Astronomi

Er der en enkelt, mest fremtrædende heliumlinie?

Er der en enkelt, mest fremtrædende heliumlinie?


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.

Der er en fremtrædende spektral linje ved ~ 1420 MHz forårsaget af brint. Fra hvad jeg kan fortælle, er dette den mest bemærkelsesværdige elektromagnetiske emission fra brint i radioastronomi.

Er der en ækvivalent helium linje - en enkelt, fremtrædende radioemission af helium i rummet?

(Og er der også ækvivalenter for andre elementer?)


Jeg er ikke klar over, at der er en enkelt Helium-linje, der er lige så fremtrædende eller nyttig som 21 cm-linjen er for brint.

Linjen på 21 cm skyldes en hyperfin overgang i 1s grundtilstand for brint. Det er bemærkelsesværdigt på grund af dets styrke og også dets anvendelighed til kortlægning af neutralt brint i universet, hvilket er umuligt i det optiske, da det absorberes af neutralt brint. Det var faktisk den første sådanne spektrale linje, der blev observeret i radiodelen af ​​spektret, og er så grundlæggende, at Pioneer- og Voyager-proberne brugte længden af ​​overgangen som en tids- og afstandsenhed på de plaketter, de bærer, så potentielle udenjordiske kunne afkode beskederne.

Der er mange flere spektrale linjer i radioen fra tungere elementer, og et helt felt dedikeret til at observere og forstå dem: radiofrekvensspektroskopi.

Især for Helium kan hyperfine linjer også observeres; den hyperfine overgang af $ ^ 3 $ He-isotopen har en bølgelængde ~ 4 mm. Den samme isotop udsender også en rekombinationslinie, hvor en elektron rekombinerer med en ion og falder til lavere energiniveauer og udsender en foton i processen. Bølgelængderne af sådanne rekombinationslinjer for brintlignende atomer (enkeltvis ioniseret i tilfælde af Helium, så det har en enkelt elektron) kan estimeres ved hjælp af Rydberg-formlen:

$$ nu = R_ {m} c left [ frac {1} {n ^ 2} - frac {1} {(n + Delta n) ^ 2} right] $$

hvor $ R_m $ er den reducerede masse Rydberg-konstant, $ n $ er den endelige tilstand, og $ Delta n $ er tilstandsændringen.

Det er lidt mere kompliceret at estimere styrken af ​​sådanne linjer, men der er detaljer her.


Helium

L. Giancarli,. W. Dietz, i Fusion Technology 1996, 1997

4.3.2 ITM-tilbehør

HCPB-ITM kræver tre hovedtilskudssløjfer: (i) He-kølemiddelsystemet dannet af to separate og uafhængige højtryks-He-loops (ii) heliumrensningssystemet til kontinuerlig rensning af kølemiddelhelium og (iii) tritiumekstraktion system.

Størrelsen på komponenterne i de tilhørende sløjfer er blevet vurderet. Tritiumudvindingssystemet kan placeres på den ene side af transportkorridoren i brønden ved siden af ​​testmodulporten. Heliumkølemidlet og heliumrensningssystemerne placeres i tritiumbygningen placeret 20 m over HCPB-ITM, hvilket er fordelagtigt til at fremme den naturlige konvektion af kølemidlet i tilfælde af en LOFA for begge heliumkølesløjfer.


Hjemmearbejde - Er dette pattedyrsembryo blastocyst, gastrula eller eneste fase imellem dem?

Billedet viser dannelsen af ​​tidlig blastocyst og sen blastocyst.
Det midterste embryo har embryoblast.
Min professor siger, at blastocyst generelt har embryoblast og trophoblast.

Embryoblast er den indre cellemasse, men sagen har intet af det.
Det sidste embryo ser ikke ud til at have indre cellemasse længere.

Er det sidste embryo på billedet mere blastocyst?

Den givne ting synes at være "den enkeltlagede blastocyst, der vil give anledning til gastrula", Wikipedia Gastrulation. Den givne fase synes at vare meget kort tid. Det skal sandsynligvis kaldes fase mellem blastocyst og gastrula, så det ikke er blastocyst og ikke gastrula.

Hvad er det rigtige navn for den givne ting hos pattedyr?


Stjernestruktur og evolution

VI.A Yderligere udvikling af 1 M⊙ Stjerner

Overgangsfasen til den røde kæmperegion, hvor stjernen udvikler sig til højre i H-R-diagrammet, finder sted på en tidsskala, der er kort sammenlignet med hovedsekvensens levetid, men lang nok til at stjerner, der gennemgår overgangen skal kunne observeres i gamle klynger. Efterhånden som den konvektive konvolut uddybes, ændrer det evolutionære spor retning i H-R-diagrammet, og lysstyrken øges betydeligt, mens Teff falder kun langsomt. Den indvendige kant af konvektionszonen bevæger sig indad til et punkt lige uden for den brintbrændende skal inde i skallen er den tætte, udbrændte kerne, der hovedsageligt består af He og øges i masse med tiden. Temperaturerne i skallen stiger til det punkt, hvor CNO-cyklussen overtager som den vigtigste energikilde. Den ydre konvektive kuvert bliver dybt nok, så den når lag, hvor C er blevet omdannet til N ved reaktioner (10) - (12), som forløber ved en temperatur, der er lidt mindre end den, der kræves for at hele cyklussen kan komme i drift. Ændringen af ​​forholdet C til N på overfladen af ​​stjernen, som forventes på grund af konvektiv blanding, er i nogle tilfælde blevet verificeret ved observationer af overflod i røde kæmpestjerner. Oxygenoverfladens overflod påvirkes ikke. Denne proces er kendt som første udmudring . Når solen udvikler sig til høj lysstyrke på den røde kæmpe gren, gennemgår den en massetabspisode, som afhængigt af den usikre massetabshastighed kan resultere i tab af de ydre 25% af massen.

Heliumforbrænding i kernen begynder endelig, når dens masse er omkring 0,45 M. På dette tidspunkt, L ≈ 2 × 10 3 L, Tc = 108 K, og ρc = 8 × 10 5 g cm −3. I midten er elektrongassen ret degenereret, således at det samlede gastryk afhænger stærkt af densitet, men ikke af temperatur. Heliumforbrændingsreaktionshastigheden er meget følsom over for T når reaktionen starter, opvarmes den lokale region noget, og reaktionshastigheden stiger, hvilket resulterer i yderligere opvarmning. Under normale omstændigheder steg den T ville resultere i øget tryk, hvilket fik regionen til at ekspandere til det punkt, hvor energiproduktionshastigheden svarede til den hastighed, hvormed energien kunne transporteres væk. Under degenererede forhold reagerer trykket imidlertid ikke, kun meget lille ekspansion opstår, og regionen opvarmes simpelthen, hvilket resulterer i en løbende vækst i energiproduktionen. Denne termiske ustabilitet er kendt som helium flash, hvorunder lysstyrken kan øges til 10 11 L i en kort periode på flashstedet. Denne enorme lysstyrke absorberes primært i den gradvise udvidelse af kernen, hvis densitet falder med en faktor 40, og lysstyrken på overfladen øges ikke. Tværtimod resulterer udvidelsen af ​​de indre regioner i et fald i temperaturen ved brintskalekilden, en reduktion i energiproduktionen, en reduktion af overfladens lysstyrke og en sammentrækning af de ydre lag for at kompensere. Temperaturen i kernen stiger til det punkt, hvor den ikke længere er degenereret, køling kan forekomme, og den nukleare reaktionshastighed igen reguleres. Relativt lidt Han er faktisk brændt under flashen, og stjernen sætter sig ned nær den røde kæmpe gren, men med en reduceret L = 40 L (se fig. 10). Energiproduktion kommer fra både kerneheliumforbrænding og shell-brintforbrænding. Selvom en konvektionszone udvikler sig i regionen med heliumblitz, forbinder den sig ikke med den ydre konvektionszone, og derfor blandes produkterne fra heliumforbrænding ikke udad til stjernens overflade på dette tidspunkt.

Helium brænder i kernen og omdanner det til C og O. Når heliumet er opbrugt i kernen, begynder denne region at trække sig sammen, indtil heliumforbrænding er etableret i en skalregion. Den brintforbrændende skal er stadig aktiv, stjernen har nu en dobbelt skalkilde, der omgiver kernen, og den konvektive hylster strækker sig stadig indad til et punkt lige uden for den brintforbrændende skal. Stjernen genoptager sin opadgående stigning i lysstyrke langs den asymptotiske kæmpe gren (AGB se fig. 10). Skalkilderne bliver tyndere, varmere og tættere på hinanden. Kernen bliver degenereret, og stigningen i dens temperatur stopper, fordi den energi, der frigøres ved sammentrækning, skal gå i at løfte elektronerne i højere og højere energitilstande og på grund af neutrinotab. Stjernens struktur er opdelt i tre regioner: (1) degenereret C/O kerne, der vokser i masse til ca. 0,6 M, i ρc til over 10 6 g cm −3 og opretholder en radius på ca. 10 9 cm (2) de brint- og heliumforbrændende skaller, som er adskilt af et meget tyndt lag af He og som kun indeholder en lille brøkdel af det samlede masse og (3) den udvidede konvektive kuvert, som i det væsentlige stadig har sin oprindelige overflod af H og He og en gennemsnitlig densitet på kun ca. 10 −7 g cm −3, udvides til en maksimal størrelse på ca. 200 R (se fig. 11). Den heliumbrændende skal er udsat for en termisk ustabilitet, hvorunder energiproduktionen øges lokalt til topværdier på 106 L. Disse begivenheder, kendt som heliumskaller blinker, gentages med en periode på ca. 10 5 år og resulterer i ændringer i overfladens lysstyrke af faktorer på 5-10.

FIGUR 11. Den ydre radius (Reff) af en model for solens udvikling, som en funktion af tiden, startende ved nul-alder-hovedsekvensen (hel linje). Den stiplede linje henviser til præ-hovedsekvensfasen. Den nuværende sol er angivet med en åben cirkel. Stiplede linjer angiver de indre planets kredsløb. Disse baner bevæger sig udad på tidspunkter, hvor solen gennemgår hurtigt massetab. I slutningen af ​​simuleringen er solens masse reduceret til 0,54 M. Svingningerne i den højre del af diagrammet er forårsaget af heliumskaleblink. [Tilpasset med tilladelse fra Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I. og Kraemer, K. E. (1993). Astrofyser. J. 418, 457. © The American Astronomical Society.]

Efterhånden som stjernen øges i lysstyrke, op til et maksimum på ca. 5000 Ludvikler den igen en stadig stærkere stjernevind, som et resultat af, at den gennemgår yderligere massetab. Selvom mekanismen bag denne endelige masseudstødning ikke forstås fuldstændigt, er det sandsynligt, at stjernen først bliver pulserende ustabil. Faktisk er mange af stjernerne i denne del af H-R-diagrammet variabelt i lys med perioder på ca. et år. Efterhånden som lysstyrken øges, øges svingningens amplitude og vokser til sidst til det punkt, hvor en lille mængde masse ved den ydre kant bringes for at undslippe hastighed. Dannelsen af ​​korn i de ydre, meget kølige lag af disse pulserende stjerner kan bidrage til massetabet, som strålingstrykket på dem kan resultere i en stjernevind. Under alle omstændigheder skubbes praktisk talt hele den brintrige kuvert ud, hvilket efterlader kernen, skalkilderne og et tyndt lag brintrig materiale ovenpå. Stjernen går nu ind i den planetariske tågefase.

Systemet består nu af en kompakt centralstjerne og en ekspanderende diffus kuvert, kendt som planetarisk tåge. Stjernen udvikler sig til venstre i H – R-diagrammet med en næsten konstant lysstyrke på ca. 5000 L, med Teff stigende fra den røde kæmpe værdi på ca. 4000 til over 10 5 K. En gang Teff overstiger 30.000 K, resulterer ultraviolet stråling i fluorescens i tågen, hvilket får den til at gløde i optisk lys (fig. 12). Evolutionstiden fra den røde kæmpe region til maksimum Teff er ca. 10 5 år, i hvilket tidsrum radius falder fra sin maksimale værdi til ca. 0,1 R (Fig. 11). Kerneenergikilden fra en eller begge skaller er stadig aktiv. Den brintrige ydre kuvert falder i masse, når brændstoffet forbrændes, og til sidst, når kuvertmassen falder til ∼10 -4 M, det er ikke længere varmt nok til at brænde. De ydre lag trækker sig sammen, indtil radius nærmer sig en begrænsende værdi, på hvilket tidspunkt kun en meget lille mængde yderligere tyngdekontraktion er mulig, fordi praktisk talt hele stjernen er stærkt elektrongenereret, og det høje elektrontryk understøtter det mod tyngdekraften. I det væsentlige er den eneste energikilde, der er tilbage, fra køling af det varme indre. Fra dette punkt udvikler stjernen sig nedad og til højre i H-R-diagrammet og kommer snart ind i den hvide dværgregion. Således er den endelige tilstand af udviklingen af ​​1 M er en hvid dværg på ca. 0,6 M.

FIGUR 12. Den kæmpe planetariske tåge NGC 7293 (Shane 120-in. Reflektor). (Lick Observatory fotografi.)


Er der en enkelt, mest fremtrædende heliumlinie? - Astronomi

Spektrometeret (eller spektrografen) er en enhed, der bruges til at observere eller ved hjælp af et kamera eller andet udstyr til at optage spektra spektroskopi er brugen af ​​et spektrometer til at udføre kemisk analyse af den strålingsenergi, der er involveret i interaktionerne ved kilden til den energi . Nogle gange kan udstyr optimeres til specifikke applikationer, for eksempel blev spektrohelioskopet udtænkt til at undersøge solens spektrum. Shelyak Instruments er godt hjemme i universiteter og på statslige forskningslaboratorier. Imidlertid,

Shelyak har ikke kun udviklet overkommelige præcisionsinstrumenter, men ved at sprede viden
de populariserer en niche inden for videnskabelig astronomi. De har virkelig en positiv indvirkning
blandt amatør- og uddannelsessamfundene.

Der er mange fine artikler, der er let tilgængelige for dem, der søger at lære mere om spektrografer og spektroskopi, et antal af de fremragende introduktions- og instruktionsartikler føjes til vores sektion Shelyak Notes & Interessante artikler, så vi giver ikke en grundig gennemgang her. Men for dem, der søger en kort forklaring:

Hvad er det? Ordet spektrum er afledt af de latinske udtryk spøgelse, der betyder & # 8220an image or apparition & # 8221, and from specere hvilket betyder & # 8220 at observere & # 8221. Det var i det 17. århundrede, bestemt en opdagelsesalder, da udtrykket spektrum først blev anvendt inden for optik. Sir Issac Newton eksperimenterede med optiske linser og spejle, og det var han, der med par enkle prismer i 1666 først begrundede, hvordan sollys var sammensat af mange farver. Han kom til at definere spektrum som den kontinuerlige spektrum regnbue af farver, der vises, når hvidt lys passerer gennem et spredt glasprisme og bliver adskilt i dets komponent (rene) farver. I 1704 havde Sir Issac samlet nok ny viden til at offentliggøre Opticks, der omfattede en detaljeret undersøgelse af spredning og rekombination af farver med prismer blandt andre forsøgspersoner.

Til højre: demonstration af glasprisme af hvidt lys og dets spredning i komponentfarver (28.448 byte).

Spektret af synlige farver i spektret spænder fra det øvre område af ultraviolet ved ca. 370 nm, fortsætter op gennem det blå, grønne, røde og ind i det dybe røde ved ca. 700 nm, hvor det infrarøde spektrum begynder. Spektrallinjer produceres ved emission af eller ved absorption af energi i form af lys. Disse mørkere (absorption) eller lettere (emission) bølgelængdespektrallinjer har en præcis placering på spektret, der er forårsaget af elektrisk ladede atomer eller en gruppe af atomer (molekyle), der korrelerer med specifikke elementer. Så placeringen af ​​denne linje angiver elementet, det er fingeraftrykket så at sige, mens fremhævelsen af ​​denne linje er en indikator for overfloden af ​​denne ion.

