الفلك

كيف تفسر بيانات الأشعة فوق البنفسجية / الأشعة السينية المتطرفة في الأدبيات؟

كيف تفسر بيانات الأشعة فوق البنفسجية / الأشعة السينية المتطرفة في الأدبيات؟


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.

أنا مهتم بنجم شبيه بالشمس على بعد 138 سنة ضوئية موجود في كتالوج EUVE. يوضح الجدول أنه تم اكتشاف عدد فوتون قدره 2.6 +/- 0.5 فوتونات لكل كيلوغرام عند 100 أنجستروم لهذا النجم. لا أستطيع تحديد ما إذا كان هذا مرتفعًا أم لا. حتى أنني أجد صعوبة في العثور على ما هو الانبعاث الشمسي عند هذا الطول الموجي لذلك يمكنني محاولة الرياضيات للمقارنة مع الشمس. هل يمكن لأحد أن يساعدني هنا؟


يمنحك كتالوج EUVE معدل عد في نطاق معين من EUV. لتحويل هذا إلى تدفق ، تحتاج إلى عامل تحويل التدفق للانتقال من الأعداد في الثانية إلى تدفق الطاقة في الأرض في الثانية. يعتمد عامل التحويل هذا ، المعروف أيضًا باسم "ECF" ، على الطيف الجوهري للمصدر وأيضًا مقدار الامتصاص (المعروف باسم كثافة عمود الهيدروجين) بين الأرض والمصدر. لذلك لا توجد إجابة واحدة يمكن تقديمها. أفضل منفذ للاتصال هو أداة تحويل تدفق PIMMS ، والتي تحتوي على وحدة EUVE ويمكنها إجراء تحويلات التدفق هذه نيابة عنك إذا كنت تعرف شيئًا عن الطيف والامتصاص. سأحاول ذلك نيابةً عنك ولكني لم أتمكن على الفور من معرفة كيفية القيام بذلك من أجل EUVE ، رغم أنها تدعي أن المعلومات موجودة ...


إذا كنت تنظر إلى الجدول 2 "مسح EUVE العميق" من كتالوج مصدر EUVE الثاني ، فإن الطريقة الرخيصة للخروج هي مقارنة النجم محل الاهتمام بالنجوم الأخرى من النوع الطيفي المماثل في ذلك الجدول ، وتصحيح الحجم الظاهري. للمقارنة مع الشمس ، قد يساعد الجزء 4 "معايرة التدفق" والشكل 3 "المسح العميق للمنطقة الفعالة مقابل نماذج الطول الموجي". ثم يمكنك تطبيق وظيفة استجابة مماثلة على نطاق 5-20 نانومتر من الطيف الشمسي المرجعي الذي يتضمن الأشعة فوق البنفسجية الشديدة. لقد وجدت واحدة قابلة للاستخدام في الجدول 2 من هذا الفصل من الكتاب.


كيف تفسر بيانات الأشعة فوق البنفسجية / الأشعة السينية المتطرفة في الأدبيات؟ - الفلك

نقوم بتجميع ، من الأدبيات الموجودة ، أكبر عينة حتى الآن (842 نقطة بيانات) لقياسات كثافة عمود الهيدروجين ، N (H I) ، للغاز في الوسط بين النجوم. نقوم فقط بتضمين النتائج التي تم الحصول عليها من قياسات الامتصاص تجاه النجوم الفردية (594 في عينتنا) في محاولة لتكوين صورة ثلاثية الأبعاد للغاز بين النجمي. نشتق كثافة عمود الهيدروجين تجاه جزء صغير من النجوم في العينة من قياسات كثافة العمود المنشورة لأيونات المعادن. سيتم تقديم نموذج فيزيائي ثلاثي الأبعاد مشتق من مجموعة البيانات هذه في ورقة مصاحبة. تمتد النجوم المرصودة على مسافات من بضع فرسخ فرسخ إلى بضعة آلاف من الفرسخ ، ويعمل أكثر من نصف العينة على وصف الوسط النجمي المحلي ضمن بضع مئات من الفرسخ الفلكي من الشمس. تتراوح كثافة عمود الهيدروجين من 10 17 إلى 10 22 / سم مربع. نصف هنا طرق المراقبة المختلفة المستخدمة لتقدير كثافة عمود الهيدروجين وتقديم الجدول ببيانات كثافة العمود النجمي والهيدروجين. الغرض من الجدول المقدم هو أن يكون بمثابة عمل مرجعي عالمي ، وليس لتقديم نتائج جديدة.


