Astronomi

Hvor og hvordan ser man stjernens koordinater og størrelse i denne forudsigelse om okkultation?

Hvor og hvordan ser man stjernens koordinater og størrelse i denne forudsigelse om okkultation?


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.

Motivationen for dette spørgsmål kommer fra dette spørgsmål. En stjerne er navngivet i nedenstående forudsigelse om okkultation, fra AsteroidOccultations.com's Nyheder & Meddelelser for 2014 MU69 den2017-juni-03 03:11.

Jeg tror, ​​at stjernen er i Omega Centauri-klyngen, og jeg tror, ​​at den er mellem +12 og +14 visuel størrelse omtrent. Navnet i forudsigelsen erNH -08194514GPlaceringen vist i forudsigelsen erR.A: 19 03 34.493 DEC -20 34 39.34men ifølge Wikipedia er koordinaterne for klyngen omtrentR.A. 13t 27m, DEC. -47deg, 29m.

Jeg har brug for hjælp til at forstå, hvorfor de to koordinater virker så forskellige (misforstår jeg forudsigelsen?) Og at finde ud af, hvordan man kan slå op på denne særlige stjernes visuelle størrelse ved at bruge dens navn. Jeg har prøvet et par hurtige søgninger, men indså, at jeg var over mit hoved og sandsynligvis ikke fik de rigtige oplysninger.


Fra det sammenkædede spørgsmål:

Folk har slået ud over Sydamerika og Sydafrika med teleskoper med kameraer og GPS-ure og har forsøgt at se skyggen af ​​en stjerne med en størrelse på omkring 13 +, kastet af en sten i KUIPER BELT, passere over jorden!

Tidlige Twitter-rapporter rapporterede om klar himmel og billeder af Omega Centauri-stjerneklyngen. Der er et Twitter-hash-tag til disse begivenheder, # mu69occ. Her er en eksponering på 500 millisekunder fra et par dage før okkultationen. Den korte eksponeringstid er nødvendig for at fjerne snavs i mindre skala fra hoved okkultationen.

over: Omega Centari Star Cluster, eksponering på 500 millisekunder. Tweetet af Alex Partker.

Målet er faktisk at kigge efter skygger kastet af endnu mindre affald, der kredser rundt om klippen i Kuiper-bæltet. Dette er til New Horizons-planlægning.

over: Fra AsteroidOccultations.com's nyheder og meddelelser for 2014 MU69


Jeg tror, ​​det er en fejlagtig fortolkning af denne tweet: https://twitter.com/Alex_Parker/status/870169900970639360

Hvis du ser på svarskæden, starter det med https://twitter.com/Alex_Parker/status/870168057032921088 hvor Alex Parker siger "Også i går aftes, mens vi pakkede sammen, tog jeg et meget hurtigt billede af Carina Nebula med en af vores # MU69occ-kameraer. "

Den pågældende tweet siger "Sådan ser Omega Centauri ud efter kun 500 millisekunders eksponering med et af # MU69occ-kameraerne."

Med andre ord tog Alex Parker billeder af forskellige klynger med kameraet, som han planlægger at bruge til MU69occ-begivenheden. Billedmålene har intet at gøre med selve okkultationen.

Jeg gik også til https://ssd.jpl.nasa.gov/horizons.cgi og tog et geocentrisk billede af "2014MU69" i juni måned, og det bekræfter, at dette objekt ikke er i nærheden af ​​Centaurus.

REDIGERING: Jeg mailede Amanda M. Zangari ([email protected]), og hendes svar var:

Hej Barry, jeg ved ikke, hvor stjernetallene kommer fra. Gaia-id'er for hver af stjernerne er her: http://www.boulder.swri.edu/MU69_occ/gaiainfo.html

Asteroide 113 Amalthea til okkult stjerne

Af: David W. Dunham 12. april 2018 1

Få artikler som denne sendt til din indbakke

Om natten den 13. - 14. april vil asteroiden 113 Amalthea okkulere en stjerne fra 11. styrke i Skytten.

Disse linjer repræsenterer de projicerede stier for en stjerne i 10. størrelse registreret af observatører den 14. marts 2017, da stjernen passerede bag asteroiden 113 Amalthea. Den lille brune cirkel lige under den gule ovale svarer til placeringen af ​​asteroidens måne på det tidspunkt.
IOTA / Brad Timerson

Omkring 7:21 UT den 14. april (3:21 am EDT) vil den 50 km brede asteroide 113 Amalthea passere foran stjernen TYC 6253-3572-1 på 11,1. Vejen til synlighed, der passerer over det centrale New York og New England, forventes at være omkring 100 km bred. Observatører i Buffalo, Rochester og Albany såvel som i det sydlige Vermont, New Hampshire og Maine bør være i stand til at observere begivenheden. På grund af forudsigelsesusikkerhed kan Boston også falde inden for synlighedsområdet. Stien strækker sig også vestpå til det nordlige South Dakota, hvor okkultationen forekommer nær 7:15 UT (2:15 a.m. CDT) der. Imidlertid vil Amaltheas højde over horisonten være meget lav for dem i vest.

Observatører i Arizona og Texas fandt stærke beviser for en lille satellit af Amalthea under en okkultation for lidt over et år siden. Under denne begivenhed var satellitten, hvis størrelse kan variere fra 3 til 10 km, meget tæt på Amalthea som projiceret i himmelplanet, sandsynligvis kun et par kilometer adskilt fra kanten af ​​asteroiden. Det var sandsynligvis en tilfældig opstilling højst sandsynligt, satellitten befinder sig i en kredsløb 50 til 100 km (eller mere) over Amaltheas overflade. Observatører op til 200 km nord eller syd for stien opfordres til at holde øje med en mulig okkultation af satellitten, som sandsynligvis vil vare mindre end 2 sekunder. En central okkultation af Amalthea forventes at vare 10 sekunder med et let synligt fald på 1,5 størrelsesorden.

Stjernen TYC 6253-3572-1 er ved RA 17 h 45 m 37 s, december –17 ° 10 ′ 08 ″, i det nordvestlige Skytten ca. 2,5 ° sydøst for Xi (ξ) Serpentis (eller ca. halvvejs mellem det stjerne og M23). Finder-diagrammer med forskellige skalaer, små kurvekort og andre begivenhedsoplysninger findes på Steve Prestons Asteroid Occultation Predictions-websted. En liste over tidspunkter og omstændigheder for et par hundrede observatorier og byer samt præ-point stjernelister for det østlige New York og det østlige New England kan findes her og her.

Sådan foretages og rapporteres observationer

Video- eller CCD-observationer er de mest nyttige til begivenheder som denne, men visuelle observationer, selv dårligt tidsbestemte, kan være nyttige til bestemmelse af okkultationens faktiske vej. Mobiltelefonapps som Emerald Time eller Time the Sat kan bruges til timing, hvis en kortbølgeradio til WWV- eller CHU-tidssignaler ikke er tilgængelig. Mere om observation af okkultationer findes på observationssiden for International Occultation Timing Association (IOTA). For dem med astronomiske CCD'er er den bedste måde at bruge dem til okkultationer på med en driftscanning.

Et nyttigt værktøj til at finde asteroide okkuleringer synlige i nærheden af ​​dig og til at rapportere observationer er den gratis IOTA softwarepakke Occult Watcher (OW). Det inkluderer et interaktivt Google Map til hver begivenhed, der kan bruges til at finde et passende observationssted samt til at dele din intention om at observere der. Dette hjælper andre OW-brugere med at undgå at duplikere dine observationer.

Hvis du er i stand til at observere målstjernen i løbet af det forventede tidspunkt (observer i mindst et minut før og efter det forventede tidspunkt), bedes du sende en rapport om din placering, den omtrentlige start- og stoptid for din observation, og hvordan du observerede - selvom du ikke så en okkultation. En "miss" kan være lige så nyttig som et "hit". Hvis du var vidne til en okkultation, bedes du indsende begivenhedstiderne. Hvis du ikke bruger OW, kan du e-maile en rapport, helst ved hjælp af rapportformularen, der er tilgængelig her.

Kom og tal med os!

Hvis du planlægger at deltage i dette års Northeast Astronomy Forum (NEAF) i Suffern, New York, er du inviteret til at komme en dag tidligere (fredag ​​den 20. april) for at deltage i IOTAs gratis årsmøde, åben for alle - se vores mødeside for detaljer. Besøg os også på IOTA-standen på NEAF.


Planetary Occultations for 2003

Af: David W. Dunham 6. januar 2004 0

Få artikler som denne sendt til din indbakke

David Dunhams kort på de følgende sider viser de fleste asteroide okkultationsstier, der forventes at krydse velbefolkede dele af Nordamerika, Europa, det østlige Australien og New Zealand i 2003. Lyse begivenheder vises for andre områder på dette store verdenskort (klik på billede for at se det komplette diagram). Sti placeringer er generelt usikre med nogle få sti bredder.

Sky & Telescope illustration.

"Lunar Occultation Highlights for 2003", da disse interlopers har en meget mindre vinkelstørrelse end Månen, og de bevæger sig langsommere over himlen. Det betyder ikke noget, om asteroiden er for svag til at se & # 8212, du skal bare være i stand til at se stjernen. Flere af stjernerne okkulteret af asteroider i år er lyse nok til nem visning i kikkert.

Amatørastronomer mange forskellige steder ved hjælp af enkle tidsmetoder kan samle grundlæggende nye data om størrelsen, formen og atmosfæren (hvis nogen) af den okkulerende krop. Derfor søger International Occultation Timing Association (IOTA) disse observationer. Det er rigtigt, at store teleskoper udstyret med adaptiv optik kan afsløre fantastiske asteroideformer og dobbelt, men entusiastiske amatører kan få stort set de samme oplysninger ved at observere okkulter. Nøglen er koordination & # 8212 det tager mere end tre eller fire "akkorder" at spore en uregelmæssig asteroides profil.

Kortene og tabellerne i denne artikel beskriver mange okkuleringer, der finder sted i 2003, med vægt på dem, der er synlige fra folkerige områder i Nordamerika, Europa, Australien og New Zealand. Kun de bedste begivenheder kan dækkes her, men mange flere er tilgængelige med de fleste teleskoper. Jeg opfordrer dig til at besøge de websteder, der er nævnt senere i denne artikel, for at lære om andre begivenheder, der er synlige i dit område.

Nordamerikanske okkultationer

Her er de fleste asteroide okkultationsstier, der forventes at krydse Nordamerika i 2003 (klik på billedet for at se hele diagrammet). Som forklaret i teksten er stiplokationer generelt usikre med nogle få stibredder. Stier slutter i S hvor tusmørke er for stærk til effektiv observation, og i EN hvor stjernens højde bliver for lav. HR markerer måneopgang på nogle stier, mens FRK markerer måneskud. Langs hver sti er skrå linjer, der giver den omtrentlige universelle tid, når begivenheden forventes.

Sky & Telescope illustration.

Forudsigelser af denne art er blevet mere pålidelige i de senere år, da de fleste okkulte stjernes positioner blev målt meget nøjagtigt i begyndelsen af ​​1990'erne af Den Europæiske Rumorganisations Hipparcos-satellit og blev indarbejdet i den meget raffinerede Tycho-2 katalog. For relativt små asteroider kan vi ikke garantere, at du vil se en okkultation, men chancerne er nu meget bedre. Oftere end ikke vil en observatør nær midterlinjen have en okkultation, og god dækning er næsten sikret, hvis flere observatører er placeret på tværs af en forudsagt sti. Som det er tilfældet med okkultationer på græsning på månen, har mobile observatører en klar fordel.

Asteroideres baner forbedres fortsat, men de faktiske skyggestier på jordens overflade kan afvige nogle få hundrede miles fra de nominelle stier vist her. Heldigvis kan IOTAs Steve Preston i Washington og Jan Manek i Tjekkiet forfine en forudsigelse et par uger før en okkultation, hovedsageligt ved hjælp af observationer fra US Naval Observatory's Flagstaff Station og Jet Propulsion Laboratory's Table Mountain Observatory. Nogle opdateringer gives på IOTAs optagede telefonbesked på 301-474-4945, men de fleste er angivet i asteroidsektionen på IOTAs websted og på de regionale websteder, der er angivet øverst på siden. Vi udsteder ofte en Himmel & Teleskop AstroAlert også. Til mange begivenheder forsøger vi at koordinere dækning, og til dette formål har vi brug for placeringen af ​​aktive observatører.

Den månedlige sektion for kalendernoter i Himmel & Teleskop er et godt sted at tjekke for finderdiagrammer over de bedste okkulter i en given måned. Disse for de fleste andre begivenheder kan findes på IOTAs websted. Brug et finderscope med en blænde på 50 mm eller mere. På dit hovedteleskop hjælper et okular med en lav effekt og vidvinkel. Jeg kan ikke understrege behovet for at give en generøs tid, mindst en halv time, hvis en lys stjerne ikke er i nærheden, til at finde målstjernen.

Edwin Goffin i Agfa-Gevaert, Belgien, leverede de data, der blev brugt til at beregne stierne og anden information til de fleste begivenheder i denne artikel. Men flere yderligere lyse begivenheder, der hovedsageligt involverede mindre asteroider, blev fundet af Jerome Berthier og D. Hestroffer i Paris og af Scott Donnell i Colorado med data for dem leveret af Steve Preston.

En komplet liste over de bedste verdensomspændende okkuleringer af mindre planeter, herunder flere detaljer om hvert okkulterende legeme og okkultation, kan findes i marts 2003-udgaven af Himmel & Teleskop, der begynder på side 101.

Europæiske Occultations

Dette kort viser de fleste asteroide okkulteringsstier, der forventes at krydse Europa i 2003. Som forklaret i teksten er sti-placeringer generelt usikre med nogle få sti-bredder. Stier slutter i S hvor tusmørke er for stærk til effektiv observation, og i EN hvor stjernens højde bliver for lav. HR markerer måneopgang på nogle stier, mens FRK markerer måneskud. Langs hver sti er skrå linjer, der giver den omtrentlige universelle tid, når begivenheden forventes. Klik på kortet for at se det komplette diagram.

Sky & Telescope illustration.

Noter om individuelle begivenheder

Følgende er kommentarer til udvalgte begivenheder fra januar til juni 2003. Datoen for begivenheden efterfølges af navnet på det okkulterende organ. Det mulige synlighedsområde er anført i slutningen af ​​hver beskrivelse.

