Astronomi

Er der nogen måde at adskille astronomiske og instrumentale objekter på?

Er der nogen måde at adskille astronomiske og instrumentale objekter på?


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.

Her er et billede af hcg79 taget fra APO. Jeg er bare nysgerrig, om der er nogen måde at adskille astronomiske og instrumentale træk på dette billede? Tak skal du have.


A priori er det meget vanskeligt at skelne oprindelsen fra et bestemt træk fra kun et billede.

Af den grund er det etableret arbejdsgang, især i astronomisk sammenhæng, at skabe 4 slags billeder:

  • lysrammen R. Det er det faktiske billede af det, du er interesseret i
  • den mørke ramme D. Det er en eksponering af identisk længde og under identiske forhold, men med lukket appertur. Det sørger for at vurdere sensoraflæsningen i fravær af noget synligt
  • bias-rammen B. Det er et kortvarigt billede, der gør det muligt at vurdere udlæsningsstøj
  • det flade felt F. Det er et billede af et perfekt hvidt / gråt område, der gør det muligt at vurdere de forskellige pixelers forskellige følsomhed.

Derefter kan du få det korrigerede billede C via $ C = (R-D-B) cdot frac {} {F - D - B} $

https://en.wikipedia.org/wiki/Flat-field_correction


Sådan føres en astronomisk logbog

At føre en astronomilogbog eller dagbog hjælper dig med at registrere, hvad du ser på nattehimlen og skabe en værdifuld videnskabelig registrering.

Denne konkurrence er nu lukket

Offentliggjort: 29. maj 2020 kl. 10:54

Astronomi er meget mere end at se gennem okularet på et teleskop. At føre en astronomisk logbog, dagbog eller dagbog vil forvandle dig fra en afslappet seer til en pålidelig observatør. Ved at registrere dine observationer på en systematisk måde, finder du dit syn skarpere, du kan se tilbage og se, hvordan dine observations- og tegnefærdigheder er forbedret, og du får en håndgribelig fortid at bygge videre på.

Ved at gentage observationer vil gamle venner blive afsløret i et nyt lys, hvor deres subtile aspekter langsomt kommer i forgrunden. Alt dette vil gøre astronomi meget mere givende.

Der er også et videnskabeligt aspekt ved at føre en astronomilogbog. Du kan muligvis bekræfte et sjældent observeret fænomen som en lys ildkugle eller starten på en støvstorm på Mars.

Hvis du ikke har nogen nøjagtig registrering af, hvad du har observeret, ved du måske aldrig, om du har set noget vigtigt.

Ved at registrere dine observationer på en ensartet måde finder du ud af, at hele din tilgang til astronomi skifter til en meget mere givende forfølgelse: I stedet for bare at afkrydse objekter, du har set, kan du begynde at studere dem ordentligt.

Dette giver dig mulighed for at specialisere dig og bestemme, hvilke aspekter af astronomi der interesserer dig mest. Der er stadig mange områder, hvor amatører kan yde nyttige bidrag, herunder planetarisk og variabelt stjernearbejde, forudsat at observationer registreres systematisk.

Rejsen fra absolut nybegynder til erfaren amatør er fuld af gribende personlige kosmiske opdagelser. Dine eventyr ude i universet vil blive præget af en række vigtige første gangs begivenheder - at finde et meget efterspurgt Messier-objekt eller måske se Mars iskapper for første gang.

Men hvis du skal bygge videre på disse første glimt, skal du nøjagtigt registrere, hvad du har set.

Du kan måske downloade og udskrive vores observationsformularer for at hjælpe dig med at oprette poster. Download PDF-observationsformularer til Jupiter, Mars, Saturn,Venus og solen.

Hvad skal du registrere i din astronomilogbog

Selve logbogen skal være robust, hårdt understøttet og indeholde papir af god kvalitet. Det er værd at bruge nogle penge på det, da jeg har haft bøger, der er faldet i stykker efter et par måneder under den britiske vinterhimmel!

Observationer af løvblad i ringbindere bør undgås, da det kun er et spørgsmål om tid, før de enkelte poster går tabt.

Hvad du registrerer, afhænger stort set af, hvad du observerer. Selv om der er nogle standard ting, skal du altid notere - såsom dato, klokkeslæt og detaljerne i dit teleskop - nogle er specifikke for den type objekt, du ser på.

Planeter kræver f.eks. Tegninger, der giver et vigtigt visuelt indtryk af det, du har set, sammen med detaljer såsom fase- og diskstørrelse.

Variable stjerner kræver ingen tegninger, men har brug for størrelsesestimater og detaljer om det anvendte finderkort.

Af denne grund vil du måske føre en logbog til hvert objekt. Jeg har separate bøger til alle planeter, variable stjerner, solværk og den dybe himmel.

Her er et par detaljer, der altid skal noteres, hvor det er muligt:

  • Dato Den fulde dato i formatet åååå-mm-dd.
  • Tid Tidspunktet for hver observation i UT.
  • Teleskop Størrelsen på teleskopet og dets type (Newtonian, Schmidt-Cassegrain osv.).
  • Forstørrelse De kræfter, du bruger til tegninger og observationer. Brændvidde, og om du brugte en stjernediagonal eller Barlow-linse.
  • Filtrer arbejde Inkluder Wratten-nummeret (trykt på siden af ​​filteret) for alle anvendte filtre.
  • Ser Dette er et mål for, hvor stabil atmosfæren er. Brug Antoniadi-skalaen fra IV, hvor jeg er et perfekt skarpt billede, og V er en ufokuseret klat.
  • Andre forhold Enhver sky eller tåge til stede, måneskin osv.
  • Målspecifikke detaljer For planeter skal du notere værdien af ​​den centrale meridian, fase (hvis relevant) og diskstørrelse. For dybhimmelobjekter og kometer skal du angive nordpå alle tegninger og inkludere konstellationen. Variable stjerner kræver størrelsesestimater.
  • Personlige tanker Skriv noget andet, der synes dig er interessant eller usædvanligt.

Jeg laver mine grove tegninger og observationer udenfor og laver derefter en pæn kopi i mine logbøger indendørs bagefter. Dette gør layoutet lettere med tegninger på en side og skriftlige noter til det følgende.

Lav dine tegninger på et separat stykke papir, og hold dem i din bog, da du muligvis har brug for et par forsøg på at gengive dem. Hvis du har brug for lidt hjælp, kan du læse vores guider om, hvordan man tegner Jupiter, og hvordan man tegner månen.

Dine logbøger vil være din iagttagende arv - du bør betragte dem som en af ​​amatørastronomiens væsentlige ting.

Dr Paul Abel er astronom baseret på University of Leicester og direktør for BAA's Mercury and Venus Section. Denne guide dukkede oprindeligt op i marts 2015-udgaven af ​​BBC Sky at Night Magazine.


Astronomi og astrofysik (ASTRO)

Begreber, værktøjer og teknikker og vigtig baggrund i stjernernes, galaktiske, ekstragalaktiske astronomi og kosmologi.