Disse indikatorer for specifikke elementer blev først beskrevet i 1802 af den engelske kemiker William Hyde Wollaston (1766-1828), hvis observationer førte til opdagelsen af ​​flere grundstoffer, stoffer, der er byggestenene i materien, i solen. Senere bemærkede også den tyske fysiker Joseph von Fraunhofer (1787-1826) disse linjer, han observerede dem og målte dem omhyggeligt og identificerede dermed 570 linjer, som en del af hans berømmelse til i dag stammer fra at have mærket de mest fremtrædende linjer med bogstaverne A til K kendt som Fraunhofer Lines, er disse vist på nedenstående spektrumillustration:


Ovenfor: spektrum, der spænder fra vakuum ultraviolet (180 nm), gennem synligt (& # 126370 til 700 nm) og ind i infrarødt (over 900 nm).
Dette illustrerer også flere af de bedre kendte Fraunhofer-linjer (C til K).

Farver, der kun indeholder en bølgelængde, betegnes som en ren eller spektral farve. Du kan se i spektret vist ovenfor, at spektret dog ikke indeholder alle de farver, som det menneskelige øje kan skelne mellem, dette skyldes, at umættede farver såsom lyserøde eller lilla variationer som magenta er fraværende, for eksempel vises kun, når man kombinerer flere bølgelængder . Da videnskaben fik en større forståelse af tingenes natur, er udtrykket spektre blevet brugt langt ud over det synlige og på hele det elektromagnetiske spektrum.

Hvad gør vi med det? I astronomi inkluderer stjerneklassifikation karakterisering af stjerner baseret på deres kemiske sammensætning afledt af at studere deres spektrale (eller elementære) egenskaber. Praksis er blevet udvidet til at omfatte undersøgelse og klassificering af tåger og andre himmellegemer. Spektroskopi har hjulpet med at identificere elementer på jorden såvel som i rummet. For eksempel gennemførte den engelske videnskabsmand Sir Joseph Norman Lockyer (1836-1920) i 1868 undersøgelser af solen med sit 6 - & # 188 tommer blændrefraktorteleskop, som han udstyrede med et spektroskop. Han ville have observeret noget som solspektret nedenfor:
I spektret af et område nær Solens lemmer observerede han en fremtrædende gul linje ved 587,49 nm, efter at have fjernet andre elementer som produceret den linje, kaldte han det tidligere ukendte element Helium efter græske Helios. Senere under den samlede solformørkelse den 18. august 1868 bemærkede den franske astronom Pierre Jules C & # 233sar Janssen (1824-1907) uafhængigt det samme element, der optrådte i spektret af en fremtrædende plads. Lockyer og Janssen blev krediteret som medopdagere af Helium, som senere blev isoleret på Jorden af ​​andre forskere. I øvrigt blev den originale 6 - & # 188-teleskoplinser fjernet fra det originale hjemmelavede optiske rør installeret i en forbedret rørkonstruktion i 1871, der forbliver i brug på Norman Lockyer Observatory af Lockyer Technology Center & Planetarium i det sydvestlige England.

Spektroskopi: Hvordan vi gør det

Som forklaret ovenfor analyseres elektromagnetisk stråling fra stjernen ved at opdele den med enten et prisme eller diffraktionsgitter i et spektrum, der udviser regnbue af farver, ispeget med absorptionslinjerne. Hver linje angiver en ion af et bestemt kemisk element med intensiteten af ​​den linje, der angiver overfladen af ​​denne ion. Den relative overflod af de forskellige ioner varierer med fotosfærens temperatur. Den spektrale klasse af en stjerne er en kort kode, der kan opsummere mange aspekter af den stjerne, herunder dens livsfase, ioniseringstilstanden, og dette giver et objektivt mål for fotosfærens temperatur og dens densitet.

Til højre: Shelyak LHIRES III Spectrograph anvendt til solstudier, fastgjort til et TeleVue Optics apochromat teleskop (65.921 bytes).
Til venstre er et prøvespektrograf af solen fra LHIRES III, bemærk hvor meget højere data der produceres end hvad tidlige forskere måtte arbejde med.
Klik på billedet for at se det forstørrede billede (87.254 bytes).

& # 8220Hvis det udsender, skal du & # 8230 trække dit diffraktionsgitter ud & # 8221. Martin Cohen


Emission eller absorption: det emissionsspektrum, vi observerer, er frekvensen af ​​frekvenser af elektromagnetisk stråling, der udsendes på grund af et atom eller molekyle, der skifter over fra en høj energitilstand til en lavere energitilstand. Energien i den udsendte foton er lig med energiforskellen mellem de to tilstande. Der er mange mulige elektronovergange for hvert atom, og hver overgang har en specifik energiforskel. Denne samling af forskellige overgange, der fører til forskellige udstrålede bølgelængder, udgør et emissionsspektrum. Hvert elements emissionsspektrum er unikt. Derfor kan spektroskopi bruges til at identificere elementerne med hensyn til ukendt sammensætning. På samme måde kan emissionsspektre af molekyler bruges til kemisk analyse af stoffer.

Spektroskopi kan endda udføres i privatlivets fred i dit eget hjem

Til venstre: Loftlampe med wolframglødepærer, som det ser ud med det blotte øje. Men skub et økonomisk diffraktionsgitter på linje mellem dig og kameraet, og WOW!
Hold musen over billedet for at se, hvordan spektrene afsløres ved diffraktionsgitteret, spektrene er elementernes & # 8220fingerprint & # 8221.
Billeder af Company Seven, (51.520 bytes og 106.302 bytes).

Absorptionsspektroskopi henviser til spektroskopiske teknikker, der måler absorptionen af ​​stråling som en funktion af frekvens eller bølgelængde på grund af dens interaktion med en prøve. Prøven absorberer energi, dvs. fotoner, fra det udstrålende felt. Intensiteten af ​​absorptionen varierer som en funktion af frekvensen, og denne variation er absorptionsspektret. Absorptionsspektroskopi udføres på tværs af det elektromagnetiske spektrum. Absorptionsspektroskopi anvendes som et analytisk kemi-værktøj til at bestemme tilstedeværelsen af ​​et bestemt stof i en prøve og i mange tilfælde til at kvantificere mængden af ​​det tilstedeværende stof. Infrarød og ultraviolet-synlig spektroskopi er især almindelige i analytiske applikationer. Absorptionsspektroskopi anvendes også i studier af molekylær og atomfysik, astronomisk spektroskopi og fjernmåling.

Shelyak Instruments: Præcise spektroskopiinstrumenter til videnskabelig observation og billeddannelse

Den teknologi, der blev anvendt af de banebrydende forskere, var dyr og ofte skræddersyet til bestilling af specialister med en vis forudsætning for fysik og genialt håndværk. Selv indtil de seneste år var denne type instrumenter begrænset til professionelle observatorier med et astronomisk budget! Heldigvis for dig er klar adgang til meget mere præcise og lettere at bruge instrumenter til spektroskopi, og rådgivning også kun et telefonopkald eller e-mail væk fra Company Seven. Vores Shelyak-instrumenter er lavet til at arbejde i det synlige spektrum, det lys, som kan akkumuleres af konventionelle jordbundne teleskoper. Med disse spektrografer er du i stand til at dekonstruere dette lys ved at føre det gennem et spredt element, med disse instrumenter gennem et præcisionsgitter, og ved at gøre det kan man bestemme sammensætningen af ​​kilden til dette lys.

Spektroheliografi var tidligere forbeholdt enten professionelle observatorier eller til nogle amatør astronomi "hjemmeforbedring" typer, der byggede deres eget instrument. Men med de overkommelige Lhires III og et lille videokamera eller webcam er det nu muligt at optage video af spektre under scanning af soloverfladen.

Ikke kun afslører disse instrumenter de elementer, der udgør lyskilden, men med et Shelyak-spektrografi kan der for eksempel anvendes teknikker til at måle relaterede aktiviteter såsom rotationsperioden for Jupiter eller Saturn, hvor et enkelt spektre afslører den skrå linie af Doppler-effekten.

I designet af disse instrumenter, af folk, der også er brugere af teknologien, følger teamet hos Shelyak nøgleprincipper:

    & # 8226 Enkelhed og brugervenlighed i marken.
    & # 8226 Videnskabelig: Giv dig spektre til at tjene videnskab.
    & # 8226 Teknisk kvalitet af opnåede resultater.
    & # 8226 Univeral, der arbejder med en bred vifte af standardudstyr, selv beskedne.
    & # 8226 Respons til dine behov.
    & # 8226 Instrumenter tilgængelige for alle.
    . og altid fornøjelsen ved at observere og opdage!

Stjerner sender os et lys rig på information, Shelyak Instruments lader dig afkode det. Ansøgningerne er uendelige: underholdning, uddannelsesmæssig, du kan endda deltage i at observere programmer, der bidrager til den viden, der er indsamlet af det videnskabelige samfund. Efter at have oplevet spektroskopi fra første hånd, vil du ikke se op til stjernerne med den helt naivitet, som du gjorde før!

Shelyak Instruments: andre teknologier til astronomi

Teamet hos Shelyak Instruments and Company Seven inkluderer astronomer, der er indlejret i vores samfund, og som også arbejder med professionelle astronomer og forskere. Dette har hjulpet vores teams med at få viden og perspektiver, så vi ser muligheder for nye produkter, der gør vores kunders liv lettere eller gør deres indsats mere produktiv. Shelyak tilbyder løsninger til astronomiske observatorier, der inkluderer:

    & # 8226 DomeTrackerBeyond: gør det muligt for din observatoriekuppel at spore og rotere med dit teleskop.

Udviklingen af ​​disse instrumenter har altid været drevet af de samme kerneværdier (enkelhed, ydeevne, nem at bruge i marken), så disse også letter dine regelmæssige observationer.


Ultracold Bosonic og Fermionic Gases

Alexander L. Fetter, Christopher J. Foot, i Contemporary Concepts of Condensed Matter Science, 2012

1.2 Kvantiseret cirkulation

For lav flowhastighed er væske 4 He effektivt komprimerbar med ∇ ⋅ v s = 0. Siden vs er også irrotational, det kan beskrives med et hastighedspotentiale Φ der tilfredsstiller Laplace & # x27s ligning, med v s = ∇ Φ. For en kvantevæske kan vi være mere specifikke med Φ = (ℏ ∕ M) S, hvor M er atommassen og S er fasen af ​​en makroskopisk en-krops bølgefunktion, der karakteriserer den kvantemekaniske kondenserede tilstand af superfluid 4 He ved T = 0 K. Den irrotationelle tilstand den vs antyder tilsyneladende, at superfluidet ikke ville rotere ved T = 0 K, men eksperimenter viste, at den roterende superfluid havde en parabolisk menisk uafhængig af temperaturen (som for en klassisk tyktflydende væske). I 1949 foreslog Onsager uden forklaring, at superfluidcirkulationen κ = ∮ d l ⋅ v s blev kvantiseret i enheder af h/M. Efterfølgende foreslog Feynman [2], at roterende superfluid 4 Han har en ensartet vifte af kvantiserede hvirvellinjer med enestående vorticitet κ i midten af ​​hver linje. 1 Hastighedspotentialet for en enkelt hvirvellinje er proportional med den azimutale vinkel ϕ, som sikrer, at den kvantemekaniske bølgefunktion er enkeltværdieret og gengiver Onsager & # x27s kvantiserede cirkulation. Feynman valgte også areal vortex tæthed nv for at efterligne fastlegemsrotation v sb = Ω × r, hvilket giver n v = M Ω ∕ π ℏ, hvor Ω er den eksterne vinkelhastighed.


Det store brag

Klik på animation for at spille

Hvis universet ekspanderer, skal det på et tidspunkt i fortiden have startet fra et enkelt punkt - en idé kendt som big bang. Hubbles opdagelse og den senere udvikling af big bang-teorien ændrede astronomi for evigt.

Big bang-billedet var baseret på Hubbles plot af afstande og rødforskydning af andre galakser, men teorien fremsætter også adskillige andre forudsigelser, som hver især har vist sig at være sande af astronomer siden Hubble. Blandt de vigtigste er:

1) de ældste stjerner i universet er alle lidt yngre end big bang
2) mængden af ​​brint og helium, de letteste grundstoffer i det periodiske system, stemmer overens med den mængde, der ville være produceret kort efter big bang
3) forskere har fundet et svagt felt af mikrobølgestråling, der fylder universet næsten lige i alle retninger - en svag rest af den store bangs stråling

Observation 1 er en nødvendig konsekvens af Big Bang-teorien, men man kan hævde, at det bare er en tilfældighed. Men der er ingen levedygtige alternative modeller til at redegøre for observationer 2 og 3. Gode teorier er nyttige teorier - de skaber forbindelser mellem forskellige informationssæt og hjælper med at belyse en lang række fænomener. På dette grundlag har Big Bang-billedet været en af ​​astronomiens mest succesrige teorier.


7) september 2012

Det generelle billede for en kernekollaps-supernova & # 8211 går omtrent som dette. Når kernekraftkilden i midten af ​​en stjerne er opbrugt, kollapser kernen. På mindre end et sekund dannes en neutronstjerne (eller et sort hul, hvis stjernen er ekstremt massiv). Dannelsen af ​​en neutronstjerne frigiver en enorm mængde energi i form af neutrinoer og varme, som vender implosionen. Alt undtagen den centrale neutronstjerne blæses væk ved hastigheder på over 50 millioner kilometer i timen, mens en termonuklear stødbølge løber gennem det nu ekspanderende stjerneaffald, smelter lettere elementer i tungere og producerer et strålende visuelt udbrud, der kan være så intens som lyset fra flere milliarder soler.

I dette sammensatte billede af G54.1 + 0.3 blev røntgenstråler fra Chandra overlejret på infrarøde data fra Spitzer. Røntgenstråler fra Chandra ses i blåt, og data fra Spitzer i grønt (kortere bølgelængde infrarød) og rødgult (længere bølgelængde infrarød).

Støvet i G54.1 + 0.3 flyver forbi og opsluger en nærliggende familie af stjerner. Forskere mener, at stjernerne på billedet er en del af en stjerneklynge, hvor supernovaen eksploderede. Det materiale, der skubbes ud ved eksplosionen, blæser nu forbi disse stjerner med høje hastigheder.

Den hvide kilde nær midten af ​​billedet er PSR J1930 + 1852, en tæt, hurtigt roterende (7 gange pr. Sekund) neutronstjerne eller pulsar, efterladt efter supernovaeksplosionen. Denne pulsar med en meget høj energi-gammastråleemission er en af ​​de yngste og mest energiske pulsarer i vores galakse. Det genererer en pulsarvindtåge, en vind af højenergipartikler & # 8212 set i blåt & # 8212, der udvider sig til det omgivende miljø og belyser det materiale, der skubbes ud i supernovaeksplosionen.

Den energiske strøm af stråling og partikler fra pulsaren skabte også en ring af partikler og to jetlignende strukturer (lysere blå).

Under supernova-begivenheden er pulsaren stærkt magnetiseret og skaber et enormt elektrisk felt, når det roterer. Det elektriske felt accelererer partikler nær pulsaren og producerer stråler, der sprænger væk fra polerne og som en skive af stof og antimateriale, der flyder væk fra ækvator ved høje hastigheder. Da ækvatorialstrømmen stormer ind i partiklerne og magnetfelterne i tågen, dannes der en stødbølge. Chokbølgen øger partiklerne til ekstremt høje energier, der får dem til at gløde i røntgenstråler og frembringe en lys ring. Partiklerne strømmer udad fra ringen og strålerne for at forsyne den udstrakte tåge.

Den infrarøde skal, der omgiver pulsarvinden, består af gas og støv, der kondenseres ud af snavs fra supernovaen. Når det kolde støv udvides til omgivelserne, opvarmes det og lyser op af stjernerne i klyngen, så det kan observeres i det infrarøde. Støvet tættest på stjernerne er det hotteste og ses glødende gult på billedet. Noget af støvet opvarmes også af den ekspanderende pulsarvind, da den overhaler materialet i skallen.

Det unikke miljø, hvor denne supernova eksploderede, gør det muligt for astronomer at observere det kondenserede støv fra supernovaen, der normalt er for koldt til at udsende i infrarødt. Uden tilstedeværelsen af ​​stjerneklyngen ville det ikke være muligt at observere dette støv, før det blev energiseret og opvarmet af en stødbølge fra supernovaen. Selve virkningen af ​​en sådan stødopvarmning ville imidlertid ødelægge mange af de mindre støvpartikler. I G54.1 + 0.3 observerer astronomer uberørt støv inden en sådan ødelæggelse.

Billedkredit: røntgen: NASA / CXC / SAO / T.Temim et al. Infrarød: NASA / JPL-Caltech

29. september 2012

Centaurus A i infrarød

Dette er den tredje (og sidste) dag i en serie på 3 billeder af den fantastiske galakse Centaurus A. I dag er et billede taget i infrarød. (I går et Ultra Deep Field-billede, og dagen før det et billede i røntgen, Submillimeter og Optical.data.)

