الفلك

كيف يتم تحديد أن الأشعة السينية وشدة الراديو تأتي من جسر مجال مغناطيسي بين مجموعتين من المجرات؟

كيف يتم تحديد أن الأشعة السينية وشدة الراديو تأتي من جسر مجال مغناطيسي بين مجموعتين من المجرات؟


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.

اكتشف علماء الفلك في Gizmodo مجالًا مغناطيسيًا غامضًا يمتد على مدى 10 ملايين سنة ضوئية يربط بين مجموعتين من المجرات الصورة أدناه ، كما يناقشها أيضًا `` جسر راديو '' غريب بطول 10 ملايين سنة ضوئية.

كلاهما مرتبطان بالورقة الجديدة في Science A ريدج راديوي يربط بين مجموعتين من المجرات في خيوط من الشبكة الكونية (أيضًا arXiv).

ما جمعته حتى الآن هو أنه رأيت بين مجموعتين من المجرات المعروفة والمميزة ، هناك منطقة بها بعض الطاقة الراديوية المستمرة الزائدة عند 140 ميجاهرتز وبعض طاقة الأشعة السينية الزائدة.

ليست أي من هاتين الميزتين طيفيتين ، لذا لا يمكن ربط مسافاتهما بالعناقيد المجرية عن طريق إزاحة دوبلر.

سؤال: كيف يعرفون أن كلا من الأشعة السينية والراديو يأتيان حقًا من الفضاء بين هاتين المجموعتين من المجرات ، وليس أمامها أو خلفها؟

"نقاط المكافأة" كيف تظهر "معلمة y" الخاصة بلانك في هذا المزيج؟

"سلسلة من التلال الراديوية تربط بين مجموعتين من المجرات في خيوط من الشبكة الكونية" ، F. Govoni et al. 2019، علوم. بصري: DSS و Pan STAARS (داخلي) - أحمر ، الأشعة السينية: XMM-Newton - أصفر ، معلمة y: قمر بلانك - أزرق ، راديو 140 ميجاهرتز: LOFAR. اعتمادات الصورة: M. Murgia - INAF

المجموعتان المجريتان وحافة الراديو المتداخلة. الصورة: DSS و Pan-STARRS1 (بصري) ، XMM-Newton (X-rays) PLANCK Satellite (y paramter) ، F. Govoni ، M. Murgia ، INAF


أعتقد أن الإجابة هي أنها في الأساس مسألة ارتباط في السماء ، على الرغم من وجود بعض القيود الإضافية (الضعيفة).

أول شيء يجب ملاحظته هو أن هناك ثلاثة الملاحظات المرتبطة بالسماء: انبعاث الأشعة السينية (الذي عُرف عنه منذ منتصف التسعينيات) ، وانبعاث LOFAR الذي تم اكتشافه حديثًا 140 ميجاهرتز ، ودليل على تأثير Sunyaev-Zel'dovich في نفس المنطقة ، من Planck البيانات (على سبيل المثال ، Bonjean et al. 2018). من التسمية التوضيحية إلى الشكل 3 في الورقة الجديدة: "تُظهر بيانات Planck جسرًا من الغاز بين زوج من مجموعات المجرات Abell 0399 - Abell 0401 ، في نفس الموقع مثل سلسلة LOFAR." ومن النص الرئيسي: "تقع سلسلة التلال اللاسلكية على طول خيوط الغاز التي تربط Abell 0399 و Abell 0401 المكتشفة مع Planck (9 ، 10)."

(إن "بلانك $ y $-parameter "، المعروف أيضًا باسم" معلمة Compton "، يشير إلى قياس تأثير Sunyaev-Zel'dovich بسبب تشتت كومبتون العكسي لفوتونات إشعاع الخلفية الكونية ، المستمدة من بيانات القمر الصناعي بلانك. أعتقد أنه يتناسب مع الخط- جزء لا يتجزأ من ضغط الغاز.)

يحتوي طيف Suzaku X-ray لهذه المنطقة (على سبيل المثال ، الشكل 2 من Fujita et al.2008 ؛ انظر أدناه) على بعض الميزات الطيفية ، بما في ذلك خط انبعاث Fe K. نظرًا لانخفاض الدقة الطيفية ، فإن هذه الميزات لا تقيد الانزياح الأحمر للغاز الباعث للأشعة السينية بشدة (وأعتقد أن فوجيتا وزملاؤه قاموا بإصلاح الانزياح الأحمر عند متوسط ​​المجموعتين في تحليلهم) ، ولكنه قد يكون ملحوظًا إذا اختلف بأكثر من $ sim 0.1 دولار في الانزياح الأحمر.

من الشكل 2 لفوجيتا وآخرون. (2008): طيف الأشعة السينية لسوزاكو لجزء من منطقة "الجسر" بين المجموعتين. يتم ملاحظة البيانات باللون الأسود ، والأحمر هو النموذج المشترك ، بما في ذلك الخلفية المجرية وخلفية المجرة (الأزرق المتقطع) ، والانبعاثات من الغاز بين المجموعات (الأخضر).


مسرد طقس الفضاء

دليل "اتساع مكافئ" لمدة 3 ساعات للنشاط المغنطيسي الأرضي لمحطة معينة أو شبكة من المحطات (ممثلة بشكل عام هنا بـ k) معبراً عن مدى الاضطراب في المجال المغناطيسي الأفقي. يتم قياس "ak" من مؤشر K لمدة 3 ساعات وفقًا للجدول التالي:

ك 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9
الملقب 0 3 7 15 27 48 80 140 240 400

في NOAA يتم استخدام هذه القيم مباشرة للأغراض التشغيلية. ولكن لتحويل قيم ak إلى nanoteslas (nT) ، يجب إيجاد عامل تحويل محلي (معتمد على المحطة) بقسمة الحد الأدنى للمحطة لـ K = 9 على 250. على سبيل المثال ، في Boulder و Fredericksburg ، الحد الأدنى لـ K = 9 هو 500 nT وبالتالي فإن العامل هو 2 وبالتالي فإن قيم ak لهذه المحطات هي 2 nT. (للحصول على سعة مكافئة في نانوتيسلا لبولدر أو فريدريكسبيرغ ، يجب مضاعفة قيمة المؤشر.)

متوسط ​​"سعة مكافئة" لمدة 3 ساعات للنشاط المغناطيسي استنادًا إلى بيانات مؤشر K من شبكة كوكبية مكونة من 11 مرصدًا مغناطيسيًا شماليًا و 2 من نصف الكرة الجنوبي بين خطي عرض مغناطيسي أرضي يبلغ 46 درجة و 6 درجات بواسطة lnstitut fur Geophysik في Gottingen ، ألمانيا يتم إعطاء قيم ap بوحدات 2 nT.

قطعة من خطوط عرض المنطقة النشطة الشمسية المرصودة مقابل الوقت. يوضح هذا الرسم البياني ، الذي يشبه الفراشة ، أن متوسط ​​خط العرض لتكوين المنطقة النشطة ينحرف من خطوط العرض العالية إلى المنخفضة أثناء دورة البقع الشمسية.

انفجار مفاجئ للطاقة في الغلاف الجوي الشمسي يستمر من دقائق إلى ساعات ، ينبعث منه الإشعاع والجسيمات. يتم تصنيف التوهجات على أساس المنطقة في وقت السطوع الأقصى في H-alpha وعلى ذروة التدفق لمدة دقيقة واحدة بمتوسط ​​GOES XRS 0.1 - 0.8 نانومتر للأشعة السينية. لتصنيفات توهج الأشعة السينية ، راجع تعريف فئة توهج الأشعة السينية. يتم تقديم تصنيفات H-alpha هنا ..

الأهمية 0 (Subflare): & lt = 2.0 درجة مربع نصف كروي
الأهمية 1: 2.1-5.1 درجة مربعة
الأهمية 2: 5.2-12.4 درجة مربعة
الأهمية 3: 12.5-24.7 درجة مربعة
الأهمية 4: & GT = 24.8 درجة مربعة

[درجة مربعة واحدة تساوي (1.214 × 10 4 كم 2) = 48.5 جزء من مليون جزء من نصف الكرة الشمسي المرئي.] بشكل عام يتم إلحاق مؤهل السطوع F أو N أو B بالحرف المهم للإشارة إلى الباهتة أو العادية أو اللامعة ( على سبيل المثال ، 2 ب).

الاختلافات الطبيعية في المجال المغنطيسي الأرضي مصنفة كميًا إلى مستويات عاصفة هادئة وغير مستقرة ونشطة ومغناطيسية أرضية وفقًا لمؤشر مرصود:

مكونات المجال المغنطيسي الأرضي على سطح الأرض. عادة ما يتم الإشارة إلى هذه العناصر في الأدبيات:

X- المكون الجغرافي باتجاه الشمال

ص- المكون الجغرافي باتجاه الشرق

Z- المكون الرأسي ، محسوبًا موجبًا لأسفل

H- الشدة الأفقية ، المقدار (X 2 + y 2) 1/2

و- الشدة الكلية (H 2 + Z 2) 1/2

زاوية الميل (أو الانحدار) ، تان -1 (Z / H)

D- زاوية الميل ، مقاسة من اتجاه الشمال الجغرافي إلى اتجاه المكون H ، موجبة في اتجاه الشرق.

ومع ذلك ، في استخدام NOAA ، تسمى المكونات المغنطيسية الأرضية باتجاه الشمال والمكونات المغناطيسية الأرضية باتجاه الشرق بالمكونين H و D. يتم تحديد اتجاه المحور H بالاتجاه المتوسط ​​للمكون الأفقي بالنسبة للشمال المغنطيسي الأرضي باستخدام تقريب الزاوية الصغيرة. وبالتالي فإن المكون D = H (الكثافة الأفقية) مضروبًا في دلتا D (زاوية الانحراف بالنسبة للشمال المغنطيسي الأرضي ، معبرًا عنها بالراديان).

Kp هو فهرس شائع يستخدم للإشارة إلى شدة الاضطرابات المغناطيسية العالمية في الفضاء القريب من الأرض. Kp هو مؤشر يعتمد على متوسط ​​مؤشرات K الموزونة في 13 مرصدًا للمجال المغناطيسي الأرضي. وهو يعتمد على نطاق تغير المجال المغناطيسي خلال فترات زمنية تبلغ 3 ساعات والتي تسببها ظواهر أخرى غير التباين النهاري والمكونات طويلة الأجل لتغيرات وقت العاصفة. تتراوح قيم Kp من 0 (هادئ جدًا) إلى 9 (مضطرب جدًا) في 28 خطوة منفصلة ، مما ينتج عنه قيم 0 ، 0+ ، 1- ، 1 ، 1+ ، 2- ، 2 ، 2+. 9.

يتم حساب Kp المقدرة بواسطة NOAA في الوقت الفعلي تقريبًا.

يتم حساب مؤشر الكواكب الرسمي ، بعد الحقيقة ، كل 3 ساعات للنشاط المغنطيسي الأرضي مرتين شهريًا بواسطة GeoForschungsZentrum (GFZ) (مركز أبحاث علوم الأرض) ، من مؤشرات K التي لوحظت في 13 محطة بشكل أساسي في نصف الكرة الشمالي . تُستخدم مؤشرات Kp ، التي يعود تاريخها إلى عام 1932 ، لتحديد مؤشرات ap.

تصنيف الطابع المغناطيسي للبقع الشمسية وفقًا للقواعد التي وضعها مرصد ماونت ويلسون في كاليفورنيا.

تم تطوير مخطط تصنيف الاختزال لإيصال المستويات المعقدة والمربكة في كثير من الأحيان للاضطرابات في البيئة الشمسية-الأرضية. يتم تمثيل ثلاثة أحداث نموذجية على النحو التالي: العواصف الجيومغناطيسية (G) ، عواصف الإشعاع الشمسي (S) ، وانقطاع الراديو (R). يتم إضافة مؤهل عددي إلى نوع الحدث للإشارة إلى شدة الاضطراب. يتم تعريف هذه المؤهلات على النحو التالي:

1 تحت السن القانوني
2 معتدل
3 قوي
4 شديدة
5 شديد

انظر الملحق أ للحصول على أوصاف كاملة للتأثيرات العادية على نظام الأرض ، ومستويات العتبة ، وتكرار حدوث الأحداث.

انبعاث الشمس في أطوال موجات الراديو من سنتيمترات إلى ديكامتر ، في ظل كل من الظروف الهادئة والمضطربة. يتم تحديد بعض الأنماط ، والمعروفة باسم عواصف ضوضاء ، ورشقات نارية ، وعمليات مسح على النحو الموصوف أدناه. يتم تصنيف هذه الأنواع من الانبعاثات بشكل شخصي على مقياس أهمية من 1 إلى 3 ، ويمثل 3 الأكثر كثافة.

النوع الأول: عاصفة ضوضاء تتكون من عدة رشقات قصيرة ضيقة النطاق في نطاق الطول الموجي المتر (300-50 ميجاهرتز) ، ذات شدة متغيرة للغاية. قد تستمر العاصفة من عدة ساعات إلى عدة أيام.

اكتب ll. انبعاث ضيق النطاق يبدأ في نطاق متر (300 ميجاهرتز) ويمتد ببطء (عشرات الدقائق) باتجاه أطوال موجية ديكامتر (10 ميجاهرتز). تحدث انبعاثات النوع الثاني في ارتباط فضفاض مع التوهجات الرئيسية وهي تدل على موجة صدمة تتحرك عبر الغلاف الجوي للشمس.

النوع الثالث. رشقات نارية ضيقة النطاق تكتسح بسرعة (ثوانٍ) من ديسيمتر إلى أطوال موجية ديكامتر (500-0.5 ميجاهرتز). غالبًا ما تحدث في مجموعات وتكون سمة عرضية للمناطق النشطة الشمسية النشطة.

النوع الرابع. سلسلة متصلة سلسة من الرشقات ذات النطاق العريض بشكل أساسي في نطاق المتر (300-30 ميجاهرتز). تحدث هذه الانفجارات مع بعض أحداث التوهج الرئيسية التي تبدأ من 10 إلى 20 دقيقة بعد التوهج الأقصى ويمكن أن تستمر لساعات.

النوع V. ضجيج مستمر قصير المدة (بضع دقائق) في نطاق dekameter المرتبط عادةً بالرشقات من النوع III.

أحداث منخفضة جدًا للأشعة السينية أقل من فئة C.

معتدلة - معزولة (من واحد إلى 4) أحداث أشعة سينية من الفئة M.

عالية - عدة (5 أو أكثر) M5 أو أكبر من أحداث الأشعة السينية.

مواصفات موقع على سطح الشمس. موقع ميزة معينة على الشمس (على سبيل المثال ، بقعة شمسية) معقد بسبب حقيقة أن هناك ميلًا بمقدار 7.25 درجة بين مستوى مسير الشمس ومستوى خط الاستواء الشمسي بالإضافة إلى تذبذب حقيقي لمحور دوران الشمس. (يتم محاذاة القطب الشمالي الشمسي والقطب الشمالي السماوي مرتين فقط في السنة.) وبالتالي ، لتحديد موقع على السطح الشمسي ، يلزم وجود ثلاثة إحداثيات (P ، B ، L) لتحديد الشبكة. يتم سرد القيم اليومية للإحداثيات في التوقيت العالمي المنسق (UTC) في التقويم الفلكي الذي ينشره المرصد البحري الأمريكي سنويًا. يتم تعريف المصطلحات المستخدمة للإشارة إلى الإحداثيات على النحو التالي:

زاوية P: زاوية الموقع بين القطب الشمالي لمركز الأرض والقطب الشمالي الدوراني للشمس تقاس باتجاه الشرق من مركز الأرض الشمالي. النطاق في P هو زائد أو ناقص 26.31 درجة.

Bo: خط العرض الهليوغرافي للنقطة المركزية للقرص الشمسي يسمى أيضًا الزاوية B. نطاق B هو زائد أو ناقص 7.23 درجة ، لتصحيح ميل مسير الشمس فيما يتعلق بالمستوى الاستوائي الشمسي.

مثال: إذا كانت (P ، B) = (-26.21 ° ، -6.54 °) ، فإن خط العرض الهليوجرافي للنقطة المركزية على القرص الشمسي هو -6.54 ° (القطب الشمالي غير مرئي) ، والزاوية بين الإسقاط على قرص القطب الشمالي لمركز الأرض والقطب الشمسي الشمالي هو 26.21 درجة إلى الغرب.