Grundlæggende værktøjer og resultater af moderne astrofysisk teori. Gravitation gas dynamik stråling processer strålingsoverførsel atomar struktur og overgange.

Egenskaber og udvikling af galakser inklusive deres stjernekomponenter, interstellare, sorte hul og Dark Matter-komponenter.

Forudsætning: ASTRO501, ASTRO502

Teoretiske og praktiske aspekter af moderne observationsastrofysik med flere bølgelængder, herunder detektorfysik, billeddannelsesteknikker, spektroskopiske teknikker og dataanalyseprincipper.

Forudsætning: ASTRO501, ASTRO502

Moderne astronomisk forskning - studiet af planeter, stjerner, galakser og universet - og sammenkoblingen af ​​observationsdata til astrofysisk teori støder på en bred vifte af udfordringer, der falder ind under statistikken. Kosmologi, for eksempel, adresserer rumlig klyngedannelse af galakser, ikke-lineær regression af Big Bang astrofysiske modeller, overvåget regression af galakse fotometriske rødforskydninger, flere hypotesetest til svag kildedetektion i billeder, multivariat klassificering og tidsserie analyse af milliard-objekt multi-epoke undersøgelser. Big Data, der stammer fra store astronomiske undersøgelser og Bayesiansk modellering af astrofysiske modeller, fremmer astrostatistik til større betydning end tidligere. Alligevel indeholder læseplanen for unge astronomer typisk ingen kurser i statistisk metode. Dette kursus er designet til at udfylde dette hul. Kurset forløber gennem tre faser. For det første præsenteres og diskuteres grundlæggende principper i statistisk slutning inklusive elementer af sandsynlighedsteori, estimering af punkt og interval og sandsynlighedsfordeling. Teknikkerne for mindste firkanter, maksimal sandsynlighed og Bayesian-slutning er beskrevet her og udøves senere i løbet. For det andet undersøges centrale felter af anvendt statistik, herunder ikke-parametrisk statistik og tæthedsestimering, regression (inklusive ikke-lineære modeller fra astrofysisk teori) og multivariat analyse (inklusive klynger uden opsyn og klassificeret overvågning). Specifikke statistiske metoder er knyttet til specifikke astronomiske problemer ved hvert trin. For det tredje vælger instruktøren og de studerende emner til undersøgelse, såsom tidsserie-analyse, rumlige punktprocesser, censurering og trunkering, Bayesisk beregning og videnskabelig visualisering. Almindelige karakteristika ved astronomiske data, der ikke behandles i standardstatistiske præsentationer, diskuteres detaljeret, herunder heteroscedastiske målefejl, uregelmæssigt adskilte tidsserier og ikke-lineære astrofysiske modeller. Et afgørende element i kurset er praktisk træning i implementeringen af ​​disse statistiske metoder ved hjælp af sofistikerede public-domain softwaremiljøer. Software-tutorials i klasse og tekst hjælper med at uddanne den studerende til et niveau, hvor data- og videnskabsanalyse kan fortsætte på et modent niveau.

Dette kursus giver et avanceret overblik over anvendelser af numeriske metoder og computerprogrammering til fysik og astrofysik. Numeriske beregninger giver et kraftfuldt værktøj til forståelse af fysiske fænomener, der supplerer laboratorieeksperiment og analytisk matematik. Kursets hovedmål er: at kortlægge beregningsmetoderne anvendt til modellering af fysiske og astrofysiske systemer til at anvende beregningsmetoderne til at løse virkelige verdensproblemer inden for fysik og astrofysik for at vurdere pålideligheden af ​​numeriske resultater ved hjælp af konvergensforsøg og fejlestimater og til at bruge videnskabelig visualisering som et værktøj til udvikling af computerprogrammering og til fysisk forståelse af numeriske resultater. Stærk programmering dygtighed i et af de almindelige programmeringssprog såsom C, C ++ eller Python anbefales stærkt.

Anbefalede forberedelser:Stærke programmeringsevner anbefales stærkt.

Uddannelse i softwareudvikling til udførelse af astrofysiske simuleringer og analyse af astronomiske data, herunder opmærksomhed på reproducerbarhed, parallelisering og databehandling.

LØBENDE KURSUS: ASTRO 501

Strukturen, fysikken og observations manifestationer af stjernernes atmosfærer.

Forudsætning: ASTRO501, ASTRO502

Fysik af stjernernes indre, stjernestruktur og evolutionære ændringer af stjerner fra præ-hovedsekvens til endelige tilstande.

Forudsætning: ASTRO501, ASTRO502

Teori og observation af det interstellære medium i vores galakse og processen med stjerne- og planetdannelse.

Moderne kosmologi i det tidlige univers, herunder inflation, den kosmiske mikrobølgebaggrund, nukleosyntese, mørkt stof og energi. ASTRO (PHYS) 545 Kosmologi (3) Kosmologi er den videnskabelige undersøgelse af universet som helhed: dets fysiske indhold, vigtigste fysiske processer og udvikling gennem tiden. Moderne kosmologi, der begyndte i det tidlige 20. århundrede, gennemgår en renæssance som en præcisionsvidenskab, da kraftige jord- og rombaserede teleskoper giver os mulighed for at observere dannelsen af ​​de første starter, galakser og galakse klynger ekkoet fra den inflatoriske epoke som de er imponeret over den kosmiske mikrobølgebaggrund og bevis for og ledetråde til naturen af ​​den mystiske mørke energi, der driver den accelererende ekspansion af universet. Dette kursus introducerer de studerende til de vigtigste observationer og de teoretiske rammer, gennem hvilke vi forstår den fysiske kosmologi i det tidlige univers.

Teori og observationer af røntgenstråler, gammastråler og anden højenergistråling fra galaktiske og ekstragalaktiske kilder.

Partikelastrofysik er en disciplin ved grænsefladen mellem fysik og astronomi, som har gennemgået en enorm vækst i det 21. århundrede med idriftsættelse og spændende resultater fra meget store anlæg, der registrerer de kosmiske stråler med høj energi, neutrinoer, tyngdekraftsbølger og gammastråler. Der er en hurtig og løbende udvidelse af forståelsen af ​​disse strålinger, deres fysik og deres kilder, som inkluderer supernovaer, gammastråleudbrud og aktive galaktiske kerner, og der er store nye faciliteter, der sigter mod at karakterisere partikelegenskaber af mørkt stof og dets kosmologiske effekter. Studerende får et overblik over det grundlæggende inden for partikelastrofysik og de nyeste data og dets fortolkning, idet de understreger spørgsmål, der for øjeblikket diskuteres af samfundet, med særlig opmærksomhed på større projekter, hvor Penn State-fakultet er involveret. Kurset er designet til kandidatstuderende i fysik og astronomi og astrofysik, hvilket også er passende for studerende inden for atomteknik eller relaterede discipliner.

