطوع ضوء أبيض غير مكتمل في الفوتوسفير (غير مرئي في H-alpha) ، وعادة ما يُرى بشكل أساسي نحو الطرف بسبب سواد الأطراف. غالبًا ما توجد الفُقَّر بالقرب من المناطق النشطة أو حيث يكون المرء على وشك أن يتشكل ، ويمكن أن يستمر جيدًا بعد أن تتحلل البقع الشمسية في المنطقة النشطة (أفضل ما يمكن رؤيته في الضوء الأزرق).

الألياف: ميزات صغيرة أغمق تشبه الخيوط الدقيقة والتي تميل إلى العمل على طول خطوط المجال المغناطيسي. غالبًا ما تكون متصلة أو جزءًا من هيكل خيوط أكبر ، تنحني أو تعمل على طول المحور الرئيسي للفتيل & # 8217s.

أقواس انتقال المجال (FTA): ألياف شبيهة بالخيوط تعبر خط انعكاس القطبية (خط يشير إلى نقطة المنتصف بين منطقتين متعاكستين من القطبين) لمنطقة مغناطيسية ثنائية القطب. على عكس ليفي AFS ، فإنها تظهر تحولات دوبلر قليلة أو معدومة وتميل إلى أن تكون رقيقة إلى حد ما وليست مظلمة للغاية. تميل اتفاقية التجارة الحرة إلى التقوس مباشرة بين المناطق المحلية ذات القطبية المغناطيسية المعاكسة ، وغالبًا ما تحدد المناطق المستقرة مغناطيسيًا.

FILAMENTS: بروزات تُرى على وجه الشمس ، تظهر على شكل شرائط داكنة ضيقة طويلة أو مناطق مظلمة معقدة منتشرة في ضوء ألفا ألفا. غالبًا ما تحدد الشعيرات مناطق القص المغناطيسي (انظر البروز).

* الحَبْب: تراكيب خلايا الحمل الحراري صغيرة الحجم مرئية في الضوء الأبيض (& # 8220rice grains & # 8221) ، أفضل ما يمكن رؤيته في الفتحات التي يزيد ارتفاعها عن ثلاث بوصات ، وفي الضوء الأخضر. تتكون كل خلية من منطقة متعددة الأضلاع أكثر إشراقًا من الغاز الساخن الصاعد عادةً بعرض حوالي 1100 كم ، وحافة أكثر برودة أو & # 8220 قناة & # 8221 من الغاز النازل بعرض حوالي 230 كم.

موجة موريتون: موجة صدمية كروموسفيرية تُرى أحيانًا تتوسع للخارج من التوهجات الشمسية النبضية الكبيرة ، وتتحرك على السطح بسرعة حوالي 1000 كم / ثانية. يظهر عادةً على شكل قوس منتشر ببطء من السطوع في الخط المركزي لـ H-alpha ، أو كقوس خافت منتشر أغمق قليلاً في الجناح الأزرق.

PROMINENCES: ميزات انبعاث H-Alpha تظهر خارج طرف الشمس ، وتتألف من غيوم معقدة أو تيارات من الغاز فوق أو في الكروموسفير. تأتي بشكل عام في فئتين عريضتين: النشطة (توهجات الأطراف ، والاندفاعات ، والبخاخات ، والحلقات) ، و Quiescent (خيوط المنطقة الهادئة ، وخيوط المنطقة النشطة).

PLAGE: سطوع H-Alpha غير مكتمل على القرص الشمسي ، وعادة ما توجد في المناطق النشطة أو بالقرب منها ، والتي يمكن أن تستمر لعدة أيام. شكل Plage غير منتظم ومتغير في السطوع ، مما يشير إلى مناطق من خطوط المجال المغناطيسي الناشئة تقريبًا أو إعادة توصيلها (من الكلمة الفرنسية لـ & # 8220beach & # 8221 مع & # 8220a & # 8221 كونها قصيرة).

المسام: بقع داكنة صغيرة يقل حجمها عن 2500 كيلومتر ، وعادة ما يكون لها عمر قصير إلى حد ما. تتشكل المسام أحيانًا حيث تلتقي العديد من قنوات التحبيب ويمكن أن تسبق أحيانًا ظهور البقع الشمسية.

إعادة الاتصال: إعادة محاذاة المجالات المغناطيسية ، حيث تكسر منطقة قطبية مغناطيسية روابط الأذن وتتصل بأقرب منطقة قطبية معاكسة. على الشمس ، يحدث هذا غالبًا عندما يظهر ثنائي القطب المغناطيسي الجديد بالقرب من آخر موجود مسبقًا. على سبيل المثال ، إذا ظهر القطب الشمالي للقطب ثنائي القطب الجديد بالقرب من القطب الجنوبي للقطب الثنائي القديم ، فقد تعيد خطوط القوة توصيل هذين القطبين القريبين لتكوينهما على أنهما ثنائي أقطاب جديد منخفض الطاقة وإطلاق طاقة ، غالبًا في شكل لوح اشراق أو توهج شمسي.

التوهج الشمسي: ميزة انبعاث عابر شديدة السطوع متوسطة إلى كبيرة تدوم من بضع دقائق إلى أكثر من أربع ساعات. التوهجات هي إطلاق سريع وعنيف للطاقة في الكروموسفير بسبب إجهاد المجال المغناطيسي الشديد ويمكن أن تؤدي في بعض الأحيان إلى ترك المواد للشمس في شكل طرد كتلة إكليلية (CME).

SPICULES: نفاثات صغيرة من الغاز يقل طولها عن 10000 كيلومتر ، وعادة ما يُنظر إليها على أنها كتلة من الملامح الدقيقة الأشد إشراقًا عند الطرف أو على شكل طفرات صغيرة أغمق تخرج من عناصر الشبكة ، ولكن لا تُرى عادةً فوق السطح اللامع.

رذاذ: بروز عابر يتكون من انفجار مادة مرتفعة قبل التوهج والتي ترسل الحطام المتطاير في اتجاهات عديدة. عادة ما ينتج فقط عن طريق التوهجات الأكثر عنفًا ، حيث يتم تفجير الخيوط العلوية.

SUNSPOT: ميزة كروية داكنة طويلة العمر ، يتراوح حجمها عادةً من 2500 إلى 50000 كم. تتكون البقع المتوسطة إلى الكبيرة عادة من منطقة مركزية أغمق (أومبرا) وهالة أخف تتكون من العديد من الألياف الدقيقة القصيرة (شبه الظل). تحتوي البقع الشمسية على مجالات مغناطيسية مركزة قوية تميل إلى تثبيط نقل الطاقة من الأسفل ، مما يجعلها في المركز حوالي 2500 درجة كلفن أكثر برودة من الغلاف الضوئي. في ال Umbra ، تميل الحقول إلى أن تكون رأسية تقريبًا في الاتجاه بينما في شبه الظل ، تصبح الحقول المغناطيسية أفقية أكثر.

SURGE: بروز عابر ناتج عن التوهجات أو المناطق النشطة للغاية ، والتي تظهر على شكل نفاث متوسط ​​إلى كبير موازٍ للغاز يرتفع من السطح. غالبًا ما يسقط الغاز المنبعث من الارتفاع المفاجئ أو يتراجع إلى الشمس ويميل إلى اتباع خطوط المجال المغناطيسي ، بينما في أوقات أخرى يرتفع ويتشتت ويتلاشى عن الأنظار.

& # 8220WINGS & # 8221 OF H-ALPHA: الأطوال الموجية أقل قليلاً من 6562.8 Angstroms (حتى +/- 2 Angstroms) ، تُستخدم لعرض ميزات دوبلر المحولة. الجناح & # 8220blue & # 8221 هو طول موجي أقصر و & # 8220red & # 8221 على الجانب الأطول.