Centaurus A (også betegnet NGC 5128 og Arp 153) er en stjernehudgalakse, der måler 150.000 × 120.000 lysår og har en masse på ca. 1 billion solmasser. Beliggende i den sydlige konstellation af Centaurus er den omkring 11 millioner lysår væk den nærmeste aktive galakse til Jorden og er en del af M83-gruppen af ​​galakser. Det bevæger sig væk fra os med 547 kilometer i sekundet.

Galaksen har en aktiv galaktisk kerne og en meget usædvanlig støvbane. Dens bule består hovedsageligt af udviklede røde stjerner. Den støvede skive har imidlertid været stedet for nyere stjernedannelse over 100 stjernedannelsesområder er blevet identificeret i disken.

Centaurus A er af mellemliggende type mellem elliptiske og skive (spiral) galakser: Hoveddelen har alle karakteristika som en stor elliptisk, men den udtalt støvbane er overlejret godt over midten og danner et skiveplan omkring denne galakse. Den snoede galakse er sandsynligvis resultatet af, at en mindre spiralgalakse falder ned i en meget større galakse. Denne kollision er også ansvarlig for den intense udbrud af stjernedannelse.

Galaksen er en stærk kilde til radiobølger og er en af ​​de nærmeste radiogalakser til Jorden, så dens aktive galaktiske kerne er blevet grundigt undersøgt af professionelle astronomer. Galaksen er også den femte klareste på himlen, hvilket gør den til et ideelt amatør astronomimål, selvom galaksen kun er synlig fra lave nordlige breddegrader og den sydlige halvkugle.

En jet, der ser ud til at opstå fra galaksenes centrale supermassive sorte hul & # 8212 med en million gange Solens masse, er ansvarlig for emissioner i røntgen- og radiobølgelængder. Ved at tage radioobservationer af strålen adskilt af et årti har astronomer bestemt, at de indre dele af strålen bevæger sig med omkring halvdelen af ​​lysets hastighed. Røntgenstråler produceres længere ude, når strålen kolliderer med omgivende gasser, hvilket resulterer i dannelsen af ​​meget energiske partikler. Radiostrålerne fra Centaurus A er over en million lysår lange.

Centaurus A er formet som et parallelogram i infrarøde billeder. Parallellogrammet ligger langs den aktive galakse og det centrale bånd af støv og stjerner, der er synlige i mere velkendte optiske billeder.

Astronomer mener, at den slående geometriske form repræsenterer en tilnærmet kant-på-visning af den faldende spiralgalakse & # 8217 s disk i færd med at blive snoet og vridet af interaktionen. I sidste ende skal affald fra den ulykkelige spiralgalakse give brændstof til det supermassive sorte hul, der lurer i centrum af Centaurus A.

Der er kun påvist en supernova i Centaurus A, Type Ia-supernova SN 1986G, opdaget inden for den mørke støvbane i galaksen. En type Ia-supernova er et resultat af den voldsomme eksplosion af en hvid dværgstjerne.

Kigger dybt inde i Centaurus A, Spitzer-rumteleskopet og de indtrængende infrarøde kameraer optog denne forbløffende vista i februar 2004.

Billedkredit: J. Keene (SSC / Caltech) et al., NASA / JPL-Caltech

28. september 2012

Centaurus A (et ultra dybt feltbillede)

I tre dage i træk viser jeg dig billeder af den fantastiske galakse Centaurus A. I går et billede i røntgen, Submillimeter og Optical.data. I dag et Ultra Deep Field-billede og i morgen et billede taget i infrarød.

Centaurus A (også betegnet NGC 5128 og Arp 153) er en stjernehudgalakse, der måler 150.000 × 120.000 lysår og har en masse på ca. 1 billion solmasser. Placeret i den sydlige konstellation af Centaurus er den omkring 11 millioner lysår væk den nærmeste aktive galakse til Jorden og er en del af M83-gruppen af ​​galakser. Det bevæger sig væk fra os med 547 kilometer i sekundet.

Galaksen har en aktiv galaktisk kerne og en meget usædvanlig støvbane. Dens bule består hovedsageligt af udviklede røde stjerner. Den støvede skive har imidlertid været stedet for nyere stjernedannelse over 100 stjernedannelsesområder er blevet identificeret i disken.

Centaurus A er af mellemliggende type mellem elliptiske og skive (spiral) galakser: Hoveddelen har alle karakteristika som en stor elliptisk, men den udtalt støvbane er overlejret godt over midten og danner et skiveplan omkring denne galakse. Den snoede galakse er sandsynligvis resultatet af, at en mindre spiralgalakse falder ned i en meget større galakse. Denne kollision er også ansvarlig for den intense udbrud af stjernedannelse.

Galaksen er en stærk kilde til radiobølger og er en af ​​de nærmeste radiogalakser til Jorden, så dens aktive galaktiske kerne er blevet grundigt undersøgt af professionelle astronomer. Galaksen er også den femte klareste på himlen, hvilket gør den til et ideelt amatør astronomimål, selvom galaksen kun er synlig fra lave nordlige breddegrader og den sydlige halvkugle.

En jetstråle, der ser ud til at opstå fra galaksenes centrale supermassive sorte hul & # 8212 med en million gange Solens masse, er ansvarlig for emissioner i røntgen- og radiobølgelængder. Ved at tage radioobservationer af strålen adskilt af et årti har astronomer bestemt, at de indre dele af strålen bevæger sig med omkring halvdelen af ​​lysets hastighed. Røntgenstråler produceres længere ude, når strålen kolliderer med omgivende gasser, hvilket resulterer i dannelsen af ​​meget energiske partikler. Radiostrålerne fra Centaurus A er over en million lysår lange.

Centaurus A er formet som et parallelogram i infrarøde billeder. Parallellogrammet ligger langs den aktive galakse og det centrale bånd af støv og stjerner, der er synlige i mere velkendte optiske billeder.

Astronomer mener, at den slående geometriske form repræsenterer en tilnærmet kant-på-visning af den faldende spiralgalakse & # 8217 s disk i færd med at blive snoet og vridet af interaktionen. I sidste ende skal affald fra den ulykkelige spiralgalakse give brændstof til det supermassive sorte hul, der lurer i centrum af Centaurus A.

Der er kun påvist en supernova i Centaurus A, Type Ia-supernova SN 1986G, opdaget inden for den mørke støvbane i galaksen. En type Ia-supernova er et resultat af den voldsomme eksplosion af en hvid dværgstjerne.

Dette Ultra Deep Field Image, det dybeste billede nogensinde taget af Centaurus A, er taget af den berømte astrofotograf Michael Sidonio, www.pbase.com/strongmanmike2002

27. september 2012

Centaurus A, en usædvanlig stjernehudgalakse

I tre dage i træk viser jeg dig billeder af den fantastiske galakse Centaurus A. I dag et billede i røntgen, submillimeter og optisk data. (I morgen et Ultra Deep Field-billede og dagen efter et billede taget i infrarød.)

Centaurus A (også betegnet NGC 5128 og Arp 153) er en stjernehudgalakse, der måler 150.000 × 120.000 lysår og har en masse på ca. 1 billion solmasser. Placeret i den sydlige konstellation af Centaurus er den omkring 11 millioner lysår væk den nærmeste aktive galakse til Jorden og er en del af M83-gruppen af ​​galakser. Det bevæger sig væk fra os med 547 kilometer i sekundet.

Galaksen har en aktiv galaktisk kerne og en meget usædvanlig støvbane. Dens bule består hovedsageligt af udviklede røde stjerner. Den støvede skive har imidlertid været stedet for nyere stjernedannelse over 100 stjernedannelsesområder er blevet identificeret i disken.

Centaurus A er af mellemliggende type mellem elliptiske og skive (spiral) galakser: Hoveddelen har alle karakteristika som en stor elliptisk, men den udtalt støvbane er overlejret godt over midten og danner et skiveplan omkring denne galakse. Den snoede galakse er sandsynligvis resultatet af, at en mindre spiralgalakse falder ned i en meget større galakse. Denne kollision er også ansvarlig for den intense udbrud af stjernedannelse.

Galaksen er en stærk kilde til radiobølger og er en af ​​de nærmeste radiogalakser til Jorden, så dens aktive galaktiske kerne er blevet grundigt undersøgt af professionelle astronomer. Galaksen er også den femte klareste på himlen, hvilket gør den til et ideelt amatør astronomimål, selvom galaksen kun er synlig fra lave nordlige breddegrader og den sydlige halvkugle.

En jetstråle, der ser ud til at opstå fra galaksenes centrale supermassive sorte hul & # 8212 med en million gange Solens masse, er ansvarlig for emissioner i røntgen- og radiobølgelængder. Ved at tage radioobservationer af strålen adskilt af et årti har astronomer bestemt, at de indre dele af strålen bevæger sig med omkring halvdelen af ​​lysets hastighed. Røntgenstråler produceres længere ude, når strålen kolliderer med omgivende gasser, hvilket resulterer i dannelsen af ​​meget energiske partikler. Radiostrålerne fra Centaurus A er over en million lysår lange.

Centaurus A er formet som et parallelogram i infrarøde billeder. Parallellogrammet ligger langs den aktive galakse og det centrale bånd af støv og stjerner, der er synlige i mere velkendte optiske billeder.

Astronomer mener, at den slående geometriske form repræsenterer en tilnærmet kant-på-visning af den faldende spiralgalakse & # 8217 s disk i færd med at blive snoet og vridet af interaktionen. I sidste ende skal affald fra den ulykkelige spiralgalakse give brændstof til det supermassive sorte hul, der lurer i centrum af Centaurus A.

Der er kun påvist en supernova i Centaurus A, Type Ia-supernova SN 1986G, opdaget inden for den mørke støvbane i galaksen. En type Ia-supernova er et resultat af den voldsomme eksplosion af en hvid dværgstjerne.

Billedkreditter: Røntgen: NASA / CXC / CfA / R.Kraft et al. Submillimeter: MPIfR / ESO / APEX / A.Weiss et al. Optisk: ESO / WFI

26. september 2012

NGC 17, resten af ​​en galakse fusion i Cetus

NGC 17 (også benævnt NGC 34) er en rest af en galakse-fusion, der ligger omkring 242 millioner lysår væk i stjernebilledet Cetus, hvalen. Det bevæger sig væk fra os med 5881 kilometer i sekundet.

Denne galakse har en enkelt kerne, der indeholder en blå central disk med delikat fin struktur i de ydre dele, og tidevandshaler, der indikerer en fusion af to tidligere diskgalakser med ulige masse. På nuværende tidspunkt ser disse galakser ud til at have afsluttet deres fusion.

Resten viser klare tegn på, at den nylige fusion var gasrig og ledsaget af en stjernesprængning:
den har et rigt system af unge stjerneklynger, den blå centrale disk ser ud til at være ung, har en glat struktur, og dens optiske lys er domineret af en poststarburst-befolkning på cirka 400 millioner år gammel, og centrum af NGC 17 driver en stærk udstrømning af cool , neutral gas.

NGC 17 ser ud til først at have oplevet en galakse-bred stjerneudbrud, der derefter faldt til sin nuværende centrale og tilslørede tilstand. Den stærke luftformige udstrømning kom sidst. Galaksen er stadig gasrig og kan opretholde sin stærke centrale stjerneudbrud og præsentere en mild central aktivitet i nogen tid fremover.

Dette billede blev taget af Hubble Space Telescope.
Billedkredit: NASA, ESA, Hubble Heritage (STScI / AURA) -ESA / Hubble Collaboration, og A. Evans (University of Virginia, Charlottesville / NRAO / Stony Brook University)

25. september 2012

Barnard & # 8217s Loop, en emissionståge i Orion

Barnard & # 8217s Loop (Sh 2-276) er en emissionståge på omkring 300 lysår på tværs, der ligger omkring 1600 lysår væk i konstellationen Orion. Det er en del af Orion Molecular Cloud Complex, som også indeholder de lyse Horsehead og Orion-tåger.

The Loop tager form af en stor bue, der omslutter en stor del af Orion-komplekset og omgiver både Orion & # 8217 s Belt og Orion & # 8217 s Sword. En gruppe varme unge stjerner i Orion-tågen menes at være ansvarlige for at lysne sløjfen. Som set fra jorden dækker Barnard & # 8217s Loop meget af Orion.

Dette billede med en kombination af hvidt lys og hydrogen-alfa-lys fremhæver farven og detaljerne i Barnard & Loop. Orion-tågen (M42) og Horsehead-tågen (Barnard 33) kan også ses.

Billedkredit: Hunter Wilson

24. september 2012

Mayall II, en kuglehobe i Andromeda

Mayall II (også betegnet G1, M31-G1, NGC-224-G1 eller Andromedas klynge) er en massiv, let elliptisk kugleformet stjerneklynge på ca. 42,5 lysår på tværs af Andromedagalaksen (M31). Det ligger omkring 130.000 lysår fra Andromedas galaktiske kerne og 2,36 millioner lysår fra Jorden i konstellationen Andromeda, men det bevæger sig mod os med 332 kilometer i sekundet.

Det er den lyseste kuglehob i den lokale gruppe (en gruppe på omkring 20 nærliggende galakser inklusive Mælkevejen). Mayal II består af mindst 300.000 meget gamle stjerner & # 8212 en million ifølge andre kilder & # 8212 med en anslået masse på ca. 10 millioner solmasser. Klyngen kan indeholde et centralt sort mellemhul hul på ca. 20.000 solmasser. Alderen på Mayal II er sandsynligvis 12 milliarder år!

Et indblik i klyngens finere detaljer giver astronomer mulighed for at se dens svagere heliumbrændende stjerner, hvis temperaturer og lysstyrke viser, at denne klynge i Andromeda og de ældste Mælkevejsklynger har omtrent samme alder. Disse klynger blev sandsynligvis dannet kort efter universets begyndelse, hvilket gav astronomer en oversigt over den tidligste æra med galaksdannelse.

På grund af den udbredte fordeling af tungere elementer, der indikerer flere stjernegenerationer og en stor stjerneskabelsesperiode, hævder mange, at Mayal II ikke er en ægte kuglehob, men at det faktisk er den galaktiske kerne, der forblev af en dværggalakse, efter at den var forbrugt af Andromeda.

Set fra jorden ligger Mayal II næsten midt i to lyse forgrundsstjerner.

Dette farvebillede er samlet fra separate billeder taget med Hubble Space Telescope i synlige og næsten infrarøde bølgelængder. Billedkredit: Michael Rich, Kenneth Mighell og James D. Neill (Columbia University), Wendy Freedman (Carnegie Observatories) og NASA

23. september 2012

Frosty Leo Nebula, en protoplanetær tåge i Leo

Frosty Leo Nebula (IRAS 09371 + 1212) er en ekspanderende bipolar protoplanetær tåge, der ligger omkring 3.000 lysår væk i stjernebilledet Leo. Tågen har fået sit nysgerrige navn, da det har vist sig at være rig på vand i form af iskorn, og fordi det er placeret i stjernebilledet Leo.

På trods af deres navn har protoplanetære tåger intet at gøre med planeter: de er skyer af støv og gas dannet af materiale, der udgydes af en aldrende centralstjerne, der ligner vores sol i masse. Denne tåge er især bemærkelsesværdig, fordi den har dannet sig langt fra det galaktiske plan, væk fra interstellære skyer, der kan blokere vores synspunkt.

Den indviklede form består af en sfærisk glorie, en tæt skive omkring den centrale stjerne, jetlignende udstrømning fra denne stjerne i de indre regioner, lapper og gigantiske sløjfer. Denne komplekse struktur antyder stærkt, at dannelsesprocesserne er komplekse, og det er blevet foreslået, at der kunne være en anden stjerne, der i øjeblikket er uset, hvilket bidrager til formningen af ​​tågen.

Protoplanetære tåger som Frosty Leo Nebula har korte levetider efter astronomiske standarder og er forløbere for den planetariske tågefase, hvor stråling fra stjernen får tåget til at lyse op. Deres sjældenhed gør at studere dem til en prioritet for astronomer, der søger bedre at forstå stjernernes udvikling.

Dette billede blev oprettet ud fra billeder taget med High Resolution Channel i Hubbles avancerede kamera til undersøgelser.
Billedkredit: ESA / Hubble & amp NASA

22. september 2012

NGC 3079, en spærret spiralgalakse i Ursa Major

NGC 3079 er en spærret spiralgalakse på omkring 70.000 lysår på tværs, der ligger 56,4 millioner lysår væk i stjernebilledet Ursa Major. Det bevæger sig væk fra os med 1116 kilometer i sekundet, muligvis sammen med en ledsager, den elleptiske galakse NGC 3073.