1. februar, Paracelsus. Stjernen har en ledsager på 10,0 i størrelse 42,6 "væk i p.a. 74 °, der sandsynligvis vil blive okkulteret i det østlige Australien omkring 2,3 timer tidligere, kl. 10:12 Universal Time. Nordamerika, Asien (verden)

2. februar, Iris. Komponenten B på 7,8 i 51 Piscium vil være 0,26 "væk i p.a. 279 ° (mod himmelsk vest). Faldet i kombineret lys til denne begivenhed er 2,3 størrelser, fordi B-komponenten ikke kan løses og vil forblive synlig under okkultationen. Rusland (verden)

14. marts, Mathilde. Halvdelen af ​​Mathilde blev afbildet af NEAR Shoemaker-rumfartøjet i 1997, så observationer af denne okkultation kunne måle en del af den ikke-observerede omrids for at forbedre volumen- og densitetsmåling af denne kulstofholdige asteroide. 8,6-styrke B-komponenten i SAO 96914, 2,4 "væk fra A i p.a. 97 °, vil blive okkulteret i en sti, der er helt i dagslys vest for stien for A. Østasien (verden)

24. marts, Budrose. Stjernen 99 Tauri har en 12,3-størrelses ledsager 5,5 "væk i p.a. 97 °, den vil ikke blive okkulteret set fra jorden. Australien

29. marts, Chiron. Chiron er det største kendte Centaur-objekt, faktisk en stor komet.Nordamerika

8. juni, Klytaemnestra. Stjernens ledsager med en størrelse på 14,5, 2,6 "væk i pa 160 °, vil blive okkulteret ca. 0,6 minut tidligere langs en sti omkring fem stibredder nord for den for den primære. Men denne ledsagers okkultation vil være svært at se, da asteroiden vil en styrke stærkere. Nordamerika

Australien / New Zealand Occultations

Dette kort viser de fleste asteroide okkultationsstier, der forventes at krydse det østlige Australien og New Zealand i 2003. Som forklaret i teksten er sti-placeringer generelt usikre med nogle få sti-bredder. Stier slutter i S hvor tusmørke er for stærk til effektiv observation, og i EN hvor stjernens højde bliver for lav. HR markerer måneopgang på nogle stier, mens FRK markerer måneskud. Langs hver sti er skrå linjer, der giver den omtrentlige universelle tid, når begivenheden forventes. Klik på kortet for at se det komplette diagram.

Sky & Telescope illustration.

Yderligere bemærkninger om individuelle begivenheder

Følgende er kommentarer til udvalgte begivenheder fra juli til december 2003. Datoen for begivenheden efterfølges af navnet på det okkulte organ. Det mulige synlighedsområde er anført i slutningen af ​​hver beskrivelse.

7. juli, Argentina. Stjernens ledsager på 9,3, 18 "væk i p.a. 16 °, vil ikke blive okkulteret. Nordamerika

22. juli Aeolia. Kappa1 (k1) Tauri kan være en tæt dobbelt, baseret på Harold Povenmires observation af en månebeklædning i 1974, men det blev ikke bekræftet af Hipparcos. Europa, Tyrkiet (verden)

5. september Steina. Det Femte katalog over baner af visuelle binære stjerner (U.S. Naval Observatory, 2001) angiver 87 Piscium som en astrometrisk binær, men denne post kan være fejlagtig, andre kataloger viser ikke, at stjernen er dobbelt. Sydamerika (verden)

13. september, Brixia. SAO 95084s følgesvend på 10,7, 11 "væk i p.a. 61 °, vil blive okkulteret i det centrale Argentina 23 sekunder senere. Mellemamerika (verden)

25. september, Chi c Geminorum. Stjernen har en vinkeldiameter på 0,002 ", så den vil bruge 0,2 sekund falmning og en lignende tid på at vende tilbage til visning (hvor begivenheden er central). Nordamerika (verden)

5. november, Feronia. SAO 117986's ledsager på 11,9, 2,4 "væk i pa 130 °, vil blive okkulteret langs en sti omkring 13 stibredder længere mod nord, tre minutter senere. Men ledsagernes okkultation vil være svær at se, da det sandsynligvis ikke vil være løst fra den primære (som er næsten fire størrelsesorden lysere). Nordamerika

21. november, Aidamina. Separate veje er angivet for komponenterne i SAO 127289, adskilt med 1,4 "i p.a. 199 °. Indonesien, Sydasien (verden)

30. november, Ampella. SAO 92196 B (styrke 9,3) vil være 0,3 "væk fra A i p.a. 199 °, men B's okkultation vil være meget svær at se. Nordøstasien (verden)

Okkulationer af store planeter

Generelt vanskeligere end asteroide okkuleringer er okkultationer af stjerner fra de store planeter, da deres glans ofte overvælder de fleste stjerner. Nedenstående tabel viser okkuleringer af stjerner af store planeter forudsagt af Goffin for 2003. Alle planeter, der gør det okkulerende, viser næsten fulde diske.

Occultations of Stars af Major Planets
Dato Planet Diameter Stjerne Mag. Varighed Centralt område
Jan.
18
Jupiter 45.1" SAO
98418
9.3 148m E. Amerika, Europa, Afrika
Jan.
21
Venus 22.2" SAO
160149
8.6 8m Østlige N. Amerika
Feb.
26
Mars 6.0" SAO
185634
7.8 4m S. New Zealand, Antarktis
Mar.
21
Jupiter 42.3" SAO
98075
8.3 387m N. Amerika, Stillehavet
juni
15
Mars 14.2" PPM
722992
10.0 13m S. Amerika
Nov.
1
Uranus 3.6" TYC
5808 0088
11.5 252m Europa, Mellemøsten
Nov.
15
Saturn 19.8" SAO
78867
8.6 213m N. Amerika, NW S. Amerika
Nov.
22
Mars 12.0" SAO
146571
9.4 10m Australien, NZ, Indonesien
Nov.
22
Mars 12.0" SAO
146575
10.0 9m Asien, Indonesien, Japan
Nov.
25
Saturn 20.0" TYC
1343 1900
8.3 150m E. Asia, W. N. America
Dec.
16
Mars 9.6" SAO
147023
7.4 7m Australien, New Zealand

15. juni. En central flash, produceret af stjernelys, der brydes gennem Mars atmosfære, kan ses fra det centrale Chile, det nordlige Argentina og Uruguay.

1. november. Store dæmpninger af stjernen kan observeres, når den passerer bag ringene til Uranus.

22. november, SAO 146571. En central flash kan ses fra det vestlige og nordlige Australien.

Professionelle astronomer forsøger også at forudsige og observere okkultationer af svage stjerner ved Pluto, Neptuns interessante måne Triton, Centaur-objekter som Chiron og kroppe i det fjerntliggende Kuiper Belt. Men de lyseste stjerner involveret i 2003, bortset fra den 29. marts, der involverer Chiron, er 14. størrelsesorden eller svagere og uden for rækkevidden af ​​de fleste amatørers teleskoper.


Overholdelse af det grundlæggende

Okkultation iagttagelse er et sjovt foretagende, som næsten alle med minimal udstyr og astronomibaggrund kan gøre, og en, der kan føre en mod en potentiel karriere inden for astronomi. Denne vejledning er beregnet til at beskrive det grundlæggende i okkultationer og teknikkerne til at observere dem. Det kan hjælpe læseren med at beslutte, om han vil undersøge interessen for et eller andet aspekt af okkultationsobservation.

International Occultation and Timing Association (IOTA) er en frivillig organisation, der forudsiger, samler, analyserer og offentliggør observationer af okkuleringer. Det har mange ressourcer til rådighed for at hjælpe dig i gang i dette fascinerende eventyr. Henvisningerne i slutningen af ​​dette dokument giver dig mere information om IOTA og observationer af okkulter.

Hvis du ikke allerede er fortrolig med de grundlæggende egenskaber ved måne- og asteroide okkultationer, så læs Hvad er en okkultation?

Overholdelse af mål

Det grundlæggende mål med okkultationsobservationer er simpelt: mål tidspunktet for okkultationsbegivenhederne. Vi bruger udtrykket & # 8220event & # 8221 for at henvise til det tidspunkt, hvor en stjerne er dækket eller afdækket af månen eller asteroiden. I en total månebeklædning måler vi tidspunktet for en enkelt forsvindings- eller genoptræningsbegivenhed. I en græsning af månens okkultation kan observatøren registrere flere begivenheder. I de fleste asteroide okkulteringer registrerer observatøren to begivenheder, en forsvinden og en gentagelse. Klart nøjagtig tid er en vigtig del af okkultationsobservationer. For de fleste måner og asteroide okkuleringer er målet en nøjagtighed på 0,1 sekunder eller bedre. Og det er vigtigt at bemærke, at disse tidspunkter skal være nøjagtige, 0,1 sek eller bedre, med hensyn til UT (Universal Time). De følgende afsnit vil beskrive flere observationsteknikker, som IOTA-observatører har brugt. Både udstyr og teknikker til observation af asteroide okkultation har udviklet sig gennem årene. For nogle observatører har udvikling af nye teknikker været et af de mere spændende aspekter af okkultationsarbejde.

Viden og udstyr

Vigtigst er det, at alle ændringer i stjernens lys skal registreres nøjagtigt og tidsindstilles. De fleste erfarne IOTA-observatører observerer med specialiserede følsomme videokameraer. Observatøren registrerer videoen fra kameraet i den forventede okkultationstid, og observatøren kan gennemse båndet for at notere tidspunkterne senere. Den bedste metode til at etablere tid på videoen er med en GPS-baseret tidsindsætter, der indsætter tiden på hvert billede af videoen. I stedet for GPS-tidsindsætter i en tidsbase kan observatører optage NIST-radiostationen WWV på lydsporet på videooptageren. Et videokamera og GPS-tidsindsætter er i øjeblikket de bedste værktøjer til at observere okkuleringer. Passerende skyer eller dårlige synsforhold kan forvirre en visuel observatør, og videoen giver en mere nøjagtig registrering af stjernens signal under begivenheden. Men visuelle observationer er stadig nyttige og kan være et godt udgangspunkt for første gangs observatører. Når man observerer visuelt, kan observatøren optage deres stemme, mens han observerer begivenheden, og observatøren vil mundtligt markere D (forsvinden) og R (genoptræden) begivenheder vokalt. Til visuelle observationer er WWV normalt den bedste tidskilde (optaget sammen med observatørens stemme). Tidsservices baseret på NNTP (internet) protokoller har vist sig på computere og telefoner i de senere år. Nogle af disse løsninger kan være nøjagtige nok til okkultationsarbejde. Men det er bedst at kontakte IOTA for at kontrollere, før du bruger disse tidstjenester.

Når man observerer månens okkultationer, er det normalt en relativt let opgave at finde stjernen. At finde målstjernen til en asteroide okkultation kan imidlertid være udfordrende. Du skal først have en god, uafhængig evne til at finde stjerner på himlen, et teleskop med eller uden en sporingsplatform og grundlæggende internetadgang (fra din operationsbase, normalt derhjemme). Man kan ikke helt stole på, at automatiske GO-TO-teleskoper gør arbejdet med at finde en målstjerne, som er planlagt til at blive formørket af en forbipasserende asteroide. Det er obligatorisk at lære at bruge stjernekort og især at vide, hvordan man "star hop" til målstjernen, som kan være hvor som helst fra 6. til 13. størrelse afhængigt af sværhedsgraden for okkultationsmålstjernen. Dette område med okkultationsarbejde giver den største mulighed for ægte opdagelse - ukendte dobbeltstjerner, bestemmelse af former og størrelser på mindre planeter og mulig detektion af en ny naturlig asteroidesatellit!

For at observere en total måne okkultation visuelt har du brug for:

  • teleskop
  • optager, der kan optage din stemme, enten kassette eller digital stemmeoptagelsesenhed (f.eks. mobiltelefonoptager)
  • kortbølgeradio, der kan samle tidssignaler på enten 5, 10 eller 15 Mhz (Nordamerika)
  • forudsagt tidspunkt for okkultationsbegivenheden på dit sted.

Du vil begynde med at observere en stjerne, der gennemgår en måne okkultation, derefter optage den og konsultere IOTA Manual (kapitel 3 og andre online IOTA ressourcer) for at reducere og rapportere
dine data.

Den næste fase vil være at bruge dine nye fundne evner til at observere (og måske registrere ved hjælp af det samme udstyr) en asteroide okkultation. Dine forudsigelsesressourcer findes via IOTAs vigtigste hjemmeside. Du kan gennemgå de anførte begivenheder for at bestemme, hvilke begivenheder der kan observeres i nærheden af ​​din placering. Eller du kan installere det gratis program OccultWatcher for automatisk at søge efter begivenheder (se IOTAs software-side). Med disse ressourcer kan du bestemme de geografiske områder med den bedste visning, vigtige oplysninger om hver okkultation og stjernekort. IOTA-manualen (tillæg F) forklarer, hvordan du sender dine observationer til IOTA.

I mange tilfælde vil en observation af en forudsagt asteroide okkultation resultere i ingen observeret okkultation (a & # 8220miss & # 8221 eller negativ observation). Negative observationer kan skyldes unøjagtige data om stjernepositionen og / eller asteroidebanen. Negative data er altid nyttige, da disse "savner" definerer grænserne for asteroidens skygge og bestemmer derfor omfanget af asteroidens faktiske profil. Negative observationer er vigtige resultater, og observatører bør rapportere både negative og positive (begivenheds) observationer.

Hvis du ønsker at afsætte flere ressourcer til okkultationer, kan du gå videre til næste fase, som er videooptagelse af en asteroide okkultation, men dette vil kræve en investering på måske $ 300 - $ 500 mere eller mindre til
få et Supercircuits PC164C-EX-2-videokamera, batteri, videokamera (eller digital videooptager, DVR), PA3-mikrofon Canon ZR-videokamera (normalt fra ebay) tilknyttede kabler og en IOTA VTI GPS-tidsindsætter. I stedet for IOTA VTI GPS Time Inserter kan en gang bruge en kortbølgeradio (ca. $ 50- $ 75) til at modtage tidssignaler som angivet ovenfor. GPS-baseret video-tidsindsætter identificerer og registrerer den observerende placerings breddegrad og længdegrad. GPS-tiden (Universal Time, UT) overlejres på videoen i realtid til 1/100 af et sekund eller bedre. Lyse stjerne asteroide okkultationer kræver normalt, at observatøren er
mobil og rejse. Kun lejlighedsvis (typisk et par gange om året) kan man observere en asteroide okkultation fra hans / hendes hjem - stibredderne (20 km - 250 km) skal krydse over, hvor du bor. At være mobil vil bringe flere begivenheder inden for rækkevidde og give flere muligheder.

Flere observatører / flere observationsstationer

For både måne- og asteroide okkultationer kan en enkelt observatør producere kun et datapunkt, medmindre han eller hun har stor erfaring i at oprette flere uovervågede videostationer. En observatør kan opnå succes, men må aldrig gøre det på bekostning af andre observatører. Derfor er der et stort behov for et team af enkeltpersoner, der arbejder i koordinering med hinanden eller med andre individer / hold enten i nærheden eller i andre geografiske regioner for at maksimere mængden af ​​data, der kan indsamles til en bestemt okkultation. Det gratis softwareprogram Occult Watcher giver observatører mulighed for at dele med andre observatører deres planlagte steder for at observere asteroide okkultationer. Hver observatør indtaster en placering, som derefter dukker op som et ikon på kurven. Dette giver en mulighed for at undgå dobbeltarbejde for at optimere dækning og fremme teamwork. Forhåndskoordinering af observation skal ske for at maksimere resultater, men især for at overvinde vejrhindringer. En erfaren observatør bør være ansvarlig for at hjælpe med at træne nye mennesker i de rigtige metoder til at forstå forudsigelserne og hvordan man opnår en vellykket dataindsamling. Målet ud over det at have det sjovt er at indsamle oplysninger, der vil være videnskabeligt nyttige. Disciplin og overholdelse af proceduren hjælper med at opnå dette.