البروزات عبارة عن سحب ضخمة من الغاز والتي غالبًا ما تُرى على الطرف الشمسي أو فوقه ، وهي أسهل ميزة انبعاث ألفا H يمكن ملاحظتها ، وتتطلب نطاق مرور للمرشح يمكن أن يكون عرضًا واحدًا أو اثنين من Angstroms. البروزات التي لوحظت على القرص الشمسي هي السمات الأكثر قتامة المعروفة باسم الخيوط ، وتحتاج إلى عرض نطاق مرور تحت أنجستروم واحد حتى تكون مرئية بوضوح. غالبًا ما تمثل حدودًا للمجال المغناطيسي المنفصمة أو خطًا محايدًا بين القطبين المعاكسين حيث يتم احتجاز الغاز حول خطوط الحقل المتجمعة. يمكن أن تتنوع أشكال البروز بشكل كبير ، لكن المخطط العام التالي (Zirin) مفيد إلى حد ما في تصنيفها:

الفئة 1: خيوط / شرائط سريعة (طويلة الأمد ، ثابتة إلى حد ما) أ. QRF (خيوط المنطقة الهادئة) أي: سياج ، ستائر ، أقواس عائمة ، أقواس ، مراوح ، إلخ. ب. الصعد المتصاعد (نهاية المرحلة الهادئة) اندلاع # 8220Disparition Brusque & # 8221 (& # 8220lifting off & # 8221). ج. ARF (خيوط المنطقة النشطة): خيوط في منطقة نشطة أو بالقرب منها (خيوط خط netural).

فئة 2: خيوط نشطة / بروزات (قصيرة العمر ، متحركة) أ. توهجات الأطراف (النقط الساطعة ، تتوسع أحيانًا إلى البروز البركاني). ب. الجروح: مادة مقذوفة موازية لم تُشاهد من قبل (تدفق غاز مفاجئ للغاية). ج. الرذاذ: مقذوف غير مرئي سابقًا كميزات مرتفعة قبل التوهج (انفجار عنيف). د. حلقات التوهج والمطر التاجي (غالبًا ما يكون قاذفًا بعد التوهج أو غازات أخرى).

تتخذ الترقيات / الفلاتر السريعة مجموعة متنوعة من الأشكال ، وتميل إلى أن تكون أطول بكثير مما هي عليه. خيوط المنطقة الهادئة (QRFs) هي بعض من أكبر وأطول خيوط الهدوء ، مع وجود عدد قليل منها مرئي للعديد من الدورات الشمسية. غالبًا ما يتم العثور عليها حيث يوجد نشاط كبير ضئيل مثل ما يسمى & # 8220Polar Crown & # 8221 مناطق خطوط العرض العالية ، على الرغم من أنها قد توجد في بعض الأحيان بين المناطق النشطة أو حتى بالقرب منها. بروز Hedgerow هو QRF شائع إلى حد ما ، ويميل إلى الظهور كصف غير منتظم من الشجيرات. تميل الأسيجة إلى أن تكون مفصلة للغاية ، مع وجود بنية متفرعة وبنية دقيقة مرئية بدقة عالية. تظهر QRFs في العديد من الأشكال الأخرى ، بما في ذلك الأقواس العائمة ، والمراوح ، والستائر ، وشفرات التقويس الكبيرة ، واللهب ، والأقواس الرائعة التي تشبه شبكة العنكبوت. العديد منها لها حواف علوية تميل إلى أن تكون أكثر حدة من جوانبها السفلية ، والتي يمكن أن تكون غير منتظمة أو متعرجة في الشكل. عادة ما تكون حركة المواد في QRFs بطيئة وصغيرة الحجم ، مما يترك شكل البروز الكلي دون تغيير ، ولكن يمكن أحيانًا رؤية التغييرات الطفيفة في أقل من 10 دقائق. عند عرضها على القرص الشمسي ، تميل QRFs إلى فقدان بعض تفاصيلها الدقيقة ، لتصبح بقعًا باهتة غير منتظمة داكنة أو أقواسًا كبيرة مقوسة بلطف من المادة المظلمة. تكون البروزات أكثر قتامة على القرص لأنها تمتص الضوء من الأسفل ثم تعيد إرساله في جميع الاتجاهات. غالبًا ما تُظهر بعض الخيوط ذات المستوى المنخفض قاعدة أكثر إشراقًا بسبب تأثير & # 8220 الطافية & # 8221 الذي لديهم مما يقلل من خسائر الانبعاث للكروموسفير السفلي. الهدوء الكبير ليس دائمًا مستقرًا ، وإذا تجاوز ارتفاعه 50000 كيلومتر فوق السطح (0.07 نصف قطر شمسي) ، فعادة ما ينفصل عن الشمس في غضون 48 ساعة في ثوران يعرف باسم & # 8220Disparition Brusque & # 8221 (مفاجئ التلاشي). الانفجارات الفاصلة عادة ما تستمر أقل من ساعة أو ساعتين. وهي تختلف في شكلها من تلاشي بسيط بعيدًا عن الهدوء ، إلى & # 8220 رفع مذهل & # 8221 ، حيث يرتفع البروز وينحرف بعيدًا عن الشمس ، ويتفكك ببطء في هذه العملية. يمكن أن يحدث أيضًا سطوع خفيف للسطح في بعض الأحيان. في بعض الأحيان ، يتم إصلاح الهدوء المختفي بعد بضع ساعات أو أيام بالقرب من موقعه السابق. في عدد قليل من الانفجارات الكبيرة ، يمكن أن ينتج عن Dispartition Brusque طرد جماعي إكليلي. تدور بعض البروزات ببطء ، والبعض الآخر ينظر ويتصرف مثل الأعاصير ، وخاصة حطام Disparition Brusque. تميل خيوط المنطقة النشطة (ARF & # 8217s) (التي يمكن رؤيتها بشكل أفضل على القرص الشمسي) إلى أن تكون أصغر حجمًا وأغمق وأضيق من أبناء عمومتها العملاقة ، وهي خيوط QRF. توجد في المناطق النشطة أو بالقرب منها وأحيانًا تلتف حول أو حتى من خلال مجموعات كبيرة من البقع الشمسية. يعتبر خيوط الخط المحايد في منطقة نشطة تخضع لقص الحقول المغناطيسية المحلية مثالاً على ARF. نظام خيوط القوس & # 8220filaments & # 8221 بين تكوين البقع الشمسية هي ألياف ليفية تميل إلى أن تكون صغيرة وقصيرة العمر إلى حد ما ما لم يستمر ظهور التدفق لفترة طويلة جدًا. يمكن أن تكون مظلمة بشكل خاص عند ظهور بقعة ، وغالبًا ما تظهر تحولات دوبلر من تدفق المواد في الألياف. تعد الخيوط النشطة / البروزات ميزات قصيرة العمر مرتبطة بالتوهجات الشمسية وغيرها من الأحداث العنيفة. يمكن أن تظهر توهجات الأطراف على الطرف الشمسي على شكل نقاط لامعة مرتفعة.من حين لآخر ، يرتفع ARF الصغير الذي يبدأ فيه التوهج ويتوسع إلى بروز ثوراني مهيب ، غالبًا في شكل حلقة ملتوية ، بينما يظهر انبعاث شديد على السطح. تنتج التوهجات أحيانًا بروزًا مفاجئًا ، يمكن رؤيته بالقرب من الطرف كنفاث واضح المعالم للغاز اللامع ، والذي يمكن رؤيته أحيانًا في الانبعاث على القرص الشمسي.