Disken fra NGC 3079 er sammensat af spektakulære stjerneklynger i snoede spiralarme og mørke støvbaner. Det mest fremtrædende træk ved denne galakse er dog en klumpet "boble" af varm gas, der stiger op fra en gryde af glødende stof i selve centrum. Bubbele er omkring 3000 lysår bredt og stiger over 3500 lysår over galaksens skive og er skabt af voldsomme & # 8220winds & # 8221 (højhastighedsstrømme af partikler) frigivet under en burst af stjernedannelse. De igangværende vinde fra varme stjerner blandet med små bobler af meget varm gas, der blæses af supervind fra supernovaeksplosioner.

Supervind antages at spille en nøglerolle i galaksernes udvikling ved at regulere dannelsen af ​​nye stjerner og ved at sprede tunge elementer til de ydre dele af galaksen og videre. Astronomer undervurderer muligvis massen, der er tabt i supervind, og derfor deres indflydelse i og omkring værtsgalaksen.

Gasformige filamenter øverst på boblen hvirvler rundt i en hvirvel og udvises i rummet med 6 millioner kilometer i timen. Det er interessant, at denne gas ikke når flugthastighed og regner tilbage på galaksen, hvor den kan kollidere med gasskyer, komprimere dem og danne en ny generation af stjerner. De to hvide prikker lige over boblen er sandsynligvis stjerner i galaksen.

Observationer af kernestrukturen indikerer, at disse processer stadig er aktive. Modellerne antyder, at denne udstrømning begyndte for omkring en million år siden. De forekommer omkring hver 10. million år. Til sidst vil alle de varme stjerner dø, og bobleens energikilde forsvinder.

Billedet er taget af Hubble Space Telescope.
Billedkredit: NASA, Gerald Cecil (University of North Carolina), Sylvain Veilleux (University of Maryland), Joss Bland-Hawthorn (Anglo-Australian Observatory) og Alex Filippenko (University of California i Berkeley)

21. september 2012

G292.0 + 1.8, en supernova-rest i Centaurus

G292.0 + 1.8 er en rest af en iltrig supernovaeksplosion på ca. 36 lysår på tværs med en estimeret alder på ca. 3.000 år, udløst af sammenbruddet af kernen i en massiv stjerne. Det er placeret i vores Mælkevej, omkring 20.000 lysår væk galakse i stjernebilledet Centaurus.

Pulsaren i midten (PSR J1124–5916) er en hurtigt roterende neutronstjerne, der forblev bagefter, efter at den originale, massive stjerne eksploderede. Det er omgivet af udstrømmende materiale en hurtigt ekspanderende skal af gas, der indeholder store mængder af grundstoffer såsom ilt, neon, magnesium, silicium og svovl.

Astronomer ved, at pulser dannes i supernovaeksplosioner, men de er i øjeblikket ikke i stand til at identificere, hvilke typer massive stjerner der skal dø, for at en pulsar kan blive født. Astronomer kan bruge mønsteret af elementer set i resten for at skabe en meget tættere forbindelse mellem pulsarer og de massive stjerner, hvorfra de dannes. Indlejret i denne sky af multimillion-graders gas er et nøglebevis, der forbinder neutronstjerner og supernovaer produceret af sammenbruddet af massive stjerner.

Astronomer mener, at en iltrig supernovaeksplosion udløses af sammenbruddet af kernen i en massiv stjerne til dannelse af en neutronstjerne og frigiver enorme mængder energi i processen.

G292.0 + 1.8 er en af ​​tre kendte iltrige supernovaer i vores Galaxy. Disse supernovaer er af stor interesse for astronomer, fordi de er en af ​​de primære kilder til de tunge elementer, der er nødvendige for at danne planeter og mennesker.

Selvom det betragtes som en & # 8220tekstbog & # 8221 tilfælde af en supernovarest, afslører den indviklede struktur vist i dette billede et par overraskelser.

Nær centrum af G292.0 + 1.8 er den såkaldte pulsarvindtåge, der lettest ses i røntgenstråler med høj energi. Dette er den magnetiserede boble af højenergipartikler, der omgiver pulsaren. Den smalle, jetlignende funktion, der løber fra nord til syd i billedet, er sandsynligvis parallel med pulsarens spin-akse.

Pulsaren er placeret lidt under og til venstre for centrum af G292.0 + 1.8. Antages det, at pulsaren blev født i midten af ​​resten, antages det, at rekyl fra den skæve eksplosion måske har sparket pulsaren i denne retning. Imidlertid ser kickretningen og den pulserende spinretning ikke ud til at være justeret, i modsætning til tilsyneladende spin-kick-justeringer set i nogle andre supernova-rester.

Et andet nøglefunktion ved denne rest er den lange hvide linje, der løber fra venstre mod højre over midten, kaldet ækvatorialbælte. Denne struktur menes at være skabt, når stjernen & # 8211 før den døde & # 8211 udviste materiale fra sin ækvator via vinde. Orienteringen af ​​ækvatorialbæltet antyder, at moderstjernen opretholdt den samme spinakse både før og efter at den eksploderede.

Et underligt aspekt af billedet er manglen på beviser for tynde filamenter med høj energi røntgenemission, der menes at være et vigtigt sted for kosmisk stråleacceleration i supernovarester. Disse filamenter ses i andre supernovarester som Cassiopeia A, Tycho og Kepler. En forklaring kan være, at effektiv acceleration primært forekommer i meget tidlige stadier af supernovarestenevolution, og G292.0 + 1.8 er for gammel til at vise disse effekter. Casseiopeia A, Tycho og Kepler, i alderen flere hundrede år, er meget yngre.

Dette sammensatte billede fås i farve af Chandra X-ray Observatory og i hvidt af optiske data fra Digitaliserede himmelundersøgelser.
Billedkredit: røntgen: NASA / CXC / Penn State / S.Park et al. Optisk: Pal.Obs. DSS

20. september 2012

NGC 772, en uhindret spiralgalakse i Vædderen

NGC 772 (også kaldet Arp 78) er en ikke-spærret spiralgalakse over 100 tusind lysår på tværs (omtrent samme størrelse som vores mælkeveigalakse), der ligger omkring 130 millioner lysår væk i stjernebilledet Vædderen. Det bevæger sig væk fra os med 2472 kilometer i sekundet.

Den har en lille, meget lys, diffus kerne, sandsynligvis en H II-kerne drevet af unge, massive stjerner.

Mest bemærkelsesværdigt er dog en fremtrædende langstrakt ydre spiralarm, der sandsynligvis er opstået på grund af tidevandsinteraktioner med den nærliggende dværg elliptiske galakse NGC 770 (set øverst til højre). Denne usædvanlige lange arm viser mange unge blå stjerneklynger. Men NGC 772 besidder også mange svage, tæt viklede arme, som, selvom de er velformede, er relativt glatte, hvilket kun indikerer en lille strømhastighed for stjernedannelse. De relativt glatte multiple arme på den modsatte side fra den fremtrædende arm defineres primært af spiralstøvbaner.

NGC 772 er omgivet af flere satellitgalakser. Svage strømme af materiale ser ud til at forbinde NGC 772 med disse nærliggende ledsagere. De interagerende galakser NGC 772 og NGC 770 er sammen katalogiseret som nr. 78 i Arp & # 8217 s Atlas of Peculiar Galaxies, et katalog over 338 ejendommelige galakser produceret af Halton Arp i 1966.

To supernovaer (SN 2003hl og SN 2003iq) er observeret i NGC 772, begge en Type II-supernova.

En type II supernova er resultatet af den hurtige sammenbrud og voldelige eksplosion af en massiv stjerne. En stjerne skal have mindst 8 gange og ikke mere end 40–50 gange solens masse for denne type eksplosion. Det skelnes fra andre typer supernovaer ved tilstedeværelsen af ​​brint i dets spektrum. Type II supernovaer observeres hovedsageligt i galaksers spiralarme og i H II-regioner, men ikke i elliptiske galakser.

Dette billede inkluderer adskillige svage galakser ud over NGC 772 og NGC 770.

Billedkredit: Stephen Leshin

19. september 2012

The Sun, & # 8220our star & # 8221

Solen, der ligger i Orion-armen i Mælkevejs-galaksen, er stjernen i midten af ​​solsystemet. Det er næsten perfekt sfærisk og har en diameter på ca. 1.392.684 km, cirka 109 gange Jorden. Dens masse (ca. 330.000 gange jordens) tegner sig for ca. 99,86% af den samlede masse af solsystemet. Omkring tre fjerdedele af solens masse består af brint, mens resten for det meste er helium. Resten (1,69%, som alligevel svarer til 5.628 gange jordens masse) består af tungere grundstoffer, herunder ilt, kulstof, neon og jern, blandt andre.

Solen kredser om midten af ​​Mælkevejen i en afstand på cirka 24.000-26.000 lysår fra det galaktiske centrum og fuldfører en kredsløbsknap med uret på cirka 225-250 millioner år. Den gennemsnitlige afstand for solen fra jorden er cirka 149,6 millioner kilometer (1 AU), selvom afstanden varierer, når jorden bevæger sig fra perihelion i januar til aphelion i juli. På denne gennemsnitlige afstand bevæger lys sig fra solen til jorden på cirka 8 minutter og 19 sekunder. Energien i dette sollys understøtter næsten alt liv på Jorden ved fotosyntese og driver Jordens klima og vejr.

Solen er en såkaldt Population I eller en tung elementrig stjerne. Solen blev dannet for omkring 4,57 milliarder år siden fra sammenbruddet af en del af en kæmpe molekylær sky, som sandsynligvis også fødte mange andre stjerner. En eller flere supernovaer skal have fundet sted i nærheden af ​​det sted, hvor solen dannedes. Dannelsen af ​​solen kan være udløst af stødbølger fra en eller flere nærliggende supernovaer. Dette antydes af en stor overflod af tunge elementer i solsystemet, såsom guld og uran. Disse elementer er sandsynligvis produceret af atomreaktionerne under en supernova.

Solen er også en gul dværg, fordi dens synlige stråling er mest intens i den gulgrønne del af spektret, og selvom dens farve er hvid, kan den fra jordens overflade virke gul på grund af atmosfærisk spredning af blåt lys. Dens overfladetemperatur er ca. 5778 K (5505 ° C), derimod er kernens temperatur 15,7 millioner K.

Solen er, som de fleste stjerner, en hovedsekvensstjerne, hvor kernefusionsreaktioner i sin kerne smelter brint ind i helium. Solen er omkring halvvejs igennem denne fase.Hvert sekund omdannes mere end fire millioner ton stof til energi i solens kerne, der producerer neutrinoer og solstråling. Med denne hastighed har Solen hidtil omdannet omkring 100 jordmasser af stof til energi. Solen vil tilbringe i alt cirka 10 milliarder år som en stjernesekvensstjerne.

Solen har ikke nok masse til at eksplodere som en supernova. I stedet for om 5 mia. År vil det gå ind i en rød gigantfase. Dens ydre lag udvides, når brintbrændstoffet i kernen forbruges, og kernen trækker sig sammen og varmes op. Efter den røde kæmpe fase vil intense termiske pulsationer få Solen til at kaste sine ydre lag af sig og danne en planetarisk tåge. Det eneste objekt, der forbliver, efter at de ydre lag er skubbet ud, er den ekstremt varme stjernekerne, som langsomt vil køle ned og falme som en hvid dværg i mange milliarder år. Dette stjernevolutionsscenarie er typisk for stjerner med lav til middel masse.

Solen har ikke en bestemt grænse, som stenede planeter har, og i dens ydre dele falder dens gasdensitet eksponentielt med stigende afstand fra centrum. Alt stof i solen er i form af gas og plasma på grund af dets høje temperaturer. Dette gør det muligt for solen at rotere hurtigere ved dens ækvator (ca. 25 dage), end den gør nær dens poler (ca. 35 dage). Ikke desto mindre har den en veldefineret indvendig struktur. Solens kerne har en densitet op til ca. 150 gange densiteten af ​​vand og anses for at strække sig fra centrum til ca. 20-25% af solens radius.

Når astronomerne engang betragtede det som en lille og relativt ubetydelig stjerne, antages solen nu at være lysere end omkring 85% af stjernerne i Mælkevejsgalaksen, hvoraf de fleste er røde dværge. Solens varme korona udvider sig kontinuerligt i rummet og skaber solvinden, en strøm af ladede partikler, der strækker sig til heliopausen ved ca. 100 astronomiske enheder. Boblen i det interstellare medium dannet af solvinden, heliosfæren, er den største kontinuerlige struktur i solsystemet.

Heliosfæren, der kan betragtes som den svage ydre atmosfære af solen, strækker sig udad forbi Plutos bane til heliopausen, hvor den danner en skarp chokfrontgrænse med det interstellære medium. Lagene mellem fotosfæren og heliospere (kromosfære, overgangsregion og korona) er meget varmere end solens overflade. Årsagen er ikke endeligt bevist. Koronaen er den udvidede ydre atmosfære af solen, som er meget større i volumen end selve solen. Koronaen udvider sig kontinuerligt til rummet og danner solvinden, der fylder hele solsystemet. Det koldeste lag af solen er et minimumstemperaturområde omkring 500 km over solens overflade, kaldet fotosperren, med en temperatur på omkring 4.100 K.

Solen er en magnetisk aktiv stjerne. Det understøtter et stærkt, skiftende magnetfelt, der varierer fra år til år og vender retning omkring hvert elleve år omkring solens maksimum. Solens magnetfelt, der strækker sig langt ud over selve solen, fører til mange effekter, der kollektivt kaldes solaktivitet, herunder solpletter på solens overflade, solstråler, fremtrædende egenskaber og variationer i solvind, der fører materiale gennem Solsystem. Effekter af solaktivitet på Jorden inkluderer nordlys og afbrydelse af radiokommunikation og elektrisk strøm. Solaktivitet menes at have spillet en stor rolle i dannelsen og udviklingen af ​​solsystemet. Solaktivitet ændrer strukturen på Jordens ydre atmosfære.

De mest umiddelbart synlige træk ved Solen er normalt dens solpletter, som er veldefinerede overfladearealer, der ser mørkere ud end deres omgivelser på grund af lavere temperaturer. Solpletter er områder med intens magnetisk aktivitet, hvor konvektion hæmmes af stærke magnetfelter, hvilket reducerer energitransport fra det varme indre til overfladen. Magnetfeltet forårsager stærk opvarmning i koronaen og danner aktive regioner, der er kilden til intense soludbrud og koronale masseudstødninger. De største solpletter kan være titusinder af kilometer på tværs.

Antallet af solpletter er ikke konstant, men varierer over en 11-årig cyklus kendt som solcyklussen. Ved et typisk solminimum er der få solpletter synlige, og lejlighedsvis kan slet ikke ses. De, der vises, er på høje solbreddegrader. Efterhånden som solpletcyklussen skrider frem, øges antallet af solpletter, og de bevæger sig tættere på solens ækvator. Solcyklussen har stor indflydelse på rumvejr og en betydelig indflydelse på jordens klima, da solens lysstyrke har et direkte forhold til magnetisk aktivitet. Solaktivitetsminima har tendens til at være korreleret med koldere temperaturer, og længere end gennemsnittet solcykler har tendens til at være korreleret med varmere temperaturer. En nylig teori hævder, at der er magnetiske ustabiliteter i solens kerne, der forårsager udsving med perioder på enten 41.000 eller 100.000 år. Disse kunne give en forklaring på istiden.

18. september 2012

RCW 49, en diffus tåge i Centaurus

RCW 49 (også betegnet GUM 29) er en diffus tåge på omkring 350 lysår på tværs, der ligger 13.700 lysår væk i det sydlige stjernebillede Centaurus. Det er et mørkt og støvet stjerneskole, der indeholder mere end 2.200 stjerner.

Da mange af stjernerne i RCW 49 er dybt indlejret i støvfuger, kan de ikke ses ved synlige bølgelængder. Når man ser det med Spitzers infrarøde øjne, bliver RCW 49 imidlertid gennemsigtig.

Dette billede fremhæver stjernetågen ældre stjerner (blå stjerner i midten), dens gasfilamenter (grønne) og støvede tendrils (lyserøde). Men det afslører også mere end 300 nyfødte stjerner, plettet gennem de kosmiske støvskyer, hvad der viser, at stjernedannelse finder sted i hele tågen. Astronomer er interesserede i yderligere at studere disse nyfundne prototjerner, fordi de giver et nyt kig på stjernedannelse i vores galakse.