L: خط الطول الهليوغرافي للنقطة المركزية للقرص الشمسي. يتم تحديد قيمة خط الطول بالرجوع إلى نظام خطوط الطول الثابتة التي تدور على الشمس بمعدل 13.2 درجة / يوم (متوسط ​​معدل الدوران الملاحظ من عبور الزوال المركزي للبقع الشمسية). يتم تعريف خط الزوال القياسي على الشمس على أنه خط الزوال الذي يمر عبر العقدة الصاعدة لخط استواء الشمس في 1 يناير 1854 عند 1200 بالتوقيت العالمي المنسق ويتم حسابه لليوم الحالي بافتراض فترة دوران فلكية منتظمة تبلغ 25.38 يومًا. بمجرد معرفة P و B و L ، يمكن تحديد خط العرض ومسافة الزوال المركزية وخط الطول لميزة شمسية معينة على النحو التالي:

خط العرض. المسافة الزاوية من خط الاستواء الشمسي ، مقاسة شمالًا أو جنوبًا على طول خط الزوال.

مسافة الزوال المركزية (CMD). المسافة الزاوية في خط الطول الشمسي مقاسة من خط الزوال المركزي. هذا الموضع متعلق بالمنظر من الأرض وسيتغير مع دوران الشمس. لذلك ، لا ينبغي الخلط بين هذا الإحداثيات والمواقف الهليوغرافية الثابتة فيما يتعلق بالسطح الشمسي.

خط الطول. المسافة الزاوية من خط الزوال القياسي (خط طول هيليوغرافي 0 درجة) ، مقاسة من الشرق إلى الغرب (من 0 إلى 360 درجة) على طول خط استواء الشمس. يتم حسابه من خلال الجمع بين CMD وخط الطول المركزي في وقت المراقبة ، مع التقريب بين قيم التقويم الفلكي (لـ 0000 UT) باستخدام المعدل التجميعي للدوران الشمسي (27.2753 يومًا ، 13.2 درجة / يوم).

وفقًا لما ابتكره McIntosh ، هو تعيين مكون من 3 أحرف لخصائص الضوء الأبيض لمجموعة البقع الشمسية. الشكل العام للتسمية هو Zpc. يتم اختيار حرف واحد من كل فئة من الفئات الثلاث التالية.

مرتبة التوهج بناءً على ناتج طاقة الأشعة السينية. يتم تصنيف التوهجات بواسطة NOAA وفقًا لترتيب حجم شدة ذروة الاندفاع (I) المقاسة على الأرض بواسطة الأقمار الصناعية في النطاق 0.1 إلى 0.8 نانومتر على النحو التالي:


مقدمة

عناقيد المجرات هي أكبر أنظمة مرتبطة بالجاذبية في الكون ، بكتل نموذجية تبلغ حوالي 10 15 م.شمس، وحجم حوالي 100 مليون قطعة 3. معظم المادة الجاذبة في أي عنقود تكون في شكل مادة مظلمة (80٪). بعض المواد المضيئة موجودة في المجرات (3-5٪) ، والباقي موجود في غاز ساخن منتشر (15-17٪) ، تم الكشف عنه في الأشعة السينية من خلال انبعاثها الحراري. يشار إلى هذه البلازما الحرارية ، التي تتكون من جزيئات طاقات متعددة keV ، باسم Intracluster Medium (ICM). تم الحصول على معظم المعرفة التفصيلية عن مجموعات المجرات في السنوات الأخيرة من دراسة ICM من خلال علم الفلك بالأشعة السينية.

تتشكل المجموعات من خلال عمليات تشكيل الهيكل الهرمي. في هذا السيناريو ، تشكلت الوحدات الأصغر (المجرات والمجموعات والعناقيد الصغيرة) أولاً ثم اندمجت تحت تأثير الجاذبية إلى وحدات أكبر وأكبر بمرور الوقت. الاندماجات العنقودية هي الآلية التي يتم من خلالها تجميع المجموعات. تشكل المناطق الأكثر كثافة بنية خيطية في الكون ، وتتشكل العناقيد داخل الخيوط ، غالبًا عند تقاطعها ، عن طريق مزيج من عمليات الدمج الكبيرة والصغيرة. تعد عمليات الاندماج العنقودية الرئيسية من بين أكثر الأحداث نشاطًا في الكون منذ الانفجار الكبير (Sarazin 2002). أثناء عمليات الاندماج ، يتم توجيه الصدمات إلى داخل آلية ICM ، مع ما يليها من اضطرابات. يبدو أن نشاط الاندماج ، الذي ميز الكثير من تاريخ الكون ، مستمر في الوقت الحاضر ويفسر الوفرة النسبية للبنية التحتية وتدرجات درجة الحرارة المكتشفة في مجموعات من المجرات بواسطة الملاحظات البصرية والأشعة السينية.

في النهاية ، تصل العناقيد إلى حالة استرخاء ، تتميز بوجود مجرة ​​عملاقة في المركز ، وذروة سطوع محسّنة لسطح الأشعة السينية في اللب. يحتوي الغاز الساخن في المركز على كثافة عالية ، مما يدل على أوقات تبريد إشعاعية قصيرة ، عادةً ما تكون أقل بمرتبة أو درجتين من زمن هابل. لذلك فإن فقد الطاقة بسبب انبعاث الأشعة السينية يكون دراماتيكياً وينتج عنه انخفاض في درجة الحرارة باتجاه المركز. تم اقتراح أنه في هذه الظروف ، يجب أن تبرد بلازما ICM في قلب الكتلة وتتكثف ، مما يؤدي إلى تدفق داخلي ثابت مدفوع بالضغط ناتج عن ضغط الغاز المحيط الساخن. تم تصنيف الكتل المريحة بعد ذلك على أنها مجموعات "تدفق تبريد" (فابيان 1994) ، مع معدلات ترسب كتلة غازية متوقعة في مركز الكتلة تصل إلى 1000 م.شمس عام −1. كان هذا النموذج موضوع الكثير من الجدل ، عندما فشلت نتائج XMM-Newton الطيفية في تأكيد الخطوط والميزات المتوقعة كمنتج لتدفق تبريد الحالة المستقر (Peterson et al. 2001 Peterson and Fabian 2006). أظهرت دراسات الأشعة السينية والبصرية أنه تم المبالغة في تقدير معدلات تبريد الغاز بترتيب من حيث الحجم أو أكثر (McNamara et al.2006). أخيرًا تم استبدال نموذج "تدفق التبريد" الكلاسيكي بنموذج "قلب بارد". تتميز النوى الباردة من حيث الملاحظة بوجود ذروة قوية في سطوع السطح ، وانخفاض كبير في درجة الحرارة وذروة في توزيع المعادن (على سبيل المثال De Grandi و Molendi 2001). غالبًا ما يكون وقت التبريد أقصر بكثير من 1 Gyr ، وبالتالي فإن بعض مصادر التدفئة ضرورية لموازنة خسائر الإشعاع. في الوقت الحاضر ، من المقبول على نطاق واسع أن مصدر التسخين في العناقيد الباردة هو نشاط AGN لألمع مجرة ​​عنقودية في المركز (انظر McNamara and Nulsen 2007 Böhringer and Werner 2010 للمراجعات الأخيرة).

تتميز مجموعات المجرات أيضًا بالانبعاثات في نطاق الراديو. المصادر الراديوية الواضحة هي المجرات الفردية ، التي لوحظ انبعاثها في العقود الأخيرة باستخدام التلسكوبات الراديوية الحساسة. غالبًا ما يمتد إلى ما وراء الحدود البصرية للمجرة ، إلى مئات الكيلوبارسك ، وبالتالي من المتوقع أن تتفاعل المناطق التي ينبعث منها الراديو مع ICM. لوحظ هذا التفاعل بالفعل في المجرات الراديوية الذيلية ، ومصادر الراديو تملأ تجاويف الأشعة السينية في مركز عناقيد النواة الباردة (McNamara and Nulsen 2007 Feretti and Giovannini 2008).

المزيد من الحيرة هي المصادر الراديوية الممتدة المنتشرة ، والتي لا يمكن أن تُنسب بوضوح إلى المجرات الفردية ، ولكنها بدلاً من ذلك مرتبطة بـ ICM. يمثل هذا البث الراديوي ميزة ملفتة للنظر للعناقيد ، لأنه يوضح أن البلازما الحرارية ICM مختلطة مع مكونات غير حرارية. هذه المكونات عبارة عن حقول مغناطيسية واسعة النطاق بها مجموعة من الإلكترونات النسبية في حجم الكتلة. يتم الحصول على مزيد من الإثبات لوجود المجالات المغناطيسية في ICM من خلال دراسات دوران فاراداي لمجرات الراديو المستقطبة ، الموجودة في الخلفية أو المضمنة داخل وسط العنقود الممغنط.

تتراوح كثافة عدد الجسيمات النسبية من 10 إلى 10 سم -3 ، بينما تكون عوامل لورنتز الخاصة بها γ≫ 1000. تتراوح شدة المجال المغناطيسي حول -0.1 - 1 ميكروغرام ، وكثافة طاقة البلازما النسبية عالميًا 1٪ من كثافة الغاز الحراري. ومع ذلك ، تعتبر المكونات غير الحرارية مهمة للوصف المادي الشامل للوسط داخل العنقود في مجموعات المجرات ، وتلعب دورًا رئيسيًا في تطور الهياكل واسعة النطاق في الكون. يمكن أن يكون لها تأثيرات ديناميكية وديناميكية حرارية: تؤثر المجالات المغناطيسية على التوصيل الحراري في ICM وديناميات الغاز ، والجسيمات النسبية هي مصادر للضغط الإضافي وتخضع لعمليات تسريع يمكنها تعديل تفاصيل عملية التسخين ICM.تتضمن المحاكاة الكونية الواقعية لتشكيل مجموعة المجرات أيضًا مكونات غير حرارية ، وبالتالي هناك حاجة إلى معرفة عميقة بخصائص هذه المكونات وتفاعلها مع الغاز الحراري لتقييد سيناريو تكوين البنية على نطاق واسع بشكل صحيح. يمثل اكتشاف انبعاث الكتلة الراديوية المنتشرة خطوة مهمة في فهم العمليات الفيزيائية في عناقيد المجرات. تعتبر مصادر السنكروترون المنتشرة حساسة للاضطرابات وهياكل الصدمات في البيئات واسعة النطاق وتوفر مكملات أساسية للدراسات في نطاقات موجية أخرى. سوف تملأ الدراسات في المجال الراديوي الفجوات الأساسية في كل من الفيزياء الفلكية العنقودية وفي نمو البنية في الكون ، خاصةً عندما تكون بصمات الصدمات والاضطرابات ، أو حتى البلازما الحرارية نفسها ، غير قابلة للاكتشاف بطريقة أخرى.

الهدف من هذه المراجعة هو تقديم نتائج الرصد التي تم الحصول عليها في السنوات الأخيرة في المجال الراديوي المتعلق بالمصادر الراديوية المنتشرة ، من أجل إعطاء نظرة عامة عن أحدث المعارف الحالية لمكونات الكتلة غير الحرارية. سنبين كيف يمكن ربط خصائص الراديو بخصائص الأشعة السينية والحالة التطورية العنقودية ، وسنناقش الآثار الفيزيائية.

من المتوقع انبعاث الكتلة غير الحرارية لأصل كومبتون العكسي (IC) في مجال الأشعة السينية الصلبة ، بسبب تشتت فوتونات الخلفية الكونية الميكروية بواسطة الإلكترونات النسبية السنكروترونية (Sarazin 1999). حتى يومنا هذا ، تم الإبلاغ عن اكتشاف ذيل صلب غير حراري في طيف الأشعة السينية لمجموعات المجرات في الأدبيات (على سبيل المثال Fusco-Femiano et al. 1999 ، 2004 ، 2005 ، 2007 ، 2011 Rephaeli and Gruber 2002 Wik et al.2009 ، 2011) ، ولا يزال موضع نقاش في بعض الحالات. تم تأكيد وجود انبعاث غير حراري عالي التردد بوضوح في مجموعة Ophiuchus (Murgia et al. 2010b Eckert 2011). مناقشة هذا الموضوع خارج نطاق هذه المراجعة ، والتي تركز على النتائج في نطاق الراديو.

تنظيم هذه الورقة على النحو التالي: في الطائفة. 2 يتم عرض الخصائص العامة لمصادر الراديو العنقودية المنتشرة وتصنيفها في القسم. 3 ـ المشاكل المتعلقة بالكشف عن الانبعاث المنتشر هي الخطوط العريضة للطوائف. تعطي الأشكال 4 و 5 و 6 خصائص المراقبة للهالات الراديوية والآثار والهالة الصغيرة على التوالي. في الطائفة. 7 يتم عرض النتائج الحالية حول المجالات المغناطيسية. يقدم القسم 8 الدليل على البث الراديوي والمجالات المغناطيسية خارج عناقيد المجرات. يلخص القسم 9 بإيجاز النماذج الحالية والطائفة. 10 يصور آفاق المستقبل.

تم حساب المعلمات الجوهرية المقتبسة في هذه الورقة باستخدام Λعلم الكون CDM مع ح 0= 71 كم ثانية −1 مليون قطعة في الثانية −1 ، Ω م= 0.27 و Ω Λ= 0.73. تم توسيع القيم المأخوذة من الأدبيات إلى علم الكونيات هذا.


الإنسان بيوفيلد

ينبعث جسم الإنسان من مستوى منخفض من الضوء والحرارة والطاقة الصوتية لها خصائص كهربائية ومغناطيسية وقد تنقل أيضًا طاقة لا يمكن تعريفها بسهولة عن طريق الفيزياء والكيمياء. كل هذه الانبعاثات جزء من مجال الطاقة البشرية ، ويسمى أيضًا المجال البيولوجي ، أو الحقل الحيوي. ومع ذلك ، لم يتم التوصل إلى اتفاق في المجتمع العلمي بشأن تعريف المجال الحيوي. تم تقديم مناهج مختلفة من قبل هذا المؤلف (Rubik، 1993، 1997، 2002b) ومؤلفون آخرون [Popp (1996) Tiller (1993) Welch (1992) Welch and Smith (1990) و Zhang (1995 ، 1996)]. ركزت معظم الأبحاث على الجوانب الكهرومغناطيسية للحقل الحيوي. نقصر بقية هذا الفصل على الجزء الكهرومغناطيسي من المجال الحيوي البشري حيث كان التركيز العلمي الرئيسي.

انشغل علم الأحياء بثورته الجزيئية التي تركز على العلاقات الهيكلية والوظيفة في الكيمياء الحيوية. وبلغ هذا الجهد ذروته في مشروع الجينوم البشري حيث قامت فرق من العلماء من جميع أنحاء العالم بتعيين جميع الجينات في حمض الديوكسي ريبونوكليك البشري. يبقى معظم الجهد العلمي والتمويل في مجال البيولوجيا الجزيئية. على النقيض من ذلك ، عمل عدد قليل فقط من العلماء في جميع أنحاء العالم على فهم مجالات الطاقة في جسم الإنسان. علاوة على ذلك ، فإن قياس الحقل الحيوي وفهم دوره في الحياة أصعب من دراسة الظواهر الأكثر واقعية ، وكان تمويل الأول نادرًا للغاية. لذلك كان التقدم العلمي في أبحاث المجال الحيوي قليلًا ، ولا يزال علم الحقول الحيوية منطقة حدودية ناضجة للاستكشاف.

"إذا حاولنا انتقاء أي شيء بمفرده ، فسنجده مرتبطًا بكل شيء آخر في الكون"

كما أن المجال الحيوي بعيد المنال. لا يمكننا عزلها أو تحليلها بشكل شامل. كما كتب جون موير ، "إذا حاولنا انتقاء أي شيء بمفرده ، فإننا نجد أنه مرتبط بكل شيء آخر في الكون" (Muir ، 1911). بالنسبة للحقل ، يكون هذا الارتباط صحيحًا بشكل خاص ، نظرًا لأنه بغض النظر عن مصدره ، فإنه ينتقل إلى الخارج إلى ما لا نهاية ، ويتفاعل مع الحقول الأخرى عن طريق التراكب ، ويتفاعل مع المادة على طول الطريق. بالإضافة إلى ذلك ، يمكن أن تحدث ظواهر مثل الرنين ، بما في ذلك اقتران نشط أو تذبذب داخل المادة. قد تتأثر مجالات جسم الإنسان أيضًا بمجالات الكائنات الحية القريبة ، والمحيط الحيوي ، وحتى الأرض والكون ، وخاصة الإيقاعات الجيولوجية. من منظور نظري ، لا يمكننا حساب المجال الحيوي البشري من المبادئ الأولى بسبب جوانبه الديناميكية والتعقيد الهائل. ومع ذلك ، يمكننا قياس جوانب معينة من المجال الحيوي ومراقبة آثار أقدامه عبر تقنيات جديدة.