تأخذ هذه النفاثات في بعض الأحيان شكل أشواك دقيقة متقاربة والتي يمكن رؤيتها حتى نصف قطر شمسي من الطرف. يمكن أيضًا اعتبار الطفرات على أنها سمات داكنة ضيقة ومشرقة على قرص الشمس (أحيانًا تتحول إلى اللون الأزرق). تحدث الارتفاعات المفاجئة عادةً عندما تظهر بقعة قمر صناعي صغيرة ذات قطبية مغناطيسية معاكسة في ظل شبه بقعة شمسية عادية كبيرة أو قريبة جدًا منها. ثم يحدث توهج صغير ، مما يؤدي إلى طرد خارجي للغاز محصور في تيار ضيق بواسطة المجال السائد & # 8217 ثانية. سرعة القذف & # 8217 ثانية (50-200 كم / ثانية) ليست كافية لترك الشمس ، وسيتبع الغاز خطوط المجال المغناطيسي أثناء سقوطه أو تراجعه ، مما يؤدي أحيانًا إلى إنشاء & # 8220splash & # 8221 من السطوع بالقرب من نقطة الاصل. غالبًا ما يمكن رؤية الاندفاعات الصغيرة غير المتوهجة في المناطق النشطة وأحيانًا في المناطق سريعة الزوال على القرص الشمسي مثل مكدس دخان صغير أزرق اللون & # 8220 دخان & # 8221 أو & # 8220puff & # 8221 خيوط ، والتي تشبه عمود الدخان. عادةً ما يستمر ارتفاع مكدس الدخان لبضع دقائق فقط ، ويمكن أن يحدث أحيانًا في منتصف منطقة هادئة إلى حد ما ، خاصة في المراحل المبكرة من منطقة التدفق الناشئة. نوع آخر من البروز النشط ، عادة ما ينتج عن التوهجات الأكثر عنفًا ، هو SPRAY ، وهو توسع مذهل غير مرتبط بمواد ARF المعطلة ، مما يؤدي إلى إرسال الحطام المتطاير في العديد من الاتجاهات بسرعة 200-300 كم / ثانية أو أكثر (حتى 2000 كم / ثانية) ثانية لبعض أكبر التوهجات). في كثير من الأحيان ، يرتفع الخيط المعني قليلاً في البداية ، ثم ينفجر إلى الخارج في الرذاذ. غالبًا ما يمكن رؤية حركة مادة الرش في غضون دقائق قليلة ، وفي بعض الأحيان ، يمكن رؤية المادة وهي تغادر الشمس بالكامل (طرد الإكليل الكتلي). هناك نوعان آخران من البروزات النشطة المرتبطة بالتوهج هما Flare Loops ، و Coronal Rain. FLARE LOOPS عبارة عن حلقات كبيرة دائرية أو بيضاوية الشكل من الغاز تظهر في مراحل لاحقة أو بعد توهج كبير. تميل إلى أن تكون أكثر إشراقًا في الجزء العلوي وفي قواعدها ، وغالبًا ما تُظهر بنية متداخلة للعديد من الحلقات الرفيعة جدًا (الممرات) ، وكلها مع نقاط نهاية قريبة. هذه الحلقات هي المكان الذي واجهت فيه مقذوفات التوهج أو الغازات الأخرى خطوط المجال المغناطيسي الجديدة التي تم إنشاؤها بواسطة إعادة الاتصال التي تحدث أثناء التوهج. غالبًا ما يمكن رؤية حركة المادة أسفل جانبي الحلقة باتجاه السطح. تشكل الحلقات الأولى منخفضة إلى حد ما ، بينما تتشكل الحلقات التالية أعلى وأعلى فوق السطح. أحيانًا لا تُرى حلقات التوهج بعد بعض التوهجات المتفجرة أو مع مشاعل صغيرة. عادة ما تستمر لساعات فقط ، ويجب عدم الخلط بينها وبين البروزات الهادئة & # 8220Foating Arches & # 8221 ، والتي تكون سميكة أو غير منتظمة الشكل ، وتعيش لفترة أطول. CORONAL RAIN هو انبعاث رقع خافت منتشر من الغاز الذي ينزل للخلف باتجاه السطح حيث يواجه خطوط مجال مغناطيسي. غالبًا ما يمكن رؤيته على أنه مادة & # 8220raining & # 8221 أسفل إلى حلقات ما بعد التوهج أو مناطق نشطة.

ميزات القرص الكروموسفي المرئي بشكل شائع (تُرى في المرشحات ذات النطاق الترددي FWHM تحت أنغستروم واحد) عند حافة الطرف الشمسي في H-alpha ، يُنظر إلى الكروموسفير في الملف الشخصي ، حيث يظهر على شكل هامش غير منتظم من الضوء الأحمر أقل من 10 ثوانٍ من ارتفاع القوس ، تعمل على طول حافة القرص. عند القوة العالية (خاصة في أجنحة H-alpha) ، تكون Spicules الفردية التي تشكل هذا الهامش مرئية أحيانًا كدفقات ضوئية ضيقة جدًا ، وعادة ما تميل قليلاً فيما يتعلق بالرأسي ، وفي بعض الأحيان تميل إلى الاختلاط معًا إلى حد ما. تظهر الشبيكات أيضًا على القرص على شكل نفاثات صغيرة ضيقة منخفضة التباين أغمق تميل إلى الظهور من عناصر شبكة الكروموسفير ، وهي مجموعة من السلاسل الطويلة المتعرجة من بقع صغيرة أكثر إشراقًا والتي تمتد على جزء كبير من القرص الشمسي. غالبًا ما يصعب رؤية الشبكة بسبب تباينها المنخفض والشويكات العلوية الدائمة الوجود ، ولكن يتم عرضها بشكل أفضل في أجنحة H-alpha ، ويتم تحسينها بالقرب من المناطق النشطة. كما تعيق رؤية الشبكة الألياف ، وهي خيوط ضيقة قصيرة ضيقة منخفضة التباين تشبه السمات الداكنة التي تعمل بين النقاط القريبة. تُعرف مجموعات الألياف الأطول التي تعمل مباشرة بين مناطق ذات قطبية مغناطيسية معاكسة باسم أقواس انتقال المجال. تشكل الأشواك والألياف معًا البقع الداكنة ، التي تغطي معظم القرص الشمسي ، والتي غالبًا ما يشار إليها بشكل غير صحيح باسم الشبكة. الشعيرات هي نتوءات تُرى على القرص الشمسي وتظهر على هيئة ملامح باهتة غير مكتملة أو أقواس منحنية أغمق. تكون الخيوط الهادئة بشكل عام أكبر من خيوط المنطقة النشطة الأضيق نوعًا ما والأكثر تعرجًا. تظهر البقع الشمسية في H-alpha ، لكن أقلامها أقل تباينًا من الضوء الأبيض. في كثير من الأحيان ، سيتم رؤية الألياف بالقرب من البقع الشمسية ، متتبعًا خطوط المجال المغناطيسي القريبة. تظهر أيضًا في بعض الأحيان في المناطق النشطة أو بالقرب منها مناطق سطوع غير مكتملة من Plage تشير إلى ظهور عمودي تقريبًا أو إعادة تنظيم المجالات المغناطيسية بسرعة. يرتبط كل من Plage و White-light faculae ، لكنهما ليسا نفس الشيء ، نظرًا لأنهما غالبًا لا يشغلان نفس المواضع تمامًا.

يختلف عدد البقع الشمسية وقطبيتها المغناطيسية وفقًا لدورة عددية تقريبية تبلغ 11 عامًا (22 سنة مغناطيسية). قبل حوالي 18 شهرًا من نهاية الدورة القديمة ، قد تبدأ بقع الدورة الجديدة الأولى في الظهور بالقرب من خط العرض الشمسي 25 درجة شمالًا وجنوبًا ، مع وجود البقع القليلة المتبقية من الدورة القديمة على جانبي خط الاستواء. بعد أن تموت بقع الدورة القديمة ، تصبح البقع الجديدة أكثر عددًا وأكبر ، وتشكل مجموعات مميزة من البقع الشمسية. تتكون هذه المجموعات عادةً من بقعة أو نقاط قيادية أكبر ، وغالبًا ما تتبعها عندما تدور الشمس بواسطة عدة نقاط خلفية أصغر إلى حد ما. ينتشر النشاط أيضًا في الموقع ، مع وجود & # 8220jump & # 8221 في خط عرض تشكيل البقع الشمسية ، مما يشير إلى الارتفاع في الدورة الجديدة. يشكل كل نصف كرة في النهاية حزامًا غير منتظم من النشاط الموضعي ينجرف ببطء نحو خط الاستواء مع تقدم الدورة.