RCW 49 er en af ​​de mest lysende og massive H II-regioner (en sky med lav densitet af delvist ioniseret gas, hvor stjernedannelse for nylig har fundet sted) i vores Mælkevejs galakse. I midten ligger Westerlund 2 kompakte stjerneklynge, som indeholder nogle af de hotteste, lyseste og mest massive stjerner, der er kendt. W2-klyngens alder estimeres til at være 23 millioner år. Den estimerede stjernemasse af klyngen er omkring 30.000 solmasser.

De infrarøde data indikerer den sandsynlige tilstedeværelse af protoplanetære diske omkring nogle af de spædbarnsstjerner blandt de svageste og fjerneste potentielle planetdannende diske, der nogensinde er observeret. Sådanne spændende resultater giver yderligere støtte til ideen om, at planetdannende diske er en naturlig del af en stjernes udvikling.

Dette billede er taget med det infrarøde array-kamera på NASAs Spitzer-rumteleskop.
Billedkredit: E. Churchwell (University of Wisconsin), NASA / JPL-Caltech

17. september 2012

NGC 1808, en spærret spiralgalakse i Columba

NGC 1808 er en spærret spiralgalakse på omkring 35.000 lysår på tværs, der ligger omkring 40 millioner lysår væk i det sydlige stjernebillede Columba. NGC 1808 gennemgår så meget stjernedannelse, at det er blevet betragtet som en stjerneudbrudsgalakse. Galaksen bevæger sig væk fra os med 995 kilometer i sekundet.

NGC 1808 er kendetegnet ved en ejendommelig og kompleks kerne, en usædvanligt skæv skive og mærkelige strømme af brintgas ud fra de centrale regioner. Galaksen & # 8217 s center er udgangspunktet for kraftig stjernedannelse.

Stjernekastet skal være mindst 50 millioner år gammelt og må ikke være ældre end 100 millioner år gammelt. Stjernedannelse har været hurtig og kontinuerlig. Uden tilstrømning af frisk molekylær gas til det centrale område kan den stjernedannende aktivitet kun opretholdes med denne hastighed i yderligere 6 til 20 millioner år.

NGC 1808 kaldes en spærret spiralgalakse på grund af de lige linjer af stjernedannelse på begge sider af den lyse kerne. Denne stjernedannelse kan have været udløst af drejningen af ​​stangen eller af materiale, der strømmer langs stangen mod det nukleare område (fodring af stjernesprængningen). Støvfilamenter skubbes ud fra kernen i den galaktiske glorie af massive stjerner, der er eksploderet som supernovaer i stjerneudbruddsområdet.

De ydre spiralarme i galaksen er skæv i forhold til de indre arme (som viser en fremtrædende mørk støvbane). Dette er bevis for, at NGC 1808 kan have haft en tidevandsinteraktion med den nærliggende galakse NGC 1792. En sådan interaktion kunne have skabt stangmorfologien og kastet gas mod kernen i NGC 1808 og antændt den ekstraordinære udbrud af stjernedannelse, der ses der.

Stjerner fødes ofte i kompakte klynger inden for stjerneudbrud, mens tæt gas og støv ofte tilslører disse stjerneudbrudsområder. I NGC 1808 er stjernedannelsesregioner i bjælken og også mange unge stjerneklynger i kernen i NGC 1808. Kernen i galaksen viser to maksimum. Enten har galaksen to kerner (fra en tidligere fusion), eller en af ​​de støvede filamenter skærer tilfældigvis kernen langs vores synsfelt.

NGC 1808 er også en fremtrædende radiokilde. Radioemissionen produceres af supernovarester, hvoraf supernova 1993af er blevet observeret.

Billedkredit: Steve Mazlin, Jack Harvey, Rick Gilbert og Daniel Verschatse (SSRO / PROMPT / CTIO)

16. september 2012

SN E0102, resterne af en eksploderet stjerne i SMC

Supernova-rest 1E 0102.2-7219 (kort sagt E0102) er de spektakulære rester af en eksploderet stjerne, der ligger omkring 190.000 lysår væk inden for den lille megallanske sky, i stjernebilledet Tucana. Den ekspanderende multimilliongrad rest er omkring 30 lysår på tværs og indeholder mere end en milliard gange iltet indeholdt i Jordens hav og atmosfære.

Dette affald fra en eksploderet stjerne blev skabt, da en stjerne, der var meget mere massiv end solen, eksploderede, en begivenhed, der ville have været synlig fra den sydlige halvkugle for jorden for over 1000 år siden.

Vi ser resten som for omkring 190.000 år siden, omkring tusind år efter eksplosionen opstod. Stjernen eksploderede udad ved hastigheder på mere end 20 millioner kilometer i timen og kolliderede med omgivende gas. Denne kollision producerede to stødbølger, den ene bevægede sig udad, og den anden sprang tilbage i det materiale, der blev skubbet ud af eksplosionen.

Gassen er opvarmet til millioner af grader Celsius af den tilbagevendende eller omvendte stødbølge. Røntgendata fra NASAs Chandra røntgenobservatorium viser, at denne gas er rig på ilt og neon. Disse elementer blev skabt af nukleare reaktioner inde i stjernen og kastet ud i rummet af supernovaen.

E0102 har en varmere iltrig ydre ring, der omgiver en køligere, tættere indre ring. De to fremtrædende filamenter af iltgas og varmt støv er & # 8220kølet & # 8221 til ca. 30.000 grader Celsius. Det meste af dette støv er placeret i den centrale region. Selvom alt det varme støv blev dannet i eksplosionen, er den anslåede støvmasse mindst 100 gange lavere end hvad der forudsiges af teoretiske modeller.

Billeder som disse taget med forskellige typer teleskoper giver astronomer et langt mere komplet billede af supernovaeksplosioner, som at måle energien i sagen, når den udvides til galaksen. Disse billeder giver også hidtil usete detaljer om oprettelse og spredning af tunge elementer, der er nødvendige for at danne planeter som Jorden.

I dette billede af E0102 er røntgenstråler med laveste energi orange, det mellemliggende område af røntgenstråler er cyan, og røntgenstråler med høj energi er blå. Et optisk billede fra Hubble-teleskopet (i rødt, grønt og blåt) viser yderligere struktur i resten og afslører også forgrundsstjerner i marken.

Billedkredit: røntgen: (NASA / CXC / MIT / D.Dewey et al. & Amp NASA / CXC / SAO / J. DePasquale) Optisk: (NASA / STScI)

15. september 2012

Hickson Compact Group 40, et ensemble af galakser i Hydra

Hickson Compact Group 40 (også kendt som Arp 321 eller VV 116) er et ensemble med syv galakser, hvoraf fem er tydeligt set & # 8212 ligger omkring 300 millioner lysår væk i stjernebilledet Hydra.

Fra top til bund er de 5 fremtrædende galakser i Hickson 40 en spiral, en elliptisk, yderligere to spiraler og en linseform. De ser tydeligt ud til at røre hinanden. Den elliptiske galakse og to af spiralgalakserne viser nogle niveauer af nuklear aktivitet.

Enkelte, isolerede galakser er ret sjældne i universet. De har tendens til at danne grupper eller klynger. Et system med to galakser kaldes en binær galakse, et system, der indeholder mere end to, men mindre end flere dusin galakser, kaldes en gruppe (som den lokale gruppe af galakser, som huser over 30 galakser inklusive vores Mælkevej, Andromeda og Magellanic Skyer). Et stort system, der indeholder mere end dette, kaldes en klynge.

Der er grupper af galakser, hvor medlemmerne er i et så lille rum, at de ser ud til at røre hinanden. Disse kaldes kompakte galaksegrupper. Hickson Compact Group 40 er en af ​​100 kompakte galakse-grupper katalogiseret af den canadiske astronom Paul Hickson.

Mange galakser, der er placeret så tæt på hinanden, er gravitationsinteraktive og smelter enten langsomt sammen for at danne 1 eller 2 gigantiske galakser eller trækker hinanden fra hinanden. Bevis for tidevandsinteraktion som et resultat af gensidig tyngdekraft tiltrækkes faktisk i alle 3 spiralgalakser i denne gruppe. Den lentikulære galakse viser også tegn på interaktion i sin kerne. Vi observerer muligvis en sådan fusion her.

Kompakte grupper giver et vindue til, hvad der almindeligvis skete i universets formative år, hvor store galakser blev skabt af mindre byggesten. Denne isolerede gruppe af galakser giver et interessant laboratorium til at undersøge virkningerne af nærhed og interaktion på galaksernes udvikling. For eksempel hvordan disse faktorer påvirker tilstedeværelsen af ​​aktive galaktiske kerner og forholdet mellem galakseinteraktion, aktivitet og morfologi.

To blåhvide prikker på billedet er stjerner i vores egen Galaxy. Små rødlige genstande er galakser, der ligger milliarder lysår væk. De ser rødere ud end medlemmerne af Hickson Compact Group 40 på grund af Doppler-effekten forårsaget af udvidelsen af ​​universet.

Billedkredit: CISCO, Subaru 8,3 m teleskop, NAOJ

14. september 2012

IRAS 10082-5647, en babystjerne i Vela

IRAS 10082-5647 er en babystjerne omgivet af en reflekterende tåge, der ligger i stjernebilledet Vela. Dens reflekterede lys giver den interstellære sky af gas og støv en perleglød.

Bare nogle få millioner år gammel er stjernen en ung, der endnu ikke er begyndt at smelte brint i sin kerne. Stjernen er i sin såkaldte præ-hovedsekvensfase, hvor den vil bruge omkring 1% af sit liv. IRAS 10082-5647 er stadig indlejret i den kuvert af gas og støv, som den blev født af.

For nu opvarmes stjernen via tyngdekollaps, når stjernemateriale falder ind i sig selv, kernen bliver tættere og opbygger et enormt tryk. Til sidst bliver stjernens kerne tæt nok til, at fusion begynder, og IRAS 10082-5647 vil gå ind i det, der kaldes hovedsekvensfasen i sit liv, hvor den vil bruge omkring 80% af sit liv på at skabe energi ved at brænde brint ind dens kerne.

Disse billeder blev taget af Advanced Camera for Surveys ombord på Hubble-teleskopet.
Billedkredit: ESA / Hubble & amp NASA

13. september 2012

NGC 1073, en spærret spiralgalakse i Cetus

NGC 1073 er ​​en spærret spiralgalakse på omkring 80.000 lysår på tværs, der ligger omkring 55 millioner lysår væk i stjernebilledet Cetus (Havmonsteret). Det bevæger sig væk fra os med 1208 kilometer i sekundet. Vores egen Mælkevejsgalakse er en lignende spærret spiral, og undersøgelsen af ​​galakser som NGC 1073 hjælper astronomer med at lære mere om vores himmelske hjem.

NGC 1073 har en fremtrædende lang, lys bjælke med stjerner på tværs af midten og en lys aktiv kerne, der sandsynligvis huser et supermassivt sort hul. Også synlig på dette billede er mørke filamentære støvbaner, unge klynger af lyseblå stjerner og røde emissionståger af glødende brintgas.

Der er spiralgalakser med og uden en central bjælke. Centrale søjler, lavet af tætte linjer af stjerner i galakser og # 8217-centre, menes at danne sig, da tyngdekraften forårsager tæthedsbølger, der skubber gas indad og leverer materiale til nye stjerner. Denne tilstrømning af gas kan også fodre de sultne gigantiske sorte huller i centrum af de fleste sådanne galakser.

Søjlerne kan dannes, når galakser bliver ældre, dels fordi meget fjerne galakser, der stammer fra universets tidlige dage, ikke har dem. Faktisk indeholder omkring en femtedel af spiralgalakserne fra det tidlige univers barer, mens mere end to tredjedele af de spiraler, der ses i dag, har dem. Tilføjelse til denne idé er det faktum, at søjler oftere findes i galakser fulde af ældre, rødere stjerner og sjældnere i galakser med blåere, yngre stjerner.

Dette billede afslører også en underlig, ru ringlignende struktur omkring galaksen, der er resultatet af den nylige stjernedannelse. En lys røntgenkilde kendt som IXO 5 er placeret inde i ringen og er sandsynligvis et binært system, der indeholder en stjerne og et sort hul låst i kredsløb omkring hinanden.

NGC 1073 er ​​også kendt på grund af dens synsfelt mod tre strålende kvasarer (hvoraf to er synlige nederst til højre), som er utroligt lyse lyskilder, der kommer fra milliarder lysår væk. Denne lysstyrke skyldes, at stof opvarmes og falder i supermassive sorte huller i hjertet af galakser. Chancetilpasningen gennem NGC 1073 får dem til at se ud som om de er en del af galaksen, mens de faktisk er nogle af de fjerneste objekter, der kan observeres i universet.

Øverst på billedet er der flere objekter med en rødlig nuance, som hver især er en fjern galakse, der lurer langt ud over NGC 1073.

Dette billede blev taget af Hubble Space Telescope.
Billedkredit: NASA / ESA

12. september 2012

The Running Chicken Nebula, en emissionsnebula i Centaurus

IC 2944/2948 (også kendt som den løbende kyllingetåge og Lambda Centauri-tågen) er en emissionståge og hjemsted for den nye åbne stjerneklynge Collinder 249, født fra skyen for 7,9 millioner år siden. Det er 70 & # 8211 77 lysår på tværs og ligger omkring 5.800 & # 8211 6.500 lysår væk i stjernebilledet Centaurus og ser ud til at omgive den lyse stjerne Lambda Centauri. Men faktisk er Lambda Centauri meget tættere på Jorden end den kørende kyllingtåge og har slet ikke noget at gøre med tågen. Det mærkelige kaldenavn kommer fra den fuglelignende form af dens lyseste region.

Inden for denne tåge er varme nyfødte stjerner, der dannes af skyer af brintgas, der skinner stærkt med ultraviolet lys. De hotteste medlemmer af klyngen producerer tilstrækkelig ultraviolet stråling og stærk vind til at både ionisere og udgrave skyen og gøre tågen rød, typisk for stjernedannende regioner.

Bortset fra den glødende gas er et andet tegn på stjernedannelse i den løbende kylling serien af ​​uigennemsigtige sorte klumper, der er silhuet mod den røde baggrund i en del af dette billede.Disse er såkaldte Bok-kugler, som normalt er aktive stjernedannelsesområder. De ser mørke ud, når de absorberer lyset fra den lysende baggrund. Observationer af disse mørke Bok-kugler ved hjælp af infrarøde teleskoper, der er i stand til at se gennem støvet, der normalt blokerer synligt lys, har faktisk afsløret, at der dannes stjerner inden for mange af dem.

Den mest fremtrædende samling af Bok-kugler på dette billede er kendt som Thackerays kugler efter den sydafrikanske astronom, der opdagede dem i 1950'erne. Disse er synlige blandt en gruppe lyse stjerner i øverste højre del af billedet.

Hvis stjernerne, der er kokos i Thackerays Globules, stadig gestikulerer, er stjernerne i klyngen Collinder 249 deres ældre søskende. Stadig unge i stjernernes termer, kun få millioner år gamle, skinner disse stjerner skarpt, og deres ultraviolette stråling giver meget af den energi, der lyser op til tågen. Disse glødende tåger er relativt korte i astronomiske termer (typisk et par millioner år), hvilket betyder, at den løbende kyllingnebula til sidst vil forsvinde, da den mister både sin gas og sin forsyning med ultraviolet stråling.

Dette billede blev taget med Wide Field Imager på 2,2-meter-teleskopet MPG / ESO.
Billedkredit: ESO

11. september 2012

Neptun, den ottende og længste planet fra solen

Neptun, opkaldt efter den romerske gud for havet, er den ottende og fjerneste planet fra solen i vores solsystem. Den gennemsnitlige afstand mellem Neptun og Solen er 4,50 mia. Km (ca. 30,1 gange afstanden Jorden – Solen), og den afslutter i gennemsnit en kredsløb hvert 164,79 år. Fra Jorden gennemgår Neptun tilsyneladende retrograd bevægelse hver 367 dage. Neptun er den fjerde største planet efter diameter og den tredje største efter masse. Neptun udstråler ca. 2,61 gange så meget energi, som den modtager fra solen (Uranus udstråler kun 1,1 gange så meget).