علم الفلك فوق البنفسجي الشديد

تم الاستشهاد بهذا الكتاب من قبل المنشورات التالية. يتم إنشاء هذه القائمة بناءً على البيانات المقدمة من CrossRef.
  • الناشر: مطبعة جامعة كامبريدج
  • تاريخ النشر على الإنترنت: أغسطس 2009
  • سنة النشر المطبوعة: 2003
  • رقم ISBN على الإنترنت: 9780511536144
  • DOI: https://doi.org/10.1017/CBO9780511536144
  • سلسلة: Cambridge Astrophysics (37)
  • المواضيع: الفيزياء وعلم الفلك ، الفيزياء الفلكية

أرسل بريدًا إلكترونيًا إلى أمين المكتبة أو المسؤول للتوصية بإضافة هذا الكتاب إلى مجموعة مؤسستك & # x27s.

شرح الكتاب

يصف هذا النص تطور علم الفلك في نطاق الطول الموجي للأشعة فوق البنفسجية (EUV) ، بدءًا من التجارب الصاروخية الأولى في أواخر الستينيات وحتى بعثات الأقمار الصناعية اللاحقة. يتبع مناقشات النتائج من المشاريع الفضائية الهامة تحليل للمساهمات التي قدمها علم الفلك EUV لدراسة مجموعات محددة من الأجسام الفلكية. ضمن هذا الإطار ، يقدم الكتاب مادة مفصلة حول أدوات علم الفلك EUV ، والتعامل مع الأجهزة ، وتقنيات المراقبة ، وأدوات النمذجة لتفسير البيانات. تتم مناقشة آفاق بعثات EUV المستقبلية ، ويتم تضمين فهرس بمصادر EUV المعروفة. سيكون هذا الكتاب ذا قيمة كبيرة لتخريج الطلاب والباحثين. يعطي نظرة عامة كاملة عن علم الفلك فوق البنفسجي.

المراجعات

". أوصي بعلم الفلك فوق البنفسجي المتطرف كمقدمة قوية لتاريخ وممارسة هذا المجال." الفيزياء اليوم


محتويات

تمتد الأشعة السينية لثلاثة عقود في الطول الموجي (

50 PHz - 50 EHz) والطاقة (

0.12 - 120 كيلو فولت). من حيث درجة الحرارة ، 1 eV = 11604 K. وبالتالي فإن الأشعة السينية (0.12 إلى 120 keV) تتوافق مع 1.39 × 10 6 إلى 1.39 × 10 9 K. من 10 إلى 0.1 نانومتر (نانومتر) (حوالي 0.12 إلى 12 كيلو فولت) هم تصنف على أنها أشعة سينية ناعمة ، ومن 0.1 نانومتر إلى 0.01 نانومتر (حوالي 12 إلى 120 كيلو فولت) كأشعة سينية صلبة.

أقرب إلى النطاق المرئي للطيف الكهرومغناطيسي هو الأشعة فوق البنفسجية. يصف مشروع معيار ISO الخاص بتحديد الإشعاعات الشمسية (ISO-DIS-21348) [1] الأشعة فوق البنفسجية على أنها تتراوح من

400 نانومتر. غالبًا ما يشار إلى هذا الجزء الأقرب إلى الأشعة السينية باسم "الأشعة فوق البنفسجية الشديدة" (EUV أو XUV). عندما يتم امتصاص فوتون الأشعة فوق البنفسجية ، تتولد الإلكترونات الضوئية والإلكترونات الثانوية عن طريق التأين ، مثلما يحدث عندما تمتص المادة الأشعة السينية أو حزم الإلكترون. [2]

لقد تغير التمييز بين الأشعة السينية وأشعة جاما في العقود الأخيرة. في الأصل ، كان للإشعاع الكهرومغناطيسي المنبعث من أنابيب الأشعة السينية طول موجة أطول من الإشعاع المنبعث من النوى المشعة (أشعة جاما). [3] لذلك ميزت الأدبيات القديمة بين إشعاع X وإشعاع جاما على أساس الطول الموجي ، مع إشعاع أقصر من بعض الأطوال الموجية التعسفية ، مثل 10 m11 م ، والتي تُعرف بأشعة جاما. [4] ومع ذلك ، نظرًا لاكتشاف مصادر "الأشعة السينية" ذات الطيف المستمر ذات الطول الموجي الأقصر مثل المعجلات الخطية وبواعث "أشعة جاما" ذات الطول الموجي الأطول ، تداخلت نطاقات الطول الموجي إلى حد كبير. عادة ما يتم تمييز نوعي الإشعاع حسب أصلهما: تنبعث الأشعة السينية من الإلكترونات خارج النواة ، بينما تنبعث أشعة جاما من النواة. [3] [5] [6] [7]