بالقرب من منتصف الدورة ، يحدث الحد الأقصى لعدد البقع الشمسية عادةً ، حيث يبلغ عرض أحزمة النشاط الرئيسية الآن 40 درجة تقريبًا ، وتتركز حول 20 درجة. خط العرض الشمسي N / S (شوهد عدد قليل من المواقع قصيرة العمر حتى 70 درجة. N / S). سوف تتواجد مجموعات معقدة كبيرة جدًا من البقع بالقرب من الحد الأقصى وبعده ، مع وجود العديد منها بهيكل مغناطيسي معقد.

ثم ينخفض ​​عدد البقع على مدى السنوات القليلة المقبلة ، مع تشكل معظمها عند خطوط العرض الشمسية المنخفضة وتطور عدد أقل من النقاط الكبيرة. مع اقتراب الحد الأدنى للبقع الشمسية مرة أخرى ، هناك القليل من البقع المرئية ، إن وجدت ، معظمها بالقرب من 7 درجات. غير متوفر. مجموعات SUNSPOT: تتشكل البقع الشمسية بشكل عام في مجموعات ثنائية القطب مرتبطة مغناطيسيًا ، حيث يكون كل طرف قطبًا واحدًا من مجال مغناطيسي موضعي يسمى أنبوب التدفق. عادةً ما يخضع التكوين المغناطيسي لأنبوب التدفق هذا (أو & # 8220dipole & # 8221) لقواعد Hale-Nicholson ، التي تنص على أن نقطة القطبية السابقة هي عادةً المهيمنة & # 8220leader & # 8221 في معظم المجموعات طوال 11 عامًا من البقع الشمسية دورة. على سبيل المثال ، في نصف الكرة الشمسي الشمالي ، قد تبدأ البقع التي تقود كل مجموعة عبر الشمس أثناء دوران الشمس (التي تسبق أو & # 8220p & # 8221) دورة واحدة للبقع الشمسية ذات قطبية مغناطيسية & # 8220 شمالاً & # 8221. سيكون لدى المتابعين (f) في نفس المجموعة قطبية & # 8220south & # 8221. سيكون للبقع السابقة في مجموعات في نصف الكرة الشمسية الجنوبي قطبية مغناطيسية جنوبية وستتبعها مجموعة & # 8217s نقاط القطبية الشمالية. سيتم الحفاظ على اتجاه القطبية لمجموعات البقع الشمسية بشكل عام حتى الحد الأدنى التالي للبقع الشمسية ، عندما تنعكس الأقطاب لكلا نصفي الكرة الأرضية. عادةً ما يميل المحور المغناطيسي لمجموعة البقع الشمسية قليلاً إلى الخط الشمسي الشرقي الغربي (قانون الفرح & # 8217s) ، ويمتد من 3 درجات بالقرب من خط الاستواء إلى 11 درجة عند خط عرض 30 شمالاً / جنوبًا ، مع كون نقطة القطبية السابقة أقرب قليلاً إلى خط الاستواء. إذا كان المحور مائلاً للغاية في البداية ، فستميل المجموعة إلى الدوران حتى يصبح المحور أكثر توازياً مع خط الاستواء. تميل البقع القطبية P في معظم المجموعات ثنائية القطب إلى أن تكون أكبر قليلاً وأفضل تطورًا من نقاط القطبية الأكثر عددًا إلى حد ما. تميل البقع P في المجموعات النامية أيضًا إلى التحرك غربًا إلى رأس المجموعة. إذا بدأت المجموعة بقطبية f (& # 8220 معكوسة القطبية & # 8221) ، فعادة ما تختفي ، أو ستندفع البقعة p أو المنطقة القطبية p خلف البقعة f باتجاه الغرب من خلال أو بعد مجال البقعة f ، مما يخلق قصًا مغناطيسيًا ونشاط توهج محتمل حتى يستعيد مكانه الصحيح في الطرف الأمامي للمجموعة. تميل البقع الشمسية المستقرة إلى أن تكون متماثلة إلى حد ما ما لم يكن هناك قص مغناطيسي واسع بالقرب من التدفق المغناطيسي الناشئ أو مرور منطقة ذات قطبية مغناطيسية معاكسة. يمكن أن يتسبب القص المغناطيسي في تشويه أو اختفاء أجزاء كبيرة من البقع الشمسية. تتشكل البقع الكبيرة بشكل عام من اندماج البقع الصغيرة. يمكن أن يصل طول المجموعات الموضعية الكبيرة إلى أكثر من 182 ألف كيلومتر وعادةً ما تنتج عن ظهور العديد من أنابيب التدفق ، نظرًا لأن ثنائيات الأقطاب الفردية نادرًا ما تتجاوز 50000 كيلومتر في الطول.

MT. تصنيف ويلسون المغناطيسي لمجموعات SUNSPOT GROUPS تُستخدم اللاحقات p أو f عندما تكون نقطة القطبية السابقة أو التالية ، على التوالي ، هي المهيمنة. ألفا: بقعة واحدة مهيمنة ، غالبًا ما ترتبط بغطاء من قطبية مغناطيسية معاكسة. بيتا: زوج من النقاط المهيمنة ذات القطبية المعاكسة (ثنائي القطب ، أي: قائد وتابع). اما: مجموعات معقدة ذات توزيع غير منتظم للأقطاب. BETA-GAMMA: مجموعات ثنائية القطب تحتوي على أكثر من خط انعكاس قطبي واضح بين الشمال والجنوب. دلتا: أمبرا ذات قطبية متعاكسة معًا في ظل شبه واحد. أكثر من نصف المجموعات المرصودة هي Beta-p أو Alpha-p ، وغالباً ما تكون المجموعات الأكبر هي Beta-p أو Beta-Gamma أو Delta. تكون مجموعات دلتا بشكل عام نشطة للغاية وغالبًا ما تكون موقعًا للتوهجات الشمسية الرئيسية.

تسلسل تطوير مجموعة SUNSPOT GROUP: في الضوء الأبيض ، غالبًا ما يكون المؤشر المبكر لتطور مجموعة البقع الشمسية هو ظهور عدد قليل من المسام الصغيرة ، مفصولة أحيانًا بمسافة قصيرة ، وربما تكون مصحوبة بمؤشرات. في H-alpha ، تبدأ المجموعة ثنائية القطب كمنطقة بيضاوية صغيرة ساطعة من البلاج مع بضع ارتفاعات صغيرة. بعد عدة ساعات ، بدأت المسام ونظام الفتيل القوسي (AFS) المتراكب على لوح لامع للغاية في الظهور ، مكونين ما يعرف بمنطقة التدفق الناشئ (EFR). غالبًا ما يتخذ AFS شكل العديد من الخيوط الدقيقة المتقاربة التي تتقوس بين أنبوب التدفق المغناطيسي الناشئ وأقطاب # 8217s (غالبًا ما تتميز بالمسام) ، متتبعًا خطوط المجال مثل تلك الموجودة في شريط المغناطيس. تظهر خيوط AFS هذه حركة تصاعدية (إزاحة زرقاء) في الأعلى وتدفق لأسفل في النهايات (إزاحة حمراء). غالبًا ما يمكن رؤية النقاط المضيئة الصغيرة لانبعاثات H-alpha التي تدوم بضع دقائق فقط والمعروفة باسم Ellerman Bombs بالقرب من منتصف EFR. ثم يلي ذلك نمو سريع في EFR مع تكثيف بعض المسام أو دمجها لتشكيل أول بقعة شمسية. عادةً ما تتشكل (p) أو نقطة القطبية السابقة أولاً ثم تتحرك غربًا بالنسبة إلى النقطة القطبية التالية (f) (spot & # 8220Proper Motion & # 8221) إلى الرأس النهائي للمجموعة عند حوالي 1 كم / ثانية. بعد يوم إلى يومين من التكوين ، تتشكل البقع الأولى بشكل متكرر بين أسفل الظهر ، وتتوقف حركتها المناسبة أو تبطئ ، وعادة ما تختفي أو تنفجر خيوط القوس المتصلة بها. قد تستمر البقع (p) في التحرك غربًا طالما استمر تدفق جديد في الظهور (هذا عادة ما يترك بعض الشباك و AFS محدود بالقرب من مركز المجموعة حيث قد تتشكل في نهاية المطاف عدد قليل من المسام أو البقع). * يعد السطح اللامع مع خيوط القوس علامات جيدة على استمرار التدفق المغناطيسي الناشئ. * (و) ستبقى البقع إما ثابتة نسبيًا أو ستنجرف قليلاً نحو الشرق. في مجموعات البقعة النشطة الكبيرة ، قد تستمر البقع (f) أحيانًا في التطور حتى تنافس البقع (p) في الحجم. في بعض الأحيان ، تتطور بقعة (p) مصحوبة بغطاء ساطع فقط وعدد قليل من الخيوط الصغيرة بدلاً من النقاط الزائدة (مجموعة ألفا). نادرًا ما يُرى Plage قبل النقاط (p) ما لم تظهر قطبية معاكسة للقمر الصناعي. إذا ظهرت مناطق تدفق صغيرة ناشئة متوازنة من محور AFS المركزي ، فإن إصبع من أشكال اللوح يمتد إلى القطب الجديد حتى تعيد حقوله الاتصال. إذا ظهرت EFR بعمق داخل لوح ، فستكون بقعة القطبية المعاكسة محاطة بألياف قوس الانتقال الميداني التي تتصل بالغطاء. غالبًا ما تتشكل مجموعات بيتا عندما يتجمع أنبوب أو أنبوبان متجاوران لهما نفس الاتجاه معًا. يمكن أن تتكون المجموعات الممتدة من ظهور عدة ثنائيات أقطاب من طرف إلى طرف ، مما ينتج عنه أحيانًا بيتا جاما إذا اختلطت الأقطاب. يمكن لأنابيب التدفق المتعددة التي تظهر بشكل وثيق إلى حد ما معًا في تسلسل أو مائلة لبعضها البعض أن تشكل مجموعات جاما أو دلتا.