Til græsning af månebeklædninger kan en enkelt observatør kun prøve et lille område af månens terræn, da stjernen skiftevis forsvinder og dukker op igen. Ved at inkludere andre observatører placeret på forskellige steder og fordelt vinkelret på den første, kan der foretages dækning af på hinanden følgende områder nord og syd, indtil den længste observatør faktisk er uden for stien og ikke ser nogen forsvinden eller genoptræden. Dette gør det muligt at tegne en profil af bjergene langs månens lemmer. En ”miss” (ingen okkultation set) observation virker muligvis ikke nyttig, men i okkultationsastronomi kan data være videnskabeligt værdifulde, da de kan definere den øvre grænse (r) for visse månefunktioner. Et hold er nødvendigt af en anden grund, hvor asteroide okkultationer observeres, da forudsigelserne er mindre pålidelige. En enkelt observatør kan måske faktisk ikke se en asteroide okkultation, men et bredt adskilt hold af observatører vil hjælpe med at sikre, at asteroiden faktisk observeres for at okkulere stjernen og kan definere områder, hvor der ikke ses nogen okkultation. Dette giver værdifulde spor om forudsigelseskvaliteten og kan mere nøjagtigt definere størrelsen på asteroidenes skygge og størrelsesbegrænsningerne for asteroiden.

Observerer placering

Tid er det vigtigste element i okkultation iagttagelse af to grunde. Du skal have den mest nøjagtige tid til dine observationer. For det andet er tiden afgørende i planlægningen af ​​en bestemt okkultation. Observatøren bliver nødt til at definere en & # 8216tidslinje & # 8217: planlægning af stedets placering (hvis den ikke observerer derhjemme), rejser til den, sikrer dens sikkerhed, opsætter udstyr, håndterer uventede problemer, lokaliserer målstjernen og derefter foretage observationen. Der er mange faktorer, der kan påvirke udførelsen af ​​tidslinjen. Derudover skal din position i breddegrad og længdegrad være kendt til ± 100 meter for en asteroide okkultation og ± 10 meter for måne / græsnings okkultationer. Din højde (højde) skal være kendt til ± 5 meter. GPS Video Time-indsætteren beskrevet ovenfor viser grundpositionen og højden på din optager. Eller man kan bestemme deres position / højde ud fra en billig GPS kommercielt tilgængelig modtager og / eller online topografiske kort.

Focal Reducers

At finde en målstjerne er den største udfordring for asteroide okkultationer. Et bredest muligt synsfelt kræves især for svage målstjerner. For at opnå dette er en fokalreduktion meget nyttig. Hvis man ikke bruges, har processen med at finde målet (eller omplacering af det) tendens til at være ret lang, og hvis en observatør har problemer, kan det blive en umulig opgave, hvis man ikke har tilstrækkelige stjernefindingsevner eller har tid nok.

Datareduktion

Hvis du optager en okkultation på video, kan du udtrække data fra dine videofri softwareprogrammer LiMovie eller Tangra (tilgængelig via IOTAs software-side). Dette program analyserer videofiler (typisk i en AVI-fil) for okkultationsbegivenheder (både månens og asteroide okkultationer). Hvis du har spørgsmål om betjening af disse programmer, kan du høre andre ressourcer på IOTAs websted eller bede om hjælp fra andre erfarne IOTA-observatører via et af IOTAs onlinefora.

Rapporterer din observation

Efter at have analyseret dine data for at bestemme begivenhedstiderne, kan du rapportere din observation til den regionale koordinator for dit observationsområde: Rapportering af observationer.


Indhold

α Leonis (Latiniseret til Alpha Leonis) er stjernesystemets Bayer-betegnelse. Det traditionelle navn Rēgulus er latin for 'prins' eller 'lille konge'. I 2016 organiserede Den Internationale Astronomiske Union en arbejdsgruppe om stjernenavne (WGSN) [21] for at katalogisere og standardisere egennavne til stjerner. WGSNs første bulletin fra juli 2016 [22] indeholdt en tabel over de første to batches af navne godkendt af WGSN, som indeholdt Regulus for denne stjerne. Det er nu så optaget i IAU-kataloget over stjernenavne. [23]

Regulus-systemet som helhed er den 21. lyseste stjerne på nattehimlen med en tilsyneladende styrke på +1,35. Lysudgangen er domineret af Regulus A. Regulus B, hvis det ses isoleret, ville være et kikkertobjekt af størrelsesorden +8,1, og dets ledsager, Regulus C, den svageste af de tre stjerner, der er blevet observeret direkte, ville kræve en betydelig teleskop ses i størrelsesorden +13,5. Regulus A er i sig selv en spektroskopisk binær, den sekundære stjerne er endnu ikke blevet observeret direkte, da den er meget svagere end den primære. BC-parret ligger i en vinkelafstand på 177 buesekunder fra Regulus A, hvilket gør dem synlige i amatørteleskoper. [24]

Regulus er 0,465 grader fra solformørkelsen, [25] den nærmeste af de lyse stjerner og okkulteres regelmæssigt af månen. Okkultationer af Merkur og Venus er mulige, men sjældne, ligesom okkultationer af asteroider. Syv andre stjerner, der har en Bayer-betegnelse, er mindre end 0,9 ° fra ekliptikken (perfektioneret, middelplanet for jordens bane og den gennemsnitlige tilsyneladende vej for solen), hvoraf den næst lyseste er δ (Delta) Geminorum, i størrelsesorden +3,53. Da Regulus tæt tilpasser sig de gennemsnitlige baner for de mest betydningsfulde objekter i solsystemet og er af mange gange større styrke end dets komparatorer, har systemet avanceret teleskopisk anvendelse (til at undersøge og identificere objekter, der kan være dens bane), som når det er okkulteret af en kendt asteroide og ved at observere skyggen dannet af ethvert mellemliggende solsystem, herunder asteroider.

Den sidste okkultering af Regulus af en planet var den 7. juli 1959 af Venus. [26] Den næste finder sted den 1. oktober 2044 også af Venus. Andre planeter vil ikke okkulte Regulus i løbet af de næste par årtusinder på grund af deres knudepositioner. En okkultation af Regulus af asteroiden 166 Rhodope blev observeret af 12 forskere fra Portugal, Spanien, Italien og Grækenland den 19. oktober 2005. Differentiel bøjning af lys blev målt til at være i overensstemmelse med generel relativitet. [27] Regulus blev okkulteret af asteroiden 163 Erigone tidligt om morgenen den 20. marts 2014. [28] Midten af ​​skyggestien gik gennem New York og det østlige Ontario, men ingen vides at have set den på grund af skydække. International Occultation Timing Association registrerede slet ingen observationer. [29]

Selvom det bedst ses om aftenen på den nordlige halvkugls sene vinter og forår, vises Regulus på et eller andet tidspunkt af natten hele året med undtagelse af cirka en måned (afhængigt af evnen til at kompensere for solens blænding, ideelt set gjort i tusmørke) på begge sider af 22. - 24. august, hvor solen overlapper hinanden. [30] Således kan stjernen ses hele natten og krydse himlen i slutningen af ​​februar. Regulus passerer gennem SOHOs LASCO C3, når solen overlapper hinanden. [31] For de fleste jordobservatører forekommer Helulus heliacal-stigning (udseende før solopgang) i den første uge af september. Hvert 8. år tilnærmer Venus stjernesystemet omkring det tidspunkt, som den 5. september 2014.

Regulus er et system med flere stjerner, der består af mindst fire stjerner. Regulus A er den dominerende stjerne, med en binær ledsager 177 "fjern, der menes at være fysisk beslægtet. Regulus D er en ledsager af 12. størrelse ved 212", [32], men er et ikke-relateret baggrundsobjekt. [33]

Regulus A er en binær stjerne, der består af en blå-hvid underkæmpestjerne af spektraltype B8, der kredses af en stjerne på mindst 0,3 solmasser, som sandsynligvis er en hvid dværg. De to stjerner tager cirka 40 dage at gennemføre en bane omkring deres fælles massecenter. I betragtning af den ekstremt forvrængede form af den primære, kan den relative orbitalbevægelse især ændres i forhold til det to-krops rent keplerianske scenarie på grund af ikke-ubetydelige langvarige orbitalforstyrrelser, der f.eks. Påvirker dens orbitale periode. Med andre ord ville Keplers tredje lov, som nøjagtigt kun gælder for to punktlignende masser, ikke længere være gyldig for Regulus-systemet. Regulus A blev længe anset for at være ret ung, kun 50-100 millioner år gammel, beregnet ved at sammenligne dens temperatur, lysstyrke og masse. Eksistensen af ​​en hvid dværgkammerat ville betyde, at systemet er mindst 1 milliard år gammelt, bare for at tage højde for dannelsen af ​​den hvide dværg. Uoverensstemmelsen kan forklares ved en historie med masseoverførsel til en en gang mindre Regulus A. [17]

Den primære i Regulus A har cirka 3,8 gange solens masse. Det drejer ekstremt hurtigt med en rotationsperiode på kun 15,9 timer, hvilket får det til at have en meget oblat form. [15] Dette resulterer i såkaldt tyngdekraftsmørkning: fotosfæren ved Regulus 'poler er betydeligt varmere og fem gange lysere pr. Overfladenhed end dens ækvatoriale område. [17] Stjernens overflade ved ækvator roterer med cirka 320 kilometer i sekundet (199 miles i sekundet) eller 96,5% af dens kritiske vinkelhastighed til opbrydning. Det udsender polariseret lys på grund af dette. [16]

Regulus BC er 5.000 AU [34] fra Regulus A. De deler en fælles korrekt bevægelse og menes at kredse om hinanden. [4] Udpeget Regulus B og Regulus C, parret har Henry Draper Katalognummer HD 87884. Den første er en K2V-stjerne, mens den anden handler om M4V. [15] Det ledsagende par har en omløbstid på ca. 600 år [4] med en adskillelse på 2,5 "i 1942. [15]

Rēgulus er latin for 'prins' eller 'lille konge' [35] dens græske ækvivalent (latiniseret) er Basiliscus. [36] [37] Det er også kendt som Qalb al-Asad, fra det arabiske قلب الأسد, der betyder 'løvens hjerte', et navn, der allerede er bekræftet i det græske Kardia Leontos [36] [38], hvis latinske ækvivalent er Cor Leonis. Den arabiske sætning er undertiden tilnærmet som Kabelaced. [ nødvendig henvisning ] På kinesisk er det kendt som 轩辕 十四, den fjortende stjerne af Xuanyuan, den gule kejser. I indisk astronomi svarer Regulus til Nakshatra Magha ("den rigelige").

Babylonere kaldte det Sharru ("kongen"), og det markerede den 15. ekliptiske konstellation. I Indien blev det kendt som Maghā ("den Mægtige"), i Sogdiana Magh ("den store"), i Persien Miyan ("centret") og også som Venant, en af ​​de persiske 'kongelige stjerner' i det persiske monarki. [39] Det var en af ​​de femten behenianske stjerner, som middelalderlige astrologer kendte, forbundet med granit, mugwort og det kabbalistiske symbol.


Indhold

Det traditionelle navn Aldebaran stammer fra arabisk al Dabarān ("الدبران"), hvilket betyder "tilhængeren", fordi det ser ud til at følge Plejaderne. [15] [16] I 2016 godkendte Den Internationale Astronomiske Unions arbejdsgruppe om stjernenavne (WGSN) det korrekte navn Aldebaran for denne stjerne. [17] [18]

Aldebaran er den lyseste stjerne i stjernebilledet Tyren, og det samme har Bayer-betegnelsen α Tauri, Latiniseret som Alpha Tauri. Den har Flamsteed-betegnelsen 87 Tauri som den 87. stjerne i konstellationen med en størrelse på ca. 7. eller lysere, ordnet efter højre opstigning. Det har også Bright Star-katalognummer 1457, HD-nummeret 29139 og Hipparcos katalognummer 21421, mest set i videnskabelige publikationer.

Det er en variabel stjerne, der er opført i det generelle katalog over variable stjerner, men den er angivet ved hjælp af dens Bayer-betegnelse og har ikke en separat variabel stjernebetegnelse. [4]

Aldebaran og flere nærliggende stjerner er inkluderet i dobbeltstjernekataloger såsom Washington Double Star Catalog som WDS 04359 + 1631 og Aitken Double Star Catalog som ADS 3321. Det blev inkluderet i en ledsager af 11. størrelse som en dobbelt stjerne som H IV 66 i Herschel Catalog of Double Stars og Σ II 2 i Struve Double Star Catalog og sammen med en stjerne fra 14. størrelse som β 550 i Burnham Double Star Catalog. [19] [20]

Aldebaran er en af ​​de nemmeste stjerner at finde på nattehimlen, dels på grund af dens lysstyrke og dels på grund af at være nær en af ​​de mere mærkbare asterismer på himlen. Efter de tre stjerner i Orions bælte i den modsatte retning af Sirius er den første lyse stjerne, Aldebaran. [21]

Stjernen er tilfældigt i synslinjen mellem Jorden og Hyaderne, så den ser ud til at være det lyseste medlem af den åbne klynge, men klyngen, der danner tyrehovedformet asterisme, er mere end to gange så langt væk, omkring 150 lysår. [22]

Aldebaran er 5,47 grader syd for ekliptikken og kan derfor okkulteres af månen. Sådanne okkuleringer opstår, når Månens stigende knudepunkt er tæt på efterårsjævndøgn. [23] En række på 49 okkuleringer opstod startende den 29. januar 2015 og sluttede den 3. september 2018. [24] Hver begivenhed var synlig fra punkter på den nordlige halvkugle eller tæt på ækvatorfolk i f.eks. Australien eller Sydafrika kan aldrig observere en Aldebaran-okkultation, da den er for langt syd for ekliptikken. Et rimeligt nøjagtigt skøn for diameteren af ​​Aldebaran blev opnået under okkultationen den 22. september 1978. [25] Aldebaran er i forbindelse med solen omkring 1. juni hvert år. [26]

Med en nær-infrarød J-båndstørrelse på -2,1 er kun Betelgeuse (-2,9), R Doradus (-2,6) og Arcturus (-2,2) lysere ved denne bølgelængde. [7]

Den 11. marts 509 e.Kr. blev der observeret en månebeklædning af Aldebaran i Athen, Grækenland. [27] Den engelske astronom Edmund Halley studerede tidspunktet for denne begivenhed og konkluderede i 1718, at Aldebaran må have ændret position siden den tid, idet han flyttede flere minutters bue længere mod nord. Dette såvel som observationer af stjernernes Sirius og Arcturus skiftende position førte til opdagelsen af ​​korrekt bevægelse. Baseret på nutidens observationer har Aldebarans position forskudt sig 7 ′ i de sidste 2000 år, omtrent en fjerdedel af fuldmånens diameter. [28] [29] På grund af equinoxes-præcessioner var equinox (nordlige halvkugle) | vårjævndøgn tæt på Aldebaran. [30]

Den engelske astronom William Herschel opdagede en svag ledsager til Aldebaran i 1782 [31] en stjerne fra 11. størrelse ved en vinkelseparation på 117 ″. Denne stjerne viste sig at være en tæt dobbeltstjerne af S. W. Burnham i 1888, og han opdagede en yderligere ledsager af 14. størrelse ved en vinkelseparation på 31 ″. Efterfølgende målinger af korrekt bevægelse viste, at Herschels ledsager afveg fra Aldebaran, og derfor var de ikke fysisk forbundet. Imidlertid havde ledsageren opdaget af Burnham næsten nøjagtig den samme rette bevægelse som Aldebaran, hvilket tyder på, at de to dannede et bredt binært stjernesystem. [32]

Arbejdet på sit private observatorium i Tulse Hill, England, i 1864 udførte William Huggins de første undersøgelser af spektret af Aldebaran, hvor han var i stand til at identificere linjerne med ni grundstoffer, herunder jern, natrium, calcium og magnesium. I 1886 brugte Edward C. Pickering ved Harvard College Observatory en fotografisk plade til at fange halvtreds absorptionslinjer i Aldebarans spektrum. Dette blev en del af Draper Catalogue, der blev offentliggjort i 1890. I 1887 var den fotografiske teknik forbedret til det punkt, at det var muligt at måle en stjernes radiale hastighed ud fra mængden af ​​dopplerforskydning i spektret. På denne måde blev Aldebarans recessionshastighed estimeret til 48 km / s ved brug af målinger udført på Potsdam Observatory af Hermann C. Vogel og hans assistent Julius Scheiner. [33]

Aldebaran blev observeret ved hjælp af et interferometer fastgjort til Hooker Telescope ved Mount Wilson Observatory i 1921 for at måle dens vinkeldiameter, men det blev ikke løst i disse observationer. [34]

Den omfattende historie med observationer af Aldebaran førte til, at den blev optaget på listen over 33 stjerner valgt som benchmarks for Gaia-missionen for at kalibrere afledte stjerneparametre. [35] Det var tidligere blevet brugt til at kalibrere instrumenter om bord på Hubble Space Telescope. [13]

Aldebaran er angivet som spektralstandard for type K5 + III stjerner. [6] Dens spektrum viser, at det er en kæmpe stjerne, der har udviklet sig fra hovedsekvensbåndet i Hertzsprung-Russell-diagrammet efter at have udtømt brintet i sin kerne. Sammenbruddet af stjernens centrum i en degenereret heliumkerne har antændt en brintskal uden for kernen, og Aldebaran er nu på den røde kæmpe gren (RGB). [5]

Den effektive temperatur i Aldebarans fotosfære er 3.910 K. Det har en overfladevægt på 1,59 cgs, typisk for en kæmpe stjerne, men omkring 25 gange lavere end Jordens og 700 gange lavere end Solens. Dens metallicitet er ca. 30% lavere end solens.