Neptun er en mellemlegeme mellem Jorden og de større gaskæmper: den er 17 gange Jordens masse, men kun 1/19 af Jupiters. Planetens overfladegravitation overgås kun af Jupiter. Neptuns ækvatoriale radius på 24764 km er næsten fire gange jordens. Neptun og Uranus betragtes ofte som en underklasse af gaskæmpe kaldet & # 8220ice giganter & # 8221 på grund af deres højere koncentrationer af & # 8220ices & # 8221 såsom vand, ammoniak og metan i forhold til Jupiter og Saturn.

Det indre af Neptun består primært af is og sten. Kernen i Neptun består af jern, nikkel og silikater med en masse på ca. 1,2 gange jordens. Trykket i midten er 7 Mbar, millioner af gange mere end det på Jordens overflade, og temperaturen kan være 5.400 K.

Kappen når temperaturer på 2.000 K til 5.000 K og er rig på vand, ammoniak og metan. Som det er sædvanligt i planetarisk videnskab, betegnes denne blanding som isnende, selvom det er en varm, meget tæt væske. Denne væske kaldes undertiden et vand-ammoniakhav.

Dens atmosfære består primært af brint og helium sammen med “is” og spor af kulbrinter og muligvis nitrogen. Den udgør ca. 5% til 10% af dens masse og strækker sig måske 10% til 20% af vejen mod kernen. Stigende koncentrationer af methan, ammoniak og vand findes i de nedre områder af atmosfæren.

I høje højder er Neptuns atmosfære 80% brint og 19% helium. En spormængde af metan er også til stede. Absorption af rødt lys med den atmosfæriske metan er en del af det, der giver Neptun sin blå nuance.

Af grunde, der forbliver uklare, har planetens termosfære en anomalt høj temperatur på omkring 750 K. Planeten er for langt fra solen til, at denne varme kan genereres af ultraviolet stråling. Termosfæren indeholder spor af kuldioxid og vand, som muligvis er blevet deponeret fra eksterne kilder såsom meteoritter og støv.

Neptuns magnetfelt er stærkt vippet i forhold til sin rotationsakse omkring 13.500 km fra planeten og dets fysiske centrum. Neptuns bue-chok, hvor magnetosfæren begynder at bremse solvinden, forekommer i en afstand af 34,9 gange planetens radius. Halen på magnetosfæren strækker sig ud til mindst 72 gange Neptuns radius og sandsynligvis meget længere.

Neptuns atmosfære er kendt for sine aktive og synlige vejrmønstre. Disse vejrmønstre er drevet af de stærkeste vedvarende vinde på enhver planet i solsystemet med registrerede vindhastigheder så høje som 2.100 kilometer i timen (1.300 mph). For eksempel, i 1989, besad planetens sydlige halvkugle et stort mørkt sted, et anticyklonisk stormsystem, der spænder over 13000 × 6600 km, blev opdaget sammenlignelig med det store røde sted på Jupiter. Nogle fem år senere var Great Dark Spot væk. I stedet blev der fundet en ny storm svarende til det store mørke sted på planeten og den nordlige halvkugle.

Flere storme er også blevet opdaget, som løbehjulet (en hvid skygruppe længere sydpå end det store mørke sted, der bevæger sig hurtigere end det store mørke sted) og det lille mørke sted, som er en sydlig cyklonisk storm. På grund af sæsonmæssige ændringer er skybåndene på den sydlige halvkugle af Neptun blevet observeret at stige i størrelse og albedo. Den lange omløbstid i Neptun resulterer i årstider, der varer fyrre år. Skybåndene på den sydlige halvkugle af Neptun er observeret at stige i størrelse og albedo på grund af sæsonbetingede ændringer. Den lange omløbstid i Neptun resulterer i årstider, der varer fyrre år.

På grund af sin store afstand fra solen er Neptuns ydre atmosfære et af de koldeste steder i solsystemet, med temperaturer ved dets skyetoppe, der nærmer sig −218 ° C (55 K). Temperaturer på planetens centrum er ca. 5.400 K (5.000 ° C).

I 2007 blev det opdaget, at den øvre troposfære i Neptuns sydpol var omkring 10 ° C varmere end resten af ​​Neptun. Det relative & # 8220hot-sted & # 8221 skyldes Neptuns aksiale hældning, som har eksponeret sydpolen for solen i det sidste kvartal af Neptuns år eller ca. 40 jordår.

Neptun har 13 kendte måner. Den største langt, der omfatter mere end 99,5% af massen i kredsløb omkring Neptun og den eneste, der er massiv nok til at være sfærisk, er Triton. Det har også et planetarisk ringsystem, selvom det er meget mindre betydningsfuldt end Saturn. Ringene kan bestå af ispartikler overtrukket med silicater eller kulstofbaseret materiale, hvilket sandsynligvis giver dem en rødlig nuance. Ringene har en klumpet struktur, hvilket kan skyldes tyngdekraftens interaktion med små måner i kredsløb omkring dem. Neptuns ringe er meget mere ustabile end tidligere antaget. Billeder viser et betydeligt forfald i ringene.

Neptun er kun besøgt af et rumfartøj, Voyager 2, der fløj af planeten den 25. august 1989.

Billedkredit: Jeg ved bare ikke, kan nogen hjælpe mig med dette?

10. september 2012

Plejaderne, den berømte åbne stjerneklynge i Tyren

Plejaderne eller syv søstre (Messier 45 eller M45) er en ung og meget lys åben stjerneklynge, der ligger mellem 391 og 456 lysår væk i den nordlige stjernebillede Tyren, hvilket gør den til en af ​​de nærmeste stjerneklynger til Jorden. Klyngekernen har en diameter på ca. 16 lysår, mens den samlede diameter er ca. 86 lysår. Den samlede masse af Plejaderne er omkring 800 solmasser.

Klyngen, der indeholder over 1.000 medlemmer, er domineret af varmblå og ekstremt lysende stjerner, hvoraf flere kan ses med det blotte øje afhængigt af lokale observationsforhold. De ni lyseste stjerner på Plejaderne er opkaldt efter de syv døtre til & # 8220father & # 8221 Atlas og & # 8220mother & # 8221 Pleione: Alcyone, Asterope (en dobbeltstjerne, også kaldet Sterope), Electra, Maia, Merope, Taygeta og Celaeno .

Klyngen indeholder også mange brune dværge, som er genstande med mindre end ca. 8% af solens masse, ikke tunge nok til, at kernefusionsreaktioner kan starte i deres kerner og blive ordentlige stjerner. De kan udgøre op til 25% af den samlede befolkning i klyngen, selvom de bidrager med mindre end 2% af den samlede masse. Astronomer har gjort en stor indsats for at finde og analysere brune dværge i Plejaderne og andre unge klynger, fordi de stadig er relativt lyse og observerbare, mens brune dværge i ældre klynger er falmet og er meget sværere at studere.

Under ideelle observationsforhold kan der også ses noget antydning af tåge omkring klyngen. Dette er en reflekterende tåge forårsaget af støv, der reflekterer det blå lys fra de varme, unge stjerner. Man troede tidligere, at støvet var tilovers fra dannelsen af ​​klyngen, men i en alder af ca. 100 millioner år ville næsten alt det støv, der oprindeligt var til stede, blevet spredt af strålingstryk. I stedet ser det ud til, at klyngen simpelthen passerer gennem et særligt støvet område af det interstellære medium.

Som de fleste åbne klynger forbliver Plejaderne ikke gravitationsbundet for evigt, da nogle komponentstjerner vil blive skubbet ud efter tæt møder, og andre vil blive fjernet af tidevands tyngdekraftsfelter. Beregninger antyder, at klyngen vil tage omkring 250 millioner år at sprede sig, med tyngdekraftinteraktioner med kæmpe molekylære skyer og spiralarmene i vores galakse fremskynder også dens død.

9. september 2012

Abell 39, en sfærisk planetarisk tåge i Hercules

Abell 39 er en næsten perfekt sfærisk planetarisk tåge med en lav overfladelysstyrke. Det ligger omkring 6.800 lysår væk i stjernebilledet Hercules og omkring 4.600 lysår over det galaktiske plan & # 8212 det plan, hvor størstedelen af ​​Mælkevejsgalaksen ligger. Med en diameter på ca. 5 lysår er det en af ​​de største kendte kugler.

Planetnebler har intet at gøre med planeter, bortset fra at de tidlige astronomer lignede disse runde objekter planeterne Uranus og Neptun. Planetnebula er den sidste fase af livet for stjerner som vores sol. Efter milliarder af år når stjerner et punkt, hvor der er lidt brintgas at brænde. For at hjælpe med at omdanne deres stjerneovne til at brænde andre elementer såsom helium, blev stjerneballonerne i størrelse til en rød kæmpe. Til sidst kollapser stjernen dog igen på sig selv. Dette øger temperaturen i sin kerne, og det meste af stjernematerialet katapulteres i rummet og danner en boble omkring stjernen. Derefter køler stjernen ned til at blive en hvid dværg.

Abell 39 er også dannet som en engang sollignende stjerne udvist sin ydre atmosfære over en periode på tusinder af år. Stadig synlig udvikler stjernetågen og dens centrale stjerne sig til en varm hvid dværg.

Massen af ​​den centrale stjerne anslås til at være ca. 0,61 solmasser, hvor materialet i planetågen omfatter yderligere 0,6 solmasser. Årsagen til, at den centrale stjerne er lidt væk fra centrum, med 0,1 lysår, er i øjeblikket ukendt.

Abell 39 har en næsten ensartet skal. Den ene side af tågen er dog 50% mere lysende end den anden. Derudover ses uregelmæssigheder i overfladens lysstyrke på tværs af skallen. Kilden til asymmetrien er ikke kendt, men den kan være relateret til forskydningen af ​​den centrale stjerne.

Tykkelsen af ​​den sfæriske skal er omkring en tredjedel af et lysår. Der er en svag glorie, der strækker sig ud over den lyse kant. Abell 39 har ekspanderet i omkring 22.100 år baseret på dens radius og en antaget ekspansionshastighed mellem 32 og 37 kilometer i sekundet.

Dens form har gjort det muligt for astronomer at nøjagtigt estimere, hvor meget relativt materiale i tågen absorberer og udsender lys. Observationer viser, at Abell 39 kun indeholder ca. halvdelen af ​​den iltmængde, der findes i solen.

Baggrundsgalakser er synlige nær tågen, og nogle kan ses gennem den gennemskinnelige tåge.

8. september 2012

Needle Galaxy, en kant-på-spiralgalakse i Coma Berenices

Needle Galaxy (NGC 4565) er en stor spærret spiralgalakse, der spænder over 100.000 lysår, som kun ligger ca. 40 millioner lysår væk i det nordlige stjernebillede Coma Berenices (Berenice & # 8217s Hair). Denne lyse galakse trækker sig tilbage fra os med cirka 1230 kilometer i sekundet.

NGC 4565 er kendt som Needle Galaxy for sin smalle profil og er et berømt og fremragende eksempel på en kant-på-spiralgalakse. Faktisk betragter nogle nålegalaksen som et fremtrædende himmelsk mesterværk, Messier savnede. Hvis vores egen galakse blev set fra dette perspektiv, ville Mælkevejen ligne meget på nålegalaksen.

Needle Galaxy har en flad, tynd diskstruktur, der viser vridning ved dets kanter på grund af en gammel interaktion med en forbipasserende galakse. Tilslørede baner med gas og støv snører galakseens disk og rødmer lyset, der kommer fra det stjernefyldte indre. Dens bulende centrale kerne er domineret af ældre gullige stjerner.

At studere galakser som Needle Galaxy hjælper astronomer med at lære mere om vores egen Mælkevej. Det er relativt tæt ved, og det ses kant-på gør det til et særligt nyttigt objekt til sammenlignende undersøgelse. Nålegalaksen afslører flere funktioner, som forskere også finder i Mælkevejen. Begge er spiralgalakser med mørke baner af interstellært støv, der blokerer noget af lyset, der strømmer ud af deres galaktiske kerner.

Mange baggrundsgalakser er også synlige i dette billede, hvilket giver fuld betydning for deres kaldenavn & # 8220islandsunivers & # 8221.

Billedkredit: Howard Trottier

7. september 2012

DR22, en stjernedannende sky i Cygnus

DR22 er en stjernedannende sky med gas og støv med en ung stjerneklynge i hjertet, der ligger ca. 4500 lysår væk fra Jorden, ved kanten af ​​Cygnus-X-komplekset (en af ​​de rigeste kendte regioner med stjernedannelse i vores galakse) i hjertet af stjernebilledet Cygnus, Svanen. DR22 viser tegn på nylig massiv stjernedannelse og sprænger med nye stjerner.

Efter at have sprængt deres fødemateriale væk udsender de unge stjerner i stjerneklyngen (som er mindre end en million år gamle) vind og hårdt ultraviolet lys, der skulpturerer restskyen i fantastiske former og blæser et hulrum ud i midten. Astronomer er ikke sikre på, hvornår denne aktivitet undertrykker fremtidig stjernedannelse ved forstyrrelse, og hvornår det letter stjernedannelse gennem kompression.

Dette infrarøde billede er et af de første, der blev taget under Spitzers varme mission & # 8212, en ny fase, der begyndte, efter at teleskopet, der fungerede i mere end fem og et halvt år, løb tør for flydende kølemiddel. Billedet blev snappet ved Spitzer's stadig ret kølige temperatur på 30 Kelvin (ca. minus 406 Fahrenheit).

Spitzers infrarøde øjne kan både se igennem og se støv, hvilket giver det en enestående udsigt til stjernedannende reder. De blå områder i dette billede er støvede skyer, og den orange er hovedsagelig varm gas.

Billedkredit: NASA / JPL-Caltech

6. september 2012

Arp 81, et interagerende par galakser i Draco

Arp 81 (også betegnet UGC 11175 og VV 247) er et stærkt interagerende par spiralgalakser, der består af NGC 6621 (højre) og NGC 6622 (venstre) set omkring 100 millioner år efter deres nærmeste tilgang. Galaksparet ligger omkring 280 millioner lysår væk i konstellationen Draco og vender tilbage fra os med 6329 kilometer i sekundet.

Arp 81 er den 81. galakse i Arp's Atlas of Peculiar Galaxies, et katalog over 338 ejendommelige galakser produceret af Halton Arp i 1966.

NGC 6621, den største af de to, er en meget forstyrret spiralgalakse. Mødet skabte snoede strømme af gas og støv og trak også en lang hale ud af NGC 6621 og strakte sig i cirka 200.000 lysår, der nu er blevet pakket ind bag kroppen.

Kollisionen har også udløst omfattende stjernedannelse mellem de to galakser. Klynger af stjerner kan dannes hurtigt efter en stærk nok forstyrrelse, og Arp 81 har faktisk en meget rig samling af unge massive stjerneklynger (en endnu rigere samling af stjerneklynger end de velkendte antenne-galakser). Galaksparet er klassificeret som et stjernesprængningssystem og er som sådan en stærk langt-infrarød og radiokilde.

Galakserne er i deres sene interaktionsfase og er bestemt til at smelte sammen i en stor galakse i den fjerne fremtid og gøre gentagne tilgange, indtil de endelig falder sammen.

Dette sammensatte farvebillede er taget af Hubble Space Telescope.
Billedkredit: NASA, ESA, Hubble Heritage Team (STScI / AURA) -ESA / Hubble Collaboration og W. Keel (University of Alabama)

5. september 2012

The Lemon Slice Nebula, en planetarisk tåge i Camelopardalis

Lemon Slice Nebula (IC 3568) er en relativt ung planetarisk tåge med en diameter på kun omkring 0,4 lysår og vokser med en hastighed på nogle dusin kilometer i sekundet. Det ligger ca. 4500 lysår væk fra Jorden i stjernebilledet Camelopardalis, giraffen (kun 7,5 grader fra Polaris).

Planetnebula har intet at gøre med planeter, bortset fra at de tidlige astronomer lignede disse runde objekter planeterne Uranus og Neptun. Planetnebula er den sidste fase af livet for stjerner som vores sol. Efter milliarder af år når stjerner et punkt, hvor der er lidt brintgas at brænde. For at hjælpe med at omdanne deres stjerneovne til at brænde andre elementer såsom helium, blev stjerneballonerne i størrelse til en rød kæmpe. Til sidst kollapser stjernen dog igen på sig selv. Dette øger temperaturen i sin kerne, og det meste af stjernematerialet katapulteres i rummet og danner en boble omkring stjernen. Derefter køler stjernen ned til at blive en hvid dværg. Dette sker ikke på én gang, men i etaper.