مع توقف ظهور التدفق المغناطيسي ، تتفاعل البقع الفردية للقطب (الثنائيات) بشكل متكرر مع الحقول المحلية والبقع الأخرى ، وتتصرف كما لو أنها لم تكن متصلة ببعضها البعض. غالبًا ما تشكل البقعة الرئيسية المهيمنة وصلات مغناطيسية إلى الحقول البعيدة ، وتشكل أحيانًا & # 8220moat & # 8221 حول نفسها تتكون من حلقة رقيقة غير مكتملة من السطوع ومجموعة من ألياف H-alpha الشعاعية تقريبًا ضعف عرض Penumbral. بمجرد أن تصبح المنطقة النشطة & # 8220mature & # 8221 (تصل إلى أقصى انتشار طولي) ، فإنها ستميل إلى الانخفاض ببطء وتتلاشى ما لم يظهر المزيد من التدفق لإبقائها على قيد الحياة. نادرًا ما تتحرك البقع الناضجة كثيرًا ، ولا تظهر نشاطًا كبيرًا ما لم يظهر تدفق جديد في مكان قريب. تكون الحركة الموضعية التي تؤدي إلى القص والتوهجات المغناطيسية دائمًا تقريبًا في منطقة التدفق الناشئة. ومع ذلك ، من المرجح إلى حد ما أن يظهر التدفق بالقرب من المكان الذي ظهر فيه سابقًا ، لذلك حتى البقع الناضجة تتحمل القليل من المراقبة. ينتج عن تطوير EFR الطبيعي مجموعة بقعة مسالمة إلى حد ما قد تكون قد أنتجت بعض التوهجات الطفيفة. بعد أسابيع قليلة من وجودها ، عادة ما تتقلص البقع وتتحلل إلى منطقتين أحاديتين منتشرتين ، تتميز أحيانًا بضعف سطوع H-alpha و / أو خيوط. في المجموعات المتراجعة ، تختفي عادةً بقع القطبية الأصغر قبل أن تبدأ البقع السائدة في الانحلال. تتحلل معظم المجموعات أخيرًا إلى بقعة p واحدة بدون لوح ، ثم يتقلص ببطء ويموت. مجموعات دلتا: تعتبر مناطق الدلتا من أكبر المناطق وأكثرها نشاطًا في الشمس. يتم تعريف دلتا على أنها قطبين أو أكثر من القطبية المعاكسة التي توجد داخل ظل واحد أو منطقة شبه جزئية. تكون الأقطاب المتقابلة بشكل عام ضمن درجتين من بعضها البعض. تتكون الدلتا عادة بإحدى الطرق الثلاث. 1. يظهر معقد واحد في الحال مع ثنائيات الأقطاب متشابكة والأقطاب معكوسة من قواعد Hale-Nicholson (أي: (f) القطبية تؤدي (p)). يُعرف هذا أحيانًا باسم مجموعة & # 8220Island Delta & # 8221. 2. تظهر مناطق قطبية ساتلية كبيرة بالقرب من النقاط الموجودة بحيث يدفع توسع منطقة التدفق الناشئ نقطة p إلى بقعة f أو العكس. 3. تصطدم مجموعة بقعة ثنائية القطب متنامية مع ثنائي القطب منفصل آخر بحيث يتم دفع القطبين المعاكسين معًا (هذا هو النمط الأكثر شيوعًا لتشكيل مجموعة دلتا). يتشكل فقط من الظل الناشئ ، وليس الشاطئ. إذا ظهر ثنائي القطب الجديد في الشاطئ فقط ، فقد تحدث مشاعل متواضعة دون تكوين مجموعة بقعة دلتا. إذا ظهر تحت أو اصطدم بشارة ذات قطبية معاكسة ، تحدث أشكال بقعة دلتا والتوهجات الأكبر. إذا اصطدم ثنائي القطب مع ظل من نفس القطبية ، فلا يندمج الاثنان بالضرورة ، بل يتعايشان بسلام. خصائص مجموعة دلتا: عادة ، تظهر الدلتا معظم الميزات التالية: 1. تكون مجموعات دلتا كبيرة دائمًا تقريبًا ، و 90٪ من المجموعات ذات القطبية المقلوبة تتمتع بمستوى عالٍ من النشاط ، خاصة في حدوث التوهجات الرئيسية. غالبًا ما يكون لديهم مظهر مظلي معقد أو غير منتظم أو & # 8220broken & # 8221. 2. تتشكل مجموعات دلتا من خلال الانضمام إلى نقاط قطبية معاكسة من ثنائيات أقطاب مختلفة ، والتي ترتبط بخطوط مجال مغناطيسي مقطوع ، بدلاً من خطوط القوة المباشرة (الفضاء الحر). جميع البقع داخل نفس منطقة Penumbral. 3. نادراً ما تدوم بقع دلتا أكثر من دوران شمسي واحد وهي إلى حد ما أقصر عمراً من البقع الأخرى من نفس الحجم (ومع ذلك ، قد تظهر بقع دلتا جديدة في نفس المجمع). 4. يتم عكس اتجاه قطبية نقطة دلتا بشكل عام بالمقارنة مع قواعد Hale-Nicholson. 5. لا تنفصل بقع دلتا عادة ، ولكنها تموت مقفلة معًا (نادرًا ما يتم إخراج أومبرا من المجموعة). 6. يتم تمييز مناطق دلتا النشطة عادةً بانبعاث H-Alpha الساطع خاصةً عندما يحدث فوق ظل ، مما يشير إلى استمرار ظهور التدفق. في بعض الأحيان ، يمكن رؤية خيوط تخرج من المجموعة أو تتقاطع معها.