Dette kursus tilbyder en bred udforskning af søgningen efter udenjordisk intelligens (SETI) som et underfelt af astrobiologi. Den inkluderer en undersøgelse af baggrundsastronomi og radiotekniske begreber, der er nødvendige for at læse og analysere faglitteraturen om emnet, herunder grundlæggende værker og den nyeste teknologi. Det tager et bredt overblik over SETI, herunder kommunikation SETI (dvs. radio- og optiske søgninger), artefakt SETI (søgning efter ikke-kommunikativ dokumentation for teknik) og en kritisk analyse af de antagelser og potentielle fordomme, der er forbundet med tidligere og nuværende SETI-indsats. Det inkluderer også diskussion af SETIs plads i det populære, politiske og videnskabelige landskab.

ANBEFALET FORBEREDELSE: Undergraduate grad i en astrobiologisk disciplin, såsom fysik, astronomi, biologi eller geologi (og deres underdiscipliner), herunder fortrolighed med forskningsmetoder. Fordi der antages lidt feltspecifik viden om s

Anbefalede forberedelser: Nogle opgaver kræver programmering på den studerendes programmeringssprog efter eget valg. Siden begyndelsen af ​​1990'erne er der opdaget tusinder af exoplaneter, der kredser om andre stjerner ud over vores solsystem. Disse planets egenskaber har udfordret vores forståelse af, hvordan planetariske systemer dannes og udvikles. Dette kursus vil dække teorier om exoplanets dannelse og udvikling, opdagelsen og karakteriseringen af ​​exoplaneter via exoplanetsignaler og de fysiske egenskaber af exoplaneter, herunder udsigter til beboelighed.

Avanceret undersøgelse af problemstillinger inden for planetarisk, stjernelignende, galaktisk, ekstragalaktisk og teoretisk astronomi og astrofysik. ASTRO 585 Emner i astronomi og astrofysik (3) Dette 3-kredit emne kursus vil blive tilbudt som en del af den regelmæssige rækkefølge af kandidat tilbud og kan bruges til at opfylde kravene til kandidatuddannelsen på lige fod med ASTRO 501-580 3 kreditkurser. Formålet her er at give et fleksibelt miljø til fulde kurser om emner, der ikke er omfattet af kurserne med fast læsepladsindhold og er vigtige for Penn State-fakultetet, forskningscentre og studerende.

Forudsætning: ASTRO501, ASTRO502

Kurset indeholder en række emner relateret til etik og faglig udvikling inden for astronomi og astrofysik. Kurset bygger på den obligatoriske uddannelse, de studerende modtager fra stipendium og forskningsintegritet. Indholdet er rettet mod at give de studerende & quotsurvival færdigheder & quot, der ikke findes i den typiske kursusplan. Emnerne inkluderer skrivning af forskningspapir, forslagsskrivning, postdoc-jobansøgninger, karrieremuligheder inden for forskning / uddannelse og opsøgende / observatorisk support / datavidenskab / politik, professionel netværk, effektiv formidling af forskning, finansieringslandskab i erhvervet osv.

Moderne spørgsmål inden for instrumental, observations- og teoretisk astronomi og astrofysik. ASTRO 589 Seminar i aktuel astronomisk forskning (1) Dette seminar tilbydes som en del af den regelmæssige rækkefølge af kandidatudbud og bruges også til at opfylde kravene til kandidatuddannelsen til 1-kredit seminarer. Deres formål er at behandle fokuserede emner af nuværende forskningsinteresse. Eksempler er: Fysik af gammastrålesprængninger, Design af præcisionsspektrografier, Kvasarundersøgelser, Protoplanetariske diske. Dette kursus undervises af instituttets fakultet, forskere og besøgende.

Forudsætning: ASTRO501, ASTRO502

Fortsat seminarer, der består af en række individuelle forelæsninger af fakultetet, studerende eller eksterne talere.

Kreative projekter, herunder ikke-specialeforskning, der overvåges individuelt og falder uden for formelle kurser.

Formelle kurser, der sjældent gives for i dybden at udforske et forholdsvis snævert emne, der kan være aktuelt eller af særlig interesse.


Berømte mennesker inden for rum og astronomi

Mange mennesker har bidraget til vores forståelse af rum og astronomi. Nicolaus Copernicus udviklede en heliocentrisk model af universet, der væltede århundreders græsk astronomi, og dette banede vejen for Galileo Galilei til at udvide denne model og foretage observationer, der førte til vores moderne forståelse af vores galakse, ifølge Kent State University.

I den moderne æra var Yuri Gagarin den første person, der kom ind i rummet, og i 1969 blev Neil Armstrong og Buzz Aldrin de første mennesker til at gå på månen, alt sammen en del af "rumløb" i 1950'erne og 1960'erne ifølge Phys.org. Disse mennesker blev, ligesom tidlige astronomer, støttet af store forskergrupper og supportmedarbejdere, der, selvom de var mindre berømte, ikke var mindre medvirkende til vores udforskning af rummet.


Polarimetri

Måling af polarisering giver et kraftfuldt diagnostisk værktøj til undersøgelse af stjerner, interstellar materie og ekstragalaktiske objekter. Det giver information om den geometriske struktur af astronomiske kilder i udvikling, som ikke kan opnås på nogen anden måde. Polarimetri tilføjer en anden dimension til de traditionelle teknikker til spektroskopi og billeddannelse. Vi beskriver nogle af disse unikke træk ved polarisationsmålinger, hvorfor målinger i ultraviolet såvel som det visuelle er påkrævet, og hvorfor WUPPE blev designet til at være banebrydende for disse eventyr.

Traditionel astronomi, studiet af det termiske univers, er kendetegnet ved steady state-konfigurationer i hydrostatisk og lokal termodynamisk ligevægt. Moderne observationer har imidlertid afsløret et dynamisk univers, der udvikler sig ofte ledsaget af voldelige begivenheder. Dette termiske univers er i det væsentlige upolariseret, det dynamiske univers er polariseret.

Lyset fra astronomiske kilder polariseres som et resultat af en afvigelse fra sfærisk symmetri (dvs. hvis en retning tildeles ved rotation, et magnetfelt eller en binær bane). Kilden kan være iboende polariseret som i tilfælde af strålemission i stærke magnetfelter, synkrotronemission eller plasmasvingninger, eller strålingen kan polariseres ved spredning fra skyer, jetfly, skiver eller klatter. Polarisationsegenskaberne kan også ændres af det mellemliggende interstellare medium. Således giver målinger af polarisationen enestående information om karakteren af ​​astronomiske kilder.

Der er adskillige eksempler på den store værdi af at bestemme polarisationen såvel som intensiteten og tidsafhængigheden af ​​den observerede stråling. For eksempel i ekstragalaktisk astronomi skyldes opdagelsen og afgrænsningen af ​​den vigtige BL Lac-objektklasse stort set polarimetriske målinger, og forholdet mellem forskellige klasser af aktive galaktiske kerner bliver klarere på grund af de geometriske modeller baseret på polarisationsdata. I stjerneastronomi har geometri og dynamik i stjernevinde, -diske og -stråler afsløret ved polarimetri givet enestående indsigt i massetabsprocesser og dermed stjernernes udvikling og berigelse af det interstellære medium. Polarisationsmålinger af spektroskopiske binærfunktioner tillader bestemmelse af orbitalhældningen og dermed masserne, mens opdagelsen af ​​magnetiske hvide dværge og andre stjernemagnetiske felter er fundet fra polarimetriske observationer. I undersøgelsen af ​​det interstellare medium har polariseringskort vist den detaljerede struktur i små skalaer af galaktiske magnetfelter og har givet vigtige begrænsninger for sammensætningen og strukturen af ​​interstellære korn. Polarisering giver de yderligere oplysninger, der er nødvendige for at bestemme albedo af støvkorn, en parameter, der er afgørende for diskussionen om stjernedannelse.