على الرغم من أن الأشعة السينية الأكثر نشاطًا ، والفوتونات التي تزيد طاقتها عن 30 كيلو فولت (4800 أمبير) ، يمكنها اختراق الهواء على الأقل لمسافات تصل إلى بضعة أمتار ، إلا أن الغلاف الجوي للأرض سميك بدرجة كافية بحيث لا يتمكن أي منها تقريبًا من اختراق الفضاء الخارجي على طول الطريق إلى سطح الأرض (كان من الممكن اكتشافها ولن تعمل أجهزة الأشعة السينية الطبية إذا لم يكن الأمر كذلك). يمكن إيقاف الأشعة السينية في نطاق 0.5 إلى 5 keV (80 إلى 800 aJ) ، حيث تعطي معظم المصادر السماوية الجزء الأكبر من طاقتها ، ببضع أوراق من الورق 90٪ من الفوتونات في حزمة 3 keV ( 480 aJ) يتم امتصاص الأشعة السينية عن طريق السفر عبر 10 سم فقط من الهواء.

لاكتشاف الأشعة السينية من السماء ، يجب أن تُحلق أجهزة كشف الأشعة السينية فوق معظم الغلاف الجوي للأرض. هناك ثلاث طرق رئيسية للقيام بذلك: سبر تحليق الصواريخ ، والبالونات ، والأقمار الصناعية.

تحرير العدادات النسبية

العداد النسبي هو نوع من كاشف التأين الغازي الذي يحسب جزيئات الإشعاع المؤين ويقيس طاقتها. إنه يعمل بنفس مبدأ عداد جيجر مولر ، لكنه يستخدم جهد تشغيل أقل. تتكون جميع عدادات الأشعة السينية التناسبية من خلية غاز ذات نوافذ. [8] غالبًا ما يتم تقسيم هذه الخلية إلى عدد من مناطق المجال الكهربائي المنخفض والعالي بواسطة بعض ترتيب الأقطاب الكهربائية.

يحتوي العداد النسبي الفردي ذو الطاقة المتوسطة على EXOSAT على نافذة أمامية من البريليوم مع رقائق كابتون مؤلمنة للحماية الحرارية ، وغرفة أمامية مملوءة بغاز الأرجون / ثاني أكسيد الكربون2 الخليط ، غرفة خلفية مع زينون / أول أكسيد الكربون2ونافذة من البريليوم تفصل بين الغرفتين. [9] تم تحسين جزء الأرجون من الكاشف لـ 2-6 keV وكان إجمالي نطاقات الطاقة لكلا الكاشفين 1.5-15 keV و 5-50 keV ، على التوالي.

حمل الجزء الأمريكي من مهمة أبولو سويوز (يوليو 1975) نظام عداد نسبي حساس لأشعة إكس 0.18-0.28 و 0.6-10.0 كيلو فولت. كانت المساحة الفعالة الإجمالية 0.1 متر مربع ، وكان هناك مجال رؤية دائري 4.5 درجة فهرنهايت في الدقيقة.

تتكون أداة TOURNESOL الفرنسية من أربعة عدادات متناسبة واثنين من أجهزة الكشف البصري. كشفت العدادات المتناسبة عن فوتونات بين 2 keV و 20 MeV في 6 ° × 6 ° FOV. كان للكاشفات المرئية مجال رؤية 5 ° × 5 °. تم تصميم الأداة للبحث عن النظراء البصريين لمصادر الاندفاع عالية الطاقة ، بالإضافة إلى إجراء تحليل طيفي للأحداث عالية الطاقة. [10]

تحرير شاشة الأشعة السينية

تعني المراقبة عمومًا أن تكون على دراية بحالة النظام. يُشار إلى الجهاز الذي يعرض أو يرسل إشارة لعرض إخراج الأشعة السينية من مصدر توليد الأشعة السينية بحيث يكون على دراية بحالة المصدر باسم شاشة الأشعة السينية في تطبيقات الفضاء. في أبولو 15 في مدار فوق القمر ، على سبيل المثال ، تم استخدام جهاز مراقبة بالأشعة السينية لمتابعة الاختلاف المحتمل في كثافة الأشعة السينية الشمسية والشكل الطيفي أثناء رسم خرائط سطح القمر فيما يتعلق بتركيبته الكيميائية بسبب إنتاج ثانوي. الأشعة السينية. [11]