Målinger fra Hipparcos-satellitten og andre kilder placerer Aldebaran omkring 65,3 lysår (20,0 parsec) væk. [10] Asteroseismologi har bestemt, at den er ca. 16% mere massiv end solen, [11] alligevel skinner den med 518 gange solens lysstyrke på grund af den udvidede radius. Aldebarans vinkeldiameter er blevet målt mange gange. Den værdi, der er anvendt som en del af Gaia-benchmark-kalibreringen, er 20.580 ± 0,030 mas. [13] Det er 44 gange solens diameter, cirka 61 millioner kilometer. [36]

Aldebaran er en let variabel stjerne, der er tildelt den langsomme uregelmæssige type LB. Det generelle katalog over variable stjerner angiver variation mellem tilsyneladende størrelse 0,75 og 0,95 fra historiske rapporter. [4] Moderne undersøgelser viser en mindre amplitude, hvor nogle næsten ikke viser nogen variation. [37] Hipparcos fotometri viser en amplitude på kun omkring 0,02 størrelser og en mulig periode omkring 18 dage. [38] Intensiv jordbaseret fotometri viste variationer på op til 0,03 størrelser og en mulig periode omkring 91 dage. [37] Analyse af observationer over en meget længere periode finder stadig en total amplitude, der sandsynligvis er mindre end 0,1 størrelsesorden, og variationen anses for at være uregelmæssig. [39]

Fotosfæren viser overflod af kulstof, ilt og kvælstof, der antyder, at kæmpen har gennemgået sin første udmudringsfase - et normalt trin i udviklingen af ​​en stjerne til en rød kæmpe, hvor materialet dybt inde i stjernen bringes op overfladen ved konvektion. [40] Med sin langsomme rotation mangler Aldebaran en dynamo, der er nødvendig for at generere en korona, og er derfor ikke en kilde til hård røntgenemission. Dog kan magnetiske felter i mindre skala stadig være til stede i den lavere atmosfære som følge af konvektionsturbulens nær overfladen. Den målte styrke af magnetfeltet på Aldebaran er 0,22 Gauss. [41] Enhver resulterende blød røntgenemission fra dette område kan dæmpes af kromosfæren, selvom ultraviolet emission er blevet detekteret i spektret. [42] Stjernen mister i øjeblikket masse med en hastighed på (1-1,6) × 10 −11 M år −1 (ca. en jordmasse på 300.000 år) med en hastighed på 30 km s −1. [40] Denne stjernevind kan genereres af de svage magnetfelter i den lavere atmosfære. [42]

Ud over kromosfæren i Aldebaran er en udvidet molekylær ydre atmosfære (MOLsfære), hvor temperaturen er kølig nok til, at der dannes gasmolekyler. Dette område ligger ca. 2,5 gange stjernens radius og har en temperatur på ca. 1.500 K. Spektret afslører linjer af kulilte, vand og titaniumoxid. [40] Uden for MOLSfæren fortsætter stjernevinden med at ekspandere, indtil den når afslutningsstødgrænsen med det varme, ioniserede interstellare medium, der dominerer den lokale boble, og danner en omtrent sfærisk astrosfære med en radius på omkring 1.000 AU, centreret om Aldebaran. [43]

Fem svage stjerner vises tæt på Aldebaran på himlen. Disse dobbeltstjernekomponenter fik store bogstaver med latinske bogstaver mere eller mindre i rækkefølge efter deres opdagelse, med bogstavet A forbeholdt den primære stjerne. Nogle egenskaber ved disse komponenter, herunder deres position i forhold til Aldebaran, er vist i tabellen.

WDS 04359 + 1631 Katalogindgang [20]
α Tau Tilsyneladende
Størrelse
Vinklet
Adskillelse (″)
Position
Vinkel (°)
År Parallaks (mas)
B 13.60 31.60 113 2007 47.3417 ± 0.1055 [44]
C 11.30 129.50 32 2011 19.1267 ± 0.4274 [45]
D 13.70
E 12.00 36.10 323 2000
F 13.60 255.70 121 2000 0.1626 ± 0.0369 [46]

Nogle undersøgelser, for eksempel Gaia Data Release 2, [44] har vist, at Alpha Tauri B kan have omtrent den samme korrekte bevægelse og parallaks som Aldebaran og dermed kan være et fysisk binært system. Disse målinger er vanskelige, da den dim B-komponent ser så tæt på den lyse primære stjerne, og fejlmarginen er for stor til at etablere (eller udelukke) et fysisk forhold mellem de to. Indtil videre har hverken B-komponenten eller noget andet utvetydigt vist sig at være fysisk forbundet med Aldebaran. [47] En spektral type M2.5 er blevet offentliggjort for Alpha Tauri B. [48]

Alpha Tauri CD er et binært system med C- og D-komponentstjernerne, der er bundet til og co-kredser om hinanden. Det er vist, at disse samkredsløbende stjerner ligger langt ud over Aldebaran og er medlemmer af Hyades-stjerneklyngen. Som med resten af ​​stjernerne i klyngen interagerer de ikke fysisk med Aldebaran på nogen måde. [31]

I 1993 viste radiale hastighedsmålinger af Aldebaran, Arcturus og Pollux, at Aldebaran udviste en langvarig radial hastighedsoscillation, som kunne fortolkes som en substellar ledsager. Målingerne for Aldebaran indebar en ledsager med en minimumsmasse på 11,4 gange Jupiters i en 643-dages bane ved en adskillelse på 2,0 AU (300 Gm) i en let excentrisk bane. Imidlertid viste alle de tre undersøgte stjerner lignende svingninger, der gav lignende ledsagermasser, og forfatterne konkluderede, at variationen sandsynligvis var iboende for stjernen snarere end på grund af en ledsagers tyngdekraft. [49]

I 2015 viste en undersøgelse stabilt langsigtet bevis for både en planetarisk ledsager og stjerneaktivitet. [12] En asteroseismisk analyse af resterne til planetens tilpasning har bestemt, at Aldebaran b har en minimumsmasse på 5,8 ± 0,7 Jupiter-masser, og at når stjernen var på hovedsekvensen, ville den have givet denne planet jordlignende niveauer af belysning og derfor potentielt temperatur. [11] Dette ville placere det og ethvert af dets måner i den beboelige zone.

Aldebaran var oprindeligt نير الضبران (Nā᾽ir al Dabarān på arabisk), hvilket betyder "den lyse af tilhængeren". al Dabarān (الدبران) påførte derefter hele månens palæ indeholdende Hyades. [16] Det antages, at det, der fulgte, er Plejaderne. [15] Der er brugt en række translittererede stavemåder med den aktuelle Aldebaran bliver standard relativt for nylig. [16]

Mytologi Rediger

Denne let ses og slående stjerne i sin suggestive asterisme er et populært emne for gamle og moderne myter.

  • Mexicansk kultur: For Seris i det nordvestlige Mexico giver denne stjerne lys til de syv fødende kvinder (Pleiades). Det har tre navne: Hant Caalajc Ipápjö, Queetoog Azoj Yeen oo Caap ("stjerne, der går videre"). Månemåneden svarende til oktober kaldes Queeto yaao "Aldebarans vej". [50]
  • Aboriginal kultur: i Clarence-floden i det nordøstlige New South Wales er denne stjerne stamfar Karambal, der stjal en anden mands kone. Kvindens mand spurgte ham og brændte træet, hvor han gemte sig. Det menes, at han rejste sig til himlen som røg og blev stjernen Aldebaran. [51]

Navne på andre sprog Rediger

  • I hinduistisk astronomi identificeres det som månens palæ Rohini ("den røde") og som en af ​​de 27 døtre til Daksha og hustruen til guden Chandra (Månen).
  • På oldgræsk er det blevet kaldt Λαμπαδίας Lampadias, bogstaveligt talt "fakkellignende eller -bærer ". [52]
  • På kinesisk, 畢 宿 (Bì Xiù), betyder Net, henviser til en asterisme bestående af Aldebaran, ε Tauri, δ 3 Tauri, δ 1 Tauri, γ Tauri, 71 Tauri og λ Tauri. [53] Derfor er det kinesiske navn for Aldebaran i sig selv 畢 宿 五 (Bì Xiù wǔ), "den femte stjerne af nettet". [54]

I moderne kultur Rediger

Navnet Aldebaran eller Alpha Tauri er blevet vedtaget mange gange, herunder

    i Antarktis
  • Amerikanske flådebutikker sender USS Aldebaran (AF-10) og italiensk fregat Aldebaran (F 590)
  • foreslået mikro-satellitskibskøretøj Aldebaran
  • Fransk firma Aldebaran Robotics
  • modemærke AlphaTauri-teamet Scuderia AlphaTauri, tidligere kendt som Toro Rosso

Stjernen vises også i fiktion som f.eks Langt fra den vanvittige skare og Ned og ud i Paris og London. Det ses ofte i science fiction, herunder Objektivserie og Fallen Dragon. Som den lyseste stjerne i en stjernetegn, får den også stor betydning inden for astrologien.

Aldebaran optræder regelmæssigt i sammensværgelsesteorier som en af ​​oprindelsen til udenjordiske udlændinge, [55] ofte knyttet til nazistiske ufoer. [56] Et velkendt eksempel er den tyske sammensværgelsesteoretiker Axel Stoll, der betragtede stjernen som det ariske racers hjem og målet for ekspeditioner fra Wehrmacht. [57]

Den planetariske udforskningssonde Pioneer 10 er ikke længere drevet eller i kontakt med Jorden, men dens bane tager den i den generelle retning af Aldebaran. Det forventes at gøre sin nærmeste tilgang på omkring to millioner år. [58]


Græssende månebeklædning

EN månens okkultation opstår, når Månen bevæger sig langs sin banebane, passerer foran en stjerne eller et andet himmellegeme, set af en observatør (normalt på Jorden). Lys fra den okkulterede genstand blokeres af månen, og en mærkbar skygge af månen kastes på jorden, hvis jorden er om natten (vendt væk fra solen). Månens skygge bevæger sig vest mod øst på grund af månens bane og jordens rotation, som vist på billedet til venstre.

Den venstre (vestlige) ellipse repræsenterer måneopgang for den region på kloden. Den højre (østlige) ellipse repræsenterer månesæt for den region. De nordlige og sydlige stigrænser er vist. I det viste eksempel, hvis vejrforholdene tillader det, vil steder mellem de hvide linjer se begivenheden om natten steder mellem de blå linjer vil se begivenheden i tusmørket og steder mellem de røde stiplede linjer i løbet af dagen for stjerner, der er lysere end (af en nummer lavere end) anden størrelsesorden (& lt + 2 tilsyneladende størrelse). [1]

EN græsning måneskylning (også okkultation af månens græsning, månegræs eller bare græs) ses på steder langs de nordlige og sydlige grænser, og observatøren vil se objektet forsvinde, når skyggen af ​​bjergene passerer og dukker op igen, når lyset passerer ned ad dalene på kanten af ​​månen.

Et plot af resultaterne fra en enkelt observatør græs ekspedition, hvor otte begivenheder blev observeret. Stjernens sti vises buet, når det i virkeligheden er månen, der bevæger sig forbi stjernen. Den første forsvinden vises til venstre (rød) og den sidste igen til højre (grøn). De olivenfarvede prikker er højdelyd fra datapunkterne fra Kaguya-månens kredsløb.

Et hold med mange observatører kan kombinere observerede begivenheder og konstruere en ekstremt nøjagtig profil af månens terræn. Da græsstier sjældent passerer over etablerede observatorier, bruger amatørastronomer bærbart observationsudstyr og rejser til steder langs skyggestigens grænser. Målet er at rapportere UTC for hver begivenhed så nøjagtigt som muligt, og GPS-disciplinerede enheder bruges ofte som tidsbase.

To metoder bruges til at observere

  • visuel - observatøren har en hørbar UTC-bip-enhed (f.eks. en kortbølgeradio, der er indstillet til WWV) og en lydoptager (f.eks. en båndoptager) og ser målet gennem teleskopet og kalder 'Borte', når stjernen forsvinder, og 'Tilbage 'når stjernen dukker op igen. Lydoptagelsen analyseres senere for at udtrække begivenhedstiderne. - observatøren bruger et lille videokamera, som regel monteret i teleskopets fokuser. En videotidsindfører (VTI) bruges ofte til at indsætte et UTC-tidsstempel på hver ramme af optagelsen. Enten et videokamera, DVR eller en bærbar computer bruges til at optage videostrømmen. Videooptagelsen analyseres senere for at udtrække begivenhedstider.

Alle kendte månebeklædninger (både samlede månebeklædninger såvel som græssende månebeklædninger) arkiveres i VizieR-tjenesten. [2]


Se asteroiden 1630 Milet okkulterer en stjerne i aften

Ifølge nuværende skøn er der ca. 2 millioner asteroider, der er større end 1 kilometer i hovedasteroidebæltet mellem Mars og Jupiters kredsløb. Af disse kan ca. 5000 være 20 kilometer (12 miles) i diameter og mdash diameteren på asteroide 1630 Miletfor eksempel, som blev opdaget i 1952 og kredser om solen hvert 5. & 14. år. 12-mile bred asteroide 1630 Milet har en 5,27-årig bane omkring 3 astronomiske enheder fra solen.Klik på grafikken for at åbne en interaktiv bane Java-applet. Billedkredit: NASA JPL Small-Body Database Browser / Osamu Ajiki / Ron Baalke / Ade Ashford Langt størstedelen af ​​disse mindre planeter er for svage til at blive opdaget visuelt selv med store baggårdsteleskoper, men de gør stadig deres tilstedeværelse kendt, når de passerer ind foran en stjerne, en begivenhed kendt som en okkultation. Hvis den okkulte stjerne tilfældigvis er lys, så er effekten ret dramatisk, da lyset dæmpes til asteroiden, kun for at stjernen vender tilbage til normal lysstyrke i det øjeblik, den mindre planetens orbitalbevægelse fører den ud af vejen. Typisk slukkes det okkulte stjernes lys kun i få sekunder.