الأصول والتصنيف: التوهجات هي إطلاق مكثف ومفاجئ للطاقة يحدث في المناطق التي يتم فيها إعادة تنظيم المجال المغناطيسي المحلي أو تغييره بسرعة بسبب إجهاد المجال المغناطيسي. عادة ما يحدث هذا الإجهاد عن طريق معارضة التدفق المغناطيسي الناشئ في منطقة نشطة موجودة أو بالقرب منها. يجب على التدفق الجديد إما إلغاء الحقول الموجودة أو دفعها جانبًا. نظرًا لأن خطوط المجال المضمنة في البلازما الشمسية يمكن إعادة ترتيبها ببطء فقط استجابة لهذه التغييرات ، يمكن أن يتراكم الضغط المغناطيسي إلى نقطة قصوى ، مما يؤدي في بعض الأحيان إلى حدوث توهج. يتم دفع التدفق الأقدم جانبًا ، مما يؤدي إلى إنشاء تدرجات قوية عند حواف الحقل الناشئ. عندما يظهر ثنائي القطب جديد ، عادة ما تتشكل النقطة p ثم تتحرك للأمام بمعدل سريع ، وتضغط على أي تدفق موجود قبلها. يتوسع الحقل الجديد ثنائي القطب & # 8217s أيضًا في اتجاهات أخرى ، ليحل محل الحقل القديم. مع اندفاع التدفق الجديد إلى التدفق الحالي للعلامة المعاكسة ، هناك بعض إعادة المحاذاة الفورية أو & # 8220reconnection & # 8221 للحقول (التي تم تمييزها بواسطة H-alpha Brightening) ، ولكن نظرًا لأن المادة يتم دفعها بعيدًا عن الطريق ، فإن خطوط الحقل تكون يتم قصها أو سحبها على طول الخط العمودي للحركة ، ويتم تشكيل خط محايد ، يُعرّف على أنه مناطق تقسيم حدود المجال المغناطيسي المنفصمة ذات قطبية مغناطيسية معاكسة. ملاحظة: لا يحدث أي من هذا إذا دفعت البقعة المتحركة إلى تدفق من نفس القطبية. أيضًا ، يحدث ضغط وقص الحقول بشكل عام فقط مع البقع الشمسية المتحركة وليس مع الحقول الرملية. يتشكل فتيل الخط المحايد أحيانًا على طول الخط المحايد ، مدعومًا بخطوط مجال أفقية مقطوعة. عند الدقة العالية ، تميل الخيوط والألياف الموجودة في المنطقة إلى الاستطالة والتوازي مع الخط المحايد ، مما يؤدي إلى أو من خيوط الخط المحايد الرئيسي. يتراكم الضغط المغناطيسي الناجم عن هذا القص إلى نقطة الانكسار ، عندما يكون من الممكن وجود اتصال مغناطيسي منخفض الطاقة للمواد مباشرة عبر الخط المحايد. أثناء حدوث إعادة الاتصال الهائلة هذه ، يتم إطلاق الطاقة المغناطيسية في وهج ، عادةً على طول أو بالقرب من جزء من الخط المحايد حيث يكون الضغط في أعلى مستوياته. تستحث إعادة المحاذاة السريعة للمجالات المغناطيسية التيارات الكهربائية الشديدة التي تسخن البلازما وتنتج سطوع H-alpha شديدًا ، والذي يتم تعريفه لسطوع التوهج على أنه ضعف مستوى انبعاث الكروموسفير العادي على الأقل.عندما يتلاشى التوهج ، يتم استبدال خط الحقل المنفصمة الناتج عن الحركة الأصلية والمميز بالخيوط ببروز حلقة أو أقواس انتقال المجال التي تقوس بشكل أكثر مباشرة بين منطقتين قطبيتين متعاكستين ، متتبعة خطوط الحقل الجديدة عموديًا تقريبًا على الأصل حدود الخط المحايد. عند هذه النقطة ، يتم توصيل المجالات المغناطيسية بأدنى حالة طاقة ممكنة ، وما لم يظهر تدفق إضافي ، يجب أن تنتهي التوهجات.

يرتبط تواتر التوهجات الشمسية ارتباطًا مباشرًا بنشاط البقع الشمسية ، مع حدوث القليل بالقرب من الحد الأدنى للبقع الشمسية. بالقرب من الحد الأقصى للبقع الشمسية ، تحدث التوهجات الصغيرة يوميًا تقريبًا ، ويمكن أن تحدث التوهجات الرئيسية عدة مرات في الأسبوع. يميل نشاط التوهج (وغالبًا ما يكون شدته) إلى الذروة في السنوات القريبة من أو بعد الحد الأقصى للبقع الشمسية. تحدث معظم التوهجات الشمسية في المناطق النشطة النامية أو المضطربة أو بالقرب منها ، حيث ترتبط أكبر التوهجات غالبًا بجاما ومجموعات بقعة دلتا (خاصة). يمكن غالبًا تجميع التوهجات الشمسية في فئتين: مدمجة وكبرى. عادة ما تكون التوهجات المدمجة أصغر حجماً وأكثر تواتراً إلى حد ما من التوهجات الرئيسية. غالبًا ما تحدث في حلقة موجودة مسبقًا أو نظام فتيل مقوس ، ويلاحظ القليل من التغيير الهيكلي في المنطقة. يمكن رؤية التوهجات المدمجة في مناطق التدفق الناشئة أو بالقرب منها ، وتنتج بشكل أساسي زيادات طفيفة أو لا تنتج على الإطلاق. تعتبر Subflares هي الأصغر من الفئة المدمجة ، وهي قصيرة العمر ، حيث تكون أكثر سطوعًا قليلاً من تلك الطبقة النشطة. تكون التوهجات الرئيسية أكثر عنفًا وأطول عمراً ، وتنتج في كثير من الأحيان اندفاعات كبيرة أو رشاشات من الغاز اللامع. غالبًا ما تنبعث منها أشعة سينية مكثفة وكتل من الجسيمات النشطة (مقذوفات الإكليل الكتلي) التي يمكن أن تؤدي لاحقًا إلى اضطرابات مغنطيسية أرضية على الأرض. غالبًا ما تغطي التوهجات الرئيسية مساحات كبيرة من الشمس ويمكن أن تسبب إشراقًا أو ظواهر تشبه التوهج على بعد مسافة ما من الحدث الرئيسي (سطوع الإلكترون). يمكن أحيانًا النظر إلى موجة موريتون التي تنتجها التوهجات النبضية على أنها قوس منتشر من السطوع يتوسع إلى الخارج عبر القرص الشمسي. يمكن لموجات موريتون أحيانًا أن تزعج أو تعطل بعض الخيوط الموجودة في مساراتها ، مما يجعلها تتلاشى في بعض الأحيان ، فقط لإصلاحها لاحقًا بالقرب من موقعها الأصلي. تظهر التوهجات على القرص الشمسي في كثير من الأحيان منطقتين من الانبعاثات على جانبي خط الانعكاس المغناطيسي ، لأن الطاقة المنبعثة في أي مكان في أنبوب التدفق ستسخن السطح بسرعة عند نقطتي قدم حيث يلتقي بالسطح. عندما يتعلق الأمر بالعديد من خطوط القوة ، يظهر شريطا انبعاث (Two Ribbon Flare). في التوهجات الكبيرة ، تستطيل الخيوط بسرعة على جانبي الخط المحايد وتنفصل بسرعة 5-20 كم / ثانية بينما تتشكل بروزات حلقة التوهج الضيقة لتوصيلها ، وترتفع أعلى في الهالة. إذا كان أحد الأشرطة بالقرب من بقعة شمسية ، فسيكون صغيرًا ومشرقًا ، لأن العديد من خطوط التدفق تتلاقى هناك. لن تعبر الشرائط عن البقعة لأن الجانب الآخر يتضمن خطوط مجال مغناطيسي متصلة بعيدًا عن التوهج. في المراحل المتأخرة ، تتطور الخيوط إلى خطين رفيعين يتكونان من تقاطع قشرة رقيقة من مادة إكليلية ساخنة مع السطح. نظرًا لأن إعادة الاتصال تعني أن أنبوبين للقوة يتبادلان نقاط النهاية الخاصة بهما ، يتوقع أحدهما أن تتوهج أربع مناطق ، ويمكن في كثير من الأحيان التقاطها في التوهجات الأكبر. في بعض الأحيان ، تعرض بعض التوهجات شريطا واحدا أو حتى ثلاثة شرائط مميزة بدلا من شريطين أو أربعة ، على الرغم من أن سبب ذلك غير واضح. يتم تصنيف التوهجات الشمسية من حيث الأهمية من خلال التدفق الضوئي أو الأشعة السينية أو الراديو. تُقاس شدة الأشعة السينية اللينة في نطاق أنجستروم 1-8 الذي ترصده أقمار الطقس GOES. يتم تحديد الفئات بواسطة الأحرف Bn (nx 10-7 w / m2) أو Cn (nx 10-6 w / m2) أو Mn (nx 10-5 w / m2) أو Xn (nx 10-4 w / m2) ) ، حيث n هو العدد الصحيح لكل قوة عشرة. وبالتالي ، فإن التوهج المصنف على أنه M3 سينتج تدفقًا ناعمًا للأشعة السينية قدره 0.0003 واط لكل متر مربع. بصريًا ، يتم ترتيب التوهجات حسب المنطقة بالدرجات المربعة لخط العرض الشمسي الذي تشغله على القرص. تبلغ الدرجة المربعة في مركز القرص الشمسي 12147 كيلومترًا على أحد الجوانب ، أو عند متوسط ​​المسافة بين الشمس و 8217 ثانية ، سيكون عرض كل جانب من جوانب المربع حوالي 17 ثانية من القوس. تتراوح الفئة البصرية من S (الإطارات الفرعية) إلى 4 (الأكبر).