كانت شاشة الأشعة السينية لـ Solwind ، المعينة NRL-608 أو XMON ، عبارة عن تعاون بين مختبر الأبحاث البحرية ومختبر لوس ألاموس الوطني. تتكون الشاشة من 2 عدادات متناسبة من الأرجون. تم تحديد عرض النطاق الترددي للأداة من 3-10 كيلو فولت من خلال امتصاص نافذة الكاشف (كانت النافذة 0.254 ملم البريليوم) ومميز المستوى العلوي. كان حجم الغاز النشط (خليط P-10) بعمق 2.54 سم ، مما يوفر كفاءة جيدة تصل إلى 10 كيلو فولت. تم تسجيل التهم في قناتين للطاقة. حددت موازاة الشرائح مجال رؤية يبلغ 3 درجات × 30 درجة (FWHM) لكل كاشف ، كانت المحاور الطويلة لـ FOVs متعامدة مع بعضها البعض. كانت المحاور الطويلة تميل 45 درجة إلى اتجاه المسح ، مما يسمح بتوطين الأحداث العابرة إلى حوالي 1 درجة. تزامنت مراكز FOVs ، وتم توجيهها بمقدار 40 درجة أسفل خط الاستواء الممسوح للعجلة لتجنب المسح عبر الشمس. تدور عجلة المركبة الفضائية مرة كل 6 ثوانٍ. يتوافق معدل المسح هذا مع 1 درجة كل 16 مللي ثانية (مللي ثانية) تم قياسها عن بُعد في حاويات 64 أو 32 مللي ثانية لتقليل تلطيخ استجابة الموازاة.

تشير معلمات الأداة وعائد البيانات إلى حساسية مصدر 3 نقاط لـ 30 UFU في عملية يوم واحد (1 UFU = 2.66 −12 erg / cm 2 -s-keV). كان كل كاشف حوالي 0.1 من مساحة أداة أوهورو. كانت خلفية الجهاز عند خطوط العرض المغنطيسية الأرضية المنخفضة

16 تهم / ثانية. من هذه الخلفية ،

6 تهم / ثانية تأتي من خلفية الأشعة السينية الكونية المنتشرة ، والباقي مفيد. بافتراض إرجاع بيانات متحفظ بنسبة 10٪ ، كانت دورة عمل المصدر الصافي في وضع المسح 1.4 × 10 3 ، مما يعني أن التعرض للمصدر يبلغ 120 ثانية في اليوم. بالنسبة لخلفية 16 تهما / ثانية ، كان الخطأ 3 في تحديد التدفق من حاوية سماء معينة 4.5 تعداد / ثانية ، أو حوالي 45 وحدة فضاء UFU ، بعد يوم واحد. تم الحصول على حساسية محدودة من 30 UFU من خلال الجمع بين كلا الكاشفين. يوجد خطأ مشابه في تحديد التدفق لمصادر المجرة الساطعة بشكل معتدل. تسبب ارتباك المصدر بسبب المجال 5 ° FOV المسقط على طول اتجاه المسح في تعقيد مراقبة المصادر في منطقة الانتفاخ المجري (حوالي 30 درجة و GT L & GT -30 ° ، | b | & lt 10 °).

كاشف الوميض تحرير

أ وميض هي مادة تُظهر خاصية اللمعان [12] عندما تُثار بالإشعاع المؤين. عندما تصطدم مواد الإنارة بجسيم وارد ، مثل فوتون الأشعة السينية ، فإنها تمتص طاقتها وتتألق ، أي تعيد إحياء الطاقة الممتصة في شكل وميض صغير من الضوء ، عادة في النطاق المرئي.

يتكون كاشف التلألؤ بالأشعة السينية (XC) الموجود على متن فيلا 5A و Vela 5B التوأم من بلورتين NaI (Tl) بسمك 1 مم مركبتين على أنابيب مضاعفة ضوئية ومغطاة بنافذة بريليوم بسمك 0.13 مم. قدمت العتبات الإلكترونية قناتين للطاقة ، 3-12 كيلوفولت و6-12 كيلوفولت. [13] أمام كل بلورة كان هناك ميزاء شريحة يوفر عرضًا كاملاً بنصف فتحة قصوى (FWHM) تبلغ

6.1 × 6.1 درجة. منطقة الكاشف الفعالة كانت

26 سم 2. كانت الحساسية تجاه المصادر السماوية محدودة للغاية بسبب خلفية الكاشف الجوهري العالية.