قد يحمل الحقل الحيوي البشري معلومات جديدة عن القيمة التشخيصية والتنبؤية للطب. وبالتالي ، يجب أن تكون التطورات التكنولوجية الجديدة والتحسينات المنهجية في قياس الحقل الحيوي هدفًا رئيسيًا للبحوث المتعلقة بالصحة. من خلال قياس الجوانب المختلفة للحقل الحيوي ، قد نتمكن من التعرف على الخلل الوظيفي في الأعضاء والأنسجة حتى قبل ظهور الأمراض أو الأعراض وعلاجها بشكل مناسب من أجل القضاء عليها. قد نكون قادرين أيضًا على استخدام قياسات المجال الحيوي للتنبؤ بما إذا كان تأثير مسار معين من العلاج سيكون فعالًا أم غير فعال ، اعتمادًا على ما إذا كان يحسن أو يحبط المجال الحيوي. هذا الاحتمال ينطبق بشكل خاص على علاجات الطبابة البديلة ، والتي ، بشكل أساسي ، غالبًا ما تثير تحولًا في الاستجابة للمنبهات الصغيرة للغاية التي تعمل بشكل متناغم مع الديناميات الطبيعية لجسم الإنسان لاستعادة التوازن.


راديو المجرات

المجرات الراديوية هي نوع من مجرات AGN المضيئة جدًا عند أطوال موجات الراديو بين 10 ميجاهرتز و 100 جيجاهرتز. يعود الانبعاث الراديوي إلى عملية السنكروترون التي يُستدل عليها من طبيعتها شديدة السلاسة وعريضة النطاق والاستقطاب القوي.

لا يقتصر إشعاع السنكروترون على أطوال موجات الراديو. إذا كان مصدر الراديو يمكنه تسريع الجسيمات إلى طاقات عالية بما يكفي ، فيمكن أيضًا رؤية الميزات التي يتم اكتشافها في النطاق الراديوي في نطاقات الأشعة تحت الحمراء والبصرية والأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية ، ولكن ليس في أشعة جاما.

تظهر على اليسار صورة مركبة لـ Centaurus A ، وهي مجرة ​​"راديو" قريبة في كوكبة Centaurus. البرتقالية & quotlobes & quot هي انبعاثات راديو ، والتي تقع في أقصى حدودها على بعد حوالي مليون سنة ضوئية من الثقب الأسود المركزي. البيكسلات الزرقاء مأخوذة من صورة بالأشعة السينية التقطتها مركبة شاندرا الفضائية. تظهر النجوم وقرص التراكم بألوان حقيقية من تلسكوب ضوء عادي. Centaurus A هي أقرب مجرة ​​على وجه الأرض تحتوي على ثقب أسود فائق الكتلة وتقيد النفاثة. يبلغ وزن الثقب الأسود الهائل حوالي 55 مليون كتلة شمسية.

تعرض المجرات الراديوية مجموعة واسعة من الهياكل المحيطة بالثقب الأسود. ينتج عن اصطدام نفاثات الثقب الأسود بغاز المجرة والغبار موجات صدمية تؤدي إلى ظهور فصوص مرئية. هذه هياكل مزدوجة ، متماثلة إلى حد ما ، بيضاوية الشكل تقريبًا على مسافة معقولة على جانبي قرص تراكم. (في الصور الراديوية الأخرى ، تحتوي بعض المصادر الراديوية ذات السطوع المنخفض على هياكل تسمى أعمدة ، والتي تكون أكثر استطالة وغير منتظمة.)

الصورة الزرقاء والحمراء على اليسار هي منظر عن قرب لطائرة Centaurus A أعلاه والتي تُظهر 4000 سنة ضوئية داخلية. هذه صورة مركبة مع أشعة شاندرا بالأشعة السينية باللون الأزرق و VLA (مصفوفة كبيرة جدًا) باللون الأحمر. تظهر المناطق الأرجوانية الساطعة كلا من موجات الراديو والأشعة السينية مختلطة.

يوجد الثقب الأسود فائق الكتلة في الجزء السفلي الأيمن من الصورة. من خلال أخذ الملاحظات الراديوية للطائرة النفاثة مفصولة بعقد من الزمن ، قرر علماء الفيزياء الفلكية أن الأجزاء القريبة من الطائرة تتحرك حوالي نصف سرعة الضوء.

يتم إنتاج معظم الأشعة السينية من الطائرة بعيدًا حيث تتباطأ الطائرة أثناء مرورها عبر الغاز الخارجي للمجرة.

يختلف هيكل الأشعة السينية للطائرة اختلافًا كبيرًا عن هيكل الراديو. كما أن طائرة الأشعة السينية أكثر تفاوتًا مما توقع العلماء في الأصل. ألقت هذه النتائج ببعض الشكوك حول بعض النماذج الأكثر بساطة حول كيفية إخراج الجسيمات عالية الطاقة من النواة وتنتقل على طول الطائرة. قمة


شيخوخة النجوم

أثناء تطور ما بعد التسلسل الرئيسي عندما تنمو النجوم ضخمة ، قد تنبض أيضًا للداخل والخارج بسبب عدم الاستقرار في الطبقات الخارجية للمغلف النجمي. تتضمن هذه النجوم النابضة متغيرات Cepheid المستخدمة في قياس المسافات داخل مجرة ​​درب التبانة وإلى المجرات القريبة.
بالإضافة إلى ذلك ، النجوم الضخمة في المراحل الأخيرة من الحياة هي مصدر العناصر الجديدة. ينتج الاندماج خلال المراحل العملاقة للتطور النجمي عناصر مثل الكربون والأكسجين والسيليكون التي يمكن تدويرها باتجاه الطبقات الخارجية للنجم. بالنسبة للنجوم الأكثر ضخامة ، تقصف النيوترونات الناتجة عن الاندماج الذرات في النجم لصنع المزيد من العناصر ، بما في ذلك عنصر التكنيشيوم ، وهو عنصر سريع التحلل لا يوجد بشكل طبيعي على الأرض. تظهر الذرات الأكثر استقرارًا من النجم المحتضر في طيف ضوءها ، وتندفع في الفضاء بين النجوم مع موت النجم.


كيف يتم تحديد أن الأشعة السينية وشدة الراديو تأتي من جسر مجال مغناطيسي بين مجموعتين من المجرات؟ - الفلك

[37] لقد سمحت لنا الأدوات التي طارت على متن HEAOs بتقسيم ، أو تحليل ، الإشعاع الصادر عن النجوم والمجرات بطريقة خاصة. باستخدام مجموعة مكملة من الكواشف المختارة بعناية لدراسة الجوانب المختلفة للإشعاع الكوني عالي الطاقة ، فقد أعطونا لمحة عن البقع الساخنة في الكون. إنها تسمح لنا باستكشاف مناطق من الفضاء حيث تم رفع الجسيمات إلى طاقات عالية جدًا بواسطة الحقول المغناطيسية القوية أو الانفجارات العنيفة أو الجاذبية الشديدة.

حملت مهمة HEAO I مجموعة من التجارب المستقلة ولكن التكميلية المصممة لمسح مصادر الأشعة السينية ورسم خرائط لها في جميع أنحاء الكرة السماوية. كانت للأجهزة القدرة على تحديد مصادر الأشعة السينية ودراسة تباينها في الوقت المناسب وتوزيع إشعاعها مع الطاقة على نطاق واسع من طاقات الأشعة السينية. حمل HEAO 3 ثلاثة أدوات مصممة لمسح السماء بحثًا عن المصادر الكونية لإشعاع غاما وأخذ عينات من الأشعة الكونية ، وهي جزيئات عالية الطاقة تصل إلى الأرض من خارج النظام الشمسي. كان HEAO 2 أكثر المهام تعقيدًا. حملت تلسكوبًا كبيرًا للأشعة السينية أنتج أول صور الأشعة السينية التفصيلية لأجسام خارج النظام الشمسي. تم تحليل هذه الصور بواسطة أدوات قابلة للتبديل في المستوى البؤري للتلسكوب.

إن بناء أداة للرصد الفلكي ليس بالأمر السهل أبدًا ، لأن علماء الفلك يدفعون بتكنولوجيا الأدوات إلى أقصى حد بينما يحاولون انتزاع قطرة أخرى من المعلومات من مصدر بعيد على الحدود المعتمة للرصد. كما قال هيرب فريدمان ، "لا توجد طريقة أفضل للتحقق من أداة من خلال علم الفلك. إن بناء أداة لعلم الفلك الفضائي أمر صعب ثلاثيًا. لم يضطر العلماء والمهندسون العاملون في مهمات HEAO فقط للتعامل مع التكنولوجيا التي تم دفعها إلى أقصى حد ، أو في بعض الحالات ابتكار تقنية جديدة. كان عليهم العمل مع العلم أنه بمجرد إطلاق المركبة الفضائية ، ستختفي. لن تكون هناك إمكانية لاستدعاء المركبة الفضائية لحل الخلل. كان يجب القيام بذلك بشكل صحيح المرة الأولى. علاوة على ذلك ، كان عليهم وضع المهام معًا بميزانية محدودة ، والالتزام بجدول زمني ضيق ، لأنه ، في مشروع مثل HEAO ، كان الوقت عبارة عن أموال. "

كل هذه العوامل جعلت HEAO ، على حد تعبير توم بارنيل ، عالم مشروع HEAO 3 ، "عملًا يولد القرحة." ومما زاد التوتر هو إمكانية الإلغاء الحالية دائمًا. قال كلود كانيزاريس من معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا ، وهو عضو في اتحاد العلماء الذين عملوا على HEAO 2 ، "شعرت دائمًا أننا على وشك الإلغاء ، إما من حيث [38] مشروع كامل أو تجربتنا الفردية." وفقًا لـ Al Opp ، عالم برنامج NASA لـ HEAO ، لم تكن مشاعر كانيزاريس واقعية. "كانت HEAO دائمًا مشكلة لأنها كانت دائمًا تعاني من نقص في التمويل. كان HEAO 2 ، مع نظامه البصري شديد التعقيد والمعقد للغاية ، هو الأصعب. لقد كانت مهمة أكبر وأصعب مما توقعه الجميع. كان من الصعب جدًا القيام بذلك إبقاء التكلفة منخفضة والحفاظ على المهمة سليمة في نفس الوقت ".

تسبب قلق ناسا المفهوم بالبقاء بالقرب من الميزانية في مخاوف بين العلماء من أن ناسا كانت حكيمة وبلا فائدة كبيرة. لاحظ دان شوارتز من مركز الفيزياء الفلكية ، الذي أصبح أحد الباحثين الرئيسيين في HEAO 1 ، أن "هناك حدًا للفعالية من حيث التكلفة". "إذا لم تفعل ذلك بجودة معينة ، فلن تحصل على شيء. شعرت أن ناسا كانت دائمًا تدفع هذا الحد." وصف عالم آخر هذا بفلسفة منشئ الجسور ، والتي وفقًا لها "يبدو أن لديهم وجهة نظر مفادها أنه في حين أن بناء جسر قصير جدًا سيكون كارثة ، إلا أنه سيكون من السخف جعله طويلًا جدًا. تمسك كثيرًا بالحد الأدنى من المتطلبات ، في حين أن القليل الإضافي قد يؤدي إلى مكاسب كبيرة في الجودة ". بدا أن علماء آخرين قلقون من أن ناسا قد تخطئ في تقدير المدة التي يجب أن يكون عليها "الجسر" وبالتالي كانوا يغازلون كارثة. من ناحية أخرى ، تبنى الكثيرون وجهة نظر والتر لوين ، الذي شعر أن الأمور لن تصبح بهذا السوء أبدًا إذا كان المحققون الرئيسيون صريحين بما فيه الكفاية. "المسؤولية عن سلامة التجربة في التحليل النهائي على أكتاف Pl. إذا كان.

تكوين تجربة HEAO 1.

تجربة HEAO A-1 ، تجربة مسح المنطقة الكبيرة بالأشعة السينية. تكونت تجربة A-1 من سبع وحدات من عدادات النوافذ الرقيقة المتناسبة للأشعة السينية ، والإلكترونيات المركزية ، ومجموعتان من الجوانب النجمية ، ونظام غاز. كان الغرض الرئيسي من التجربة هو رسم خريطة للكرة السماوية لمصادر الأشعة السينية وتحديد الطيف والشدة والتغيرات الزمنية للإشعاع من هذه المصادر. كان الباحث الرئيسي عن A-l هو هربرت فريدمان من مختبر الأبحاث البحرية (NRL). تم إنتاج الأجهزة بواسطة NRL بمساعدة من جامعة ولاية نيو مكسيكو ، لاس كروسيس.

تجربة الأشعة السينية الكونية HEAO A -2. تكونت تجربة A-2 من ستة كاشفات موازية للنافذة الرقيقة العدادات التناسبية للأشعة السينية ، والإلكترونيات ، ونظام الغاز. كان الغرض الرئيسي من التجربة هو قياس انبعاث وامتصاص الأشعة السينية الكونية في نطاق الطاقة من 0.2 إلى 60 كيلو إلكترون فولت. كان الباحثان الرئيسيان هما إليهو بولدت من مركز جودارد لرحلات الفضاء وجوردون جارمير من جامعة ولاية بنسلفانيا. تم إنتاج الأجهزة بواسطة Goddard. من بين الآخرين الذين ساعدوا في البرنامج شركة Bendix ، وجامعة كاليفورنيا ، ومعهد كاليفورنيا للتكنولوجيا.

. يصرخ بصوت عالٍ بما فيه الكفاية ، ثم ناسا ستفعل ما هو مطلوب. "كان لدى جيم ماتيسون من جامعة كاليفورنيا في سان دييغو ، الذي عمل في HEAO 1 ، نفس الشعور." أخبرنا ديك هالبيرن ذات مرة أن نفعل ذلك بأقل قدر ممكن من المال ، ولكن ليس لبيع المزرعة. لم أكن أعرف أبدًا ما الذي كان يقصده بذلك ، لكنني اعتبرت أنه إذا ساءت الأمور ، فسيتم العثور على أموال إضافية ".

أحد الأمثلة على ذلك هو الجهد المبذول لترقية HEAO I بحيث يكون لديه القدرة على التوجيه. أدرك Hale Bradt أن HEAO I يمكنه القيام بعمل أفضل بكثير إذا كان لديه فقط القدرة على الإشارة إلى مصادر محددة بدلاً من مجرد مسحها ضوئيًا. لكن الأمر سيستغرق المزيد من المال. لحسن الحظ ، أدرك برادت ، ببصيرة جيدة ، أهمية قدرة التوجيه في وقت مبكر من البرنامج وتمكن من إقناع مسؤولي ناسا ، وخاصة ديك هالبيرن ، بقيمتها. من خلال تعديل الميزانية في مجالات أخرى ، أنشأت Halpern صندوقًا احتياطيًا لتغطية التكلفة الإضافية لتركيب نفاثات الغاز اللازمة لمنح HEAO I قدرة تأشير عززت بشكل كبير قيمة المهمة.

موازئ تعديل المسح ، HEAO A-3. تألفت تجربة A-3 من اثنين من أجهزة ميزاء تعديل المسح مع عدادات متناسبة ، وأجهزة استشعار جانبية ، وإلكترونيات. كان الغرض الرئيسي من هذه التجربة هو التحديد الدقيق لموضع مصادر الأشعة السينية الكونية المختارة والتحقق من حجمها وبنيتها. كان المحققون الرئيسيون هم هربرت غورسكي ودانييل شوارتز من مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية وهيل براد تي من MI T. تم توفير الأدوات الصلبة من قبل American Science and Engineering، Inc.

تجربة أشعة جاما الصلبة والأشعة السينية منخفضة الطاقة ، HEAO A-4. تألفت تجربة A-4 من مجموعة معيارية من أجهزة الكشف عن الفوسويتش الوامضة ، وشاشات الجسيمات ، والمعالج الرقمي الذي يحتوي على تكييف الطاقة ، وإلكترونيات معالجة البيانات. كان الغرض من التجربة هو تحديد الموقع ، والطيف ، والتغيرات الزمنية ، والشدة ، والخصائص الأخرى لمصادر مختارة من أشعة X و gamma في نطاق الطاقة من 10 إلى 10000 كيلو إلكترون فولت. المحققون الرئيسيون هم لورنس بيترسون من جامعة كاليفورنيا في سان دييغو (UCSD) ووالتر لوين من معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا. تم توفير أجهزة التجربة بواسطة UCSD و Time Zero Laboratories التابعة لشركة Ball Brothers Research Corporation.