På trods af den åbenlyse værdi af fuldt ud at karakterisere den stråling, der modtages fra himmelskilder, er anvendelsen af ​​polarimetriske data stadig sjælden. Der er flere grunde til dette. Polarimetri er vanskeligere, da polarisationssignaturen ofte er mindre end 1%, signal-støj-forholdet skal være 10 gange eller mere end det, der kræves til spektroskopi. Dette betyder igen, at eksponeringstiderne skal være 100 til 1000 gange så lange. Det betyder også, at den instrumentale polarisering og den instrumentelle stabilitet skal være mindst i området 0,1 - 0,05%. et andet problem er, at den polarimetriske baggrund i det synlige på grund af lysforurening, stjernetegn, integreret stjernebaggrund og interstellær polarisering i høj grad komplicerer observationer og analyser. Endelig ledsages polarisering ofte af variabilitet, et fælles træk ved ikke-termiske tilstande, og der kræves synoptiske observationer for fuldt ud at udnytte den diagnostiske karakter af polarisering. Af disse grunde er databasen relativt sparsom, og indtil observationer af WUPPE under Astro-1-missionen var ultraviolet spektropolarimetri ikke-eksisterende.

Der er to vigtigste videnskabelige drivere til udførelse af spektropolymetriske observationer i ultraviolet. Den første er, at for mange kilder observeret fra jorden fortsatte polarisationen med at øge i forhold til den ultraviolette atmosfæriske grænse. Fortsætter det med at stige? Konkurrerende teorier giver forskellige forudsigelser med hensyn til opførslen i vakuumet UV, og polarisering kan være den afgørende ønske. En anden grund til at observere i ultraviolet er, at de polariserede baggrundseffekter, der begrænser visuelt lys polarimetri, alle falder markant i UV.


Er der nogen måde at adskille astronomiske og instrumentale objekter på? - Astronomi

Når instrumentale signaturer er fjernet fra rådataene (billedet) i den indledende reduktionsproces (se Data manipulation). Du er naturligvis ivrig efter at begynde at besvare de videnskabelige spørgsmål, der motiverede dataindsamlingen i første omgang. Imidlertid er det rå datasæt / billede bare en række værdier / pixels, det er alt! Disse rå værdier kan ikke direkte bruges til at besvare dine videnskabelige spørgsmål: for eksempel & ldquo hvor mange galakser er der i billedet? & Rdquo, & ldquo Hvad er deres lysstyrke? & Rdquo og osv.

Det første trin på højt niveau, din analyse vil derfor være at klassificere eller mærke datasætelementerne (pixels) i to klasser: 1) Støj, hvor tilfældige effekter er den største bidragyder til værdien, og 2) Signal, hvor ikke- tilfældige faktorer (for eksempel lys fra en fjern galakse) er til stede. Denne klassificering af elementerne i et datasæt er formelt kendt som opdagelse.

I et observations / eksperimentelt datasæt begraves signalet altid i støj: kun mock / simulerede datasæt er fri for støj. Derfor bestemmer detektion, eller processen med at adskille signal fra støj, antallet af objekter, du studerer, og nøjagtigheden af ​​en højere måling, du foretager på dem. Detektion er således det vigtigste trin i enhver analyse og er ikke trivielt. Især de mest videnskabeligt interessante astronomiske mål er svage, kan have et stort udvalg af morfologier sammen med en stor fordeling i lysstyrke og størrelse. Derfor, når støj er signifikant, er korrekt detektion af dine mål et entydigt afgørende skridt i din endelige videnskabelige analyse / resultat.

NoiseChisel er Gnuastro & rsquos-program til påvisning af mål, der ikke har en skarp kant (næsten alle astronomiske objekter). Når målene har skarpe kanter / kanter (for eksempel celler i biologisk billeddannelse), er en simpel tærskel nok til at adskille dem fra støj og hinanden (hvis de ikke rører ved hinanden). For at opdage sådanne skarpe mål kan du bruge Gnuastro & rsquos Arithmetic-programmet i en kommando som nedenfor (forudsat at tærsklen er 100, se Arithmetic):

Da næsten intet astronomisk mål har så skarpe kanter, har vi brug for en mere avanceret detektionsmetode. NoiseChisel bruger et nyt støjbaseret paradigme til påvisning af meget udvidede og diffuse mål, der druknes dybt i havet af støj. Det blev oprindeligt introduceret i Akhlaghi og Ichikawa [2015] og forbedringer efter de første fire blev offentliggjort i Akhlaghi [2019]. Tag dig tid til at gennemgå disse papirer for mest effektivt at forstå behovet for NoiseChisel og hvordan det bedst kan bruges.

Navnet på NoiseChisel er afledt af det første, det gør efter tærskelværdien for datasættet: at erodere det. I matematisk morfologi kan erosion på pixels afbildes som udskæringsgrænsepixel. Derfor ligner hvad NoiseChisel gør, hvad en træmejsel eller stenmejsel gør. Det er bare ikke en hardware, men en software. Faktisk vil det at se på det som en mejsel og dit datasæt som en solid terning af sten i høj grad hjælpe med at forstå det og bruge det optimalt: Med NoiseChisel skærer du bogstaveligt talt dine mål ud af støj. Prøv at køre det med indstillingen --checkdetection, og åbn den midlertidige output som en terning med flere udvidelser for at se hvert trin i udskæringsprocessen på dit inputdatasæt (se Visning af FITS-billeder med multiextension).

NoiseChisel & rsquos primære output er et binært detektionskort med samme størrelse som input, men dets pixels har kun to værdier: 0 (baggrund) og 1 (forgrund). Pixels, der ikke & rsquot indeholder ethvert detekteret signal (støj), får en etiket (eller værdi) på nul, og dem med en værdi på 1 er blevet identificeret som værtssignal.

Segmentering er processen med at klassificere signalet i konstruktioner på højere niveau. For eksempel, hvis du har to separate galakser i et billede, vil NoiseChisel give en værdi på 1 til begge pixels pixels (hver danner et & ldquoisland & rdquo med berørende forgrundspixel). Efter segmentering får de tilsluttede forgrundspixel separate labels, så du kan studere dem individuelt. NoiseChisel er kun fokuseret på detektion (adskillelse af signal fra støj), til segment signalet (f.eks. i separate galakser), har Gnuastro et separat specialprogram-segment. NoiseChisel & rsquos output kan direkte / let tilføres til segmentet.