المساحة (sqr. deg) فئة بصرية فئة الأشعة السينية النموذجية الناعمة
2.0 أو أقل S (ملفات فرعية) C2
2.1-5.1 1 م 3
5.2-12.4 2 X1
12.5-24.7 3 X5
أكثر من 24.7 4 X9

* تتم إضافة لاحقة (f ، n ، b) إذا كان السطوع خافتًا أو عاديًا أو ساطعًا ، بناءً على تقدير مرئي. تسلسل مضيئة: قد يسبق بعض سطوع H-alpha التدريجي في كثير من الأحيان العديد من التوهجات. * في كثير من الأحيان (خاصة في التوهجات الرئيسية) ، يرتفع خيوط الخط المحايد (أو خيوط منطقة نشطة أخرى قريبة) بعشرات الدقائق قبل التوهج الذي قد يصبح داكنًا بشكل استثنائي أو يتحول إلى اللون الأزرق أو يتسع في H-alpha *. بعد ذلك ، ينفجر التوهج مع انبعاث H-alpha اللامع فيما يعرف باسم مرحلة الفلاش Flash Phase. يتكون انبعاث التوهج عادةً من ثلاثة أجزاء: حبات صغيرة ساطعة (غالبًا ما تكون أول ميزة تُرى) حيث يكون خط H-alpha عريضًا والشدة تصل إلى ثلاثة أضعاف استمرارية الغلاف الضوئي ، وهي مساحة واسعة من انبعاث أضيق (حوالي 1 Angstrom) تشارك بشكل مباشر في إطلاق الطاقة الرئيسي ، وحلقات ما بعد التوهج اللامعة التي تربط الشريطين. مع اندلاع التوهجات الكبيرة ، غالبًا ما ينفجر خيط الخط المحايد ، مكونًا رذاذًا ، بينما في حالات أخرى ، إما أن يتمدد الفتيل لأعلى إلى بروز ثوراني يشبه الحلقة الملتوية ، أو ينفصل مع التواء واضطراب كبير في بداية التوهج. بالإضافة إلى ذلك ، يمكن رؤية المواد المشتتة بواسطة التوهج بالقرب من الطرف وهي تنخفض مرة أخرى كـ & # 8220Coronal Rain & # 8221 بعد توقف التوهج. عادةً ما ينفجر خيوط مثبتة على لوح أو بقعة شمسية في توهج بسبب التعارض بين المجال المغناطيسي شبه الرأسي / المظلة وحقل الشعيرة الأفقي. إذا لم ينفجر الخيط ، فقد تشتعل المنطقة مرة أخرى (مشاعل متماثلة) ، لأن إجهاد القص المغناطيسي لا يزال موجودًا.

في كثير من الأحيان ، سيحدث التوهج في نهاية معينة من خيوط خط netural حيث يتعارض التدفق المغناطيسي من البقع الشمسية المتحركة هو الأكبر. في بعض الأحيان ، لا يتم تمييز الخط المحايد بأي خيط واحد مميز ، أو يحتوي على خيوط ضيقة جدًا ويصعب رؤيتها. يحدث هذا غالبًا عندما يظهر تدفق قطبية f فجأة قبل بقعة p مطورة جيدًا. بعد ذلك ، يبدو أن التوهجات تخرج من العدم (تؤدي أحيانًا إلى زيادة مفاجئة) ، لكنها لا تزال بالقرب من خط محايد. قد لا يمكن أيضًا رؤية خيوط الخطوط المحايدة السابقة بسهولة عندما يستبدل EFR بسرعة الحقول الموجودة الأضعف ، مما يؤدي إلى توهجات مدمجة أو أصغر. تتميز معظم التوهجات بارتفاع أولي سريع نسبيًا في السطوع ، حيث تقترب الشدة القصوى في بضع دقائق فقط. ثم يظل السطوع مرتفعًا لفترة أطول قليلاً من وقت الارتفاع قبل أن ينخفض ​​ببطء. ومع ذلك ، فإن بعض التوهجات أو الظاهرة الشبيهة بالوهج المصنفة على أنها أحداث طويلة الأمد (LDEs) لها ارتفاع تدريجي في السطوع وأقل اندفاعًا ، وتستمر أحيانًا لمدة تصل إلى 12 ساعة.

توهجات الضوء الأبيض: قد تكون التوهجات الشديدة التي لها انبعاث ساطع فوق الظلال الداكنة أو الظلمة مرئية في بعض الأحيان لفترة وجيزة (أقل من 10 دقائق) في الضوء الأبيض كبقع صغيرة ساطعة. ومع ذلك ، فإن مشاعل الضوء الأبيض نادرة. الضوء الأبيض & # 8220 جسور الضوء & # 8221 بين أومبرا ليست مشاعل ضوئية بيضاء ، لأنها ظاهرة طويلة العمر نسبيًا بحتة ضوئية ولا تحدد سوى الأماكن التي تكون فيها ألياف البقع الشمسية ضعيفة أو غائبة.

مسبقة الاشتعال الرئيسية: التنبؤ الدقيق بالوهج صعب في أحسن الأحوال. ومع ذلك ، قد تشير كل من الظروف التالية (منفردة أو مجتمعة) إلى احتمال حدوث توهج كبير في المستقبل القريب. 1. مجموعات دلتا ، ولا سيما تلك من الأصول 1 و 2. 2. البقع الشمسية تحجب أومبراي بانبعاثات H-alpha ، أو ظل كبير بدون ظلمات. 3. انبعاث H-alpha شديد السطوع والذي يشير إلى ظهور التدفق. 4. اندلاع تدفق جديد على الجانب الرائد من شبه الظل من بقعة p المهيمنة. 5. خيوط تتقاطع أو تطوق بشكل وثيق مجموعة بقعة دلتا. 6. التكوينات المغناطيسية المنفصمة بقوة (مجموعات مقلوبة ، استطالة قوية للظل (خاصة في أزواج من القطبية المعاكسة) ، محاذاة ليفي منحنية للغاية على نطاق واسع ، إلخ.). مشاعل بلا بقعة: في بعض الأحيان ، تحدث التوهجات عندما تنفجر خيوط كبيرة مغروسة في لوح واسع متخلف من منطقة نشطة قديمة تلاشت بقعها الشمسية. مع تحلل الحقول القديمة ، أو ظهور EFR جديد تحتها ، يصبح الخيط أحيانًا غير مستقر وينفجر لأعلى ، مما ينتج عنه إشراق على مساحة واسعة إلى حد ما. لا تكون عادةً عنيفة مثل التوهجات الرئيسية ، ويحدث القليل من السطوع إذا كان الفتيل بعيدًا جدًا عن السطح (انظر الانفجارات Brusque في قسم البروز).