Søndag den 11. januar, 15. magnitude 1630 Milet okkulterer HIP 28748 set fra de britiske øer tæt på 21:05 GMT. Stjernen ligger i det sydlige Auriga på grænsen til Tvillingene og Tyren og har en visuel størrelse på +8,1, hvilket gør det til et levedygtigt mål for små teleskoper eller store kikkert.

Okkultationssporet skærer et skår over Kina, Kasakhstan, Rusland, Hviderusland, Polen, Tyskland og Holland, før det lander i Storbritannien nær Aldburgh på Suffolk-kysten omkring 21:04:40 UT (9:04:40 GMT).
Det projicerede britiske jordspor med asteroide fra 15. størrelse 1630 Milets okkultation af stjerne fra 8. størrelsesorden HIP 28748 den 11. januar. Den sorte linje er den forudsagte midterlinje på sporet, der lander på Suffolk-kysten tæt på 21:04:40 UT (9:04:40 pm GMT) og forlader den walisiske kyst nær Swansea omkring 21:05:25 UT. De parallelle blå linjer viser den forudsagte zone, hvor HIP 28748 kunne ses til & # 8216vanish & # 8217 i et par sekunder, da asteroiden blokerer lyset. De røde streger viser de ekstreme nordlige og sydlige grænser baseret på usikkerhed om forudsigelse af kredsløb. Observatører inden for den røde zone opfordres derfor til at overvåge stjernen visuelt eller ved at give video mellem 21:04 og 21:06 UT. Klik på grafikken for et interaktivt Google-kort. Billedkredit: Google / Geoff Hitchcox / Steve Preston.

Finderoversigten nedenfor hjælper dig med at lokalisere HIP 28748, forudsat at stjernen vil ligge ca. 60 & grader over den sydøstlige horisont i Storbritannien på tidspunktet for begivenheden. Hvis du har et teleskop på et GoTo-beslag, kan du finde det direkte fra følgende koordinater:

& alfa = 06h 04m 16.2s & delta = + 28 & deg 18 & # 8242 03.3 & # 8243 (J2000.0)
& alfa = 06h 05m 15.0s & delta = + 28 & deg 17 & # 8242 48.0 & # 8243 (J2015.0)

Kikkertobservatører finder det nemmest at finde størrelsesorden +1.6 & beta Tauri på grænsen mellem Taurus og Auriga og star hop 8.5 & deg (

to kikkertfelter) ret øst mod næsten samme deklination i retning af Pollux i Gemini. Detaljeret søgeresultatdiagram for stjerne fra 8. størrelsesorden HIP 28748 i det sydlige Auriga, den stjerne, der skal okkulteres af asteroiden 15. størrelsesorden 1630 Milet den 11. januar. På tidspunktet for begivenheden (

21: 04—21: 06 UT), HIP 28748 vil ligge næsten 60 ° over den sydøstlige horisont på de britiske øer. Klik på grafikken for at se et sort / hvid-diagram i fuld størrelse, der er egnet til udskrivning. EN grafik af Ade Ashford Hvis du befinder dig nær centrum af okkultationssporet, blinker stjernen et par sekunder, inden den vender tilbage til sin normale lysstyrke. Observatører med astrovideoudstyr og nøjagtige timingfaciliteter opfordres til at overvåge stjernen fra 21: 04 & mdash21: 06 UT, ikke kun til hovedbegivenheden, men til enhver kort sekundær okkultation, der kan indikere tilstedeværelsen af ​​en lille måne i 1630 Milet. Klar himmel!


Se asteroide (4) Vesta skjuler en stjerne med det blotte øje i Vædderen den 11. februar

Den næststørste asteroide (4) Vesta skinner i øjeblikket omkring størrelsesorden +8, et behageligt kikkertobjekt, når det krydser det sydøstlige Vædder med en hastighed på omkring & frac12 & deg pr. Dag. Vesta passerer foran størrelsesorden +5,3 stjernet HIP 14439 tæt på 22:02 GMT (22:02 UT) tirsdag den 11. februar 2020 set fra det nordlige England, Nordirland og Skotland. Klik på grafikken for at downloade en PDF-version af dette diagram, der er egnet til udskrivning. EN illustration af Ade Ashford. Asteroidebæltet, der ligger mellem banerne på planeterne Mars og Jupiter, menes at indeholde mellem 1 million og 2 millioner klumper af sten, der er større end 1 kilometer i diameter, med flere millioner mindre kroppe. På trods af disse store antal er synet af en mindre planet, der skjuler (passerer foran) en lys stjerne med det blotte øje, stadig en sjælden begivenhed.

En okkultation af Regulus i Leo af den 73 kilometer brede asteroide (163) Erigone skete den 20. marts 2014 over et spor, der omfattede New York City, men skyer forhindrede nogen i New York State eller Ontario til at se stjernen skjult i op til 14 sekunder. Tilsvarende blev dæmpningen af ​​den lyseste stjerne Sirius med fem km bred (4388) Jürgenstock den 19. februar 2019 ikke observeret fra Mellemamerika, det sydlige Chile og Argentina.

Astronomer har krydset fingrene for, at klar himmel vil herske for okkulering af størrelsen +5,3 stjerne HIP 14439 i stjernebilledet Vædderen af ​​asteroiden (4) Vesta11. februar 2020. Begivenheden finder sted omkring solnedgang for observatører på den amerikanske østkyst og Nova Scotia, men sker i en mørk himmel tæt på 22:02 GMT (22:02 UT) set fra det nordlige England, Nordirland og Skotland.

Hvor kan man se okkultationen på de britiske øer Et farvebillede af asteroiden (4) Vesta fra NASAs Dawn-rumfartøj fanget i en afstand af ca. 5.200 kilometer (3.200 miles) den 24. juli 2011. En kartoffelformet krop, der måler 573 × 557 × 446 kilometer med en omløbstid på 3,63 år, Vesta er den næststørste asteroide med hovedbælte efter dværgplaneten (1) Ceres. Billedkredit: NASA / JPL / MPS / DLR / IDA / Björn Jónsson. HIP 14439 og Vesta ligger omkring 27 grader højt i vest-sydvest for skywatchers på de britiske øer, hvor den forudsagte sydlige grænse for sporet er en linje trukket fra Newport i County Mayo, Irland, gennem Isle of Man til Scarborough i Nord Yorkshire. Den nordlige grænse omfatter hele Skotland med undtagelse af Shetlandsøerne. For en grafisk gengivelse, se kortet nederst på denne side.

Vesta er en kartoffelformet krop med en gennemsnitlig diameter på 525 kilometer, derfor er dens projicerede & # 8216skygge & # 8217 spor over det nordlige England, Nordirland og Skotland en ellipse, der gør sin forventede landing i vest tæt på 22:01 : 45 UT til omkring 22:02:07 UT i øst. Okkultationen varer maksimalt 28 sekunder, men betydeligt kortere, hvis du tilfældigvis ligger tæt på kanten af ​​sporet.

Gløden fra en stigende 17 dage gammel aftagende gibbous Moon lavt i øst-sydøst set fra Storbritannien kl. 22 GMT den 11. februar betyder, at styrke +5,3, HIP 14439 er en grænseobjekt med det blotte øje. Imidlertid er både Vesta og stjernen behagelige kikkertmål, hvis du bruger finderdiagrammet øverst på siden (eller klik her for at downloade PDF-versionen). Du kan også kigge efter planeten Uranus mens du er i nærheden!

Visning af en appuls
Selvom du tilfældigvis ligger uden for okkultationszonen, vil det være underholdende at se Vestas tætte tilgang (eller appulse for at bruge den rigtige terminologi) til HIP 14439. Asteroiden passerer lige nord for stjernen tæt på 22:02 GMT (22:02 UT) set fra Irland, Wales og det meste af England.

På tidspunktet for den nærmeste tilgang vil stjernen og asteroiden kun være en brøkdel af en buesekund fra hinanden set fra London, sandsynligvis ikke løst. Hvor længe ser de ud til at være slået sammen med høj forstørrelse i dit teleskop? Observatører, der bruger instrumenter med GoTo-monteringer, kan bruge følgende J2000-koordinater til HIP 14439: & alfa = 03t 06.4m, & delta = + 13 & deg 11 & # 8242. (JNow: & alpha = 03h 07.5m, & delta = + 13 & deg 16 & # 8242.) Baseret på de seneste forudsigelser vises observationssporet for okkultation af størrelsesorden +5,3 stjernet HIP 14439 af (4) Vesta set fra de britiske øer på dette kort. For alle, der ser fra det orange bånd, skal et lysstyrkefald på tre størrelser i forhold til asteroiden begynde kl 22:01:45 UT (i det vestlige Storbritannien) til 22:02:07 UT (i øst) og varer maksimalt 28 sekunder, men betydeligt mindre, hvis du tilfældigvis ligger tæt på sporet. EN grafik af Ade Ashford / OpenStreetMap.


Indhold

I Einsteins generelle relativitetsteori behandles tyngdekraften som et fænomen, der skyldes rumtidens krumning. Denne krumning er forårsaget af tilstedeværelsen af ​​masse. Generelt gælder det, at jo mere masse der er indeholdt i et givet rumfang, jo større vil rumtidens krumning være ved grænsen for dets volumen. [7] Når objekter med masse bevæger sig rundt i rumtiden, ændres krumningen for at afspejle de ændrede placeringer af disse objekter. Under visse omstændigheder genererer accelererende genstande ændringer i denne krumning, som formerer sig udad med lysets hastighed på en bølgelignende måde. Disse formeringsfænomener er kendt som tyngdekraftsbølger.

Når en gravitationsbølge passerer en observatør, vil observatøren finde rumtid forvrænget af virkningerne af belastning. Afstande mellem objekter øges og falder rytmisk, når bølgen passerer, med en frekvens svarende til bølgens. Størrelsen af ​​denne effekt falder i forhold til den omvendte afstand fra kilden. [8]: 227 Inspirerende binære neutronstjerner forudsiges at være en stærk kilde til tyngdekraftsbølger, når de falder sammen på grund af den meget store acceleration af deres masser, når de kredser tæt på hinanden. På grund af de astronomiske afstande til disse kilder forudsiges virkningerne, når de måles på Jorden, imidlertid at være meget små og have stammer på mindre end 1 del i 10 20. Forskere har demonstreret eksistensen af ​​disse bølger med stadig mere følsomme detektorer. Den mest følsomme detektor udførte opgaven med en følsomhedsmåling på ca. en del i 5 × 10 22 (fra 2012 [opdatering]) leveret af LIGO og VIRGO observatorier. [9] Et rumbaseret observatorium, Laser Interferometer Space Antenna, er i øjeblikket under udvikling af ESA.

Gravitationsbølger kan trænge ind i områder af rummet, som elektromagnetiske bølger ikke kan. De tillader observation af fusionen af ​​sorte huller og muligvis andre eksotiske objekter i det fjerne univers. Sådanne systemer kan ikke observeres med mere traditionelle midler som optiske teleskoper eller radioteleskoper, og tyngdekraftsbølge-astronomi giver således ny indsigt i universets funktion. Især gravitationelle bølger kan være af interesse for kosmologer, da de tilbyder en mulig måde at observere det meget tidlige univers på. Dette er ikke muligt med konventionel astronomi, da universet før rekombination var uigennemsigtigt for elektromagnetisk stråling. [10] Præcise målinger af tyngdekraftsbølger vil også give forskere mulighed for at teste den generelle relativitetsteori mere grundigt.

I princippet kunne tyngdebølger eksistere ved enhver frekvens. Imidlertid ville meget lavfrekvente bølger være umulige at opdage, og der er ingen troværdig kilde til detekterbare bølger med meget høj frekvens også. Stephen Hawking og Werner Israel viser forskellige frekvensbånd for tyngdekraftsbølger, der sandsynligvis kunne detekteres, fra 10 til 7 Hz op til 10 11 Hz. [11]

Gravitationsbølgens hastighed i den generelle relativitetsteori er lig med lysets hastighed i et vakuum, c. [3] Inden for teorien om særlig relativitet handler den konstante c ikke kun om lys, det er den højest mulige hastighed for enhver interaktion i naturen. Formelt er c en konverteringsfaktor til ændring af tidsenheden til enhedens rum. [4] Dette gør det til den eneste hastighed, som hverken afhænger af en observatørs bevægelse eller en kilde til lys og / eller tyngdekraft. Således er "lysets" hastighed også tyngdekraftsbølgernes hastighed og yderligere hastigheden af ​​enhver masseløs partikel. Sådanne partikler inkluderer gluon (bærer af den stærke kraft), fotoner, der udgør lys (deraf bærer af elektromagnetisk kraft), og de hypotetiske gravitoner (som er de formodede feltpartikler, der er forbundet med tyngdekraften, dog en forståelse af tyngdekraften, hvis nogen findes, kræver en endnu ikke tilgængelig teori om kvantegravitation).

I oktober 2017 modtog LIGO- og Jomfru-detektorerne tyngdekraftsbølgesignaler inden for 2 sekunder efter gammastrålesatellitter og optiske teleskoper så signaler fra samme retning. Dette bekræftede, at gravitationsbølgernes hastighed var den samme som lysets hastighed. [12]

Muligheden for tyngdebølger blev diskuteret i 1893 af Oliver Heaviside ved hjælp af analogien mellem den omvendte firkantede lov inden for tyngdekraft og elektricitet. [16] I 1905 foreslog Henri Poincaré tyngdebølger, der stammer fra et legeme og formerer sig med lysets hastighed, som krævet af Lorentz-transformationerne [17] og foreslog, at analogt med en accelererende elektrisk ladning, der producerer elektromagnetiske bølger, accelereres masser i en relativistisk feltteori om tyngdekraft skulle producere tyngdekraftsbølger. [18] [19] Da Einstein offentliggjorde sin generelle relativitetsteori i 1915, var han skeptisk over for Poincarés idé, da teorien antydede, at der ikke var nogen "gravitationsdipoler". Ikke desto mindre fulgte han stadig ideen og på baggrund af forskellige tilnærmelser kom han til den konklusion, at der faktisk skal være tre typer tyngdekraftsbølger (kaldet langsgående-længderetning, tværgående-længderetning og tværgående-tværgående af Hermann Weyl). [19]

Imidlertid fik karakteren af ​​Einsteins tilnærmelser mange (inklusive Einstein selv) til at tvivle på resultatet. I 1922 viste Arthur Eddington, at to af Einsteins bølgetyper var artefakter fra det koordinatsystem, han brugte, og kunne fås til at udbrede sig i enhver hastighed ved at vælge passende koordinater, hvilket førte Eddington til at hån om, at de "forplantes ved tankens hastighed" . [20]: 72 Dette rejste også tvivl om fysikaliteten af ​​den tredje (tværgående – tværgående) type, som Eddington altid udbredte ved lysets hastighed uanset koordinatsystem. I 1936 indsendte Einstein og Nathan Rosen et papir til Fysisk gennemgang hvor de hævdede, at gravitationsbølger ikke kunne eksistere i den fulde generelle relativitetsteori, fordi enhver sådan løsning af feltligningerne ville have en unikhed. Tidsskriftet sendte deres manuskript til gennemgang af Howard P. Robertson, som anonymt rapporterede, at de pågældende singulariteter simpelthen var de harmløse koordinatsingulariteter for de anvendte cylindriske koordinater. Einstein, der ikke var bekendt med begrebet peer review, trak manuskriptet vredt tilbage og aldrig offentliggjort i Fysisk gennemgang igen. Ikke desto mindre overbeviste hans assistent Leopold Infeld, der havde været i kontakt med Robertson, Einstein om, at kritikken var korrekt, og papiret blev omskrevet med den modsatte konklusion og offentliggjort andetsteds. [19] [20]: 79ff I 1956 afhjælpede Felix Pirani forvirringen forårsaget af brugen af ​​forskellige koordinatsystemer ved at omformulere gravitationsbølgerne med hensyn til den åbenlyst observerbare Riemann-krumningstensor.