For mere information om NoiseChisel & rsquos outputformat og dets fordele (især i forbindelse med Segment og senere MakeCatalog), se Akhlaghi [2016]. Bare bemærk, at når dette papir blev offentliggjort, var Segment endnu ikke udskilt i et separat program, og NoiseChisel udførte både detektion og segmentering.

NoiseChisel & rsquos output er designet til at være generisk nok til let at blive brugt i enhver analyse på højere niveau. Hvis dine mål ikke rører efter at have kørt NoiseChisel, og du ikke er interesseret i deres understruktur, har du slet ikke brug for Segment-programmet. Du kan bede NoiseChisel om at finde de tilsluttede pixels i output med indstillingen --label. I dette tilfælde vil udgangen ikke mere være et binært billede, signalet vil have tællere / etiketter, der starter fra 1 for hver tilsluttede gruppe af pixels. Du kan derefter direkte sende NoiseChisel & rsquos output til MakeCatalog til målinger over detektionerne og produktionen af ​​et katalog (se MakeCatalog).

Takket være de ovennævnte offentliggjorte papirer er der ingen grund til at give en mere komplet introduktion til NoiseChisel i denne bog. Udgivne papirer kan dog ikke opdateres mere, men softwaren har udviklet sig / ændret. Ændringerne siden offentliggørelsen er dokumenteret i NoiseChisel-ændringer efter offentliggørelsen. I Påkald af NoiseChisel diskuteres detaljerne i kørsel af NoiseChisel og dens muligheder.

Som diskuteret ovenfor er detektion et af de vigtigste trin for dit videnskabelige resultat. Det er derfor meget vigtigt at opnå en god forståelse af NoiseChisel (og derefter Segment og MakeCatalog). Vi anbefaler kraftigt at gennemgå to vejledninger i Generel programbrugsvejledning og Opdagelse af store udvidede mål. De er designet til at vise, hvordan man mest effektivt bruger NoiseChisel til påvisning af små svage genstande og store udvidede objekter. I mellemtiden viser de også det modulære princip bag Gnuastro & rsquos-programmer, og hvordan de er bygget til at supplere og bygge videre på hinanden.

Generel programbrugsvejledning kulminerer i at bruge NoiseChisel til at opdage galakser og bruge dens output til at finde galakse farver. Definition af farver er en meget almindelig proces i de fleste videnskabelige tilfælde. Derfor anbefales det også (tålmodigt) at gennemføre denne tutorial for optimal brug af NoiseChisel sammen med alle de andre Gnuastro-programmer. Registrering af store udvidede mål viser, at du kan optimere NoiseChisel & rsquos-indstillinger til meget udvidede objekter, så de med succes kan skære ud til signal / støj-forholdsniveauer på under 1/10. Efter at have gennemgået disse selvstudier, skal du lege lidt med indstillingerne (i den rækkefølge, der er præsenteret i papiret og påkalde NoiseChisel) på et datasæt, du er bekendt med, og inspicere alle kontrolbillederne (muligheder, der starter med --check) for at se effekten hver parameter.

Nedenfor gennemgår vi i påkald af NoiseChisel NoiseChisel & rsquos input-, detektions- og outputmuligheder i NoiseChisel-input, detektionsindstillinger og NoiseChisel-output. Hvis du har brugt NoiseChisel inden for din forskning, skal du køre det med - citat for at angive de papirer, du skal citere, og hvordan du anerkender dets finansieringskilder.


Indhold

Samlet observerer amatørastronomer en række himmellegemer og fænomener. Almindelige mål for amatørastronomer inkluderer solen, månen, planeter, stjerner, kometer, meteorbyger og en række dybe himmelobjekter såsom stjerneklynger, galakser og tåger. Mange amatører kan lide at specialisere sig i at observere bestemte objekter, typer objekter eller typer af begivenheder, der interesserer dem. En gren af ​​amatørastronomi, amatørastrofotografi, involverer optagelse af billeder af nattehimlen. Astrofotografi er blevet mere populært med introduktionen af ​​meget lettere at bruge udstyr, herunder digitale kameraer, DSLR-kameraer og relativt sofistikerede specialbyggede CCD-kameraer i høj kvalitet.

De fleste amatørastronomer arbejder ved synlige bølgelængder, men et lille mindretal eksperimenterer med bølgelængder uden for det synlige spektrum. En tidlig pioner inden for radioastronomi var Grote Reber, en amatørastronom, der konstruerede det første specialbyggede radioteleskop i slutningen af ​​1930'erne for at følge op på opdagelsen af ​​radiobølgelængdeemissioner fra rummet af Karl Jansky. Ikke-visuel amatørastronomi inkluderer brugen af ​​infrarøde filtre på konventionelle teleskoper og også brugen af ​​radioteleskoper. Some amateur astronomers use home-made radio telescopes, while others use radio telescopes that were originally built for astronomical research but have since been made available for use by amateurs. The One-Mile Telescope is one such example.

Amateur astronomers use a range of instruments to study the sky, depending on a combination of their interests and resources. Methods include simply looking at the night sky with the naked eye, using binoculars, and using a variety of optical telescopes of varying power and quality, as well as additional sophisticated equipment, such as cameras, to study light from the sky in both the visual and non-visual parts of the spectrum. Commercial telescopes are available, new and used, but it is also common for amateur astronomers to build (or commission the building of) their own custom telescopes. Some people even focus on amateur telescope making as their primary interest within the hobby of amateur astronomy.

Although specialized and experienced amateur astronomers tend to acquire more specialized and more powerful equipment over time, relatively simple equipment is often preferred for certain tasks. Binoculars, for instance, although generally of lower power than the majority of telescopes, also tend to provide a wider field of view, which is preferable for looking at some objects in the night sky.

Amateur astronomers also use star charts that, depending on experience and intentions, may range from simple planispheres through to detailed charts of very specific areas of the night sky. A range of astronomy software is available and used by amateur astronomers, including software that generates maps of the sky, software to assist with astrophotography, observation scheduling software, and software to perform various calculations pertaining to astronomical phenomena.

Amateur astronomers often like to keep records of their observations, which usually takes the form of an observing log. Observing logs typically record details about which objects were observed and when, as well as describing the details that were seen. Sketching is sometimes used within logs, and photographic records of observations have also been used in recent times. The information gathered is used to help studies and interactions between amateur astronomers in yearly gatherings. Although not professional information or credible, it is a way for the hobby lovers to share their new sightings and experiences.

The popularity of imaging among amateurs has led to large numbers of web sites being written by individuals about their images and equipment. Much of the social interaction of amateur astronomy occurs on mailing lists or discussion groups. Discussion group servers host numerous astronomy lists. A great deal of the commerce of amateur astronomy, the buying and selling of equipment, occurs online. Many amateurs use online tools to plan their nightly observing sessions, using tools such as the Clear Sky Chart.