يتألف تلسكوب الأشعة السينية الموجود على متن OSO 4 من بلورة وميض NaI (Tl) رقيق واحد بالإضافة إلى مجموعة أنابيب ضوئية محاطة بدرع مضاد للصدفة CsI (Tl). كان قرار الطاقة 45٪ عند 30 كيلو فولت. تعمل الأداة من

من 8 إلى 200 كيلو فولت مع دقة 6 قنوات.

يحمل OSO 5 وميض بلوري CsI. يبلغ سمك البلورة المركزية 0.635 سم ، ولها مساحة حساسة تبلغ 70 سم 2 ، ويمكن رؤيتها من الخلف بواسطة زوج من الأنابيب المضاعفة الضوئية. يبلغ سمك الجدار البلوري 4.4 سم وتم عرضه بواسطة 4 مضاعفات ضوئية. كان مجال الرؤية

40 درجة. كان نطاق الطاقة المغطى 14-254 كيلو فولت. كانت هناك 9 قنوات للطاقة: الأولى تغطي 14-28 كيلوفولت والأخرى متباعدة بالتساوي من 28 إلى 254 كيلوفولت. تم إجراء المعايرة أثناء الرحلة باستخدام مصدر 241 أمبير.

سجلت تجربة PHEBUS أحداثًا عابرة عالية الطاقة في النطاق من 100 كيلو فولت إلى 100 ميغا إلكترون فولت. كان يتألف من كاشفين مستقلين والإلكترونيات المرتبطة بهما. يتكون كل كاشف من بلورة نبتة البزموت (BGO) بقطر 78 ملم وسماكة 120 ملم ، محاطة بغلاف بلاستيكي مضاد للصدفة. تم ترتيب الكاشفين على المركبة الفضائية لمراقبة 4 π ستراديانز. تم تشغيل وضع الاندفاع عندما تجاوز معدل العد في نطاق طاقة 0.1 إلى 1.5 MeV مستوى الخلفية بمقدار 8 (الانحرافات المعيارية) في 0.25 أو 1.0 ثانية. كان هناك 116 قناة على مدى الطاقة. [10]

تتكون أداة KONUS-B من سبعة كاشفات موزعة حول المركبة الفضائية التي استجابت للفوتونات من 10 كيلو إلكترون فولت إلى 8 إلكترون فولت. وهي تتألف من بلورات وميض NaI (Tl) بقطر 200 ملم وسماكة 50 ملم خلف نافذة مدخل Be. الأسطح الجانبية محمية بطبقة من الرصاص بسمك 5 مم. كانت عتبة الكشف عن الرشقات 5 × 10 -7 حتى 5 × 10 -8 ergs / cm² ، اعتمادًا على طيف الاندفاع ووقت الصعود. تم أخذ الأطياف في اثنين من أجهزة تحليل ارتفاع النبضة ذات 31 قناة (PHAs) ، والتي تم قياس الثمانية الأولى منها بدقة 1/16 ثانية والباقي بقرارات زمنية متغيرة اعتمادًا على معدل العد. يغطي نطاق الدقة 0.25 إلى 8 ثوانٍ.

حمل Kvant-1 HEXE ، أو تجربة الأشعة السينية عالية الطاقة ، والتي استخدمت فوسويتش من يوديد الصوديوم ويوديد السيزيوم. غطت نطاق الطاقة 15-200 كيلو فولت مع 1.6 درجة × 1.6 درجة فهرنهايت FWHM. كل من الكواشف الأربعة المتطابقة لها مساحة هندسية تبلغ 200 سم 2. كان الحد الأقصى للقرار الزمني 0.3-25 مللي ثانية.

تعديل ميزاء التعديل

في الإلكترونيات ، التعديل هو عملية تغيير شكل موجة واحد بالنسبة لشكل موجة آخر. باستخدام "موازاة التعديل" ، يتم تقليل اتساع (شدة) الأشعة السينية الواردة من خلال وجود اثنين أو أكثر من "حواجز الانعراج" من الأسلاك المتوازية التي تمنع أو تقلل إلى حد كبير هذا الجزء من حادث الإشارة على الأسلاك.

ميزاء الأشعة السينية عبارة عن جهاز يقوم بتصفية تيار من الأشعة السينية بحيث يُسمح فقط لأولئك الذين يسافرون بالتوازي مع اتجاه معين بالمرور.