På det tidspunkt blev Piranis arbejde for det meste ignoreret, fordi samfundet var fokuseret på et andet spørgsmål: om tyngdebølger kunne overføre energi. Denne sag blev afgjort ved et tankeeksperiment, der blev foreslået af Richard Feynman under den første "GR" -konference i Chapel Hill i 1957. Kort sagt bemærker hans argument kendt som "sticky bead argument", at hvis man tager en stang med perler, så er effekten af en passerende tyngdekraftsbølge ville være at flytte perlerne langs stangfriktionen derefter producere varme, hvilket antyder, at den passerende bølge havde gjort arbejde. Kort efter offentliggjorde Hermann Bondi, en tidligere gravitationsbølgeskeptiker, en detaljeret version af "klæbende argument". [19]

Efter Chapel Hill-konferencen begyndte Joseph Weber at designe og bygge de første tyngdekraftsbølgedetektorer, nu kendt som Weber-søjler. I 1969 hævdede Weber, at han havde opdaget de første tyngdebølger, og i 1970 "opdagede" han signaler regelmæssigt fra Galactic Center, men detektionsfrekvensen rejste snart tvivl om gyldigheden af ​​hans observationer som den underforståede hastighed af energitab på Mælkevejen dræner vores galakse af energi på en tidsskala, der er meget kortere end dens afledte alder. Denne tvivl blev styrket, da gentagne eksperimenter fra andre grupper, der byggede deres egne Weber-barer over hele kloden, i midten af ​​1970'erne ikke kunne finde signaler, og i slutningen af ​​1970'erne var generel enighed om, at Webers resultater var falske. [19]

I samme periode blev det første indirekte bevis for tyngdekraftsbølger opdaget. I 1974 opdagede Russell Alan Hulse og Joseph Hooton Taylor, Jr. den første binære pulsar, som gav dem Nobelprisen i fysik i 1993. [21] Pulsar-timingobservationer i løbet af det næste årti viste et gradvist henfald af omløbsperioden for Hulse – Taylor-pulsaren, der matchede tabet af energi og vinkelmoment i tyngdekraftsstråling forudsagt af generel relativitet. [22] [23] [19]

Denne indirekte påvisning af tyngdebølger motiverede yderligere søgninger på trods af Webers diskrediterede resultat. Nogle grupper fortsatte med at forbedre Webers originale koncept, mens andre forfulgte påvisning af tyngdekraftsbølger ved hjælp af laserinterferometre. Idéen om at bruge et laserinterferometer til dette ser ud til at være blevet svævet uafhængigt af forskellige mennesker, herunder ME Gertsenshtein og VI Pustovoit i 1962, [24] og Vladimir B. Braginskiĭ i 1966. De første prototyper blev udviklet i 1970'erne af Robert L Frem og Rainer Weiss. [25] [26] I de følgende årtier blev der konstrueret stadig mere følsomme instrumenter, der kulminerede i konstruktionen af ​​GEO600, LIGO og Jomfruen. [19]

Efter mange års produktion af null-resultater blev forbedrede detektorer operationelle i 2015. Den 11. februar 2016 annoncerede LIGO-Jomfru-samarbejdet den første observation af tyngdekraftsbølger [27] [28] [29] [30] fra et signal (kaldet GW150914 ) registreret kl. 09:50:45 GMT den 14. september 2015 af to sorte huller med masser på 29 og 36 solmasser, der fusionerer omkring 1,3 milliarder lysår væk. I løbet af den sidste brøkdel af et sekund af fusionen frigav den mere end 50 gange styrken for alle stjernerne i det observerbare univers tilsammen. [31] Signalet steg i frekvens fra 35 til 250 Hz over 10 cyklusser (5 baner), da det steg i styrke i en periode på 0,2 sekund. [28] Massen af ​​det nye fusionerede sorte hul var 62 solmasser. Energi svarende til tre solmasser blev udsendt som tyngdekraftsbølger. [32] Signalet blev set af begge LIGO-detektorer i Livingston og Hanford med en tidsforskel på 7 millisekunder på grund af vinklen mellem de to detektorer og kilden. Signalet kom fra den sydlige himmelske halvkugle i den grove retning (men meget længere væk end) de Magellanske skyer.[30] Konfidensniveauet for dette som en observation af tyngdekraftsbølger var 99,99994%. [32]

Et år tidligere hævdede BICEP2, at de havde registreret aftryk af tyngdebølger i den kosmiske mikrobølgebaggrund. Imidlertid blev de senere tvunget til at trække dette resultat tilbage. [13] [14] [33] [34]

I 2017 blev Nobelprisen i fysik tildelt Rainer Weiss, Kip Thorne og Barry Barish for deres rolle i påvisning af tyngdekraftsbølger. [35] [36] [37]

Gravitationsbølger passerer konstant jorden, men selv de stærkeste har en ringe effekt, og deres kilder er generelt langt væk. For eksempel nåede bølgerne fra den katastrofale endelige fusion af GW150914 Jorden efter at have rejst over en milliard lysår som en krusning i rumtiden, der ændrede længden af ​​en 4 km LIGO-arm med en tusindedel af bredden af ​​en proton, proportionalt svarende til at ændre afstanden til den nærmeste stjerne uden for solsystemet med et hårs bredde. [38] Denne lille effekt fra selv ekstreme tyngdekraftsbølger gør dem kun observerbare på Jorden med de mest sofistikerede detektorer.

Virkningerne af en forbipasserende tyngdekraftsbølge i en ekstremt overdrevet form kan visualiseres ved at forestille sig et perfekt fladt område af rumtiden med en gruppe ubevægelige testpartikler, der ligger i et plan, f.eks. overfladen på en computerskærm. Når en gravitationsbølge passerer gennem partiklerne langs en linje vinkelret på partiklernes plan, dvs. følger observatørens synslinje ind i skærmen, vil partiklerne følge forvrængningen i rumtiden og svinge på en "korsformet" måde som vist i animationerne. Området, der er lukket af testpartiklerne, ændrer sig ikke, og der er ingen bevægelse langs udbredelsesretningen. [ nødvendig henvisning ]

De svingninger, der er afbildet i animationen, er overdrevne med henblik på diskussion - i virkeligheden har en tyngdekraftsbølge en meget lille amplitude (som formuleret i lineariseret tyngdekraft). Imidlertid hjælper de med at illustrere den slags svingninger, der er forbundet med tyngdekraftsbølger, produceret af et par masser i en cirkulær bane. I dette tilfælde er tyngdekraftsbølgens amplitude konstant, men dens polarisationsplan ændrer sig eller roterer med det dobbelte af orbitalhastigheden, så den tidsvarierende tyngdekraftsstørrelse eller 'periodisk rumtidsstamme' udviser en variation som vist i animationen . [39] Hvis massernes bane er elliptisk, varierer tyngdekraftsbølgens amplitude også med tiden i henhold til Einsteins kvadrupolformel. [3]

Som med andre bølger er der en række egenskaber, der bruges til at beskrive en gravitationsbølge:

  • Amplitude: Normalt betegnet h, dette er størrelsen på bølgen - brøkdelen af ​​at strække eller klemme i animationen. Amplituden vist her er omtrent h = 0,5 (eller 50%). Gravitationsbølger, der passerer gennem Jorden, er mange sekstioner gange svagere end dette - h ≈ 10 −20. : Normalt betegnet f, dette er frekvensen, hvormed bølgen svinger (1 divideret med tid mellem to på hinanden følgende maksimale strækninger eller klemmer): Normalt betegnet λ, dette er afstanden langs bølgen mellem punkter med maksimal strækning eller klemning. : Dette er den hastighed, hvormed et punkt på bølgen (f.eks. Et punkt med maksimal strækning eller klemning) bevæger sig. For tyngdekraftsbølger med små amplituder er denne bølgehastighed lig med lysets hastighed (c).

En gravitationsbølges hastighed, bølgelængde og frekvens er relateret til ligningen c = λ f, ligesom ligningen for en lysbølge. For eksempel oscillerer animationerne her en gang hvert andet sekund. Dette svarer til en frekvens på 0,5 Hz og en bølgelængde på ca. 600 000 km eller 47 gange jordens diameter.

I ovenstående eksempel antages det, at bølgen er lineært polariseret med en "plus" polarisering, skrevet h+. Polarisering af en gravitationsbølge er ligesom polarisering af en lysbølge bortset fra at polariseringen af ​​en tyngdebølge er 45 grader fra hinanden i modsætning til 90 grader. [ nødvendig henvisning Især i en "kryds" -polariseret gravitationsbølge, h×, ville virkningen på testpartiklerne stort set være den samme, men roteret med 45 grader, som vist i den anden animation. Ligesom med lyspolarisering kan polarisering af tyngdekraftsbølger også udtrykkes i form af cirkulært polariserede bølger. Gravitationsbølger er polariserede på grund af deres kildes natur.

Generelt udstråles gravitationsbølger af objekter, hvis bevægelse involverer acceleration og dens ændring, forudsat at bevægelsen ikke er perfekt sfærisk symmetrisk (som en ekspanderende eller kontraherende sfære) eller rotationssymmetrisk (som en roterende disk eller sfære). Et simpelt eksempel på dette princip er en roterende håndvægt. Hvis håndvægten drejer rundt om sin symmetriakse, udstråler den ikke tyngdekraftsbølger, hvis den tumler ende over ende, som i tilfælde af to planeter, der kredser om hinanden, vil den udstråle tyngdekraftsbølger. Jo tungere håndvægten, og jo hurtigere den tumler, jo større er tyngdestrålingen, den afgiver. I et ekstremt tilfælde, som når håndvægtens to vægte er massive stjerner som neutronstjerner eller sorte huller, der kredser hurtigt om hinanden, afgives betydelige mængder gravitationsstråling.

Nogle mere detaljerede eksempler:

  • To objekter, der kredser om hinanden, som en planet ville kredse om solen, vilje udstråle.
  • En roterende ikke-aksesymmetrisk planetoid - sig med en stor bump eller fordybning på ækvator - vilje udstråle.
  • En supernovavilje stråle undtagen i det usandsynlige tilfælde, at eksplosionen er perfekt symmetrisk.
  • Et isoleret ikke-spindende fast objekt, der bevæger sig med en konstant hastighed vil ikke udstråle. Dette kan betragtes som en konsekvens af princippet om bevarelse af lineær momentum.
  • En roterende disk vil ikke udstråle. Dette kan betragtes som en konsekvens af princippet om bevarelse af vinkelmoment. Dog det vilje viser gravitomagnetiske effekter.
  • En sfærisk pulserende sfærisk stjerne (ikke-nul monopolmoment eller masse, men nul kvadrupolmoment) vil ikke udstråler i overensstemmelse med Birkhoffs sætning.

Mere teknisk er den anden gang afledte af kvadrupolmomentet (eller l-te gang afledt af l-th multipolmoment) af et isoleret systems stress-energitensor skal være ikke-nul for at det kan udsende gravitationsstråling. Dette er analogt med det skiftende dipolmoment af ladning eller strøm, der er nødvendigt for emission af elektromagnetisk stråling.

Binærfiler Rediger

Gravitationsbølger fører energi væk fra deres kilder, og i tilfælde af kredsløbskroppe er dette forbundet med en spiral eller et fald i kredsløb. [41] [42] Forestil dig for eksempel et simpelt system med to masser - som f.eks.Jord-solsystemet - bevæger sig langsomt sammenlignet med lysets hastighed i cirkulære baner. Antag, at disse to masser kredser om hinanden i en cirkulær bane i xy fly. Til en god tilnærmelse følger masserne enkle Keplerian-baner. Imidlertid repræsenterer en sådan bane et skiftende kvadrupolmoment. Systemet afgiver tyngdekraftsbølger.

I teorien kan tabet af energi gennem tyngdekraftstråling til sidst falde jorden i solen. Den samlede energi på jorden, der kredser om solen (kinetisk energi + tyngdepotentialenergi), er imidlertid ca. 1,14 × 10 36 joule, hvoraf kun 200 watt (joule pr. Sekund) går tabt gennem tyngdekraftsstråling, hvilket fører til et henfald i kredsløbet ved ca. 1 × 10 - 15 meter pr. dag eller omtrent en protons diameter. Med denne hastighed ville det tage Jorden ca. 1 × 10 13 gange mere end universets nuværende tidsalder at gå på Solen. Dette skøn overser faldet i r over tid, men radius varierer kun langsomt det meste af tiden og kaster sig på senere stadier, da r (t) = r 0 (1 - tt sammensmeltes) 1/4, < displaystyle r (t) = r_ <0> left (1 - < frac <>>>> højre) ^ <1/4>,> med r 0 < displaystyle r_ <0>> den indledende radius og t samles < displaystyle t _ < text>> den samlede tid, der kræves for fuldt ud at samles. [43]

Mere generelt kan hastigheden af ​​orbital henfald tilnærmes med [44]

hvor r er adskillelsen mellem ligene, t tid, G tyngdekonstanten, c lysets hastighed, og m1 og m2 masserne af ligene. Dette fører til en forventet tid til fusion af [44]

Kompakte binære filer Rediger

Kompakte stjerner som hvide dværge og neutronstjerner kan være bestanddele af binære filer. For eksempel har et par neutronstjerner med solmasse i en cirkulær bane ved en adskillelse på 1,89 × 10 8 m (189.000 km) en kredsløbsperiode på 1.000 sekunder og en forventet levetid på 1.30 × 10 13 sekunder eller ca. 414.000 år. Et sådant system kunne observeres af LISA, hvis det ikke var for langt væk. Der findes et langt større antal hvide dværgbinarier med kredsløbsperioder i dette interval. Hvide dværgbinarier har masser i rækkefølgen af ​​solen og diametre i rækkefølgen af ​​jorden. De kan ikke komme meget tættere på hinanden end 10.000 km, før de smelter sammen og eksploderer i en supernova, som også ville afslutte emissionen af ​​tyngdekraftsbølger. Indtil da ville deres tyngdekraftstråling være sammenlignelig med en neutronstjernebinær.