Lemon Slice Nebula er en af ​​de mest enkle tåger, der er kendt, med en næsten perfekt sfærisk form. Den centrale stjerne er en meget varm og lys rød kæmpe og kan ses som en rød-orange nuance i et lille teleskop. Kernen er omgivet af meget lyst stof, tilsyneladende perfekt rund, og falmer lidt ud i kanterne. En glat, svag glorie af interstellært støv omgiver det lyse område.

Mange planetariske tåger viser bi-polære, dobbeltlobede strukturer eller er åbenlyse dobbeltringforhold. Men IC 3568 afslører dog kun en svag struktur. Den lyse indre region opløses i en kompleks struktur med lineære træk, der peger væk fra den centrale stjerne, så tågen ligner indersiden af ​​en citron, som forstærkes gennem falsk farve. Dybe billeder afslører en indre skal omkring 0,2 lysår.

Lysende på kanterne ser Lemon Slice mere ud som en skal, hele citronen som den var. Stjernen, med en temperatur estimeret fra to metoder til 57.000 Kelvin og stadig opvarmning (ved en lysstyrke et par tusind gange solens), har for nylig foretaget overgangen til at blive varm nok til at marginalt dobbelt ionisere tågen og helium.

Billedkredit: Howard Bond (Space Telescope Science Institute), Robin Ciardullo (Pennsylvania State University) og NASA / ESA

4. september 2012

NGC 1187, en imponerende spiralgalakse i Eridanus

NGC 1187 er en imponerende spiralgalakse, der ser ud til at være relativt ung.Det ligger omkring 60 millioner lysår væk i konstellationen Eridanus (floden) og vender tilbage fra os med 1393 kilometer i sekundet.

NGC 1187 ses næsten ansigt, hvilket giver os et godt overblik over dens spiralstruktur. Omkring et halvt dusin fremtrædende spiralarme kan ses, som hver indeholder store mængder gas og støv. De blålige træk i spiralarmene indikerer tilstedeværelsen af ​​unge stjerner født ud af skyer af interstellar gas.

Når vi kigger mod de centrale regioner, ser vi galaksens udbuling lyse gul. Denne del af galaksen består for det meste af gamle stjerner, gas og støv. I modsætning til andre spiralgalakser, som har en rund bule, kan NGC 1187 prale af en subtil central stangstruktur. Sidstnævnte er ikke stor nok til at klassificere galaksen som en spærret spiral. Sådanne stangfunktioner menes at fungere som mekanismer, der kanaliserer gas fra spiralarmene til midten, hvilket forbedrer stjernedannelsen der.

NGC 1187 ser rolig og uforanderlig ud, men den har været vært for to supernovaeksplosioner siden 1982. I oktober 1982 blev den første supernova, SN 1982R, opdaget og i 2007 den anden, kaldet SN 2007Y, som astronomer kunne undersøge detaljeret. I dette bemærkede billede kan Type Ib supernova SN 2007Y ses lang tid efter maksimal lysstyrke nær bunden af ​​billedet.

En supernova er en voldsom stjerneeksplosion, der skyldes enten en massiv stjernes eller en hvid dværgs død i et binært system. Supernovaer er blandt de mest energiske begivenheder i universet og er så lyse, at de ofte kort overskygger en hel galakse, før de falmer fra syne i flere uger eller måneder. I løbet af denne korte periode kan en supernova udstråle så meget energi, som solen forventes at udsende i hele dets levetid.

Type Ib supernovaer er kategorier af stjerneksplosioner, der er forårsaget af kernekollaps af massive stjerner. Disse stjerner har kørt (eller er fjernet) deres ydre kappe af brint. Denne type omtales normalt som strippet kerne-kollaps-supernova.

De fleste spiraler har supernovaer i sig omkring hvert tredje århundrede, så to supernovaer inden for 30 år var lidt usædvanlige. Hastigheden er dog statistisk, så du kan få to tæt på hinanden eller en lang strækning uden en. Den sidste i vores Mælkevej var for omkring 170 år siden, og den sidste, der var kendt før det, var for 400 år siden.

NGC 1187 er en gasrig galakse og danner masser af stjerner. Det kan føre til en højere end normal supernova-hastighed, da det betyder, at der bliver født flere stjerner med høj masse, kun for at eksplodere et par millioner år senere. Begge de nylige supernovaer i NGC 1187 var forårsaget af kernekollapsen af ​​en stjerne med stor masse - så måske spiller dette ind i det.

Rundt om ydersiden af ​​galaksen kan man også se mange meget svagere og fjernere galakser. Nogle skinner endda lige igennem selve NGC 1187-disken. Deres mest rødlige nuancer står i kontrast til de lyseblå stjerneklynger i den meget tættere galakse.

Dette billede blev taget med ESOs Very Large Telescope på Paranal Observatory i Chile.
Billedkredit: ESO

3. september 2012

NGC 6210, en planetarisk tåge i Hercules

NGC 6210 er en lille, men ret lys planetarisk tåge, der ligger omkring 6.500 lysår væk i stjernebilledet Hercules. Hele tågen måler 1,6 lysår, mens den indre skal er ca. 0,5 lysår i diameter. Tågen bevæger sig væk fra os med 14 kilometer i sekundet. Farverne i dette billede er forårsaget af ioniseret ilt.

Planetnebulaer har intet at gøre med planeter, betegnelsen for denne klasse af objekter stammer fra, fordi når de ses gennem et lille teleskop i det 16. århundrede, syntes disse objekter at være skyer (nebulae), der lignede Uranus, som netop blev opdaget . Navnet er ikke blevet ændret, selvom planetariske tåger nu er kendt for at være fuldstændig uafhængige af solsystemets planeter.

NGC 6210 er den sidste gisp af en stjerne, der er lidt mindre massiv end vores sol i den sidste fase af dens livscyklus. De mange skaller af materiale, der skubbes ud af den døende stjerne, danner en superposition af strukturer med forskellige grader af symmetri, hvilket giver NGC 6210 sin ulige form.

En stjernes levetid slutter, når det brændstof, der er tilgængeligt for dens termonukleære motor, løber ud. Den estimerede levetid for en sollignende stjerne er cirka ti milliarder år. Når stjernen er ved at udløbe, bliver den ustabil og skubber dens ydre lag ud, danner en planetarisk tåge og efterlader en lille, men meget varm rest, kendt som hvid dværg. Denne kompakte genstand, her synlig i midten af ​​billedet, køler ned og falmer meget langsomt. Teori om stjernernes udvikling forudsiger, at vores sol vil opleve den samme skæbne som NGC 6210 om cirka fem milliarder år.

Dette skarpe billede viser den indre region i denne planetariske tåge i hidtil uset detalje, hvor den centrale stjerne er omgivet af en tynd, blålig boble, der afslører en delikat trådstruktur. Denne boble er overlejret på en asymmetrisk, rødlig gasdannelse, hvor huller, filamenter og søjler er tydeligt synlige.

Mindst to bipolære stråler af materiale, der kastes af den centrale stjerne, kan ses på billedet. Strålerne menes at være drevet af et & # 8220 hurtig vind & # 8221 & # 8211 materiale fremdrevet af stråling fra den varme centrale stjerne. Forskning tyder på, at jetflyene forekommer episodisk, og at de forskellige skaller ikke er af samme alder. Den centrale stjerne skød sandsynligvis sine ydre lag ud i flere perioder og omformede tågen skabt af de hurtige stjernevinde flere gange.

Dette billede blev oprettet ud fra billeder taget med Hubble's Wide Field Planetary Camera 2.
Billedkredit: ESA / Hubble og NASA

2. september 2012

IC 10, en dværggalakse i Cassiopeia

IC 10 er en uregelmæssig dværggalakse med en H II-kerne på omkring 5.000 lysår på tværs, placeret ca. 2,2 millioner lysår væk i den nordlige konstellation Cassiopeia, og den nærmer sig Mælkevejen med cirka 350 kilometer i sekundet. IC 10 er et fjerntliggende medlem af den lokale gruppe af galakser og tilhører M31-undergruppen.

Sammenlignet med andre lokalgruppegalakser har IC 10 en stor population af nydannede stjerner, der er massive og iboende meget lyse, inklusive et lysende røntgenstrålesystem, der indeholder et sort hul. Selvom det er betydeligt mindre, har Small Magellanic Cloud (SMC) IC 10 en lignende lysstyrke.

IC 10 er den eneste kendte stjernehudgalakse i den lokale gruppe af galakser, og sammenlignet med begge de Magellanske skyer har den mange flere Wolf-Rayet-stjerner. De grønne emissioner kommer fra ældre stjerner, mens de røde filamenter er H-alfa-regioner med aktive stjerneformationer.

Dens højere metallicitet sammenlignet med SMC antyder, at stjernedannelsesaktivitet er fortsat i en længere periode. Wolf-Rayet-stjernernes evolutionære status antyder, at de alle dannedes i en relativt kort tidsperiode. I øjeblikket producerer galaksen stjerner med en hastighed på 0,04–0,08 solmasser om året, hvilket betyder, at gastilførslen i galaksen kun kan vare nogle få milliarder år længere.

Galaksen har en enorm kappe af brintgas, som er langt større end den tilsyneladende størrelse af galaksen i synligt lys. IC 10 er også usædvanligt i den henseende, at den synlige del af galaksen ser ud til at rotere i en anden retning end den ydre kuvert.

Astronomer har fundet det mest kendte stjernesorte hul inden for IC 10. Det kredses af en ledsagende stjerne, der passerer foran det sorte hul og periodisk blokerer hullets røntgenstråler. Ved at observere den periodiske dæmpning var forskere i stand til at bestemme ledsagerens bane og massen af ​​de to kroppe.

Med en masse på 24-33 gange Solen knuser det sorte hul alle kendte poster for stjernesorte huller. Disse sorte huller dannes under en stjernes død. Normalt forventes det, at en døende stjerne vil kaste meget af sin masse af sig, før der dannes et sort hul. Hvordan dette hul formåede at bevare så meget masse er noget af et mysterium.

En teori involverer en mulig knaphed på tunge elementer i stjernen, hvorfra hullet blev født. Tunge elementer får et større tryk på deres elektroner fra strålingstryk inde i en stjerne. Det udgående lys fører bogstaveligt talt noget af massen væk. Hvis stjernen ikke havde meget af de tunge elementer, ville lyset ikke have været i stand til at skubbe meget masse ud, og et sådant tungt sort hul kunne dannes. Fordi hele galaksen mangler tunge elementer, passer denne teori bestemt til observationerne.

På trods af dens nærhed er galaksen ret vanskelig at undersøge, fordi den ligger tæt på Mælkevejens plan og derfor er stærkt tilsløret af interstellar materie.

Billedkredit: Undersøgelsesteamet i Lowell Observatory

1. september 2012

Monkey (Head) Nebula, en lysemissionståge i Orion

Abe (hoved) -tågen (betegnet NGC 2174) er en meget lys H II-emissionståge, der ligger omkring 6.400 lysår væk i konstellationen Orion, tæt på grænsen til Gemini-konstellationen. Skyen af ​​støv og gas omgiver den åbne klynge af unge stjerner kaldet NGC 2175.

Efterhånden som stjerneklyngen opvarmes tågen & # 8212, der hovedsagelig består af brintgas & # 8212, begynder støvet at gløde. Stærke vinde og stråling fra de massive nydannede stjerner sprænger det nærliggende materiale fra de mørke stjerneskoleanlæg, som de dannede sig i, væk og skaber en skallignende struktur.

De mørke søjler set på højre side af tågen er støvskyer, der er silhuet mod den glødende gas i tågen. Disse uigennemsigtige skyer af støv og gas er fødestedet for mange nye stjerner.


Det er elementært

Hvad er i et navn? For den græske solgud, Helios.

Hvad siger du? Helium udtages som HEE-lee-em.

Helium, det næstmest forekommende element i universet, blev opdaget på solen, før det blev fundet på jorden. Pierre-Jules-C & eacutesar Janssen, en fransk astronom, bemærkede en gul linje i solens spektrum, mens han studerede en total solformørkelse i 1868. Sir Norman Lockyer, en engelsk astronom, indså, at denne linje med en bølgelængde på 587,49 nanometer ikke kunne produceres af ethvert element, der var kendt på det tidspunkt. Det blev antaget, at et nyt element på solen var ansvarlig for denne mystiske gule emission. Dette ukendte element blev navngivet helium af Lockyer.

Jakten på at finde helium på jorden sluttede i 1895. Sir William Ramsay, en skotsk kemiker, gennemførte et eksperiment med et mineral indeholdende uran kaldet clevite. Han udsatte cleviten for mineralsyrer og opsamlede de gasser, der blev produceret. Han sendte derefter en prøve af disse gasser til to videnskabsmænd, Lockyer og Sir William Crookes, som var i stand til at identificere helium i det. To svenske kemikere, Nils Langlet og Per Theodor Cleve, fandt uafhængigt helium i clevit på omtrent samme tid som Ramsay.

Helium udgør ca. 0,0005% af jordens atmosfære. Denne spormængde af helium er ikke gravitationelt bundet til jorden og går konstant tabt i rummet. Jordens atmosfæriske helium erstattes af henfaldet af radioaktive grundstoffer i jordskorpen. Alfa henfald, en type radioaktivt henfald, producerer partikler kaldet alfa partikler. En alfapartikel kan blive et heliumatom, når den fanger to elektroner fra sine omgivelser. Dette nydannede helium kan til sidst arbejde sig vej til atmosfæren gennem revner i skorpen.

Helium udvindes kommercielt fra naturgasaflejringer, hovedsagelig fra Texas, Oklahoma og Kansas. Heliumgas bruges til at blæse blimp, videnskabelige balloner og festballoner. Det bruges som et inaktivt skjold til lysbuesvejsning til at sætte brændstoftanke på flydende raketter og i supersoniske vindtunnel under tryk. Helium kombineres med ilt for at skabe en nitrogenfri atmosfære for dybhavsdykkere, så de ikke lider af en tilstand kendt som kvælstofnarkose. Flydende helium er et vigtigt kryogent materiale og bruges til at studere superledningsevne og skabe superledende magneter. Department of Energy's Jefferson Lab bruger store mængder flydende helium til at betjene sin superledende elektronaccelerator.

Helium er en inaktiv gas og kombineres ikke let med andre grundstoffer. Der er ingen kendte forbindelser, der indeholder helium, selvom der gøres forsøg på at producere heliumdiflourid (HeF2).


Astronomi - Andet

Mens forskere i dag stort set tager for givet den ramme, hvorunder vores solsystem fungerer, var karakteren af ​​denne ramme genstand for betydelig debat i bogstaveligt tusindvis af år. Debatten berørte ikke kun astronomi og videnskab generelt, men også filosofi og religion. Denne indsats for at beskrive bevægelsen af ​​planeter i vores solsystem havde langvarige anvendelser til andre objekter i vores solsystem og faktisk også andre solsystemer.

Spørgsmål om rammen af ​​vores solsystem og planetenes bevægelse kan dukke op i en lang række situationer. Generel uddannelse introduktion til astronomiklasser bruger typisk en eller to uger på disse emner, astronomilaboratorieklasser foretager beregninger ved hjælp af disse begreber, øvre niveau astrofysik kurser vil anvende disse principper på unikke og nye situationer og opdagelser, og fysik klasser kan udlede hvor ligningerne og love, der beskriver, hvordan vores solsystem fungerer, kommer fra at bruge ligninger til bevægelse og tyngdekraft.

Her på 24HourAnswers har vi et team af eksperter med avancerede grader i fysik og astrofysik samt specialister inden for introduktion til almen uddannelse i astronomi, som er ivrige efter at hjælpe dig med alle de spørgsmål, du har brug for besvaret eller har brug for hjælp til, 24 timer i døgnet. Detaljerede beregninger, essayspørgsmål, præsentationer & ndash, vi kan håndtere enhver spørgsmålstype, du måtte have. Don & rsquot kæmper alene - lad os hjælpe dig.

Introduktion til synspunkter på solsystemet

Mens der muligvis har været nogle få tænkere fremad i deres tid (Aristarchus måske mest berømt), var den fremherskende opfattelse af vores solsystem fra oldtiden indtil 1500 og 1600'erne, at Jorden var i centrum af solsystemet og alt andet, inklusive solen, kredset omkring jorden. Denne type teori kaldes en geocentrisk (jordcentreret) model. Mens vi i dag tager for givet absurditeten ved en sådan model, er det stadig værd at overveje følgende spørgsmål: Føler du at du flyver gennem rummet omkring Solen omkring 67.000 miles hver time, eller føler du at du er i ro og himlen, solen, planeterne og stjernerne bevæger sig omkring os?