Minoru Oda ، رئيس جامعة طوكيو لعلوم المعلومات ، اخترع ميزاء التعديل ، الذي استخدم لأول مرة لتحديد نظير Sco X-1 في عام 1966 ، مما أدى إلى أكثر المواقع دقة لمصادر الأشعة السينية المتاحة ، قبل إطلاق X - تلسكوبات التصوير بالأشعة. [14]

حمل SAS 3 موازاة تعديل (2-11 كيلوفولت) وموازنات شريحة وأنبوب (1 حتى 60 كيلوفولت). [15]

كان على متن مرصد Granat International Astrophysical Observatory أربع أدوات WATCH يمكنها تحديد مواقع المصادر الساطعة في نطاق 6 إلى 180 كيلو فولت إلى 0.5 درجة باستخدام ميزاء تعديل الدوران. مجتمعة ، غطت مجالات الرؤية الثلاثة للأجهزة ما يقرب من 75 ٪ من السماء. كان قرار الطاقة 30٪ FWHM عند 60 كيلو فولت. خلال فترات الهدوء ، تم تجميع معدلات العد في نطاقي طاقة (6 إلى 15 و 15 إلى 180 كيلو فولت) لمدة 4 أو 8 أو 16 ثانية ، اعتمادًا على توفر ذاكرة الكمبيوتر المدمجة. أثناء انفجار أو حدث عابر ، تم تجميع معدلات العد بدقة زمنية تبلغ 1 ثانية لكل 36 ثانية. [10]

مصور Reuven Ramaty الطيفي للطاقة الشمسية (RHESSI) ، إكسبلورر 81 ، يصور التوهجات الشمسية من الأشعة السينية الناعمة إلى أشعة جاما (

20 ميغا فولت). تعتمد قدرتها على التصوير على تقنية تحويل فورييه باستخدام مجموعة من 9 موازاة التعديل الدوراني.

تحرير مطياف الأشعة السينية

كان OSO 8 على متن الطائرة مطياف الأشعة السينية البلورية من الجرافيت ، مع نطاق طاقة من 2-8 كيلو فولت ، ومجال رؤية 3 درجات.

غطى مطياف الأشعة السينية Granat ART-S نطاق الطاقة من 3 إلى 100 كيلو فولت ، ومجال رؤية 2 درجة × 2 درجة. يتكون الجهاز من أربعة كاشفات تعتمد على MWPCs الطيفية ، مما يجعل مساحة فعالة تبلغ 2400 سم 2 عند 10 كيلو فولت و 800 سم 2 عند 100 كيلو فولت. كانت دقة الوقت 200 ميكروثانية. [10]

تم تصميم مطياف الأشعة السينية على متن ISEE-3 لدراسة كل من التوهجات الشمسية وانفجارات أشعة غاما الكونية على مدى الطاقة 5-228 كيلو فولت. قدم الكاشف تغطية بدوام كامل ، 3π FOV لـ E & gt 130 keV ، دقة الوقت 0.25 مللي ثانية ، والتوقيت المطلق في غضون 1 مللي ثانية. كان القصد منه أن يكون جزءًا من شبكة قياس التداخل طويلة الأساس لمركبات فضائية متباعدة على نطاق واسع. كانت الجهود تهدف في المقام الأول إلى تحديد أصل الرشقات من خلال معلومات توجيهية دقيقة تحددها مثل هذه الشبكة. تكونت التجربة من كاشفين أسطوانيين للأشعة السينية: عداد نسبي مملوء بزينون يغطي 5-14 كيلوفولت ، وميض NaI (تل) يغطي 12-1250 كيلوفولت. كان قطر العداد النسبي 1.27 سم وتم ملؤه بمزيج من 97٪ زينون و 3٪ ثاني أكسيد كربون. كان الجزء المركزي من جسم العداد مصنوعًا من البريليوم بسمك 0.51 مم وكان بمثابة نافذة مدخل للأشعة السينية. يتألف جهاز التلألؤ من قشرة أسطوانية بسمك 1.0 سم من كريستال NaI (Tl) محاطة من جميع الجوانب بمومض بلاستيكي بسمك 0.3 سم. تم ملء المنطقة المركزية ، التي يبلغ قطرها 4.1 سم ، بأنبوب ضوء من الكوارتز. تم وضع المجموعة بأكملها (باستثناء طرف واحد) في وعاء بريليوم بسمك 0.1 سم. يمكن اختيار دقة قناة الطاقة ودقة التوقيت عن طريق الأوامر المرسلة إلى المركبة الفضائية. يمكن أن يحتوي العداد النسبي على ما يصل إلى 9 قنوات بدقة 0.5 ثانية ، ويمكن أن يحتوي جهاز وميض NaI على 16 قناة ودقة 0.00025 ثانية.