[44] كان لكل فرد في البرنامج نفس الهدف: وضع ثلاثة مراصد في مدار يمكنها تحقيق الأهداف العلمية كما هو مذكور في الاقتراح والقيام بذلك في حدود التكلفة والجدول الزمني. ومع ذلك ، وبالنظر إلى الميزانية الصارمة والأهداف العلمية الطموحة ، فمن المؤكد إلى حد ما أن هذا الهدف لم يكن ليتحقق لو لم تصبح كل مجموعة من المدافعين الأقوياء عن وجهة نظرها ومسؤوليتها الخاصة. أدى هذا بشكل مفهوم إلى صراعات بين مجموعة من العلماء ومجموعة أخرى ، بين العلماء والمقاولين من الباطن ، بين ناسا والمقاولين من الباطن ، وبين العلماء ووكالة ناسا.

كانت النقطة المحورية في الكثير من هذا الصراع هي مركز مارشال لرحلات الفضاء. كان مارشال مركز ناسا المسؤول عن HEAO. كان مدير البرنامج في مارشال هو فريد سبير ، وهو رجل لديه أفكار محددة للغاية حول كيفية إدارة المشروع. العديد من العلماء ، الذين اعتادوا على الأسلوب غير الرسمي للمشاريع الصغيرة التي تنطوي على طيران منطاد أو صاروخ سبر ، لم يكونوا مستعدين لأسلوب سبير الرسمي للغاية ، والذي تم تطويره خلال تجربته مع برنامج الفضاء المأهول أبولو. قام هالبيرن ، الذي يعاني دائمًا من نقص المال ، بتوجيه Speer لبناء أدوات HEAO الكبيرة والمعقدة مرة واحدة فقط ثم لحل أي مشاكل قد تتطور ، بدلاً من بناء نسختين أو ثلاث نسخ منها. في الأساس ، كانت الفكرة هي أن النموذج الهندسي والنموذج الأولي ووحدة الطيران سيتم دمجها جميعًا في نموذج واحد.هذا المفهوم كان يسمى "protoflight" (النموذج الأولي + الرحلة). نتج عن ذلك توفير كبير في التكلفة وزيادة كبيرة في الضغط لإنجاز كل شيء بشكل صحيح في المرة الأولى والالتزام بجدول زمني صارم.

اتفق معظم العلماء ، على الرغم من عدم ارتياحهم لفكرة الاضطرار إلى بناء نوع جديد تمامًا من الأدوات بحيث يعمل بشكل صحيح في المرة الأولى التي جربت فيها ، على أن نهج البروتوفلايت ربما كان ضرورة للحياة ، نظرًا للميزانية المحدودة. ومع ذلك ، لم ينظروا إلى الوثائق التي طلبها مارشال في نفس الضوء. اشتكى أحد العلماء "كرهت الأوراق التي لا تنتهي". قال عالم آخر

"لو فعلنا كل ما طلبوه منا ، لما كان الشيء موجودًا في المدار". لا يزال البعض الآخر يبحث عن العزاء في الدعابة. اعتاد بوب فارنسورث ، وهو مهندس في جامعة كاليفورنيا في سان دييغو ، أن يبتهج عندما دُفن في متطلبات التوثيق من خلال تذكر نصيحة زميله مايك بيلينج. قال بيلينج: "حسنًا ، عندما ينتهي الأمر ، فكر فقط كم سيكونون أفضل حالًا." اعترف توم بارنيل ، الذي مر بكل ذلك من قبل خلال سنوات عمله في مارشال ، "إنها صدمة حقيقية للأشخاص الذين لم يمروا بها. يجب أن نفكر مسبقًا في كل شيء بالتفاصيل المزعجة ، كل شيء يمكن أن يحدث بشكل خاطئ والاستعداد علينا أيضًا أن نقلق بشأن التكلفة. فالأعمال الورقية ترفع التكلفة ، لكنها تضمن ، عند إطلاقنا ، أن كل ما يمكننا القيام به لضمان تحقيق النجاح ".

كان هناك اعتراض آخر سمع أكثر من مرة وهو أن مارشال كان تعسفيًا للغاية من الناحيتين الفنية والنقدية ، لذا فإن التغييرات الطفيفة في.

رسم تخطيطي للعداد النسبي الغازي للنافذة الرقيقة. يتم تثبيت نافذة البريليوم بين "شطيرة" داعمة ، والتي بدورها محكم الإغلاق بالكاثود للحفاظ على سلامة الغاز. ينتج فوتون الأشعة السينية الذي يدخل العداد سحابة من أزواج الإلكترونات الأيونية في الغاز. تنجرف الإلكترونات إلى القطب الموجب لتنتج إشارة كهربائية.

. لم يكن مسموحًا بالخطط الأصلية في الغالب ، على الرغم من أنها قد تؤدي إلى توفير إجمالي في التكلفة ، لأنها كانت ستجعل تحليل البيانات أسهل. أدى هذا الإحباط في حالة واحدة على الأقل إلى تقنيات sub rosa. أراد Elihu Boldt إضافة شرط للتحقق من أخطاء البت في نظام البيانات الخاص بأداته. (الخطأ الجزئي هو خطأ يحدث في نقل البيانات من موقع إلى آخر ، وفي هذه الحالة من المركبة الفضائية إلى الأرض.) أكد له المهندسون في مارشال أن نظام القياس عن بُعد كان جيدًا لدرجة أن عدد أخطاء البت قد يؤدي إلى تكون منخفضة جدًا بحيث لم تكن هناك حاجة للتحقق منها. "لكن أخطاء البت تميل إلى الحدوث في رشقات نارية وتبدو بشكل ملحوظ مثل البيانات التي نحصل عليها من بعض مصادر الأشعة السينية الأكثر إثارة للاهتمام. كان علينا أن نتوفر على طريقة لمعرفة ما إذا كنا نشهد خطأً بسيطًا أو انفجارًا للأشعة السينية ، لكنهم لم يسمحوا بذلك. لذا قمنا بوضعه تحت اسم آخر. أطلقنا عليه اسم "برنامج تشفير الكتلة" ، ثم وافقوا عليه ".

من ناحية أخرى ، لم تكن العلاقات بين العلماء دائمًا عبارة عن فراش من الورود أيضًا. قال أحد العلماء: "لقد وجدت المفاوضات داخل اتحاد العلماء أكثر صعوبة بكثير مما كانت عليه مع مارشال". "لقد كانوا مرهقين ، ليس بسبب الشخصيات المعنية ، ولكن لأن المشاكل كانت حقيقية ، وكانوا جميعًا مكرسين جدًا لأفكارهم الخاصة وقادرون جدًا على الدفاع عن أرضهم." في توازن، .

كلود كانيزاريس (تصوير كارين تاكر)

من اليسار إلى اليمين. جورج كلارك وروجر دوكسى وهيل برادت. (تصوير كارين تاكر)

دان شوارتز وليون فان سبيبروك. (تصوير كارين تاكر)

. على الرغم من ذلك ، فوجئ معظم العلماء بسرور بمدى قدرتهم على العمل بشكل جيد مع الزملاء الذين كانوا في كثير من الأحيان على طرفي نقيض من المنافسات الحماسية ، واستشهد الكثيرون بالتفاعل مع علماء ومهندسين آخرين كأحد النقاط البارزة في المشروع. لم تكن خالية من الكلمات الطيبة للناس في مارشال. خص ليون فان سبيبروك وآخرون جيم باور ، مدير / مهندس مارشال الذي قُتل في حادث تحطم طائرة أثناء عمله في شركة HEAO. "كان لجيم تأثير إيجابي للغاية على البرنامج. لقد حاول بصدق دعم العلم واستخدام الموارد المتاحة بحكمة." أشاد هيل برادت وآخرين بهانس فيشتنر ووصفه بأنه "مهندس مستنير للغاية". ويبدو أن الجميع متفقون على أن كارول دايلي وجوزيف ب. جونز كان لهما علاقة كبيرة بنجاح HEAO.

[48] ​​يتذكر جيم ماتيسون: "كان لديهم تعاطفًا رائعًا مع المجربين". قال فريد سبير ، عندما نظر إلى التجربة ، "كرهت أن أفقد كل الأشخاص الطيبين المرتبطين بالفريق. لقد كانت لحظة حزينة لرؤيتهم يغادرون." كما أشاد بـ "روح الفريق الشاملة التي حفزت فريق HEAO بأكمله" كعامل مهم في نجاح البرنامج. وقد تم تحقيق ذلك من خلال الاتصالات الكاملة والمفتوحة.

كيف شعر العلماء تجاه فريد سبير بمجرد أن انتهى كل شيء؟ قال فرانك ماكدونالد ، عالم مشروع HEAO I: "كان فريد سبير مديرًا ممتازًا للغاية". كان الآخرون أكثر تحفظًا ، لكنهم اعترفوا بأنه نال احترامهم. قال Ray Jorgensen ، المدير الفني لمطياف أشعة غاما HEAO 3 في مختبر الدفع النفاث في باسادينا ، كاليفورنيا: "أخذ فريد سبير الجزء الخاص به من العالم وجعله يعمل بشكل مختلف". قال والتر لوين: "على الرغم من أن الإدارة كانت على طريقة أبولو كثيرًا ، إلا أن سبير يستحق قدرًا كبيرًا من الفضل في بعض القرارات الرئيسية ، لا سيما فيما يتعلق بالجيروسكوبات."

كانت الجيروسكوبات ، أو الجيروسكوبات ، مسؤولة عن الانزلاق الزمني الوحيد على HEAO 1. تُستخدم الجيروسكوبات في المركبات الفضائية لاستشعار معدلات دوران المركبة الفضائية. من خلال الضوابط الإلكترونية ، فإنها توفر بيانات عن حركة المركبة الفضائية. قد تتم معالجة هذه البيانات بواسطة كمبيوتر على متن الطائرة لاشتقاق تصحيحات التحكم في السيارة أو قياسها عن بعد.

قام Jim Matteson (في الوسط) وزملاؤه بفحص تجربة HEAO A-4.

13 أغسطس 1977. إطلاق HEAO 1.

ملف صعود أطلس سنتور.

تقريبا. الوقت من الإقلاع (ثانية)

ألواح العزل Jettison

بدء تفجير الوقود

[51]. الأرض لتوفير معلومات مفصلة حول حركة المركبة الفضائية. قبل بضعة أشهر فقط من إطلاق HEAO I ، بدأت الجيروسكوبات في العمل. سوف يقصرون في الفراغ ، أو سيعطون قراءات خاطئة. على مدى ستة أسابيع ، حدث أكثر من ثلاثين من هذه الخلل. لم يكن هناك بديل سوى تأجيل الإطلاق حتى يتم حل مشكلة الدوران. مرت أسابيع ثم شهور ، وما زالت المشكلة قائمة. بدأ العلماء ، مع علمهم بتفاني سبير في الالتزام بالجدول الزمني ، في القلق من أنه سيطلق المركبة الفضائية على أي حال ، مع العلم أنها ستدوم ستة أشهر فقط ، وهو الحد الأدنى من الوقت اللازم لاعتبار المهمة ناجحة. قال جيم ماتيسون: "كان قلقنا في غير محله". "علمنا أنه تم التعامل مع المشكلة بشكل فعال للغاية." عمل فريد ووتجاليك ومهندسون آخرون لوقت إضافي ، وقاموا باختبارات إضافية لطمأنة أنفسهم أن الجيروسكوبات ستعمل بمجرد إطلاق المركبة الفضائية. ومع ذلك ، لم يعرف أحد على وجه اليقين سبب المشاكل الأصلية ، لذلك لم يعرفوا على وجه اليقين ما إذا كانت ستتكرر في المدار. كان لا بد من اتخاذ قرار بشأن الاستمرار في إصلاح الجيروسكوبات أو الطيران بها. قرر هالبيرن وسبير أن يطيروا بها. يتذكر هيرب فريدمان أن "اختبار الدوران كان مؤلمًا". "عندما ذهبنا أخيرًا ، أخبرني ديك هالبيرن أن الأمر على ما يرام. لكنني اعتقدت أنها لا تزال مقامرة."

دائمًا ما يكون الإطلاق هو أكثر الأوقات توترًا في أي مشروع فضائي ، لأنه إذا حدث خطأ ما ، فسينتهي الأمر. لا يمكن أن يكون هناك "فشل ناعم" لأنه لم تكن هناك مركبة فضائية احتياطية. الجميع يحاول أن يظل هادئًا ، لكن لا أحد ينجح. حتى المحارب المخضرم مثل فريد سبير يجد العد التنازلي

التصوير عالي الدقة HEAO B-2. مصمم لاستخدام قدرة التصوير لتلسكوب الأشعة السينية ، استخدم المصور عالي الدقة تقنيات الحالة الصلبة المتقدمة لتسجيل الصور بدقة I إلى 2 arc seconds ، وهو الحد الأقصى لقدرة دقة التلسكوب نفسه. كان الباحث الرئيسي هو ريكاردو جياكوني. تم تطوير الأجهزة بواسطة American Science and Engineering.

تشغيل جهاز التصوير عالي الدقة. تدخل الأشعة السينية لوحات القناة الدقيقة الموضحة في الجزء العلوي من الشكل. تنتج الأشعة السينية سلسلة من الإلكترونات الضوئية التي تنبثق من بضعة أنابيب على السطح. تنتشر سحابة شحنة الإلكترون على الشبكة المتقاطعة من الأسلاك الدقيقة جدًا. تنتج شبكة الأسلاك هذه الإشارات الكهربائية التي يتم فك تشفيرها لإعطاء موضع الأشعة السينية الواردة.

يوضح ستيف موراي كيف تم تجميع النموذج الأولي للتصوير عالي الدقة معًا. (تصوير كارين تاكر)

. "تكسير الأعصاب". بالنسبة لبوب فارنسورث ، كان الأمر "محيرًا للعقل. سبع أو ثماني سنوات من حياتك تجلس على قمة صاروخ." هيل برادت "أعجبت بمظهرها الرقيق والهش." إلى Harvey Tananbaum ، مدير البرنامج العلمي لـ HEAO 2 من Harvard-Smithsonian ، كان الصاروخ "جميلًا فقط" ، على الرغم من أنه وجد أيضًا أنه "احتمال مخيف أن يكون لديك ملايين الدولارات وسنوات من حياتك تركب على خط." كانت تجربة جيم ماتيسون نموذجية. "أتذكر أنني كنت أحاول تبرير كارثة في الطريق إلى أسفل ، وأقول لنفسي ،" حسنًا ، إذا انفجرت أو لم تدخل المدار ، يمكنني العيش مع قدم ". قبل ثلاثين دقيقة من الإطلاق ، انهار كل هذا ، وأدركت أن أي شيء أقل من النجاح سيكون كارثة عاطفية ".

العداد التصويري النسبي HEAO B-4. استخدم العداد النسبي للتصوير نفس التقنيات الأساسية مثل معظم كاشفات الأشعة السينية على HEAO 1 ، ولكن تم تقسيم العداد إلكترونيًا إلى مناطق صغيرة جدًا بحيث سجل كل منها جزءًا صغيرًا من صورة الأشعة السينية. كانت النتيجة صورة بدقة حوالي 1 قوس دقيقة. ما يفتقر إليه عداد التصوير النسبي في دقة التصوير ، فقد تم تكوينه في صورة دهنية أكثر من المصور عالي الدقة. العلماء الرئيسيون هم هربرت غورسكي وبول غورنشتاين من مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية. تم تطوير الأجهزة بواسطة American Science and Engineering.

في ليلة الإطلاق ، تحركت عاصفة كهربائية إلى منطقة كيب كانافيرال ، وتم تأجيل الإطلاق ، الذي كان مقررًا قبل منتصف ليل 11 أغسطس 1977 ، لمدة ساعة. تعطل كمبيوتر المركبة الفضائية ، وتم اتخاذ قرار بتحميل البرنامج من خلال Goddard ، وهي مناورة صعبة للغاية. في غضون ذلك ، ظهرت مضاعفات أخرى. وتواجدت عدة قوارب صيد في المنطقة التي سيتم فيها التخلص من الصاروخ بعد إطلاقه ، فشلت محاولات الوصول إليهم عبر الراديو وحملهم على إخلاء المنطقة. تم إرسال طائرات هليكوبتر لإسقاط الرسائل على أسطحها. بسبب سوء الاحوال الجوية ، كان الطاقم تحت سطح السفينة ولم يستجيبوا. تم تأجيل الإطلاق لساعة أخرى حيث انتظر مدير الإطلاق حتى تنقية الطقس وقوارب الصيد. أخيرًا ، Skip [56] وصل ماكي إلى قوارب الصيد عن طريق راديو CB ، واتجهوا جنوبًا. كما تعاون الطقس أيضًا ، وبعد وقت قصير من الساعة الثانية صباحًا تم إطلاق HEAO I.