While a number of interesting celestial objects are readily identified by the naked eye, sometimes with the aid of a star chart, many others are so faint or inconspicuous that technical means are necessary to locate them. Although many methods are used in amateur astronomy, most are variations of a few specific techniques. [ ifølge hvem? ]

Star hopping Edit

Star hopping is a method often used by amateur astronomers with low-tech equipment such as binoculars or a manually driven telescope. It involves the use of maps (or memory) to locate known landmark stars, and "hopping" between them, often with the aid of a finderscope. Because of its simplicity, star hopping is a very common method for finding objects that are close to naked-eye stars.

More advanced methods of locating objects in the sky include telescope mounts with setting circles, which assist with pointing telescopes to positions in the sky that are known to contain objects of interest, and GOTO telescopes, which are fully automated telescopes that are capable of locating objects on demand (having first been calibrated).

Mobile apps Edit

The advent of mobile applications for use in smartphones has led to the creation of many dedicated apps. [12] [13] These apps allow any user to easily locate celestial objects of interest by simply pointing the smartphone device in that direction in the sky. These apps make use of the inbuilt hardware in the phone, such as GPS location and gyroscope. Useful information about the pointed object like celestial coordinates, the name of the object, its constellation, etc. are provided for a quick reference. Some paid versions give more information. These apps are gradually getting into regular use during observing, for the alignment process of telescopes. [14]

Setting circles Edit

Setting circles are angular measurement scales that can be placed on the two main rotation axes of some telescopes. [ nødvendig henvisning ] Since the widespread adoption of digital setting circles, any classical engraved setting circle is now specifically identified as an "analog setting circle" (ASC). By knowing the coordinates of an object (usually given in equatorial coordinates), the telescope user can use the setting circle to align (i.e., point) the telescope in the appropriate direction before looking through its eyepiece. A computerized setting circle is called a "digital setting circle" (DSC). Although digital setting circles can be used to display a telescope's RA and Dec coordinates, they are not simply a digital read-out of what can be seen on the telescope's analog setting circles. As with go-to telescopes, digital setting circle computers (commercial names include Argo Navis, Sky Commander, and NGC Max) contain databases of tens of thousands of celestial objects and projections of planet positions.

To find a celestial object in a telescope equipped with a DSC computer, one does not need to look up the specific RA and Dec coordinates in a book or other resource, and then adjust the telescope to those numerical readings. Rather, the object is chosen from the electronic database, which causes distance values and arrow markers to appear in the display that indicate the distance and direction to move the telescope. The telescope is moved until the two angular distance values reach zero, indicating that the telescope is properly aligned. When both the RA and Dec axes are thus "zeroed out", the object should be in the eyepiece. Many DSCs, like go-to systems, can also work in conjunction with laptop sky programs. [ nødvendig henvisning ]

Computerized systems provide the further advantage of computing coordinate precession. Traditional printed sources are subtitled by the epoch year, which refers to the positions of celestial objects at a given time to the nearest year (e.g., J2005, J2007). Most such printed sources have been updated for intervals of only about every fifty years (e.g., J1900, J1950, J2000). Computerized sources, on the other hand, are able to calculate the right ascension and declination of the "epoch of date" to the exact instant of observation. [15]

GoTo telescopes Edit

GOTO telescopes have become more popular since the 1980s as technology has improved and prices have been reduced. With these computer-driven telescopes, the user typically enters the name of the item of interest and the mechanics of the telescope point the telescope towards that item automatically. They have several notable advantages for amateur astronomers intent on research. For example, GOTO telescopes tend to be faster for locating items of interest than star hopping, allowing more time for studying of the object. GOTO also allows manufacturers to add equatorial tracking to mechanically simpler alt-azimuth telescope mounts, allowing them to produce an overall less expensive product. GOTO telescopes usually have to be calibrated using alignment stars in order to provide accurate tracking and positioning. However, several telescope manufacturers have recently developed telescope systems that are calibrated with the use of built-in GPS, decreasing the time it takes to set up a telescope at the start of an observing session.

Remote-controlled telescopes Edit

With the development of fast Internet in the last part of the 20th century along with advances in computer controlled telescope mounts and CCD cameras "Remote Telescope" astronomy is now a viable means for amateur astronomers not aligned with major telescope facilities to partake in research and deep sky imaging. This enables anyone to control a telescope a great distance away in a dark location. The observer can image through the telescope using CCD cameras. The digital data collected by the telescope is then transmitted and displayed to the user by means of the Internet. An example of a digital remote telescope operation for public use via the Internet is the Bareket observatory, and there are telescope farms in New Mexico, [16] Australia and Atacama in Chile. [17]

Imaging techniques Edit

Amateur astronomers engage in many imaging techniques including film, DSLR, LRGB, and CCD astrophotography. Because CCD imagers are linear, image processing may be used to subtract away the effects of light pollution, which has increased the popularity of astrophotography in urban areas. Narrowband filters may also be used to minimize light pollution.


Mere information:

Guiding with near infrared (NIR)

The ONAG® uses a dichroic beam splitter (BS). The near infrared (NIR) light goes through the BS and can be used by your guider.

NIR guiding reduces seeing effects for tracking (see below for further information)

Most stars radiate a lot of energy in NIR. The starlight spectrum (power density versus wavelength) is given by the black body radiation theory. In short the spectrum of a black body, like a star, can be totally defined from its temperature (at equilibrium).

On axis guiding – how does an ONAG work?

The ONAG uses a new, innovative and unique, patent pending technology from Innovations Foresight. Our ONAG has a special dichroic beam splitter (DBS) which is also known as “cold” mirror inside of it. This is basically an inferential filter.
The ONAG’s DBS reflects the visible light from the telescope to the imaging camera and passes the near infrared (NIR) light, which is usually useless for imaging purposes anyway, to the guiding camera for auto-guiding.

How much guiding error is too much?

Guiding errors are inevitable, however they can be reduced to a minimum with the correct guiding hardware and strategy.

Although our ONAG® goes a long way for achieving very low guiding error, most people do not recognize how paramount is to correctly set-up and use an auto guiding software, you can find further information and useful tips on this matter in the ONAG®’s user manual.

One fundamental question one should ask, and eventually answer, for astro-photography is how much guiding error is too much?

How much focusing error is too much?

Focusing errors are inevitable, however they can be reduced to a minimum with the correct focus strategy.

One fundamental question one should ask, and eventually answer, for astrophotography is how much focusing error is too much?

From the answer to this question depends grandly the quality of the images. Defocus translates to “fat” stars and larger FWHM, eventually degrading the image resolution.

ONAG® XT CCD/CMOS chip illumination

The ONAG® XT is a heavy duty very rigid and compact minimum back focus on axis guider designed for full frame (24x36mm) chips having 43mm in diagonal.
However the ONAG® XT can easily be used with chips having up to 50mm in diagonal, such as 36x36mm chip formats.

Depending of the optics there may be some vignetting involved with a 50mm diagonal. Nevertheless with most set-ups it is a very small amount, limited to the extreme corners of the image (see plots below), easily removed during flat frame callibration.

SharpLock – A True Real Time Autofocus Solution

Focusing a telescope is a fundamental task for astro-photographic imaging. Maintaining best focus is crucial but over time load transfers due to the mount motion as well as changing temperature often cause a significant change in focus.