تحرير CCDs

تستخدم معظم تلسكوبات الأشعة السينية الحالية كاشفات CCD ، مماثلة لتلك الموجودة في كاميرات الضوء المرئي. في الضوء المرئي ، يمكن لفوتون واحد أن ينتج إلكترونًا واحدًا من الشحنة بالبكسل ، ويتم تكوين الصورة عن طريق تجميع العديد من هذه الشحنات من العديد من الفوتونات أثناء وقت التعرض. عندما يصطدم فوتون الأشعة السينية بجهاز CCD ، فإنه ينتج شحنة كافية (مئات إلى آلاف الإلكترونات ، متناسبة مع طاقته) بحيث يتم قياس طاقات الأشعة السينية الفردية عند قراءتها.

Microcalorimeters تحرير

لا يمكن للمقاييس الميكروية أن تكتشف سوى الأشعة السينية لفوتون واحد في كل مرة (ولكن يمكنها قياس طاقة كل منها).

تحرير مستشعرات حافة الانتقال

أجهزة TES هي الخطوة التالية في القياس الدقيق. في جوهرها ، هي معادن فائقة التوصيل يتم الاحتفاظ بها في أقرب مكان ممكن لدرجة حرارة انتقالها. هذه هي درجة الحرارة التي تصبح فيها هذه المعادن موصلات فائقة وتنخفض مقاومتها إلى الصفر. عادة ما تكون درجات الحرارة الانتقالية هذه بضع درجات فوق الصفر المطلق (عادة أقل من 10 كلفن).


أضعف المجرات القزمة

جوشوا د.سيمون
المجلد. 57 ، 2019

الملخص

تمثل المجرات الساتلية لمجرة درب التبانة أدنى لمعان (L) الحد الأدنى الأقصى لوظيفة لمعان المجرة. هذه الأقزام الخافتة للغاية هي أقدم الأنظمة النجمية وأكثرها مظلمة ، ومعظمها فقير بالمعادن ، وأقلها تطورًا كيميائيًا. اقرأ أكثر

المواد التكميلية

الشكل 1: تعداد المجرات التابعة لمجرة درب التبانة كدالة للوقت. تشمل الكائنات الموضحة هنا جميع المجرات القزمة المؤكدة طيفيًا وكذلك تلك التي يشتبه في كونها أقزامًا استنادًا إلى l.

الشكل 2: توزيع أقمار درب التبانة بالمقدار المطلق () ونصف قطر الضوء. يتم عرض المجرات القزمة المؤكدة على شكل دوائر مملوءة باللون الأزرق الداكن ، ويشتبه في أنها مجرات قزمة.

الشكل 3: تشتت سرعة خط البصر لأقمار درب التبانة فائقة الخفة كدالة ذات الحجم المطلق. تظهر القياسات وأوجه عدم اليقين كنقاط زرقاء مع أشرطة خطأ ، و 90٪ ج.

الشكل 4: (أ) الكتل الديناميكية لسواتل مجرة ​​درب التبانة شديدة الباهتة كدالة للسطوع. (ب) نسب الكتلة إلى الضوء ضمن نصف قطر نصف الضوء لأقمار درب التبانة فائقة الخفة كوظيفة.

الشكل 5: متوسط ​​المعادن النجمية لأقمار درب التبانة كدالة ذات حجم مطلق. يتم عرض المجرات القزمة المؤكدة كدوائر ممتلئة باللون الأزرق الداكن ، والأجسام المشتبه في كونها قزمة.

الشكل 6: دالة توزيع المعادن للنجوم في الأقزام الخافتة للغاية. مراجع المعادن الموضحة هنا مدرجة في الجدول التكميلي 1. نلاحظ أن هذه البيانات غير متجانسة تمامًا.

الشكل 7: أنماط الوفرة الكيميائية للنجوم في UFDs. تظهر هنا النسب (أ) [C / Fe] ، (ب) [Mg / Fe] ، و (ج) [Ba / Fe] كوظائف معدنية ، على التوالي. تم رسم نجوم UFD على شكل ديامو ملون.

الشكل 8: قابلية الكشف عن الأنظمة النجمية الباهتة كوظائف للمسافة والقدر المطلق وعمق المسح. يُظهر المنحنى الأحمر سطوع النجم العشرين الأكثر سطوعًا في كائن ما كوظيفة.

الشكل 9: (أ) مخطط اللون والحجم للقسم 1 (القياس الضوئي من Muñoz et al. 2018). تشير مناطق الحجم المظللة باللون الأزرق والوردي إلى العمق التقريبي الذي يمكن الوصول إليه باستخدام الوسط الموجود.