لأكثر من دقيقتين بقليل ، رفعت المحركات المعززة الصاروخ بعيدًا عن الأرض إلى الفضاء. بعد 253 ثانية من الإقلاع ، حدث فصل المحرك المعزز عن المحرك الرئيسي. بعد عشر ثوان بدأ المحرك الرئيسي في الاحتراق. احترقت لمدة 434 ثانية ، وأخذت المركبة الفضائية على ارتفاع 200 ميل فوق سطح الأرض. ما يقرب من 23 دقيقة بعد الإطلاق ، ملف.

المطياف البلوري للمستوى البؤري ، HEAO B-3. استخدم مطياف المستوى البؤري البلوري خصائص حيود الأشعة السينية لبلورات معينة لدراسة أطياف الأشعة السينية التي تنتجها الأهداف السماوية بالتفصيل. كان كاشف الأشعة المنعرجة عبارة عن عداد تناسبي صغير. يمكن لهذا الجهاز الكشف عن خطوط انبعاث الأشعة السينية الفردية للمساعدة في كشف الأسئلة حول التركيب الكيميائي والخصائص الأخرى لمصادر الأشعة السينية الكونية. كان العالم الرئيسي جورج كلارك من معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا. تم تطوير الأجهزة بواسطة MIT.

مطياف الحالة الصلبة ، HEAO B-5. كان لابد من تبريد مطياف الحالة الصلبة بالتبريد باستخدام الميثان الصلب والأمونيا من أجل بلورة السيليكون والجرمانيوم لتعمل بشكل صحيح. كانت ميزته أنه يمكنه مراقبة الطيف بأكمله مرة واحدة ، وقياس طاقة كل فوتون يضرب البلورة ، في حين أن مطياف المستوى البؤري البلوري يمكنه فحص مجموعة صغيرة فقط من الطاقات في أي إعداد واحد من الألحان البلورية. المقياسان الطيفيان يكملان بعضهما البعض في الحساسية ودقة الطاقة. كان العالم الرئيسي إليهو بولدت من مركز جودارد لرحلات الفضاء. تم تطوير الأجهزة بواسطة Goddard بموجب اتفاقية interenter.

العداد النسبي للشاشة ، HEAO B-1. تم تركيب العداد النسبي للشاشة بالقرب من أحد طرفي المرصد وتشغيله بشكل مستقل عن التلسكوب. لاحظ نفس المنطقة من السماء مثل التلسكوب ولكن على نطاق طاقة أوسع بكثير. قدمت وسيلة لربط الملاحظات التي قدمتها جميع أدوات المستوى البؤري. كان الباحث الرئيسي هو ريكاردو جياكوني. تم تطوير الأجهزة بواسطة American Science and Engineering.

رسم تخطيطي لتلسكوب الأشعة السينية لوقوع الجنون. تضرب الأشعة السينية التي تدخل التلسكوب المرايا المنحنية قليلاً بزاوية رعي وتتركز في المستوى البؤري. ركزت المرايا الأربعة متحدة المركز تدفق الأشعة السينية بحيث يمكن فحص الأجسام التي تكون خافتة 1000 مرة أكثر مما تم اكتشافه من قبل بالتفصيل. (صورة مؤسسة سميثسونيان رقم 80-20240)

. المحرك الرئيسي مفصول عن المركبة الفضائية. كان HEAO 1 في المدار. كان ديك هالبيرن وفريد ​​سبير آخر من غادر مركز التحكم. بالتوجه نحو المدينة ، شعر كلاهما بالإرهاق الشديد وقررا تفويت حفل الاحتفال بعد الافتتاح. لقد كان طريقًا طويلًا معًا. بعد بضعة أيام ، تم تفعيل الأجهزة وبدأت في إعادة البيانات. بعد أكثر من عقد من الاجتماع الأول في Woods Hole ، كان أول HEAO حقيقة واقعة.

في هذه الأثناء ، كان فريق HEAO 2 يدفع للوفاء بموعد الإطلاق النهائي في نوفمبر 1978 ، على بعد 15 شهرًا فقط. كان HEAO 2 مختلفًا كميًا عن البعثات الأخرى وعن أي شيء تم تجربته من قبل. وبكلمات بسيطة لبول غورنشتاين من جامعة هارفارد سميثسونيان ، "كانت خطوة جريئة إلى حد ما ، لأنه لا يوجد نموذج أولي للأجهزة. لكننا كنا واثقين من قدرتنا على القيام بذلك." لم يكن هدف فريق HEAO 2 أقل من وضع العلم الشاب في علم الفلك بالأشعة السينية على قدم المساواة مع علم الفلك البصري والراديوي. للقيام بذلك ، خططوا لإنشاء مرصد للأشعة السينية من شأنه أن يكشف عن مصادر أخف بألف مرة من أي مرصد سابق. كانوا يأملون في تحقيق ذلك من خلال تحليق مجموعة معقدة من المرايا التي من شأنها تركيز الأشعة السينية على أحدها.

تم تجميع مرآة HEAO 2 X-ray بالكامل للاختبار الأرضي. (الصورة مقدمة من شركة Perkin-Elmer Corp.)

[61]. العديد من أجهزة كشف الأشعة السينية الحساسة. ستكون هناك حاجة إلى العديد من أجهزة الكشف لأنه لم يكن من الممكن بناء كاشف واحد يمكنه عمل صور دقيقة وقياسات طيفية مفصلة ، ورؤية مجال رؤية كبير ، واكتشاف مصادر ضعيفة للغاية. يعني عدم وجود كاشف واحد مع جميع الخصائص المرغوبة أن العلماء المعنيين سيتعين عليهم العمل معًا بشكل وثيق لتطوير مجموعة مكملة من الكاشفات القادرة على تحقيق أهداف المرصد. سيكون من الضروري اتباع نهج علمي موحد للتعامل مع العديد من المشاكل التي قد تنشأ والتنازلات والمفاضلات التي ستكون ضرورية. وفقًا لذلك ، منذ البداية ، في مرحلة الاقتراح ، تم تنظيم اتحاد من المجربين. ضم الكونسورتيوم علماء من AS & ampE ، وجامعة كولومبيا ، ومركز جودارد لرحلات الفضاء ، ومعهد ماساتشوستس للتكنولوجيا ، ومرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية ، مع ريكاردو جياكوني من مؤسسة سميثسونيان بصفته الباحث الرئيسي والمدير العلمي للمرصد. اتفق علماء الاتحاد على أنه بالإضافة إلى الحصول على البيانات من الأدوات التي تتحمل مؤسساتهم الفردية مسؤوليتها ، فإن جميع العلماء سيشاركون البيانات من جميع الأدوات.

كانت كاشفات المستوى البؤري الأربعة المختارة هي التصوير عالي الدقة ، وعداد التصوير النسبي ، ومطياف الحالة الصلبة ، ومطياف المستوى البؤري البلوري. يقدم المصور عالي الدقة أعلى دقة مكانية. ومع ذلك ، لم يكن لديها دقة الطاقة ، وكان مجال رؤيتها صغيرًا. يمكن أن يكتشف العداد النسبي للتصوير مصادر أضعف من المصور عالي الدقة ، ولديه مجال رؤية أوسع ، ويمكنه عمل صور "فرشاة واسعة" للمصادر ، ولديه درجة متواضعة من.

مرفق معايرة تلسكوب الأشعة السينية في مركز مارشال لرحلات الفضاء.

تم تركيب HEAO 2 في غرفة تفريغ لمنشأة المعايرة.

. قرار الطاقة. كانت هذه الأداة متعددة الاستخدامات هي العمود الفقري للمرصد وكانت الأداة الأكثر استخدامًا. تم تصميمه وتطويره بواسطة Paul Gorenstein و F.R. هاردن من مؤسسة سميثسونيان. يمكن لمطياف الحالة الصلبة الذي طوره إليهو بولدت وستيفن هولت وروبرت بيكر أن يراقب الطيف بأكمله مرة واحدة ، ويقيس طاقة كل فوتون يضرب بلورة الجرمانيوم المصنوعة من السيليكون في قلب الكاشف. تم استخدام مطياف المستوى البؤري البلوري الذي طوره جورج كلارك وكلود كانيزاريس وتوم ماركيرت من معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا لدراسة تفاصيل.

فريد سيوارد وابنه روبرت (تصوير سوزان سيوارد)

13 نوفمبر 1978 إطلاق HEAO 2.

[64]. الأطياف في نطاق طاقة ضيق لمصادر الأشعة السينية القوية. عززت اثنين من الأدوات المساعدة الأخرى من قدرات المرصد. كانوا مطياف مقضب الهدف ، والذي يمكن استخدامه للمصادر القوية مع مصور عالي الدقة لتوفير معلومات طيفية ، وعداد الشاشة النسبي ، الذي كان يقع خارج المستوى البؤري مع اتجاه عرض موازٍ لمحور التلسكوب وكان بمثابة المراقبة المستمرة على المصادر التي يراها التلسكوب. كولومبيا.

أول ضوء لـ HEAO 2 ، الملقب الآن بمرصد أينشتاين: مرشح الثقب الأسود ، Cygnus X-1.

حفلة أينشتاين "الضوء الأول" في مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية. من اليسار إلى اليمين. ليون فان سبيبروك ، كينتون إيفانز ، مارتن إلفيس ، بيبي فابيانو ، أرنولد إبستين ، جرازييلا براندواردي-ريمونت ، ميريلا جياكوني ، وريكاردو جياكوني. (تصوير فريد سيوارد)

[65]. شاركت مجموعة جامعية مكونة من روبرت نوفيك ونوكس لونج وويليام كو وديفيد هيلفاند في جميع الجوانب العلمية للبعثة. أدار إيثان شراير من مؤسسة سميثسونيان تخطيط عمليات البعثة وتنفيذها. كان Ted Kirchner من AS & ampE مدير البرنامج للتجربة خلال مرحلة التصميم والتطوير المبكرة. عندما دخلت التجربة مرحلة التصنيع ، أصبح Bruce Dias مدير البرنامج وكان مسؤولاً عن توجيه التصنيع والتجميع والتكامل والاختبار للتجربة.

يجب تبريد مطياف الحالة الصلبة بالميثان الصلب والأمونيا لدرجة حرارة حوالي 100 كلفن (- 280 & # 176 فهرنهايت) لكي يعمل بشكل صحيح. خلق هذا المطلب مشاكل تصميم صعبة. تذكر ستيف هولت بعض تلك المشاكل. "كان هناك احتمال أن تسد خطوط التهوية بالجليد وتنفجر. كان علينا إثبات أنها ستتمزق داخليًا أولاً. شعر ريكاردو أنه كان يقود قنبلة على المرصد.في كل مكان أخذناه ، إلى American Science and Engineering ، إلى TRW ثم إلى Cape ، كان يجب مراقبته على مدار 24 ساعة في اليوم. "لم تحدث حوادث مؤسفة خطيرة ، ولكن مع ذلك ، كان هناك قلق دائم من حدوث خطأ ما سوف يتراكم بخار الماء من مادة العزل على الكاشف ويتجمد في طبقة رقيقة من الجليد. يؤدي إزالة الصقيع الدوري للكاشف عن طريق تسخينه إلى 220 كلفن (- 63 & # 176 فهرنهايت) إلى إزالة طبقة الجليد. قال هولت: "كنا نركز على التركيز مرة كل أسبوعين وسنبدأ في إذابة الجليد قبل 12 ساعة. سنشعر بالرعب في كل مرة لن يعمل نظام القيادة وسيتعين علينا الانتظار حتى انتهاء التمرير التالي المحطة الأرضية لمعرفة ما إذا كانت قد نجحت ، أو ما إذا كانت لدينا قنبلة ، فشلت تمامًا ". كان النظام يعمل دائمًا ، على الرغم من ذلك ، وتحسن مع مرور الوقت.

قدم جهاز التصوير عالي الدقة مشاكل من نوع مختلف. على عكس الأدوات الأخرى ، التي كانت عبارة عن تكيفات للأجهزة التي عملت في تطبيقات أخرى ، لم يكن هناك نموذج أولي موجود مسبقًا. قام كل من ستيف موراي وباتريك هنري وإدوين كيلوج وهارفي تانانباوم وليون فان سبيبروك ، وجميعهم من مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية ، بتطوير الأداة. لم تنجح المحاولات القليلة الأولى. أخيرًا ، صادف موراي مقالًا لمجموعة من العلماء في جامعة ليستر في بريطانيا العظمى. وصفت المقالة نوعًا من أجهزة الكشف التي بدت واعدة. أحضر اثنان من هؤلاء العلماء ، كينتون إيفانز وكين باوندز ، وحدة نموذجية أولية. تم إعداده واختباره. إنها لا تعمل. قال إيفانز وباوندز إن الوحدة عملت في المنزل. أخيرًا ، تم إرجاع المشكلة إلى تقريب غير كافٍ في برنامج الكمبيوتر الذي تم استخدامه لمعالجة النتائج ومضخات التفريغ التي كانت تسبب ضوضاء في النظام. ثم أقامت مجموعة سميثسونيان مختبرًا وصنعت كاميرا عالية الدقة للأشعة السينية بناءً على مبادئ الآلة البريطانية. على حد تعبير ستيف موراي ، "لقد واصلنا تجربة الأشياء حتى نجح شيء ما. لقد لعبنا حقًا دور مخترعي الطابق السفلي. استغرق الأمر بضع سنوات ، ولكن بعد المرور بالعديد من الأزقة العمياء ، نجحنا أخيرًا. وفي النهاية اتضح أن كانت أبسط الطرق هي الطرق التي نجحت ". على سبيل المثال ، تطلب الكاشف [66] شبكة من الأسلاك التي يجب أن تُلف 128 سلكًا بالبوصة ، متباعدة بشكل متساوٍ. كيف تباعد بينهم بالتساوي؟ لف خيطًا مزدوجًا من الأسلاك ثم فك خصلة واحدة.

كانت الخطوة التالية هي اختبار التصوير عالي الدقة في رحلة صاروخية. أدى ذلك إلى سلسلة مذهلة من حالات فشل الصواريخ التي لا علاقة لها بجودة الكاشف. في إحدى الرحلات ، فشل تتابع في رحلة أخرى ، ولم تفتح الأبواب على أخرى ، ولم يعمل المفتاح. أخيرًا ، في يوليو 1978 ، قبل بضعة أشهر فقط من الإطلاق ، كان لديهم اختبار الطيران الوحيد الناجح للكاشف.

كان قلب المرصد هو مجموعة المرآة. تولى ليون فان سبيبروك من مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية المسؤولية الأساسية عن تطوير مجموعة المرآة. نظرًا لقصر طولها الموجي وطاقتها العالية ، فإن الأشعة السينية التي تصطدم بمرآة أو عدسة بزاوية كبيرة لن تنعكس ولكنها ستصطدم بالسطح ويتم امتصاصها ، تمامًا مثل تيار من الرصاص يواجه جدارًا خشبيًا. ومع ذلك ، تمامًا كما قد يرتد ضرب الرصاص على الحائط بزاوية رعي ، كذلك يمكن للأشعة السينية التي تصطدم بزوايا الرعي على أسطح المرايا الزجاجية المصقولة أن تنعكس بكفاءة عالية لتشكيل صورة. يتم تسجيل هذه الأشعة السينية على أحد الكاشفات في بؤرة التلسكوب وتحويلها إلى إشارات كهربائية تُسجل على شريط مغناطيسي وتُرسل إلى الأرض عندما يمر المرصد فوق إحدى المحطات الأرضية.

في مركز بيانات مرصد أينشتاين في مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية ، يدرس ريك هاردن صورة الأشعة السينية لسديم السرطان ، وهو بقايا نجم متفجر. (تصوير Dane Penland Smithsonian Institution Photo No. 80-16232)

تم صنع المرايا في شركة Perkin-Elmer Corporation بواسطة فريق برئاسة P. Young. أولاً ، كانت عناصر المرآة عبارة عن أرضية ماسية لتقريب الشكل. ثم يتم صقلها وتغليفها بالكروم والنيكل وترتيبها وتربطها بهيكل داعم. لم تكن هذه مشكلة تافهة. يجب دعم عناصر المرآة ، التي تزن بضعة آلاف من الأرطال ، بطريقة تحاكي حالة المدار الخالي من الجاذبية. طور مهندسو Perkin-Elmer ، جنبًا إلى جنب مع Gerry Austin و William Antrim من AS & ampE ، مخططًا من 32 وزنًا موازنًا تم وضعها بحيث تطفو المرايا بشكل أساسي وتفترض حالتها غير المقيدة والخالية من الجاذبية.