Our patent pending SharpLock technology provides better and unique way to deal with focus changes using a true Real Time Auto Focus (RTAF) solution. SharpLock continually monitors and maintains critical focus without any interruptions in imaging operations. There is no longer any need to slew the scope for refocusing.

Wavefront Analyzer – Star Waves

The popular and traditional “star test”, looking at the Airy disk shape, is quite limited by seeing and more importantly by the type of aberration which can be revealed with such simple technique. However wavefront analysis provides a precise quantitative evaluation of the all optical system and related aberrations, even under a less than optimal seeing.

A wavefront analyzer is essential for aberration analysis and instrumental to reach the full potential of your telescope and optical train.

Our Star Waves analyzer has been designed specifically with astronomical applications in mind.
You spent money for a great telescope, let’s us get you the performance you deserve!

Introduction to astronomical seeing

Astronomical seeing refers to the blurring of astronomical objects caused by the Earth atmospheric turbulence.
Thermal convection and winds produce turbulence cells having different optical refraction indexes, leading to perturbations and distortions of the incoming light wavefronts.

The seeing conditions from a mathematical and model stand point are described by two fundamental parameters r0 and t0 in the Kolmogorov’s turbulence theory.
It is worth to mention that both t0 and r0 parameters are a function of the wavelength of the light used for imaging, we should come back to this point later. Usually r0 and t0 are given at 550nm for the visible range.


Astronomical Refraction

As the same atmosphere is doing the refracting in both cases, you can think of terrestrial refraction as the part of the astronomical refraction caused by the atmosphere between you and some object obviously, this is not the whole atmosphere, so terrestrial refraction is always less than astronomical refraction at the same altitude above the horizon. On the other hand, as distant objects are never very far from the horizon, and refraction generally is largest near the horizon, even the terrestrial refraction can be quite large. Astronomers usually have the luxury of observing objects well above the horizon, where even the refraction due to the whole atmosphere is fairly small.

There's more detail about the relation between terrestrial and astronomical refractions on another page.

Amount of refraction

Astronomical refraction

While terrestrial refraction is often imperceptible to the naked eye, it's huge compared to the errors of measurement in surveying, which are a few seconds of arc, or less. It turns out to be a more serious problem for geodesy than the astronomical refraction is for astronomy &mdash especially because the refraction near the horizon is extremely variable, while astronomical refraction is well behaved at altitudes above 10 or 15 degrees.

This good behavior of the astronomical refraction over most of the sky was proved mathematically by Barnaba Oriani in 1787, so this rule is sometimes called &ldquoOriani's Theorem&rdquo. (However, many other people had already noticed that very different atmospheric models gave almost identical results within about 75° of the zenith.)

Variability near the horizon

In fact, it can be shown that the refraction near the horizon depends mostly on the local temperature gradient , which is much more important than the local temperature itself. For this reason, all the refraction phenomena near the horizon &mdash mirages, dip, terrestrial refraction, etc., as well as the astronomical refraction &mdash are very sensitive to the temperature gradient and they all vary a great deal more than does the astronomical refraction well up in the sky.

This sensitivity to temperature gradients, which vary a great deal from day to day, is the reason for the apparent &ldquocapriciousness&rdquo of green flashes (to use the term introduced by Willard J. Fisher .)

Calculation of the refraction

Given a model atmosphere, we can calculate the refraction at any apparent zenith distance (or altitude, which is the complement of the zenith distance). As the apparent (refracted) altitude happ is just the sum of the true (geometrical) altitude ht and the astronomical refraction R, the calculated table of R(happ) is easily transformed into a table of ht = happ &minus R. This function ht ( happ ) is often called the &ldquotransfer function&rdquo for astronomical refraction.

Once the transfer function is tabulated, it can be used to map the true shape of the low Sun (a small circle in the geometric sky) to the apparent shape we actually see, distorted by refraction. This is not quite as straightforward as it appears, because the calculation gives true altitude as a function of apparent. So we really have to do the mapping in reverse, and figure out what part (if any!) of the Sun appears at a given altitude in the sky. Really, it's necessary to do the calculation this way, because ht is a single-valued function of happ but, in miraging conditions, happ can be a multiple-valued function of ht. That is, the multiple images of mirages mean that the same part of the Sun appears in two or more different places in the sky.

To do the green-flash simulations, it's necessary to repeat this calculation for several different wavelengths, and then combine the distorted images of different colors in a way that resembles what is actually seen in the sky. The details of how the simulations are made are given on a separate page.

More details

For more technical information about astronomical refraction, see the page on understanding astronomical refraction.

Copyright © 2002 &ndash 2008, 2012 Andrew T. Young Back to the .
GF reading page


Astronomers Trace Spiral Structure of Milky Way With WISE

Using data from NASA’s WISE spacecraft, astronomers were able to trace the shape of our Milky Way galaxy’s spiral arms, by revealing the presence of hundreds of open clusters of very young stars shrouded in dust, called embedded clusters, which are known to reside in spiral arms. The image shows the location of the newly discovered stellar clusters along the Milky Way’s spiral arms. Image Credit: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC / Caltech)

In the fictional universe of Star Trek, the entire Milky Way galaxy is mapped in great detail and divided into four quadrants, each one with its own set of alien civilisations that are at the center of the series’ drama. In real life, this level of detailed mapping of our home galaxy still is the stuff of science fiction, with only small portions of our galactic neighborhood being having been charted in any significant detail. A new series of observations from NASA’s WISE spacecraft now comes to enhance our view of the Milky Way, allowing astronomers to trace its spiral structure by unveiling hundreds of previously unseen star clusters that were embedded deep within molecular clouds of dust and gas.

Ever since Edwin Hubble established in the early 1920’s that our 100,000 light-year-wide Milky Way was just one of the hundreds of billions of galaxies that populate the Universe, astronomers have been struggling to find more about the nature and overall structure of our expansive galactic complex. Comparative studies with ground-based telescopes of the Milky Way with other galaxies during the mid-20th century, had indicated that our own galaxy is a spiral one similar to the emblematic Pinwheel Galaxy , or M101, which is one of the most-known spiral galaxies in the local Universe. But what is the exact structure of the Milky Way? Since our Solar System is located within the galactic disk we can’t obtain an overview photo of our galaxy from above similar to those of other galaxies that have been taken with the Hubble Space Telescope and other space observatories. Nevertheless, our position inside the galactic plane gives us the opportunity to study the stellar population as well as the great amounts of interstellar gas and dust of the Milky Way to an extent that isn’t possible for even the nearest galaxies to our own. In this way, astronomers can gather valuable clues for deciphering our galaxy’s overall structure and morphology.