Når kredsløbet til en neutronstjernebinær er henfaldet til 1,89 × 10 6 m (1890 km), er dens resterende levetid ca. 130.000 sekunder eller 36 timer. Omløbsfrekvensen vil variere fra 1 bane pr. Sekund i starten til 918 baner pr. Sekund, når kredsløbet er krympet til 20 km ved fusion. Størstedelen af ​​den udsendte tyngdekraftstråling vil være med dobbelt så stor orbitalfrekvens. Lige før fusionen kunne inspirationen observeres af LIGO, hvis en sådan binær var tæt nok. LIGO har kun få minutter til at observere denne fusion ud af en samlet kredsløbstid, der muligvis har været milliarder af år. I august 2017 observerede LIGO og Jomfruen den første binære neutronstjerne inspirerende i GW170817, og 70 observatorier samarbejdede om at detektere den elektromagnetiske modstykke, en kilonova i galaksen NGC 4993, 40 megaparsec væk og udsendte en kort gammastrålesprengning (GRB 170817A) sekunder efter fusionen efterfulgt af en længere optisk transient (AT 2017gfo) drevet af r-proceskerner. Avanceret LIGO-detektor skal kunne registrere sådanne hændelser op til 200 megaparsek væk. Inden for dette interval af ordren forventes 40 begivenheder om året. [46]

Sorte hulbinarier Rediger

Sorte hulbinarier udsender tyngdebølger i deres spiral-, fusions- og ringfase. Den største amplitude af emission sker under fusionsfasen, som kan modelleres med numeriske relativitetsteknikker. [47] [48] [49] Den første direkte detektering af tyngdebølger, GW150914, kom fra fusionen af ​​to sorte huller.

Supernova Rediger

En supernova er en forbigående astronomisk begivenhed, der finder sted i de sidste stjernerne evolutionære faser af en massiv stjernes liv, hvis dramatiske og katastrofale ødelæggelse er præget af en endelig titanisk eksplosion. Denne eksplosion kan ske på en af ​​mange måder, men i dem alle blæses en betydelig del af materien i stjernen væk i det omgivende rum ved ekstremt høje hastigheder (op til 10% af lysets hastighed). Medmindre der er perfekt sfærisk symmetri i disse eksplosioner (dvs. medmindre stof spydes jævnt ud i alle retninger), vil der være tyngdekraftstråling fra eksplosionen. Dette skyldes, at gravitationsbølger genereres af et skiftende kvadrupolmoment, som kun kan ske, når der er asymmetrisk bevægelse af masser. Da den nøjagtige mekanisme, hvormed supernovaer finder sted, ikke forstås fuldt ud, er det ikke let at modellere den gravitationsstråling, der udsendes af dem.

Spinende neutronstjerner Rediger

Som nævnt ovenfor udsender en massefordeling kun tyngdekraftsstråling, når der er sfærisk asymmetrisk bevægelse blandt masserne. En roterende neutronstjerne udsender generelt ingen tyngdekraftsstråling, fordi neutronstjerner er meget tætte objekter med et stærkt tyngdefelt, der holder dem næsten perfekt sfæriske. I nogle tilfælde kan der dog være små deformationer på overfladen kaldet "bjerge", som er bump, der strækker sig ikke mere end 10 centimeter (4 inches) over overfladen, [50], der gør spindingen sfærisk asymmetrisk. Dette giver stjernen et firkantet øjeblik, der ændrer sig med tiden, og det udsender tyngdebølger, indtil deformiteterne udglattes.

Inflation Rediger

Mange modeller af universet antyder, at der var en inflationsperiode i universets tidlige historie, da rummet udvidede med en stor faktor på meget kort tid. Hvis denne udvidelse ikke var symmetrisk i alle retninger, har den muligvis udsendt gravitationsstråling, der kan detekteres i dag som en gravitationsbølgebaggrund. Dette baggrundssignal er for svagt til, at enhver aktuelt operationel gravitationsbølgedetektor kan observere, og det antages, at det kan gå årtier, før en sådan observation kan foretages.

Energi, momentum og vinkelmoment Rediger

Vandbølger, lydbølger og elektromagnetiske bølger er i stand til at bære energi, momentum og vinkelmoment, og ved at gøre det bærer de dem væk fra kilden. Gravitationsbølger udfører den samme funktion. Således mister f.eks. Et binært system vinkelmoment, når de to kredsende objekter spiralerer mod hinanden - vinkelmomentet udstråles af tyngdekraftsbølger.

Bølgerne kan også bære lineært momentum, en mulighed, der har nogle interessante konsekvenser for astrofysik. [51] Efter at to supermassive sorte huller er slået sammen, kan emission af lineær momentum producere et "kick" med en amplitude så stor som 4000 km / s. Dette er hurtigt nok til at skubbe det sammensmeltede sorte hul helt ud af værtsgalaksen. Selvom sparket er for lille til at skubbe det sorte hul ud fuldstændigt, kan det midlertidigt fjerne det fra kernen i galaksen, hvorefter det vil svinge omkring midten og til sidst komme til hvile. [52] Et sparket sort hul kan også bære en stjerneklynge med sig og danne et hyper-kompakt stjernesystem. [53] Eller det kan medføre gas, så det tilbagevendende sorte hul midlertidigt kan fremstå som en "nøgen kvasar". Kvasaren SDSS J092712.65 + 294344.0 menes at indeholde et tilbagevendende, supermassivt sort hul. [54]

Redskift Rediger

Ligesom elektromagnetiske bølger skal tyngdekraftsbølger udvise forskydning af bølgelængde og frekvens på grund af de relative hastigheder for kilden og observatøren (Doppler-effekten), men også på grund af forvrængninger af rumtiden, såsom kosmisk ekspansion. [ nødvendig henvisning ] Dette er tilfældet, selv om tyngdekraften i sig selv er en årsag til forvrængning af rumtiden. [ nødvendig henvisning ] Rødskiftning af gravitationsbølger er forskellig fra rødforskydning på grund af tyngdekraften (tyngdekraft rødskift).

Kvantegravitation, bølge-partikelaspekter og graviton Edit

Inden for rammerne af kvantefeltteori er graviton navnet på en hypotetisk elementær partikel, der spekuleres i at være den kraftbærer, der formidler tyngdekraften. Dog er det endnu ikke bevist, at gravitonen eksisterer, og der findes endnu ingen videnskabelig model, der med succes forener den generelle relativitet, som beskriver tyngdekraften, og standardmodellen, der beskriver alle andre grundlæggende kræfter. Forsøg som kvantegravitation er gjort, men accepteres endnu ikke.

Hvis en sådan partikel eksisterer, forventes den at være masseløs (fordi tyngdekraften ser ud til at have ubegrænset rækkevidde) og skal være en spin-2-boson. Det kan vises, at ethvert masseløst spin-2 felt vil give anledning til en kraft, der ikke kan skelnes fra tyngdekraften, fordi et masseløst spin-2 felt skal kobles til (interagerer med) stress-energitensoren på samme måde som tyngdefeltet derfor hvis en masseløs spin-2-partikel nogensinde blev opdaget, ville det sandsynligvis være tyngdekraften uden yderligere skelnen fra andre masseløse spin-2-partikler. [55] En sådan opdagelse ville forene kvanteteori med tyngdekraften. [56]

Betydning for undersøgelse af det tidlige univers Rediger

På grund af svagheden ved koblingen af ​​tyngdekraften til materie oplever tyngdebølger meget lidt absorption eller spredning, selv når de bevæger sig over astronomiske afstande. Især forventes tyngdebølgerne ikke at blive påvirket af opaciteten i det meget tidlige univers. I disse tidlige faser var rummet endnu ikke blevet "gennemsigtigt", så observationer baseret på lys, radiobølger og anden elektromagnetisk stråling langt tilbage i tiden er begrænsede eller utilgængelige. Derfor forventes tyngdebølger i princippet at have potentialet til at give et væld af observationsdata om det meget tidlige univers. [57]

Bestemmelse af kørselsretning Rediger

Vanskeligheden ved direkte detektering af tyngdekraftsbølger betyder, at det også er svært for en enkelt detektor at identificere i sig selv retningen af ​​en kilde. Derfor anvendes flere detektorer, både til at skelne signaler fra anden "støj" ved at bekræfte, at signalet ikke er af jordisk oprindelse, og også til at bestemme retning ved hjælp af triangulering. Denne teknik bruger det faktum, at bølgerne bevæger sig med lysets hastighed og når forskellige detektorer på forskellige tidspunkter afhængigt af deres kilderetning. Selvom forskellene i ankomsttid kan være kun få millisekunder, er dette tilstrækkeligt til at identificere bølgens oprindelsesretning med betydelig præcision.

Kun i tilfælde af GW170814 fungerede tre detektorer på tidspunktet for begivenheden, derfor er retningen præcist defineret. Påvisning af alle tre instrumenter førte til et meget nøjagtigt skøn over kildens position med et 90% troværdigt område på kun 60 grader 2, en faktor 20 mere præcis end før. [58]

I løbet af det sidste århundrede er astronomien blevet revolutioneret ved hjælp af nye metoder til at observere universet. Astronomiske observationer blev oprindeligt foretaget ved hjælp af synligt lys. Galileo Galilei var banebrydende for brugen af ​​teleskoper for at forbedre disse observationer. Imidlertid er synligt lys kun en lille del af det elektromagnetiske spektrum, og ikke alle objekter i det fjerne univers skinner stærkt i dette særlige bånd. Mere information kan for eksempel findes i radiobølgelængder. Ved hjælp af radioteleskoper har astronomer fx opdaget pulsarer og kvasarer. Observationer i mikrobølgebåndet førte til påvisning af svage aftryk af Big Bang, en opdagelse, Stephen Hawking kaldte "århundredets største opdagelse, hvis ikke hele tiden". Lignende fremskridt i observationer ved hjælp af gammastråler, røntgenstråler, ultraviolet lys og infrarødt lys har også bragt nyt indblik i astronomi. Da hver af disse regioner i spektret er åbnet, er der opdaget nye opdagelser, som ellers ikke kunne have været gjort. Astronomisamfundet håber, at det samme gælder tyngdekraftsbølger.[59] [60]

Gravitationsbølger har to vigtige og unikke egenskaber. For det første er der ikke behov for nogen form for stof at være til stede i nærheden for at bølgerne skal genereres af et binært system af uopladede sorte huller, som ikke udsender nogen elektromagnetisk stråling. For det andet kan tyngdekraftsbølger passere gennem ethvert indgreb uden at blive spredt markant. Mens lys fra fjerne stjerner kan blokeres af interstellært støv, vil gravitationelle bølger for eksempel passere i det væsentlige uhindret. Disse to funktioner gør det muligt for gravitationsbølger at bære information om astronomiske fænomener, der hidtil aldrig er observeret af mennesker. [57]

Kilderne til gravitationsbølger beskrevet ovenfor er i den lave frekvens ende af gravitationsbølgespektret (10-7 til 105 Hz). En astrofysisk kilde ved den højfrekvente ende af gravitationsbølgespektret (over 105 Hz og sandsynligvis 10 10 Hz) genererer [ afklaring er nødvendig ] relikvie gravitationsbølger, der teoretiseres til at være svage aftryk af Big Bang som den kosmiske mikrobølgebaggrund. [61] Ved disse høje frekvenser er det potentielt muligt, at kilderne kan være "menneskeskabte" [11], dvs. gravitationelle bølger, der genereres og detekteres i laboratoriet. [62] [63]

Et supermassivt sort hul, skabt ved fusionen af ​​de sorte huller i midten af ​​to fusionerende galakser, der er opdaget af Hubble-rumteleskopet, teoretiseres for at være blevet skubbet ud af fusionscentret af tyngdebølger. [64] [65]

Indirekte detektion Rediger

Selvom bølgerne fra jorden – solsystemet er små, kan astronomer pege på andre kilder, for hvilke strålingen skal være betydelig. Et vigtigt eksempel er binæret Hulse – Taylor - et par stjerner, hvoraf den ene er en pulsar. [67] Karakteristika for deres bane kan udledes af dopplerforskydning af radiosignaler, der afgives af pulsaren. Hver af stjernerne er ca. 1,4 M og størrelsen af ​​deres baner er ca. 1/75 af jorden – solens bane, blot et par gange større end diameteren på vores egen sol. Kombinationen af ​​større masser og mindre adskillelse betyder, at den energi, der afgives af Hulse-Taylor-binæren, vil være langt større end den energi, der afgives af systemet Jord – Sol - cirka 10 22 gange så meget.

Oplysningerne om kredsløbet kan bruges til at forudsige, hvor meget energi (og vinkelmoment) der vil blive udstrålet i form af tyngdekraftsbølger. Når det binære system mister energi, nærmer stjernerne sig gradvist tættere på hinanden, og kredsløbstiden aftager. Den resulterende bane for hver stjerne er en inspirerende, en spiral med faldende radius. Generel relativitet beskriver især disse baner, den energi, der udstråles i tyngdebølger, bestemmer faldhastigheden i perioden, defineret som tidsintervallet mellem på hinanden følgende periastroner (punkter med den nærmeste tilgang til de to stjerner). For Hulse – Taylor-pulsen er den forudsagte strømændring i radius ca. 3 mm pr. Bane, og ændringen i 7,75 timers periode er ca. 2 sekunder om året. Efter en foreløbig observation, der viste et orbital energitab i overensstemmelse med tyngdekraftsbølger, [22] bekræftede omhyggelige timingobservationer af Taylor og Joel Weisberg dramatisk det forventede tidsfald til inden for 10%. [68] Med den forbedrede statistik over mere end 30 års timingdata siden pulsarens opdagelse svarer den observerede ændring i kredsløbsperioden i øjeblikket til forudsigelsen fra tyngdekraftsstråling antaget af generel relativitet inden for 0,2 procent. [69] I 1993, tilskyndet delvist af denne indirekte detektion af tyngdebølger, tildelte Nobelkomiteen Nobelprisen i fysik til Hulse og Taylor for "opdagelsen af ​​en ny type pulsar, en opdagelse, der har åbnet nye muligheder for studiet af tyngdekraft. " [70] Levetiden for dette binære system, fra nu til fusion, anslås at være et par hundrede millioner år. [71]

Inspirationer er meget vigtige kilder til tyngdekraftsbølger. Hver gang to kompakte genstande (hvide dværge, neutronstjerner eller sorte huller) er i tæt omløb, sender de intense tyngdekraftsbølger ud. Når de går tættere på hinanden, bliver disse bølger mere intense. På et eller andet tidspunkt skulle de blive så intense, at direkte detektion ved deres virkning på genstande på Jorden eller i rummet er mulig. Denne direkte detektion er målet for flere store eksperimenter. [72]

Den eneste vanskelighed er, at de fleste systemer som Hulse – Taylor binær er så langt væk. Amplituden af ​​bølger fra Hulse – Taylor-binæren på Jorden ville være omtrent h ≈ 10 −26. Der er dog nogle kilder, som astrofysikere forventer at finde, der producerer meget større amplituder af h ≈ 10 −20. Mindst otte andre binære pulsarer er blevet opdaget. [73]

Vanskeligheder Rediger

Gravitationsbølger kan ikke let detekteres. Når de når Jorden, har de en lille amplitude med en belastning på ca. 10 −21, hvilket betyder, at der er behov for en ekstremt følsom detektor, og at andre støjkilder kan overvælde signalet. [74] Gravitationsbølger forventes at have frekvenser 10-16 Hz & lt f & lt 10 4 Hz. [75]

Jordbaserede detektorer Rediger

Skønt observationer fra Hulse – Taylor var meget vigtige, giver de kun indirekte bevis for tyngdekraftsbølger. En mere afgørende observation ville være en direkte måling af effekten af ​​en forbipasserende tyngdekraftsbølge, som også kunne give mere information om det system, der genererede den. Enhver sådan direkte detektion kompliceres af den ekstraordinært lille effekt, som bølgerne ville frembringe på en detektor. Amplituden for en sfærisk bølge falder af som det inverse af afstanden fra kilden (1 /R udtryk i formlerne for h over). Således dør selv bølger fra ekstreme systemer som fusionerende binære sorte huller ud til meget små amplituder, når de når jorden. Astrofysikere forventer, at nogle gravitationsbølger, der passerer jorden, kan være så store som h ≈ 10-20, men generelt ikke større. [76]