[68] الاختلاف في طريقة انعكاس الأشعة السينية يعني أن تصميم تلسكوب الأشعة السينية يجب أن يكون مختلفًا عن التلسكوب البصري ، الذي يستخدم أطباق مسطحة لعكس الضوء. بدلاً من ذلك ، استخدم تلسكوب الأشعة السينية مجموعة من أربعة أنابيب زجاجية متداخلة. كان لابد من صقل أسطح هذه المرايا داخليًا ، وهي مهمة أكثر صعوبة من الناحية الفنية من تلميع مرايا التلسكوب التقليدية. الأمر الأكثر إثارة للقلق هو عدم وجود طريقة تقليدية لقياس نعومة السطح. لا يمكن تحمل أي بقع خشنة على السطح أكبر من حوالي 30 أنجستروم ، أي حوالي واحد على عشرة ملايين من البوصة. كان الحصول على أنعم سطح ممكن أمرًا بالغ الأهمية ، لأنه إذا كان السطح خشنًا ، فإنه ينثر الإشعاع ويلطخ الصورة. يمكن قياس نعومة المرايا التقليدية من خلال دراسة تداخل موجات الضوء المتناثرة من المرآة. لم يكن هذا ممكنًا لمرايا الأشعة السينية المتداخلة. كان الحل هو وضع قطعة من الشريط البلاستيكي الشفاف على المرايا ، وإحداث انطباع ، ثم تمرير الشريط عبر آلة التداخل.

مشكلة أخرى كانت قياس استدارة المرايا. كانت المرايا مرنة للغاية ويمكن أن تتشوه تحت وزنها. قد تتسبب بقعة صغيرة من الغبار على طاولة القياس في اختلاف قياس استدارة المرايا من وقت لآخر. أخيرًا ، توصل Van Speybroeck إلى حل: طفو المرايا في وعاء من الزئبق أثناء عملية القياس. كانت ناسا متشككة ، لذلك وجد فان سبيبروك كمية من الزئبق متبقية من تجربة زميله وأظهر جدوى فكرته من خلال نموذج أولي ، وبعد ذلك وافقت ناسا على القيام بذلك باستخدام مرايا مرصد أينشتاين.

أخيرًا ، يجب دمج مجموعة المرآة وأجهزة الكشف في مرصد واحد واختبارها. تم إجراء هذا الاختبار في أواخر صيف عام 1977. تم بناء مرفق معايرة في مركز مارشال لرحلات الفضاء خصيصًا لاختبار مرصد أينشتاين. تضمن هذا المرفق مضخات تفريغ وأنبوب بطول 1000 قدم لتوفير الفصل بين المصدر والتلسكوب الذي كان ضروريًا للسماح بالتركيز الفعال ، وغرفة تفريغ لإيواء المرصد ، ومصدر قابل للتعديل من الأشعة السينية لتوجيهه إلى التلسكوب . في الأصل ، تم تخصيص ستة أشهر لاختبار المرصد ، ولكن بسبب الانزلاق لمدة ستة أشهر في الجدول الزمني ، اختصرت ناسا فترة الاختبار إلى شهر واحد. احتج جياكوني. لم يكن شهر واحد ببساطة وقتًا كافيًا لإجراء أكثر من ألف قياس منفصل كان لازمًا للتأكد من أن المرصد سيعمل في المدار. لكن شهرًا واحدًا هو كل ما سيحصلون عليه ، لذلك توصلوا إلى خطة بديلة. كانوا يعملون 24 ساعة في اليوم ، في نوبتين متداخلتين مدة كل منهما 13 ساعة. لضمان إنجاز العمل بأكبر قدر ممكن من الكفاءة ، طور Van Speybroeck برنامج كمبيوتر لتحسين الاختبار. تم وضع جدول زمني لـ 1397 اختبارًا منفصلاً ، وتم تخصيص وقت لإعادة صياغة مشاكل الأجهزة وإعادة الاختبار. تبين أن هذا الاحتياطي مهم للغاية ، حيث ظهرت العديد من المشاكل ، وتم تجنب مشاكل الطيران الخطيرة المحتملة.

مطياف أشعة جاما ، HEAO C- 1. يتكون مطياف أشعة جاما من مجموعة من أربعة كاشفات جرمانيوم مبردة وعالية النقاوة في درع تنشيط الصوديوم يوديد السيزيوم. يتم تبريد بلورات الجرمانيوم بواسطة ثلاجة كريوجين صلبة. كان الهدف من التجربة هو استكشاف مصادر انبعاثات خط الأشعة السينية وأشعة جاما. قامت الأداة بقياس طيف وشدة كل من المصادر المنتشرة والمنفصلة لإشعاع X و gamma. كما قام بقياس تباين الخلفية المنتشرة بالإضافة إلى التغيرات الزمنية في تدفق أشعة جاما من مصادر منفصلة. كان الباحث الرئيسي هو ألان جاكوبسون من مختبر الدفع النفاث التابع لناسا في باسادينا ، كاليفورنيا.

كان أحد النواتج الثانوية الهامة لمعايرة المرصد هو تطوير برنامج الكمبيوتر لتحليل الحجم الكبير من البيانات المتولدة في الاختبار. تم تطوير نظام معالجة البيانات الفعال هذا إلى حد كبير من قبل كريستين جونز وويليام فورمان وأرنولد إبشتاين وجوناثان جريندلي وجيفري موريس وشراير وفان سبيبروك من مؤسسة سميثسونيان. شكلت أساسًا لنظام معالجة البيانات المستخدم لتقليل و.

[انظر أيضًا الصورة أدناه] التركيب النظائري لتجربة الأشعة الكونية الأولية ، HEAO C-2. حددت مصفوفات أنبوب الفلاش مسار الجسيمات الساقطة من خلال أجهزة الكشف ، والتي كانت عبارة عن عدادات مسحوق Cerenkov. تم اختيار مؤشرات انكسار العدادات لتعظيم وقت المراقبة المفيد للقطع المغنطيسي الأرضي المرتبط بمدار المرصد. قاست هذه التجربة التركيب النظيري للأشعة الكونية الأولية ذات الشحنة الذرية z في النطاق من 4 (البريليوم) إلى 56 (الحديد) ومدى الزخم من 2 إلى 20 مليار إلكترون فولت لكل نكليون. بالإضافة إلى ذلك ، سمح قرار الشحن الخاص بالأداة بتحديد جميع نوى الحادث حتى الشحن z = 50 (قصدير). المحققون الرئيسيون هم ليدي كوخ ميراموند من مركز الدراسات النووية ، ساكلاي ، فرنسا ، وبيترز وإي.راسموسن من المعهد الدنماركي لأبحاث الفضاء ، كوبنهاغن ، الدنمارك.

. تحليل البيانات بعد إطلاق المرصد. إنه نظام فعال تمامًا "منزوع الأخطاء" يسمح للمرء بالانتقال بسلاسة من المراقبة إلى تحليل البيانات ومن المرجح أن يكون النموذج الأولي لأنظمة معالجة البيانات الفلكية المستقبلية.

كان من المقرر إطلاق HEAO 2 بعد منتصف ليل 13 نوفمبر 1978. كالعادة ، كان العلماء متخوفين بشأن استعداد مركبة الإطلاق. كان السجل الجيد لنظام أطلس سنتور.

. مطمئن إلى حد ما. قال هارفي تانانباوم: "لكن كان لدينا أداة واحدة فقط ، لذلك لم تكن هناك فرص ثانية. لم يكن من الضروري أن تكون مركبة الإطلاق جيدة. كان يجب أن تكون مثالية. أعتقد أنهم (فريق الإطلاق) كانوا منزعجين قليلاً مع العدوانية التي كنا نستجوبهم بها. يجب أن أقول إن كل شيء سار بسلاسة ، لذلك أعتقد أن تطميناتهم كانت قائمة على أسس جيدة. لقد استثمرنا الكثير لدرجة أننا شعرنا بأن لدينا الحق في معرفة كل مجال مشكوك فيه . "

لحماية هذا الحق ، جلس جياكوني في منطقة التحكم مع مسؤولي ناسا ، لذلك سيكون لديه موافقة نهائية على التجارب في حالة ظهور أسئلة حول السيارة أو الظروف. كان بات هنري ، الذي تابع التجربة بعد إجراء المعايرة عبر مارشال والتكامل مع المركبة الفضائية في تي آر دبليو ، إلى جانب جياكوني. تحرك العد التنازلي للأمام دون عوائق. في T-20 ثانية ، تخلى هنري عن مقعده في غرفة التحكم وركض إلى الخارج لرؤية الإطلاق. كان هارفي تانانبوم يراقب من المدرجات. "شعرت بقشعريرة تمر عبر جسدي عندما رأيت البرج يضيء عند T ناقص I مع الإشعال. كان مثل البرق والرعد. لم يكن بإمكانك سماع أي شيء لعدة ثوان. بحلول ذلك الوقت ، كانت السيارة قد انطلقت بالفعل. بدأ يرتفع ببطء شديد ، يتجمع بسرعة. لقد نسيت للحظات أنه كان يحمل عمل حياتك ، كما كان ، تحت مخروط الأنف ".

بعد بضع دقائق جاء التقرير في أن HEAO 2 قد وصل إلى المدار. صرخات الابتهاج. تنهيدة ارتياح من فريد سبير. وشعور عميق بالرضا لجميع المعنيين. على الفور تقريبًا تم استبدال هذه المشاعر بترقب متوتر حول تنشيط الآلات بعد بضعة أيام. على حد تعبير إيثان شراير ، "كان الجميع [72] موصولين تمامًا. لا أحد يستطيع النوم حتى وصلنا إلى جودارد. في الأيام الستة التالية لا بد أنني لم أنم أكثر من 15 أو 20 ساعة."

كانت الخطوة الأولى هي التحقق من متتبعات النجوم. مما أثار رعب العلماء أنهم بدوا معطلين. يتذكر شراير "لقد أوقفناهم وجلسنا هناك لمدة أربعة أيام ، في محاولة لمعرفة ما هو الخطأ". "ثم أدركنا أن متتبعي النجوم كانوا يلتقطون انعكاس القمر من المحيط ، ولم تكن هناك مشكلة." ثم بدا أن نظام التأشير لم يكن يعمل. قال شراير: "وجدنا انجرافات كبيرة جدًا". "الجميع كان يذهب الموز." من خلال دراسة البيانات ، خلصوا إلى أن أجهزة تعقب النجوم كانت متوقفة عن العمل بنسبة قليلة. لقد استشاروا الشركات المصنعة ، الذين درسوا البيانات من متعقبات النجوم وأكدوا أنهم يعملون بشكل مثالي. تم إرجاع التأثير إلى مذكرة مكتوبة منذ سنوات حيث تم تقريب الرقم 32767 على أنه 32000 في صيغة التحويل.

أخيرًا ، بعد أربعة أيام من الإطلاق ، انحرفت المركبة الفضائية إلى Cygnus X-l ، وهو مصدر قوي للأشعة السينية يُعتقد أنه مرتبط بثقب أسود. لقد حان وقت لحظة الحقيقة ، لحظة "النور الأول". بالنسبة إلى ليون فان سبيبروك ، كانت أول صورة بالأشعة السينية ، والتي أظهرت أن المرايا والمصور في طريقهما للعمل ، كانت "أشبه بتجربة دينية". بالنسبة لريك هاردن ، كان الضوء الأول عبر عداد التصوير التناسبي لحظة قلق تقترب من الذعر واليأس. كان عداد التصوير النسبي يشاهد جزءًا من السماء يُعتقد أنه يحتوي على المصدر الوحيد Cygnus X-3 ، ومع ذلك ظهرت صورة متعددة. "فكرتي الأولى كانت ،" أوه ، لا! إنه لا يعمل! "كما اتضح ، كان الكاشف يعمل بشكل جيد. لقد اكتشف مجموعة من المصادر التي لم يتم اكتشافها من قبل في محيط Cygnus X-3. عملت الآلات الأخرى بشكل جيد أيضًا. مع مهمة ناجحة شبه مضمونة ، أُطلق على المرصد اسم مرصد أينشتاين ، تكريماً للذكرى المئوية لميلاد الرجل الذي غيّرت نظرياته عن المكان والزمان والمادة بشكل جذري تصورنا للكون. بعد أكثر من عقد ونصف من التخطيط والسياسة والمثابرة من خلال حل ما تذكره تانانباوم بأنه "مائة ألف مشكلة فنية من نوع أو آخر" ، تحقق حلم ريكاردو جياكوني بتلسكوب كبير للأشعة السينية يدور حوله. .

بينما كان مرصد أينشتاين يرسل صورًا مذهلة بالأشعة السينية للنجوم والمجرات المتفجرة ومجموعات المجرات ، كانت الاستعدادات جارية لإطلاق HEAO 3 ، وهو مرصد من شأنه أن يسبر الكون عند طاقات فوتونية أعلى ويلتقط عينات من الطاقة العالية. جزيئات من الفضاء بين النجوم. كان HEAO 3 مشابهًا لـ HEAO 1 من حيث أنه كان عبارة عن مهمة مسح تضم العديد من الأدوات المستقلة ولكن التكميلية. أدت إعادة هيكلة برنامج HEAO إلى إجبار ثلاث تجارب في تجربة واحدة مصممة لمراقبة الأشعة الكونية ذات العدد الذري العالي النادر. المحققون الرئيسيون في التجربة الجديدة هم مارتن إسرائيل وإدوارد ستون وسي جيه وادينجتون. كانت.

تجربة النوى الثقيلة ، HEAO C-3. تكونت تجربة الأشعة الكونية هذه من غرفتي تأين كبيرتين مثبتتين من الخلف إلى الخلف مع عداد سيرينكوف كبير بينهما. لاحظت وجود عدد ذري ​​نادر (z أقل من 30) ، نوى نسبية في الأشعة الكونية. قامت الأداة بقياس التركيب الأولي وأطياف الطاقة لهذه النوى بدقة كافية لتحديد وفرة العناصر الفردية من الكلور (z = 17) عبر اليورانيوم على الأقل (z = 92). كان المحققون الرئيسيون هم مارتن إسرائيل من جامعة واشنطن ، وسانت لويس ، وميسوري ، وإدوارد ستون من معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا ، وسي جيه وادينجتون من جامعة مينيسوتا ، مينيابوليس. يظهر مع التجربة هارولد كيني من شركة Ball Brothers Aerospace.

مرت جميع البيانات التي تم جمعها بواسطة HEAO 3 عبر صندوق التوصيل الرئيسي الموضح هنا.

. زواج المصلحة ، الذي نشأ في المقام الأول عن اعتبارات الميزانية ، ولكن بكل المقاييس كان اتحادًا ناجحًا للغاية. قال مارتن إسرائيل: "نتج عن التعاون تجربة أفضل ، لأنه جمع بين ثلاثة مناهج مختلفة لدراسة الأشعة الكونية". هذا جعل من الممكن للمجرِّبين تحديد الشحنة النووية (العدد الذري) وزخم جسيم الأشعة الكونية بشكل لا لبس فيه.

كانت تجربة نوى Israel-Waddington-Stone الثقيلة واحدة من تجربتين للأشعة الكونية على HEAO 3. وكانت الأخرى تجربة مصممة لقياس التركيب النظيري للأشعة الكونية. لقد كان تعاونًا بين العلماء ومركز الدراسات النووية في ساكلاي بفرنسا والمعهد الدنماركي لأبحاث الفضاء في كوبنهاغن ، الدنمارك. كان هناك تعاون آخر مع المجموعة الفرنسية لم يكن بسبب الميزانية ، ولكن بسبب العين الشديدة لعالم الفيزياء الشاب. في قلب الاقتراح الفرنسي الدنماركي كانت العدادات التي تتطلب سائلًا بدون فقاعات وغاز فريون عند ضغط عالٍ جدًا. كان من الصعب جدًا بناء مثل هذا العداد [75] ، وكان العلماء قلقين بشأن القدرة على تطوير التكنولوجيا المطلوبة في الوقت المناسب. كما تتذكرها Lydie Koch-Miramond ، "كان هناك هذا الفيزيائي الشاب ، Michel Casse ، الذي كان مهتمًا بأن يصبح جزءًا من المشروع. كان يقرأ المجلات والمطبوعات التمهيدية في المكتبة عندما صادف أطروحة دكتوراه في الكيمياء التطبيقية. تناولت الأطروحة طريقة لزراعة مواد هلامية السيليكا الشفافة. واعتقد أنها يمكن أن تعمل مع عداداتنا. ذهبنا إلى ليون ، وتحدثنا إلى الكيميائي ، وبدأنا تعاونًا أدى إلى عداد ناجح. إذا لم يكن قد قرأ هذه الأطروحة ، ربما لم نقم بالاختيار الثاني [الاختيار بعد إعادة الهيكلة] لـ HEAD ".