An image collage of the Milky Way galaxy, as seen in various wavelengths across the entire electromagnetic spectrum. Image Credit: NASA Goddard Space Flight Center

The advent of space-based infrared astronomy coupled with a long series of comprehensive all-sky surveys with ground-based radio telescopes that have taken place during the last half century, have provided great views into the plane of the Milky Way by allowing astronomers to penetrate the dust and gas of the interstellar medium which hinders observations in the visible part of the electromagnetic spectrum. The Two Micron All-Sky Survey , or 2MASS, which was a ground-based all-sky infrared survey that was conducted between 1997 and 2001 yielded many important discoveries, including the detection of hundreds of brown dwarfs and low mass stars within the Milky Way as well as the discovery of previously unseen open star clusters which are formed inside giant molecular clouds. The latter are mainly composed of very young and massive O and B-type blue and white stars with ages that are not greater than a few dozen million years, thus representing a brief evolutionary step in the lives of stars. Since the bulk of the galaxy’s stellar population is thought to form inside such open groups, the detailed study of the latter is fundamental in understanding stellar and galactic evolution in general as well as the overall structure of the galaxy itself. NASA’s Spitzer Space Telescope has also been instrumental in this research effort. In 2005, the orbiting observatory made history by providing the first concrete evidence that the Milky Way isn’t just a simple spiral galaxy but a barred-spiral one instead , featuring a massive 27,000 light-year-wide bar that extends from its center. Subsequently, Spitzer caused much stir within the scientific community in 2008, when it returned tantalising evidence which had indicated at the time that the Milky Way might only have two major spiral arms instead of four as was previously thought to be the case. Then in 2013, the four-spiral arm picture of the Milky Way returned on the spotlight again, when the results of the all-sky survey in radio wavelengths revealed that our galaxy indeed had four spiral arms after all , each with a different stellar composition of old and read and blue and young stars respectively.

In their efforts to bring a greater consensus within the scientific community regarding the Milky Way’s true structure, a research team of astronomers from Brazil led by Denilso Camargo, an astronomer at the Federal University of Rio Grande do Sul in Brazil, conducted a comprehensive analysis of archival data that had been taken with NASA’s Wide-field Infrared Survey Explorer, or WISE. Launched in December 2009, WISE completed two high-resolution surveys of the entire sky at infrared wavelengths, before its hydrogen coolant eventually ran out in February 2011, allowing astronomers to discover hundreds of thousands of new previously unseen celestial objects within our home galaxy and beyond and peer deep into the massive molecular clouds of the Milky Way where star formation is actively taking place.

A colour composite mosaic image of the Trapezium cluster, which is located at the central regions of the famous Orion Nebula. Such open star clusters have been of great importance to astronomers, in their efforts to decipher the true structure of the Milky Way. Image Credit: ESO/M.McCaughrean et al. (AIP)

A sub-category of open star clusters is that of Embedded Clusters, which can be seen as the precursors of the former – very young stellar aggregations in the earliest stages of their evolution that are still heavily immersed in the massive interstellar gas clouds from which they were formed. Since embedded clusters have very short lifespans, in the order of a few million light years, they are excellent tracers of the Milky Way’s spiral structure inside which most of open star clusters lie. “It is widely accepted that spiral arms are the preferred sites of star formation and, as most stars form within embedded clusters, the arms are sites of cluster formation,” write the researchers in their study which was published in the May 20 online edition of the Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. “Star formation may occur after the collapse and fragmentation of giant molecular clouds that occur within spiral arms transforming dense gas clumps into embedded clusters. Based on the absence of massive carbon monoxide-bright molecular clouds in the inter-arm space, [previous studies] argue that molecular clouds must form in spiral arms and be short-lived (less than 10 million light-years). Then, the spiral arms may be traced by young star clusters, especially embedded clusters that have not had enough time to move far from their birth places.” Operating under this assumption, Camargo team searched the WISE archives extensively, and was able to discover a total of 437 new embedded and open star clusters within the galactic plane, which allowed the researchers to put more constrains on the expected structure of the Milky Way.

Analysis of the WISE images as well as those taken with the 2MASS survey, revealed that in accordance with the results of previous similar studies, open clusters aren’t distributed randomly in interstellar space but follow a distinct spiral pattern instead that extends outwards dozens of thousands of light-years away from the center of the Milky Way across the galactic plane. The results of the recent study by Camargo’s team, which focused on seven of the newly discovered embedded clusters out of the total 437, showed that the latter were distributed along three of the Milky Way’s spiral arms, predominantly the Sagitarius-Carina, Perseus, and the Outer arm. “Most embedded clusters in the present sample are distributed in the second and third quadrants along the Perseus arm,” write the researchers in their study. “In this region, the Perseus arm is located at galactocentric distances in the range of 9 kiloparsec [approximately 29,000 light-years] in the second quadrant to 10.5 kiloparsecs in the third quadrant for a distance of the Sun to the Galactic Centre of 7.2 kpc [approximately 23,000 light-years], or in the range of 9.8–11.3 kpc for a distance of the Sun from the galactic center of 8 kpc…The Sagittarius–Carina spiral arm in the region traced by our embedded cluster sample is at a galactocentric distance of approximately 6.4 kpc [20,000 light-years]…In [previous studies] by Camargo et al. (2013), based on the distribution of embedded clusters we confirmed that the Outer arm extends along the second and third Galactic quadrants with galactocentric distances in the range of 12.5–14.5 kpc [40,000-48,000 light-years] for a distance of the Sun from the galactic center of 7.2 kpc…There is a large discrepancy between the stellar Outer arm and the gaseous Outer arm with a distance larger than 20 kpc [65,000 light-years], but it appears to be a common feature for large spiral galaxies.”

An image taken with the WISE spacecraft, showing the newly discovered stellar cluster aggregate in the Milky Way’s Perseus arm. Image Credit: D. Camargo et al (2015)/Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 450, Issue 4.

These new results by Camargo’s team come to complement a previous study by the same researchers, which recently unveiled the presence of two young open star clusters which were quite surprisingly found to lie approximately 16,000 light-years below the plain of the Milky Way, offering tantalising hints about our galaxy’s tumultuous history which possibly included great tidal interactions between the latter and its neighboring satellite galaxies, like the Large and Small Magellanic Clouds. “Our work shows that the space around the Galaxy is a lot less empty that we thought,” commented Camargo regarding the two newly found clusters far beyond the galactic disk. “The new clusters of stars are truly exotic. In a few million years, any inhabitants of planets around these stars will have a grand view of the outside of the Milky Way, something no human being will probably ever experience.”

As is always the case in astronomy and astrophysics, the study of a certain class of celestial objects, can provide great insights to other members of the cosmic zoo as well. “The Milky Way is our galactic home and studying its structure gives us a unique opportunity to understand how a very typical spiral galaxy works in terms of where stars are born and why,” says Dr. Melvin Hoare, a professor of astrophysics at the University of Leeds in the UK.

The detailed charting of the Milky Way galaxy as portrayed in the fictional universe of Star Trek may be the stuff of science fiction, but astronomers’ mapping efforts of our home galaxy in real life, nevertheless constitute a fine example of a science fiction concept that is slowly being turned into reality.

Want to keep up-to-date with all things space? Be sure to “Like” AmericaSpace on Facebook and follow us on Twitter: @AmericaSpace