مراجع صورة الميزة الشمسية من سترات الشمس

المناطق النشطة: ص 163 ، 319 ، 327 شبكة كروموسفيرية: ص. 156-7 DELTA GROUP: ص 334 (إشعال ص 359 و 345) زيادة القرص: ص 299 ، 278 سطوع إلكتروني: ص. 344 EMERGING FLUX REGIONS: p.172، 310-313 *** (ملاحظة: التعليق في الصفحة 310 يشير في الواقع إلى الصور الموجودة في الصفحة 313 ، والتعليق على 312 يشير إلى الصور الموجودة في الصفحة 310) ELLERMAN BOMBS: p .211 ، ص 172- (شكل 7.11 أ في مناطق التدفق الناشئة) ، 314 انتشار متفجر: ص 269 ، 270 ، 295 أعمدة الانتقال الميداني: ص 163 ، 172-4 ، 310-313 انتشار HEDGEROW: ص 265 - (طرف)، 268- (قرص)، 293- (قرص فوق طرف) FLARE LOOPS: p.282-3، 355 LIMB FLARE: p.272، 277، 354 LIMB SPRAY: p.280 LIMB SURGE: p.277 موريتون ويف: ص. 357 خطوط محايدة: الصفحات 174-5 ، 286 ، 338 ، 349- (مشتعل) الانتشار السريع: ص. 267 ، 268 وميض الطاقة الشمسية: الصفحات 344-5 ، 349 ، 352- (قريب من الأطراف) ، 359 SPICULES: ص 161 ، 157 ، 159 بقعة الشمس: ص 2 (ضوء أبيض) ، ص. 117-120 (التحبيب) 2 RIBBON FLARE: p.281 WHITE-LIGHT FLARE: p.360، 371 (b)

لمزيد من المعلومات حول الطاقة الشمسية: من المحتمل أن يكون كتاب Zirin & # 8217s * الفيزياء الفلكية للشمس * هو أفضل مصدر للمعلومات التفصيلية ، وقد أوصيت به بشدة ، خاصة بالنسبة للصور الفوتوغرافية. النص تقني إلى حد ما في بعض الأماكن ، ويحتوي على الكثير من الفيزياء على مستوى البكالوريوس والدراسات العليا. تميل المعلومات المتعلقة بالهواة إلى أن تكون مبعثرة قليلاً في جميع أنحاء الكتاب ، لذا كن مستعدًا لإجراء بعض البحث. لا أقدم أي ضمانات مطلقة بشأن دقة جميع المعلومات التي قمت باختصارها وتقديمها هنا. الغرض منه هو فقط أن يكون دليلاً عامًا لإفادة مراقب ألفا H-alpha الهاوي ، ولا يجوز إعادة إنتاجه من أجل الربح


مراقبة خط الهيدروجين - التداخل من الأشجار - علم الفلك

بدأت مجموعة TAO (البروفيسور Y. Yoshii) في معهد علم الفلك المراقبة العلمية في الطول الموجي القريب من الأشعة تحت الحمراء عند تلسكوب الأشعة تحت الحمراء 1 متر على قمة جبل. Chajnantor في شمال تشيلي ، يسمى مشروع مرصد جامعة طوكيو أتاكاما (TAO). يبلغ ارتفاع المرصد 5640 مترًا ، مما يجعله أعلى تلسكوب في العالم. هنا ، امتصاص الغلاف الجوي ، وخاصةً بواسطة بخار الماء ، أصغر بكثير من امتصاصه عند مستوى سطح البحر ويمكننا ملاحظة الأشعة تحت الحمراء التي كان من الصعب الحصول عليها في المرافق الحالية. هذا المشروع هو أيضا مستكشف لمشروع التلسكوب 6.5 متر المخطط له.

بعد أول ضوء هندسي ناجح للتلسكوب 1 متر بكاميرا بصرية CCD في مارس 2009 ، بدأنا المراقبة العلمية بتركيب كاميرا تصوير بالأشعة تحت الحمراء القريبة ذات حساسية عالية بطول موجة من 1 إلى 2.5 ميكرومتر في يونيو 2009. هذه الكاميرا محسّنة لـ رصد خط انبعاث باشن ألفا عند 1.875 ميكرومتر يشع من غاز الهيدروجين المتأين ، وهو قوي جدًا وقليلًا من جزيئات الغبار بين النجوم ، مما يعني أنه يمكننا النظر من بعيد إلى مجرتنا. المشكلة هي أن امتصاص الغلاف الجوي لبخار الماء يمنعنا من ملاحظته من الأرض. ومع ذلك ، فإن تلسكوب miniTAO على ارتفاع 5600 متر يمكننا من إجراء مثل هذه المراقبة.

في الملاحظة الأولى في خط انبعاث باشن-ألفا الذي تم إجراؤه في 9 يونيو 2009 ، نجحنا في الحصول على صور مناطق مركز المجرة. هذه هي المرة الأولى التي نحصل فيها على صورة باشن ألفا لجسم المجرة من الأرض. تُظهر الصور التي تم الحصول عليها ميزات مثيرة للاهتمام ، مثل هيكل باشن ألفا الممتد الذي يتطابق مع صورة سلسلة الراديو بشكل جيد ، مما يشير بوضوح إلى أن هذه هي سحابة غاز الهيدروجين المتأين. ومع ذلك ، لا تظهر بعض الهياكل الراديوية في Paschen-alpha ، مما يعني وجود عدة أنواع من الهياكل في مركز المجرة. مثل هذه المقارنة ضرورية لفهم ما يجري في مركز المجرة.

سنبدأ المسح التصويري واسع النطاق لمركز المجرة في خط انبعاث باشن ألفا لفحص توزيع سحب غاز الهيدروجين ، والذي سيكشف أخيرًا الهيكل الحقيقي لمجرتنا درب التبانة.

تم تركيب تلسكوب miniTAO 1 متر على ارتفاع 5640 مترًا في صحراء أتاكاما في شمال تشيلي.

الشكل 1 (أعلى): منظر عام لمرصد TAO. تحتوي القبة البيضاء على اليمين على التلسكوب.

الشكل 2 (أسفل): منظار التلسكوب 1 متر وكاميرا الأشعة تحت الحمراء القريبة. الهيكل الأسود هو التلسكوب ، والجزء الفضي أسفل اللوحة الدائرية الحمراء هو الكاميرا.

تم الحصول على صور منطقة مركز المجرة بواسطة تلسكوب miniTAO 1m. يظهر مركز المجرة على الجانب الأيمن من الصورة كمجموعة نجمية كثيفة ذات لون برتقالي. يوجد ثقب أسود فائق الكتلة في وسط الكتلة.

الشكل 3 (أعلى): صورة ملونة لمركز المجرة ، حيث يتم تعيين اللون الأحمر لـ Paschen-alpha (1.875 ميكرومتر) و 2.07 ميكرومتر للضوء المتواصل ، والأخضر إلى 1.87 ميكرومتر من الضوء ، والأزرق إلى 1.91 ميكرومتر. الهيكل الممتد الذي يظهر في اللون الأحمر المتوافق مع المنطقة التي تنبعث منها خط انبعاث باشن ألفا.

الشكل 4 (أسفل): مثل الشكل 3 ، متداخل مع موضع مركز المجرة واتجاه مستوى المجرة.


شاهد الفيديو: الفصل الرابع فاكهة العوامل المؤثرة على تكوين البراعم الزهرية في أشجار الفاكهة الجزء الأول (يوليو 2022).


تعليقات:

  1. Peterson

    أنت أشخاص موهوبون جدًا

  2. Tu

    قل لي ماذا علي أن أفعل.

  3. Ashburn

    أنا أعتبر، ما هو موضوع مثير جدا للاهتمام. أقترح عليك مناقشة هنا أو في رئيس الوزراء.

  4. Salmaran

    شكرا لمساعدتكم في هذا الأمر ، الآن سأعرف.



اكتب رسالة