إذا كان HEAO 3 ينعم بشراكات صدفة ، فقد عانى أيضًا من مشاكل الساعة الحادية عشرة. في غضون أسبوع من التسليم ، تم تدمير 100 مكبر للصوت في اختبار الفراغ الحراري النهائي لتجربة نوى الأشعة الكونية الثقيلة. تم إرجاع المشكلة بسرعة إلى إجراء اختبار خاطئ ، لذلك لم يكن هناك قلق بشأن فشل مكبرات الصوت في المدار. ولن يكون من الصعب بشكل خاص استبدال مكبرات الصوت المدمرة. ولكن ماذا عن الألف أو نحو ذلك من مكبرات الصوت التي لم يتم تدميرها؟ هل تضرروا لدرجة أنهم قد يفشلون؟ كان الحل الوحيد هو إخراجهم واختبارهم وإعادتهم مرة أخرى. تضمن ذلك كسر وإعادة تشكيل أكثر من مائة ألف وصلة أو لحام.

بعد ذلك ، قبل إطلاقه بأربعة أشهر فقط ، طور مقياس طيف أشعة جاما "الرحلات الحرارية". بمعنى آخر ، الجهاز ، المصمم للعمل عند 80 كلفن (-315 & # 176 فهرنهايت) ، كان من وقت لآخر تسخين حتى 120 كلفن (- 243 & # 176 فهرنهايت). تحت إشراف ألان جاكوبسون ، الباحث الرئيسي ، تم عقد "فريق النمر" من حل المشكلات ، مع فرانك شوتز كمدير وجيم ستيفنس يتولى القيادة الفنية. استنتاجهم: يجب تفكيك الصك. عمل العلماء والمهندسون والفنيون من مختبر الدفع النفاث و TRW و Ball Brothers Aerospace في بولدر بولاية كولورادو ، حيث عملوا ستة عشر ساعة يوميًا طوال فصل الصيف ، ووجدوا المشكلة.لم يتم ضغط الغسالة بشكل مسطح بواسطة الترباس المصاحب لها. كانت النتيجة ختمًا أقل مثالية تسبب في الرحلات الحرارية.

تم إصلاح الختم ، وتم نقل مطياف جاما بواسطة النقل الجوي العسكري إلى موقع إطلاق مركز كينيدي للفضاء ، حيث تم تثبيته في المركبة الفضائية قبل ساعات فقط من إخلاء المركز استعدادًا لإعصار ديفيد. بعد أسبوعين ، في 20 سبتمبر 1979 ، تم إطلاق HEAO 3 ، آخر HEAOs ، بنجاح. بعد بضعة أيام ، تم تشغيل الأدوات ، وكان من الواضح أن المهمة ستكون ناجحة.

ستتم مناقشة بعض النجاحات العلمية العديدة لبرنامج HEAO في الفصول التالية. النقطة التي يجب توضيحها هنا هي أنه كان أيضًا نجاحًا تقنيًا هائلاً. كما قال فرانك ماكدونالد ، "أظهر HEAO أنه يمكنك تجميع تجارب كبيرة جدًا تجاوزت في [76] العديد من الحالات توقعات التصميم." وقد تم ذلك في حدود 20 في المائة من تقدير التكلفة الأصلي ، وهو إنجاز مذهل بالنظر إلى تعقيد المشروع وحقيقة أن مؤشر أسعار المستهلك للسلع والخدمات زاد بأكثر من 50 في المائة خلال نفس الفترة.

عملت HEAO جزئيًا لأنه تم التخطيط لها جيدًا وإدارتها بشكل جيد. لكن الأهم من ذلك كله أنها نجحت بسبب الموهبة والتفاني غير العادي للأفراد المعنيين. وتفاني أسرهم ، الذين تساءلوا في بعض الأحيان عما إذا كانت كل الساعات الطويلة ، وعطلات نهاية الأسبوع والإجازات الضائعة ، والنظرات المشتتة والمقلقة عبر مائدة العشاء تستحق العناء حقًا. يتذكر ستيف موراي: "كان علينا الحصول على الكثير من الناس من خلال المثابرة والجدل والصداقات التي نشأت خلال سنوات المشروع". "في كثير من الأحيان ، بذل المهندسون جهدًا إضافيًا معنا لمجرد أنهم كانوا أصدقاؤنا." كانت الصداقات جزءًا منها ، بالتأكيد ، لكنها لم تكن القوة الدافعة التي جعلت هؤلاء الأشخاص يعملون ساعات عمل إضافية دون أجر يومًا بعد يوم لسنوات. لم تستطع الصداقات أن تفسر لماذا يمكن أن يقول هارولد كيني ، الفني الميكانيكي في HEAO 3 ، "هناك.

يعيد عمال شركة Ball Brothers Aerospace إدخال جهاز البرد الذي تم إصلاحه في ثلاجة مقياس طيف أشعة جاما.

20 سبتمبر 1979. إطلاق HEAO 3.

[78]. لم أكن في صباح أحد الأيام خلال المشروع بأكمله لم أرغب في الحضور للعمل ". ما الذي يمكن أن يفسر ذلك؟

تم طرح هذا السؤال على عشرات العلماء والمهندسين المشاركين في برنامج HEAO. كانت استجاباتهم كلها تقريبًا متشابهة وتتعلق برغبتين إنسانيتين عميقتين: الرغبة في حل المشكلات والرغبة في أن يكونوا جزءًا من شيء أكبر من أنفسهم. قال هارفي تانانباوم: "الشيء الأكثر إرضاءً هو حل المشاكل". "لم يكن هناك توجيه أصابع الاتهام حول سبب ظهور المشاكل ، فقط الاعتراف بأن مشكلة هائلة قد تم حلها. كان الجميع يعملون معا." لخص ديك هالبيرن الشعور: "سئلت ذات مرة عن المسؤول الأكبر عن نجاح HEAO ولم أستطع الإجابة. عمل مئات الأشخاص في المشروع. بالتأكيد ، كنت أعرف الكثير منهم ، لكنهم جميعًا شعروا بالمسؤولية - وكانوا جميعًا ". وأخيرًا ، كما قال Art Gneiser of Ball Brothers ، "إنه شعور لا يصدق بالرضا لرؤية البيانات تأتي ، وتجلب معلومات عن الكون هناك ، وأن تعرف أن الكثير من نفسك موجود وأن كل شيء يعمل . "


العنوان: نوستار مسح بالأشعة السينية الصلبة لمنطقة نورما الذراع

نقدم كتالوجًا لمصادر الأشعة السينية الصلبة في منطقة درجة مربعة تم مسحها بواسطة NuSTAR في اتجاه الذراع الحلزونية نورما. يبلغ إجمالي وقت التعرض لهذا الاستطلاع 1.7 مللي ثانية ، وأعماق تعرض نموذجية وأقصى حد تبلغ 50 كيلو مترًا و 1 مللي ثانية ، على التوالي. في منطقة التغطية الأعمق ، تم الوصول إلى حدود الحساسية من 5 × 10 -14 و 4 × 10-14 إرج ث -1 سم -2 في النطاقين 3-10 و10-20 كيلو إلكترون فولت ، على التوالي. تم الكشف عن ثمانية وعشرين مصدرًا بدقة ، وتم اكتشاف عشرة مصادر ذات أهمية منخفضة ، ومن المتوقع أن تكون ثمانية من أصل 38 مصدرًا نوى مجرة ​​نشطة. تم تحديد المصادر الثلاثة الأكثر سطوعًا سابقًا على أنها ثنائية منخفضة الكتلة للأشعة السينية وثنائية عالية الكتلة للأشعة السينية وسديم الرياح النجمية. استنادًا إلى خصائص الأشعة السينية ونظائرها ذات الأطوال الموجية المتعددة ، نحدد الطبيعة المحتملة للمصادر الأخرى على أنها ثنائيات رياح متصادمة ، وثلاثة سدم رياح نابضة ، وثقب ثنائي للثقب الأسود ، ومجموعة من المتغيرات الكارثية (CVs). المرشحون للسيرة الذاتية في منطقة نورما لديهم درجات حرارة بلازما تتراوح بين -10-20 كيلوفولت ، بما يتوافق مع طيف انبعاث الأشعة السينية من Galactic Ridge ولكن أقل من درجات حرارة السير الذاتية بالقرب من مركز المجرة. قد يشير هذا الاختلاف في درجة الحرارة إلى أن منطقة نورما بها جزء أقل من القطبين الأكثر ووسطية مقارنةً بأنواع أخرى من السير الذاتية مقارنةً بمركز المجرة. يتوافق توزيع NuSTAR logN-logS في النطاق 10-20 keV مع التوزيع الذي تم قياسه بواسطة Chandra عند 2-10 keV إذا افترض أن متوسط ​​طيف المصدر هو نموذج حراري مع kT k 15 keV ، كما لوحظ في السيرة الذاتية المرشحة . وقوو أقل


خيارات الوصول

شراء مقال واحد

الوصول الفوري إلى المقال الكامل PDF.

سيتم الانتهاء من حساب الضريبة أثناء الخروج.


تتويج الشمس بمجد

نجم مظلم محاط بدائرة من الضوء: يمكن رؤية الطبقة الغازية الخارجية للشمس - الهالة - عندما يغطي القمر الجديد قرصه اللامع تمامًا أثناء الكسوف الكلي. الائتمان: SPL - Agentur Focus

(Phys.org) - أولئك الذين يعانون من كسوف كلي للشمس يشعرون بالارتباك عندما ينظرون إلى دائرة الضوء التي تحيط بشمسنا. قد يجده الناس العاديون ساحرًا ، لكن الباحثين ظلوا يملأون أدمغتهم منذ عقود. يتساءلون لماذا هذه الطبقة الغازية & # 150 الهالة & # 150 لديها درجة حرارة عدة ملايين من الدرجات؟ سامي ك.سولانكي ، مدير معهد ماكس بلانك لأبحاث النظام الشمسي في كاتلينبرج لينداو ، وفريقه يعالجون المشكلة من خلال طرق المراقبة المبتكرة والمحاكاة الحاسوبية.

يقع المعهد وسط المروج والحقول الهادئة ، وتسلط نزهة عبر قاعة المدخل الضوء على التقاليد العريقة لأبحاث النظام الشمسي. من مسابر الفضاء هيليوس في السبعينيات إلى أوليسيس والعنقودية إلى المراصد الشمسية الحديثة المعروفة باسم سوهو وستيريو & # 150 ، شارك باحثو ماكس بلانك في كل هذه المهمات. على مدى السنوات العشر الماضية ، ربما اجتمعت هنا أكبر مجموعة من علماء الفيزياء الشمسية في أوروبا. أحد أهدافهم الرئيسية للدراسة هو الإكليل. & # 147 إنها الواجهة بين نجمنا وغلافها الشمسي ، أي مجال تأثير الرياح الشمسية ، التي تندمج فيها الأرض أيضًا ، & # 148 يقول المخرج سامي سولانكي.

يعتبر العلماء الشمس كنظام شامل من أجل فهم الهالة الخاصة بها: مجموعة واحدة معنية بالجزء الداخلي من شمسنا ، حيث تكمن جذور الأنشطة المرئية من الخارج في النهاية. في عام 2009 ، درس التلسكوب المحمول سنرايز سطح الشمس بدقة لم تتحقق من قبل. يقوم كل من المراقبين والمنظرين بالبحث عن الهالة ، ويقوم سولانكي نفسه بالتحقيق في تأثير نشاط الشمس # 146 على مناخ الأرض.

لطالما أدرك علماء الفلك أن درجة الحرارة على سطح الشمس تبلغ حوالي 5500 درجة مئوية. السطح هو جزء من كرة الغاز الساخنة المتساقطة والتي يمكننا رؤيتها بالعين المجردة. منذ ثمانين عامًا ، بدأ العلماء في التحقيق عن كثب في الهالة & # 150 ، الغلاف الجوي الخارجي الرقيق جدًا للشمس & # 150. ولدهشتهم ، وجدوا درجات الحرارة هناك تصل إلى عدة ملايين من الدرجات. للوهلة الأولى ، يبدو هذا مستحيلًا ماديًا مثل محاولة جعل الماء يغلي على لوح تسخين عند درجة حرارة 50 درجة. لكن هذا ما يحدث على الشمس.

المجال المغناطيسي هو مصدر قوي للحرارة

الغاز ، عند درجة حرارة مليون درجة ، ينبعث منه إشعاع بشكل رئيسي في نطاقات الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية. إن ضوء الهالة & # 146s ، الذي يمكن رؤيته أثناء كسوف الشمس ، ليس سوى توهج ضعيف. يجب وضع التلسكوبات في الفضاء ، لأن غلافنا الجوي يمتص الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية ذات الطول الموجي القصير. يقع المرصد الأمريكي الأوروبي SOHO على بعد 1.5 مليون كيلومتر من الأرض ويبقي الشمس في بصرها باستمرار. تتم أتمتة الصور المسجلة بواسطة الأدوات المختلفة لدرجة أنه من الممكن مشاهدتها عمليًا في الوقت الفعلي عبر الإنترنت.

يفخر مراقبو الطاقة الشمسية في كاتلينبرج- لينداو بشكل خاص بمقياس الطيف SUMER (قياسات الأشعة فوق البنفسجية الشمسية للإشعاع المنبعث) الذي صمموه وصنعوه وقد أدى خدمة لا تعرف الكلل منذ عام 1996. يشتت SUMER ضوء الشمس إلى ألوانه الطيفية ، وإن لم يكن في نطاق الضوء المرئي ، ولكن في أعماق الأشعة فوق البنفسجية ، حيث يمكن دراسة الهالة جيدًا بشكل خاص.

& # 147SUMER لعبت دورها في التحقيق في العديد من التفاصيل الخاصة بآلية التسخين الهالة & # 146s ، لأن معلمات الغاز المهمة ، مثل درجة الحرارة والكثافة والسرعة ، يمكن اشتقاقها من ضوء الأشعة فوق البنفسجية المشتت طيفيًا ، & # 148 يقول ماكس بلانك الباحث فيرنر كوردت. يتفق الخبراء الآن على أن المجال المغناطيسي Sun & # 146s يسخن الهالة. والسؤال الوحيد هو كيف.

يتم إنشاء المجال المغناطيسي على بعد حوالي 200000 كيلومتر تحت السطح. على عكس الأرض ، حيث تظهر بشكل أساسي عند القطبين ، فإن سطح الشمس يتخلل في كل مكان بخطوط المجال المنبثقة والعودة إلى الداخل. المجالات المغناطيسية قوية بشكل خاص في البقع الشمسية المظلمة. تشكل أزواج هذه البقع الشمسية نقاط قدم لحزمة على شكل جسر من خطوط المجال المنبثقة من السطح. وهكذا ، فإن نقطتين تحددان القطبين الشمالي والجنوبي ، على التوالي ، لمجال مغناطيسي محلي.

تنطلق البلازما في أعمدة كثيفة

مكان منشأ هذا النمط الفوضوي العالمي هو المادة الشمسية الساخنة المتداولة في الداخل. هذه البلازما موصلة للكهرباء ، وعندما تنقل بالحمل الحراري ، فإنها تدخل خطوط المجال المغناطيسي مثل ملعقة صغيرة تسحب العسل ، وتلتفها إلى حزم سميكة أثناء قيامها بذلك. يتدفق الغاز الساخن للجسيمات المشحونة كهربائيًا الآن على طول خطوط الحقل هذه المنبثقة من السطح ، ويؤدي ضوءها إلى جعل الخطوط مرئية & # 150 مشابهًا لبرادات الحديد الموضوعة على ورقة فوق مغناطيس وتتبع خطوط الحقل. هذه هي الطريقة التي تتولد بها الأشواك # 150 عمودًا ، يبلغ قطرها حوالي ألف كيلومتر ، حيث تنطلق البلازما إلى ارتفاعات تصل إلى 20 ألف كيلومتر قبل أن تنهار مرة أخرى. تنهار الأشواك بعد حوالي 10 دقائق وتتولد من جديد في نقاط مختلفة. يمكن ملاحظتها جيدًا بشكل خاص عند حافة الشمس على صور الأقمار الصناعية ، فهي تذكرنا بحقل الذرة الملوح.