Resonansantenner Rediger

En simpel enhed teoretiseret til at detektere den forventede bølgebevægelse kaldes en Weber-stang - en stor, solid stang af metal isoleret fra udvendige vibrationer. Denne type instrument var den første type gravitationsbølgedetektor. Stammer i rummet på grund af en indfaldende tyngdekraftsbølge ophidser barens resonansfrekvens og kunne således forstærkes til detekterbare niveauer. Det kan tænkes, at en nærliggende supernova kan være stærk nok til at blive set uden resonansforstærkning. Med dette instrument hævdede Joseph Weber at have opdaget daglige signaler om tyngdekraftsbølger. Hans resultater blev imidlertid anfægtet i 1974 af fysikere Richard Garwin og David Douglass. Moderne former for Weber-linjen betjenes stadig, kryogent afkølet, med superledende kvanteinterferensindretninger til at detektere vibrationer. Weber-søjler er ikke følsomme nok til at opdage andet end ekstremt kraftige tyngdekraftsbølger. [77]

MiniGRAIL er en sfærisk gravitationsbølge-antenne ved hjælp af dette princip. Det er baseret på Leiden University, der består af en nøjagtigt bearbejdet 1.150 kg kugle, der kryogisk afkøles til 20 millikelvins. [78] Den sfæriske konfiguration giver mulighed for lige følsomhed i alle retninger og er noget eksperimentelt enklere end større lineære enheder, der kræver højt vakuum. Begivenheder detekteres ved at måle deformation af detektorsfæren. MiniGRAIL er meget følsom i området 2–4 kHz og er velegnet til at detektere tyngdekraftsbølger fra roterende neutronstjerne ustabiliteter eller små fusioner i sort hul. [79]

Der er i øjeblikket to detektorer med fokus på den højere ende af gravitationsbølgespektret (10 −7 til 10 5 Hz): den ene ved University of Birmingham, England, [80] og den anden ved INFN Genova, Italien. En tredjedel er under udvikling ved Chongqing University, Kina. Birmingham-detektoren måler ændringer i polariseringstilstanden for en mikrobølgestråle, der cirkulerer i en lukket sløjfe omkring en meter på tværs. Begge detektorer forventes at være følsomme over for periodiske rumtimestammer af h

2 × 10 −13 / √ Hz, givet som en amplitudespektral densitet. INFN Genova-detektoren er en resonansantenne bestående af to koblede sfæriske superledende harmoniske oscillatorer med et par centimeter i diameter. Oscillatorerne er designet til at have (når de er frakoblet) næsten lige resonansfrekvenser. Systemet forventes i øjeblikket at have en følsomhed over for periodiske rumtidsstammer af h

2 × 10 −17 / √ Hz, med en forventning om at nå en følsomhed på h

2 × 10 −20 / √ Hz. Chongqing University-detektoren er planlagt til at detektere relikvie højfrekvente tyngdebølger med de forudsagte typiske parametre

10 11 Hz (100 GHz) og h

Interferometre Rediger

En mere følsom klasse af detektor bruger et laser-Michelson-interferometer til at måle gravitationsbølgen-induceret bevægelse mellem adskilte 'frie' masser. [82] Dette gør det muligt at adskille masserne med store afstande (øge signalstørrelsen). En yderligere fordel er, at de er følsomme over for en lang række frekvenser (ikke kun dem, der er tæt på en resonans, som det er tilfældet for Weber-søjler). Efter mange års udvikling blev de første jordbaserede interferometre operationelle i 2015. I øjeblikket er den mest følsomme LIGO - Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory. LIGO har tre detektorer: en i Livingston, Louisiana, en på Hanford-stedet i Richland, Washington og en tredje (tidligere installeret som en anden detektor i Hanford), der er planlagt til at blive flyttet til Indien. Hvert observatorium har to lette opbevaringsarme, der er 4 kilometer lange. Disse er i 90 graders vinkler i forhold til hinanden, hvor lyset passerer gennem vakuumrør med en diameter på 1 m, der løber hele 4 kilometer. En forbipasserende tyngdekraftsbølge vil strække den ene arm let, da den forkorter den anden. Dette er netop den bevægelse, som et interferometer er mest følsomt over for.

Selv med så lange arme ændrer de stærkeste tyngdekraftsbølger kun afstanden mellem armene ender med højst ca. 10-18 m. LIGO skal være i stand til at registrere tyngdekraftsbølger så små som h

5 × 10 −22. Opgraderinger til LIGO og Jomfru bør øge følsomheden yderligere. Et andet meget følsomt interferometer, KAGRA, er under opførelse i Kamiokande-minen i Japan. Et nøglepunkt er, at en tidoblet forøgelse af følsomheden (radius af 'rækkevidde') øger volumenet af plads, der er tilgængeligt for instrumentet tusind gange. Dette øger den hastighed, hvormed detekterbare signaler kan ses fra en pr. Ti års observation til tiere pr. År. [83]

Interferometriske detektorer er begrænset ved høje frekvenser af skudstøj, som opstår, fordi laserne tilfældigt producerer fotoner, en analogi er regnvejr - nedbørshastigheden, som laserintensiteten, er målbar, men regndråberne falder som fotoner tilfældigt, forårsager udsving omkring gennemsnitsværdien. Dette fører til støj ved detektorens output, ligesom radiostatisk. Derudover ryster det tilfældige momentum, der overføres til testmasserne af laserfotoner, for tilstrækkelig høj lasereffekt spejle og maskerer signaler med lave frekvenser. Termisk støj er en anden grænse for følsomhed. Ud over disse 'stationære' (konstante) støjkilder er alle jordbaserede detektorer også begrænset ved lave frekvenser af seismisk støj og andre former for miljøvibrationer, og andre 'ikke-stationære' støjkilder brister i mekaniske strukturer, lyn eller andre store elektriske forstyrrelser osv. kan også skabe støj, der skjuler en begivenhed eller endda efterligne en begivenhed. Alle disse skal tages i betragtning og udelukkes ved analyse, før detektion kan betragtes som en ægte gravitationsbølgehændelse.

Einstein @ Home Rediger

De enkleste gravitationsbølger er dem med konstant frekvens. Bølgerne, der afgives af en spindende, ikke-aksesymmetrisk neutronstjerne, ville være omtrent monokromatiske: en ren tone i akustik. I modsætning til signaler fra supernovaer eller binære sorte huller udvikler disse signaler sig lidt i amplitude eller frekvens i den periode, det ville blive observeret af jordbaserede detektorer. Imidlertid vil der være en vis ændring i det målte signal på grund af Doppler-forskydning forårsaget af Jordens bevægelse. På trods af at signalerne er enkle, er detektion ekstremt beregningsmæssigt dyrt på grund af de lange strækninger af data, der skal analyseres.

Einstein @ Home-projektet er et distribueret databehandlingsprojekt svarende til SETI @ home beregnet til at opdage denne type tyngdekraftsbølge. Ved at tage data fra LIGO og GEO og sende dem i små stykker til tusindvis af frivillige til parallelanalyse på deres hjemmecomputere, kan Einstein @ Home sige dataene langt hurtigere, end ellers ville være muligt. [84]

Rumbaserede interferometre Rediger

Rumbaserede interferometre, såsom LISA og DECIGO, udvikles også. LISAs design kræver tre testmasser, der danner en ligesidet trekant, hvor lasere fra hvert rumfartøj til hinanden rumfartøjer danner to uafhængige interferometre. LISA er planlagt til at besætte en solbane, der følger jorden, hvor hver arm i trekanten er fem millioner kilometer. Dette sætter detektoren i et fremragende vakuum langt fra jordbaserede støjkilder, selvom den stadig vil være modtagelig for varme, skudstøj og artefakter forårsaget af kosmiske stråler og solvind.

Brug af pulsar timing arrays Rediger

Pulsarer er hurtigt roterende stjerner. En pulsar udsender stråler af radiobølger, der ligesom fyrstråler fejer gennem himlen, når pulsaren roterer. Signalet fra en pulsar kan detekteres af radioteleskoper som en række impulser med regelmæssig afstand, i det væsentlige som et ure. GW påvirker den tid, det tager pulser at rejse fra pulsaren til et teleskop på jorden. En pulsar timing array bruger millisekund pulsarer til at opsøge forstyrrelser på grund af GW'er i målinger af tidspunktet for ankomsten af ​​impulser til et teleskop, med andre ord for at se efter afvigelser i uret. For at detektere GW'er søger pulsar timing arrays efter et tydeligt mønster af korrelation og anti-korrelation mellem tidspunktet for ankomsten af ​​impulser fra flere pulsarer. [85] Selvom pulsarimpulser rejser gennem rummet i hundreder eller tusinder af år for at nå os, er pulsar-timingarrays følsomme over for forstyrrelser i deres rejsetid på meget mindre end en milliontedel af et sekund.

Den væsentligste kilde til GW'er, for hvilke pulsar-timingarrays er følsomme, er super-massive sorte hulbinarier, der dannes ved kollisionen mellem galakser. [86] Ud over individuelle binære systemer er pulsar timing arrays følsomme over for en stokastisk baggrund af GW'er fremstillet af summen af ​​GW'er fra mange galakse fusioner. Andre potentielle signalkilder inkluderer kosmiske strenge og den primære baggrund for GW'er fra kosmisk inflation.

Globalt er der tre aktive pulsar timing array-projekter. Det nordamerikanske Nanohertz-observatorium for gravitationelle bølger bruger data indsamlet af Arecibo-radioteleskopet og Green Bank-teleskopet. Den australske Parkes Pulsar Timing Array bruger data fra Parkes radioteleskop. Den europæiske Pulsar Timing Array bruger data fra de fire største teleskoper i Europa: Lovell Telescope, Westerbork Synthesis Radio Telescope, Effelsberg Telescope og Nancay Radio Telescope. Disse tre grupper samarbejder også under titlen på det internationale Pulsar Timing Array-projekt. [87]

Ur gravitationsbølge Rediger

Urgravationsbølger er tyngdebølger observeret i den kosmiske mikrobølgebaggrund. De blev angiveligt opdaget af BICEP2-instrumentet, en meddelelse den 17. marts 2014, som blev trukket tilbage den 30. januar 2015 ("signalet kan fuldstændig tilskrives støv i Mælkevejen" [66]).

LIGO og Jomfru observationer Rediger

Den 11. februar 2016 annoncerede LIGO-samarbejdet den første observation af tyngdebølger fra et signal, der blev detekteret kl. 09:50:45 GMT den 14. september 2015 [27] af to sorte huller med masser på 29 og 36 solmasser, der fusionerede ca. lysår væk. I løbet af den sidste brøkdel af et sekund af fusionen frigav den mere end 50 gange styrken for alle stjernerne i det observerbare univers tilsammen. [88] Signalet steg i frekvens fra 35 til 250 Hz over 10 cyklusser (5 baner), da det steg i styrke i en periode på 0,2 sekund. [28] Massen af ​​det nye fusionerede sorte hul var 62 solmasser. Energi svarende til tre solmasser blev udsendt som tyngdekraftsbølger. [32] Signalet blev set af begge LIGO-detektorer i Livingston og Hanford med en tidsforskel på 7 millisekunder på grund af vinklen mellem de to detektorer og kilden. Signalet kom fra den sydlige himmelske halvkugle i den grove retning (men meget længere væk end) de Magellanske skyer. [30] Gravitationsbølgerne blev observeret i regionen mere end 5 sigma [89] (med andre ord 99,99997% chancer for at vise / få det samme resultat), sandsynligheden for at finde nok til at være blevet vurderet / betragtet som bevis / bevis i et eksperiment med statistisk fysik. [90]

Siden da har LIGO og Jomfruen rapporteret om flere gravitationelle bølgeobservationer fra sammenfletning af sort hulbinarier.

Den 16. oktober 2017 meddelte LIGO og Jomfru-samarbejdet den første nogensinde påvisning af tyngdekraftsbølger, der stammer fra sammenfaldet af et binært neutronstjernesystem. Observation af GW170817 forbigående, som fandt sted den 17. august 2017, tillod at begrænse masserne af de involverede neutronstjerner mellem 0,86 og 2,26 solmasser. Yderligere analyse tillod en større begrænsning af masseværdierne til intervallet 1,17-1,60 solmasser, hvor den samlede systemmasse blev målt til 2,73-2,78 solmasser. Inkluderingen af ​​Jomfru-detektoren i observationsindsatsen tillod en forbedring af lokalisering af kilden med en faktor på 10. Dette letter igen den elektromagnetiske opfølgning af begivenheden. I modsætning til tilfældet med binære fusioner i sort hul forventedes binære neutronstjerne at give en elektromagnetisk modstykke, det vil sige et lyssignal forbundet med begivenheden. En gammastrålesprængning (GRB 170817A) blev påvist af Fermi gammastrålerumteleskop, der fandt sted 1,7 sekunder efter tyngdekraftsbølgen. Signalet, der stammer fra galaksen NGC 4993, var forbundet med fusionen af ​​neutronstjerner. Dette blev bekræftet af den elektromagnetiske opfølgning af begivenheden (AT 2017gfo), der involverede 70 teleskoper og observatorier og gav observationer over et stort område af det elektromagnetiske spektrum, som yderligere bekræftede neutronstjernens natur af de flettede objekter og den tilknyttede kilonova. [91] [92]

Ved hjælp af elektromagnetiske bølger kan vi ikke se længere tilbage end 400.000 år efter big bang. Universets oprindelige tilstand var uigennemsigtig for lys, men gennemsigtig for tyngdekraftsbølger.Faktisk er det helt gennemsigtigt. Neil Turok, direktør for Perimeter Institute for Theoretical Physics ved University of Waterloo i Canada, citeres for at sige: "Vi vil bogstaveligt talt kunne se big bang." Så bogstaveligt ved at samle tyngdebølger kan præcist det, der skete ved den oprindelige singularitet, afdækkes. Den mest bizarre og geniale forudsigelse af Einsteins teori var, at al materie, rumtid og energi stammer fra kun en begivenhed: Big Bang-singulariteten. [93]

En episode af den russiske science-fiction roman fra 1962 Rumlærling af Arkady og Boris Strugatsky viser eksperimentet, der overvåger udbredelsen af ​​tyngdebølger på bekostning af at udslette et stykke asteroide 15 Eunomia på størrelse med Mount Everest. [94]

I Stanislaw Lems roman fra 1986 Fiasko, en "tyngdekraftpistol" eller "gracer" (tyngdekraftsforstærkning ved kollimeret emission af resonans) bruges til at omforme en collar, så hovedpersonerne kan udnytte de ekstreme relativistiske effekter og foretage en interstellar rejse.

I Greg Egans roman fra 1997 Diaspora, afslører analysen af ​​et gravitationsbølgesignal fra inspirationen fra en nærliggende binær neutronstjerne, at dens kollision og fusion er nært forestående, hvilket antyder, at en stor gammastråleudbrud vil påvirke jorden.

I Liu Cixins 2006 Erindring om Jordens fortid serie, gravitationsbølger bruges som et interstellært udsendelsessignal, der tjener som et centralt plotpunkt i konflikten mellem civilisationer inden for galaksen.


Se videoen: Koordinate (Oktober 2022).