Astronomi er en videnskab, hvilket betyder, at astronomer konstant foretager observationer for at teste og forfine eksisterende teorier. Med udviklingen af ​​bedre teknikker til at måle placeringen af ​​planeter sammenlignet med stjernerne på himlen begyndte forskere at indse, at de forudsagte placeringer af planeterne fra den geocentriske model ikke matchede deres faktiske placering. Som svar ændrede Ptolemæus den fremherskende geocentriske model til at omfatte epicykler, små imaginære cirkler, der holdt planeterne. Da epicyklerne kredsede om jorden i cirkulære baner, bevægede planeterne sig selv rundt om deres epicykler. Først kan denne model virke underlig, og Ptolemæus gjorde ikke noget forsøg på at forklare, hvorfor der skulle være epicykler, eller hvordan de fysisk fungerede. Imidlertid nåede det et væsentligt mål: at forudsige planetens positioner nøjagtigt & ndash eller i det mindste gjorde det i øjeblikket. Men da den videnskabelige dygtighed til måling af planetpositioner steg, fandt astronomer, at observationerne ikke stemte overens med forudsigelserne fra Ptolemæus & rsquos geocentriske model. De forsøgte at ordne modellen ved at tilføje endnu flere cykler (uden nogen forklaring på, hvorfor de skulle være der), indtil hele modellen var et komplet rod.

Var der en bedre løsning? Ja der var, og denne idé krediteres den polske astronom, Nicolaus Copernicus, skønt grundlaget for teorien går tilbage til det antikke Grækenland og også blev stillet af islamiske astronomer i middelalderen. Copernicus, i sit arbejde fra 1543, De revolutionibus orbium coelestium, skitseret, hvad der nu er kendt som den heliocentriske eller & ldquoSun-centrerede & rdquo-model af vores solsystem. I denne model er solen, ikke jorden, nu centrum for solsystemet, og alle planeterne, inklusive jorden, befinder sig i en cirkulær bane omkring solen. Copernicus & rsquos-modellen var dog langt fra perfekt. Med planeter, der kredser om solen i perfekte cirkler, kunne Copernicus ikke matche observationer nøjagtigt til hans heliocentriske teori. Faktisk tilføjede han berømt små epicykler, som hver planet rejste med, da den kredsede om solen for at få tallene til at fungere. På trods af hans manglende evne til at udvikle en model af vores solsystem, der ikke stoler på en idé med så lidt fysisk grundlag som epicykler, indvarslede Copernicus ikke desto mindre den kontroversielle nye idé om vores heliocentriske solsystem og Earth & rsquos rolle i det, at efter mere end hundrede års kamp og pushback blev endelig den accepterede model for vores solsystem.

Johannes Kepler (1571-1630)

Næsten 100 år efter Copernicus & rsquos banebrydende arbejde blev offentliggjort, var der endnu ikke udviklet en simpel arbejdsmodel af vores solsystem. Det ville snart ændre sig takket være den tyske astronom og matematiker, Johannes Keplers indsigt. Gennem en række omstændigheder fik Kepler adgang til de omfattende, meget præcise planetpositionsmålinger, der i mange år blev udført af den excentriske astronom Tycho Brahe. Kepler vendte først sin opmærksomhed mod at forstå Mars 'bane og efter næsten 10 års forskning og forsøg og fejl udviklede han en model af solsystemet, der nøjagtigt forudsagde Mars & rsquos bane uden afhængighed af kunstige konstruktioner såsom epicykler. Mens han oprindeligt kun matchede sine model- og rsquos-forudsigelser med Mars 'faktiske bevægelse, hævdede Kepler (korrekt), at det ikke kun gælder Mars, men alle planeterne i solsystemet. Han præsenterede sin model i et værk fra 1609, Astronomia nova.

Kepler & rsquos Three Laws of Planetary Motion

Kepler & rsquos-modellen af ​​solsystemet var solidt forankret i den heliocentriske model af Copernicus. Han præsenterede sin model i form af tre love om planetbevægelse, der gjaldt for enhver planet i vores solsystem, da den kredsede om solen.

Kepler & rsquos Første lov: Planeter kredser om solen i ellipser med solen ved en af ​​fokuspunkterne for hver ellips.

I Kepler & rsquos første lov ser vi straks afgangen fra Copernicus & rsquos heliocentriske idé. Copernicus antog, at planeter kredser i cirkler, den perfekte form fra klassisk matematik og arkitektur. Kepler & rsquos-modellen viste imidlertid, at banerne faktisk er ellipser. En ellipse er i det væsentlige en oval eller flad cirkel. En ellipse kan tage mange forskellige udseende afhængigt af, hvor flad en cirkel den er. Graden af ​​& ldquoflattenedness & rdquo er et udtryk kaldet excentricitet. Excentricitet går fra 0 til 1, hvor 0 er en fuldstændig ufladet ellipse (dvs. en cirkel) og en excentricitet på 1 er en fuldstændig fladtrykt ellipse (dvs. en linje). De fleste planeter har excentriciteter, der er tæt på 0, hvilket gør dem cirkelignende, men ikke egentlige cirkler. Kometer, der har baner, der fører dem meget tæt på solen, men også langt væk, har derimod høj excentricitet (nogle helt op til 0,999).

Hvad med 2. del af Kepler & rsquos første lov, den del, der antyder, at solen ved planetbaner befinder sig ved en af ​​ellipsens foci? Foci er to nøglepunkter inde i en ellipse & ndash matematisk defineres en ellips som alle punkter, hvor summen af ​​afstanden mellem punktet og de to foci er en konstant. Ellipsens excentricitet bestemmer også adskillelsen mellem foci. Ved sin nedre grænse (excentricitet = 0) er fokuserne slet ikke adskilt, men placeret sammen i centrum af den cirkulære ellipse. Efterhånden som excentriciteten stiger, adskilles fokuserne mere og mere. Det faktum, at solen er placeret ved en af ​​ellipsens foci, betyder, at afstanden fra planeten til solen varierer (bortset fra excentricitet = 0), og at jo større excentriciteten er, desto mere varierer afstanden fra nærmest til længst. Dette kan ses bare ved at sammenligne de nærmeste og fjerneste afstande på jorden med et objekt med højere excentricitet som en komet. Jorden nærmest er 0,98 AU og længst 1,02 AU. Sammenlign det med Halley & rsquos Comet, som har en excentricitet på 0,97. Halley & rsquos Comet er nærmest 0,59 AU og 35,08 AU længst væk fra solen. Endelig spænder en endnu mere ekstrem komet, Hale-Bopp, som har en excentricitet på 0,995, fra 0,91 AU ved nærmeste tilgang til 370,8 AU i dens længste afstand. Sammenfattet har planeter kun mindre forskelle i afstanden fra solen sammenlignet med objekter med højere excentricitet som kometer, der har ekstreme forskelle fra den nærmeste til den fjerneste afstand.

Kepler & rsquos Anden lov: En linje mellem solen og en planet fejer lige store områder på lige tid.

Mens Kepler & rsquos anden lov er formuleret på denne tilsyneladende mærkelige måde, er kernen i Kepler & rsquos anden lov relateret til planetenes hastighed i deres kredsløb omkring solen. Planeter bevæger sig hurtigst, når de er placeret i skabet til solen og langsomst, når de er længst væk fra solen. For planeter er forskellen ofte ret lille. For eksempel, ved Earth & rsquos nærmeste tilgang til Solen, kredser den ved 30,3 km / s sammenlignet med 29,3 km / s i dens længste afstand, en forskel på ca. 3%. Sammenlign det med Halley & rsquos Comet, der bevæger sig ved 54,3 km / s ved nærmeste tilgang og mindre end 1 km / s (0,91 km / s for at være præcis) ved sin største afstand, en forskel på ca. 193%. Med andre ord, jo større eksentricitet en planet har, ikke kun jo større variation i afstand, men også større variation i planetens hastighed fra nærmeste til fjerneste tilgang.

Kepler & rsquos Tredje lov: Kvadratet for en planets omløbstid er direkte proportionalt med terningen af ​​den halv-store akse i dens bane.

Lad os først køre gennem nogle få definitioner: kredsløbsperiode er den tid, det tager for en planet at kredse om solen, den halv-store akse på en planet er gennemsnittet af dens nærmeste og længste afstand fra solen. Hvad der er nøglen ved Kepler & rsquos tredje lov er, at han fastslog, at der er et klart og direkte forhold mellem en planet og rsquos tid til at bane og dens afstand fra solen. Derudover, mens dette sandsynligvis ikke er nogen overraskelse efter en smule eftertanke, bestemmer den tredje lov, at planeter, der er længere væk fra solen, tager længere tid at kredse. Nu kan vi for eksempel ikke kun sige, at Mars tager længere tid at kredse om solen end Jorden, men vi kan direkte beregne, at baseret på dens halv-store akseafstand på 1,52 AU, vil Mars tage 1,88 jordår at kredse. Disse tal for Mars illustrerer en anden vigtig konklusion, der kan udledes af Kepler & rsquos tredje lov: genstandsperioden øges mere end lineært, når den halveste akse øges. Mars er kun 1,5 AU fra solen (50% større afstand), men det tager næsten 100% længere tid at bane. Neptun, den fjerneste planet, har en halv-hovedakse på 30,1 AU (ca. 30x den halv-store akse på jorden), men det tager 165 år at kredse (ca. 165x jordens omløbstid).

Beviser Kepler & rsquos love

Johannes Kepler & rsquos banebrydende arbejde manglede en kritisk komponent. Astronomia nova beskrev i detaljer hans tre love om planetbevægelse. Imidlertid præsenterede han disse love uden bevis, i stedet fokuserede han på, hvordan disse love matcher dataene, men uden at forklare hvorfor. I det væsentlige sagde han, & ldquoHer er nogle regler. De fungerer, men jeg er ikke helt sikker på, hvorfor & rdquo. & Ldquowhy & rdquo, de arbejder, tog næsten et århundrede mere, indtil offentliggørelsen af Principia af Sir Isaac Newton. Blandt andet i denne banebrydende bog var hans afledning af Kepler & rsquos tre love om planetarisk bevægelse. Newton tog sine egne generelle bevægelseslove og sin lov om universel tyngdekraft og brugte dem til at vise, hvorfor Kepler & rsquos love fungerer. For eksempel accelererer planeter konstant, når de kredser om solen på grund af de små ændringer i hastighed og den konstante ændring i retning af planeten i dens bane. Derfor skal der være en kraft, der skaber denne acceleration, og Newton viste, at hvis du antager, at tyngdeloven forårsager denne acceleration, kan du udlede Kepler & rsquos tre love om planetens bevægelse.

Hvorfor du skal bruge vores service

Når du står over for spørgsmål om Kepler & rsquos love, planets baner og historien om vores syn på solsystemet, hvorfor gå det alene? Vi har et team af vejledere her på 24houranswers.com, der kan hjælpe dig ved hvert trin undervejs med disse spørgsmål og andre, du måtte have om astronomi og astrofysik. Disse vejledere inkluderer eksperter med grader fra sådanne konkurrencedygtige og anerkendte institutioner som Harvard og Caltech. 24HourAnswers har tjent studerende som dig siden 2005 og opretholder en A + -vurdering af Better Business Bureau (BBB). Vores online-vejledere er tilgængelige når som helst til at hjælpe med din astronomi eller astrofysikopgave eller til at hjælpe dig med at forstå og beherske kurserne. For enhver udfordring & mdashbig eller small & mdashbring os spørgsmålet, og vi har svarene!

Generel oversigt over astronomi

Ordet "astronomi" har græsk oprindelse, og det blev skabt ud fra de græske ord & ldquoastro & rdquo + & ldquonomos & rdquo, som tilsammen betyder & ldquothe loven af ​​stjerner & rdquo. Astronomi er en videnskab, der studerer oprindelsen og udviklingen samt de fysiske og kemiske egenskaber af alle objekter uden for Jordens atmosfære.

En del af galaksen, der genereres ved virkningen af ​​Solens tyngdekraft, kaldes planetens solsystem.

Generelle kendetegn ved solplanetsystemet

-Solen er den centrale stjerne

-Ud over solen består solsystemet af planeter, dværgplaneter, satellitter, asteroider, meteoroider, kometer, genstande i Kuiper-bæltet og interplanetært materiale

-Dominerende tyngdekraftsindflydelse kommer fra solen

- Alle objekter i solsystemet bevæger sig rundt om solen langs elliptiske stier (baner)

-Planeterne er de største objekter, og mange har deres tilhængere - satellitter. De største er Ganimed (Jupiter), Titan (Saturn) og Kalisto (Jupiter)

Denne sol er 149,6 mil. km fra Jorden. Den består af seks zoner: kernen, strålingszonen, den konvektive zone, fotosfæren, kromosfæren og koronaen. Energien genereres i kernen og overføres til overfladen ved stråling og konvektion.

Kviksølv er den mindste planet i solens system og tættest på solen. En dag på Merkur er lig med 59 dage på Jorden, og et år varer det samme som 88 Jorddage. Det har en solid, stenet overflade dækket af kratere.

Venus er lidt mindre end Jorden. En Venus-dag er længere end et Venus-år. En Venus-dag kan sammenlignes med 243 jorddage og revolutionens periode på 225 jorddage. Den roterer i den modsatte retning som Jorden. Venus & rsquo masse, densitet og tyngdekraft svarer til Jorden & rsquos, og den & rsquos atmosfære består for det meste af kuldioxid.

jorden er den eneste kendte planet (hidtil) hvor liv eksisterer. Jordens overflade er stenet, og 70% af planetens overflade er dækket af vand. Der er en kerne, der er lavet af jern og nikkel. Rundt om kernen er der en stenet afdækning. Jorden har også en atmosfære, der indeholder 78% kvælstof, 21% ilt og 1% af andre grundstoffer. Jorden har en satellit og skyder vores måne.

Mars & rsquo Rotationsperioden svarer til Jorden (en dag på Mars varer lidt over 24 timer). Året på Mars varer 687 jorddage. Dens overflade er stenet og tør. Mars har synlige årstidsændringer og har to kendte satellitter, Fobos (Phobos) og Deimos.

Jupiter er den største planet i solsystemet. Det er en luftformig planet, der hovedsagelig består af ammoniak. I 1979 blev ringe omkring Jupiter opdaget. Af Jupiters 67 kendte satellitter er de største Europa (Ganifed) og Kalisto (Callisto).

Saturn er hovedsageligt bygget af brint og helium. I volumen er den 755 gange større end Jorden. I de øverste lag af atmosfæren når vindene på Saturn 500 miles / sekund, hvilket er fem gange hurtigere end de hurtigste vinde på jorden. Disse vinde forårsager dannelsen af ​​gule og gyldne skyer rundt om planeten. På grund af stærke tryk er planetens indre kerne i solid tilstand. Den overophedede kerne er en blanding af brint i flydende og smeltede metaller. Det ydre lag af planeten er lavet af brint i flydende tilstand. Saturns magnetfelt er 578 gange stærkere end Jordens magnetfelt. Saturn har 62 satellitter. Med en diameter på 5.150 km er satellitten Titan den næststørste satellit i solsystemet.

Uranus roterer retrograd, fra øst til vest, og aksen, omkring hvilken den roterer, er i en vinkel på 980 til kredsløbsplanet, så det ser ud til at rulle på sin side under revolutionen. Atmosfæren er for det meste lavet af brint og helium. Det har 27 satellitter, hvoraf Oberon og Titania er de største.

Neptun er lavet af is. Et år med Neptun varer i 165 jordår og dagen varer i 16 timer. Vindene på Neptun er ni gange stærkere end vinden på Jorden, og dens magnetfelt er 27 gange stærkere end Jorden og rsquos. Neptun har 14 satellitter. Den største er Triton.

Vores oversigter over emner i astronomi ændrer sig og vokser hele tiden. Som et resultat finder du muligvis ikke et nøjagtigt match med vores emner i astronomi, når du sender din anmodning om lektiehjælp. I dette tilfælde skal du vælge kategorien Astronomi - Andet, der er designet specielt til denne situation.

Når en studerende vælger Astronomi - Andet, går en meddelelse ud til al hjemmearbejdshjælp og lever online undervisere i astronomi, hvilket øger sandsynligheden for, at en af ​​vores personalelærere med en akademisk baggrund, der matcher dit arbejde, finder det. Hvis ikke, så lad os det vide, og vi kan kæmme vores ansøgers pool, hvor vi har tusindvis af vejledere, der venter på at blive ansat til at hjælpe universitetsstuderende som dig.