بمساعدة SUMER & # 146s ، اكتشف Werner Curdt مؤخرًا أن الأشواك الكبيرة تدور حول محورها الطولي بسرعات تزيد عن 100000 كيلومتر في الساعة & # 150 مثل الأعاصير الفائقة بحجم ألمانيا. & # 147 وبهذه السرعة الهائلة ، يمكن لقوة الطرد المركزي إخراج المادة من الأشواك وتقذفها إلى الهالة ، & # 148 يقول كوردت. ستكون هذه العملية طريقة يمكن تصورها للحفاظ على الإكليل مزودًا بالمادة الساخنة. يعد الإمداد المستمر ضروريًا لأن الملاحظات تظهر أن بعض الغاز الإكليلي يتراجع باستمرار إلى سطح الشمس ، بينما يتدفق المزيد من التدفقات بعيدًا في الفضاء بين الكواكب مثل الرياح الشمسية.

& # 147: بدون النقل المستمر للمادة ، تذوب الهالة في غضون دقائق ، & # 148 يوضح Curdt. ومن ثم فمن الممكن أن تزود الأعاصير السويكية الهالة بالمادة. لكن هل يمكنهم تسخين الهالة إلى عدة ملايين من درجات الحرارة ، أو على الأقل المساهمة؟ هذا السؤال لا يزال دون إجابة. على الرغم من أن البحث الشمسي يعتمد على الملاحظات ، & # 147 لا نريد & # 146t فقط أن نرى ، نريد أيضًا أن نفهم ، & # 148 يقول Curdt. تعمل مجموعة الأبحاث J & # 246rg B & # 252chner و Hardi Peter & # 146s على تطوير محاكاة الكمبيوتر منذ عام 2009 من أجل توفير هذا الفهم للعمليات المعقدة.

الطريقة المعقدة والديناميكية التي يتفاعل بها المجال المغناطيسي مع البلازما المحيطة تعني أن المحاكاة الحاسوبية من هذا النوع هي من أكثر ما تقدمه الفيزياء الفلكية تعقيدًا. وهذا يفسر سبب إمكانية إجراء معظم حسابات النمذجة في بُعد واحد فقط لفترة طويلة. في هذه الحالة ، قام الكمبيوتر بحساب التطور الزمني على طول خط المجال المغناطيسي في الهالة. طور العلماء نماذج لمناطق مختارة في ثلاثة أبعاد لعدد من السنوات.

تحدث هذه المقذوفات الجماعية بسبب المجالات المغناطيسية. توفر الحقول أيضًا الطاقة لتسخين الهالة. الائتمان: ناسا - SDO

قد تستغرق المحاكاة الكاملة أحيانًا أسابيع أو شهورًا ، حتى على أقوى أجهزة الكمبيوتر. يجب على الباحثين التقدم للحصول على وقت الحوسبة الذي يحتاجون إليه ، تمامًا كما يجب على زملائهم تقديم طلب للحصول على وقت المراقبة على التلسكوب. حتى عندما يتم تخصيص وقت الحوسبة لها ، لا تعمل المحاكاة من البداية إلى النهاية ، ولكن يتم مقاطعتها دائمًا لمشاريع أخرى وتستمر في وقت لاحق. & # 147: يوفر لنا هذا فرصة للتحقق من النتائج الوسيطة وتصحيح أي أخطاء إذا خرج الحساب عن مساره ، & # 148 يشرح بيتر.

يركز الباحث الشمسي عمليات المحاكاة الخاصة به على مناطق نشطة تختلف في الحجم ويمكن رؤيتها بشكل أفضل على الصور في نطاق الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية. في أي وقت من الأوقات ، هناك عشرات الآلاف من الميكروفليارات على الشمس و 150 اندفاعة إشعاعية تدوم بضع دقائق فقط ، على مساحة تقارب حجم ألمانيا تقريبًا. قبل عشر سنوات ، اعتبر الباحثون أن الميكروفيلارات هي المفضلة المفضلة لتسخين الهالة.

علاوة على ذلك ، هناك أيضًا ثورات بركانية أكبر وأقوى تسمى التوهجات. وهي أندر من الميكروفليرات ، ولكنها تنتشر على مساحة أكبر. في غضون دقائق ، يطلقون طاقة تتوافق مع القوة التفجيرية لحوالي مليار قنبلة هيدروجينية مع ميغا طن من مادة تي إن تي لكل منها. تحدث التوهجات بشكل رئيسي بالتزامن مع البقع الشمسية.

تلتف خطوط المجال مثل الأربطة المطاطية

تكمن الحقول المغناطيسية التي تبرز من السطح كما هو موضح أعلاه في جذر كل هذه الأنشطة. تشبه الشمس الآن كرة ساخنة من الغاز تتحرك مادتها باستمرار. تمامًا كما يتنقل الماء في القدر ، يتصاعد الغاز الساخن في حركة الحمل الحراري من الداخل إلى الأعلى ، حيث يبرد ويتدفق مرة أخرى إلى الأعماق مرة أخرى. & # 147 هذا هو السبب في أن نقاط أقدام الحلقات المغناطيسية ليست مثبتة بإحكام على السطح ، ولكنها تتحرك جيئة وذهابا مع فقاعات المادة الغازية الساخنة ، & # 148 يشرح هاردي بيتر.

تلتوي خطوط الحقل وتخزن المزيد والمزيد من الطاقة في هذه العملية ، مثل الشريط المطاطي الذي يتم لفه. إذا تجاوز التوتر قيمة حرجة ، يمكن أن تتصل خطوط المجال المغناطيسي بخطوط القطبية المعاكسة. يسمي الفيزيائيون هذه العملية بإعادة الاتصال. في مثل هذه الدائرة القصيرة المغناطيسية ، يتم إطلاق جزء من الطاقة المخزنة في الحقل فجأة.

لكن هذا ممكن أيضًا دون حدوث قصر في الدائرة. يجب أن يتحرك المجال المغناطيسي فقط لتزويد البلازما المحيطة بالطاقة ، وهو مشابه جدًا للموصل الحامل للتيار: يحفز المجال المغناطيسي المتحرك التيارات في الإكليل ، ثم تقوم هذه التيارات بتسخين الغاز الذي تتدفق خلاله. هذا هو السبب في أن الباحثين يطلقون على هذه العملية أيضًا التسخين الأومي. ربما تحتوي هذه العمليات على مفتاح لفهم التسخين الإكليلي.

يمكن ملاحظة المناطق النشطة جيدًا في نطاق الأشعة فوق البنفسجية. تُظهر الأفلام سريعة الحركة بشكل مثير للإعجاب مدى ديناميكية التغييرات في المجالات المغناطيسية والغاز الساخن. حلقات مغناطيسية تتأرجح جيئة وذهابا ، تذوب وتشكل تكوينات جديدة. يستخدم الباحثون مطياف SUMER لقياس الكثافة ودرجة الحرارة والسرعات. توفر أدوات أخرى من SOHO & # 146s شدة المجال المغناطيسي. يغذي بيتر برنامج الكمبيوتر الخاص به ببيانات المراقبة لنقطة زمنية محددة ويسمح له بحساب التطوير الإضافي بمفرده.

سبعة أضعاف تأين النيون يسبب الإشعاع

بعد فترة زمنية محددة مسبقًا ، يتم إنهاء الحساب والنتيجة لجميع المعلمات المتاحة مقارنة بالواقع: يمكن للبرنامج عرض حقول السرعة ودرجات الحرارة ، أو عرض مظهر الغاز عند درجة حرارة معينة. تشع البلازما عند درجة حرارة حوالي 700000 درجة بشكل مكثف بطول موجة يبلغ 77 نانومتر (جزء من مليون من المليمتر). هذا يرجع إلى ذرات النيون بتأينها سبعة أضعاف.

ومع ذلك ، من الصعب مقارنة مجالات السرعة المحددة بالواقع ، لأن SUMER بطيء جدًا. تتطلب الأداة حوالي عشر دقائق لقياس المنطقة النشطة بأكملها. في المقابل ، تقوم المحاكاة بتسجيل التغييرات مرة واحدة في الثانية على مدار فترة إجمالية قدرها 20 دقيقة. & # 147 يمكن تحسين الأدوات بشكل كبير ، & # 148 تعليق بيتر حول الوضع الحالي.

سبب آخر لعدم سهولة المقارنة مع الواقع دائمًا هو حقيقة أن الغاز شفاف. هذا هو السبب في أن الهياكل التي ترقد واحدة قبل الأخرى تظهر دائمًا مسقطة على مستوى. هذا يؤثر على الملاحظات ، وكذلك نتائج المحاكاة. يعمل مرصد ديناميات الطاقة الشمسية (SDO) ، وهو مختبر فضائي ، حاليًا على جعل هذا التراكب للبنى الفردية مرئيًا بوضوح. تُظهر الصور الهيكل المكاني المعقد والديناميكيات الزمنية العالية بطريقة مثيرة للإعجاب هنا بشكل خاص. معهد ماكس بلانك لأبحاث النظام الشمسي لديه مقاعد في الصف الأمامي من حيث التقييم & # 150 بعد كل شيء ، فهو يدير مركز البيانات الألماني SDO.

لا يمكن تفسير بعض الظواهر التي تمت ملاحظتها إلا من خلال هذه المحاكاة ثلاثية الأبعاد ، حيث لم تقم الحسابات أحادية البعد بإعادة إنتاجها. الاتفاق بين النماذج ثلاثية الأبعاد والملاحظات جيد جدًا ، في الغالب. صادف هاردي بيتر مؤخرًا ظاهرة لم تكن معروفة حتى ذلك الحين في محاكاة: عند الحافة السفلية لمجال الحوسبة ، تشكلت فقاعة غاز على ارتفاع عدة آلاف من الكيلومترات فجأة واندفعت فجأة ، وحلقت عبر الهالة على قوس عريض يصل إلى على ارتفاع 20 ألف كيلومتر قبل أن يعود إلى السطح بعد 15 دقيقة. يستحضر هذا المشهد في الفيلم صورة لدلفين يقفز من الماء.

في تحليل أكثر تفصيلاً لهذا التسلسل ، لاحظ بيتر أن المجالات المغناطيسية تصادف أنها متشابكة بقوة عند النقطة التي قفزت فيها الفقاعة. كما أنهم تحركوا بسرعة كبيرة وقاموا بتسخين محيطهم بشكل خاص. تم الآن إخراج المواد وتطاير في قوس عالٍ في الهالة ، مما يذكرنا بحدوث انفجار. افترض بيتر في البداية أن هذه الظاهرة ، التي حدثت فقط في الحساب ، هي خطأ ، كما يمكن أن يحدث في عمليات المحاكاة العددية. ومع ذلك ، أظهر تحليل البيانات بسرعة أن الأمر لم يكن كذلك. في مؤتمر ، اتضح أن الزملاء قد لاحظوا ظاهرة مماثلة وأطلقوا عليها اسم أرنب ، لأنها تذكرهم بالحيوان القافز.

مرصد جديد أيضا لرصد القطبين

& # 147 الميزة المثيرة للاهتمام في هذه الحالة هي أن العملية يمكن أن تكون مهمة على نطاقات أصغر بكثير أيضًا ، مع الأشواك ، على سبيل المثال ، & # 148 يقول Peter. ستكون هذه مهمة العمل المستقبلي مع النماذج العددية التي تتمتع بدقة مكانية أعلى ومقارنة أخرى مع الملاحظات.

بعد عدة عقود من البحث الإكليلي ، من المتفق عليه الآن ، بما لا يدع مجالاً للشك ، أن الحقول المغناطيسية توفر طاقة كافية لتسخين الهالة. يؤهل بيتر لهذا: & # 147 لكننا ما زلنا لا نعرف كيف يتم نقل هذه الطاقة إلى البلازما الإكليلية على مقياس السنتيمتر أو المتر. & # 148 حتى عمليات المحاكاة الخاصة به يمكن & # 146t توضيح ذلك ، لأنها تحسب الأحداث على نطاقات كبيرة مئات الكيلومترات. باحثو الطاقة الشمسية في وضع مشابه لعلماء الأرصاد الجوية: على الرغم من أن نماذجهم يمكن أن تتنبأ بمكان هطول الأمطار باحتمالية معينة ، يمكنهم & # 146t حساب تشكيل القطرات في السحابة.

يعلق الباحثون آمالًا كبيرة على مرصد شمسي جديد ، وهو Solar Orbiter ، الذي قررت وكالة الفضاء الأوروبية ESA بنائه في خريف عام 2011. وسيتم إطلاق التلسكوب الفضائي في عام 2017 وسيدور حول الشمس في مسار إهليلجي في مسافة لا تقل عن 42 مليون كيلومتر. هذا يتوافق مع أقل من ثلث المسافة بين الأرض والشمس. لم يسبق أن اقترب مختبر فضائي من شمسنا من قبل. علاوة على ذلك ، سيكون المدار مائلًا بشدة فيما يتعلق بخط الاستواء الشمسي بحيث سيكون من الممكن أيضًا مراقبة أقطاب الشمس # 146 لأول مرة.

قصف عنيف بجزيئات مضيئة

يشارك معهد ماكس بلانك في لينداو في أربعة من عشرة أدوات علمية. يشرف المعهد على تطوير جهاز التصوير المغناطيسي الذي سيقيس المجال المغناطيسي وسرعة البلازما. علاوة على ذلك ، فإن مقياس الطيف الذي يعتمد على الخبرة المكتسبة مع SUMER سوف يتحقق من الهالة بدقة لا مثيل لها ودقة زمنية عالية جدًا.

لا يملك العلماء الكثير من الوقت: يتعين عليهم تسليم الأدوات إلى وكالة الفضاء الأوروبية في عام 2015. وقبل أن يفعلوا ذلك ، يجب عليهم إجراء الكثير من التجارب & # 150 & # 147 ، على سبيل المثال باستخدام المواد والبصريات التي تتحمل درجات الحرارة العالية جدًا وبصورة عالية جدًا قصف الجسيمات الثقيل من الرياح الشمسية والتوهجات ، & # 148 يشرح إيكارت مارش ، أحد المبادرين لمركبة سولار أوربيتر. سيقترب المرصد من الشمس لدرجة أن المسبار الفضائي & # 146 s الدرع الحراري سيصل إلى 500 درجة مئوية.

على هذه المسافة القريبة ، سيكون من الممكن أيضًا قياس الخصائص الأصلية للجسيمات في الموقع ، وفي نفس الحالة الدقيقة التي تأتي فيها من سطح الشمس وتطير إلى الفضاء بين الكواكب على طول خطوط المجال المغناطيسي. أحد الأهداف هو حساب مسارات الجسيمات إلى أصلها على الشمس ، من أجل الحصول على فهم أفضل لكيفية انتشار الموجات والاضطرابات في الرياح الشمسية.

سيمكن ذلك الباحثين من دراسة التفاعل الوثيق للبلازما مع المجال المغناطيسي النشط للشمس وغلافها الشمسي. سيتم بعد ذلك دمج هذه البيانات في النمذجة ثلاثية الأبعاد لانتشار الجسيمات. & # 147 أحد الدوافع الرئيسية وراء Solar Orbiter هو فهم الفيزياء الدقيقة للإكليل ، & # 148 يقول Marsch ، الذي يتطلع إلى عصر ذهبي لأبحاث الطاقة الشمسية.


شاهد الفيديو: التيارات المضطربة بين المجرات تكشف سر موجات غامضة في الفضاء (يوليو 2022).


تعليقات:

  1. Daibei

    إنه لأمر مؤسف ، أنني الآن لا أستطيع التعبير - لا يوجد وقت فراغ. سأعود - سأعبر بالضرورة عن رأيي في هذا السؤال.

  2. Muktilar

    لحظة مثيرة للاهتمام

  3. Karlitis

    أعتذر ، لكن في رأيي أنك مخطئ. أقدم لمناقشته. اكتب لي في PM.

  4. Hudson

    أنصحك بزيارة موقع يحتوي على كمية كبيرة من المعلومات حول موضوع يثير اهتمامك.

  5. Seafra

    كمتخصص ، يمكنني المساعدة. معا يمكننا إيجاد حل.



اكتب رسالة