علم الفلك فوق البنفسجي

سيراجع محررونا ما قدمته ويحددون ما إذا كان ينبغي مراجعة المقالة أم لا.

علم الفلك فوق البنفسجي، ودراسة أطياف الأشعة فوق البنفسجية للأجسام الفلكية. تأتي الأشعة فوق البنفسجية من منطقة أكثر سخونة من الطيف الكهرومغناطيسي من الضوء المرئي. على سبيل المثال ، يكون الغاز بين النجوم عند درجات حرارة قريبة من 1000000 كلفن بارزًا جدًا في الأشعة فوق البنفسجية. لقد أسفر عن الكثير من المعلومات المهمة حول الوفرة والعمليات الكيميائية في الشمس وبعض الأجسام النجمية الأخرى ، مثل الأقزام البيضاء.

أصبح علم الفلك فوق البنفسجي ممكنًا مع ظهور الصواريخ القادرة على حمل الأدوات فوق الغلاف الجوي للأرض ، والتي تمتص معظم الإشعاع الكهرومغناطيسي للأطوال الموجية فوق البنفسجية (أي ما يقرب من 100 إلى 4000 أنجستروم) من المصادر السماوية. يُفقد الكثير من الإشعاع حتى في أعلى الارتفاعات التي يمكن أن تصل إليها البالونات. خلال العشرينيات من القرن الماضي ، جرت محاولات فاشلة لتصوير طيف الأشعة فوق البنفسجية للشمس من البالونات حتى عام 1946 ، حيث نجحت الكاميرا المحمولة بالصواريخ في القيام بذلك.

منذ أوائل الستينيات من القرن الماضي ، وضعت الولايات المتحدة والعديد من الدول الأخرى في مدار الأرض مراصد أقمار صناعية غير مأهولة تحمل تلسكوبات ذات أسطح بصرية مغلفة خصيصًا للانعكاس فوق البنفسجي العالي. وتشمل هذه ثمانية مراصد شمسية مدارية ، أطلقتها الإدارة الوطنية الأمريكية للملاحة الجوية والفضاء (ناسا) في الفترة من 1962 إلى 1975 ، والتي مكنت علماء الفلك من الحصول على آلاف الأطياف فوق البنفسجية لإكليل الشمس. سلسلة أخرى من الأقمار الصناعية الأمريكية ، المعروفة باسم المراصد الفلكية المدارية ، في الخدمة من 1968 إلى 1981 ، سمحت بدراسة النجوم المتوسطة والبعيدة بين النجوم في النطاق الطيفي من 1200 إلى 4000 أنغستروم.

سمح تلسكوب تم حمله على متن المركبة الفضائية الدولية لاستكشاف الأشعة فوق البنفسجية (أطلقت في عام 1978 من قبل وكالة الفضاء الأوروبية [ESA] ووكالة ناسا والمملكة المتحدة) بإجراء عمليات رصد كبيرة للأشعة فوق البنفسجية لأجسام مثل المذنبات والكوازارات. قام تلسكوب هابل الفضائي عالي الدقة ، الذي تم نشره في عام 1990 ، بجمع بيانات الطول الموجي فوق البنفسجي حول الأجسام الباهتة مثل السدم والتجمعات النجمية البعيدة. تم إطلاق القمر الصناعي Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE) التابع لناسا في عام 1992 ودرس تطور النجوم والوسط النجمي. نجح EUVE في عام 1999 من قبل المستكشف الطيفي للأشعة فوق البنفسجية (FUSE) التابع لناسا ، والذي اكتشف النيتروجين الجزيئي في الفضاء بين النجوم. تم إطلاق قمر صناعي آخر يعمل بالأشعة فوق البنفسجية تابع لوكالة ناسا ، وهو Galaxy Evolution Explorer (GALEX) ، في عام 2003 ودرس كيفية تغير المجرات على مدار مليارات السنين. قام مرصد الشمس والهيليوسفير (SOHO) ، وهو قمر صناعي تابع لوكالة الفضاء الأمريكية (ESA) ووكالة ناسا الفضائية (NASA) أطلق في عام 1995 ، بدراسة الشمس وهليتها الساخنة في ضوء الأشعة فوق البنفسجية.


محتويات

تُستخدم قياسات طيف الخط فوق البنفسجي (التحليل الطيفي) لتمييز التركيب الكيميائي ، والكثافة ، ودرجات الحرارة للوسط النجمي ، ودرجة حرارة وتكوين النجوم الفتية الساخنة. يمكن أن توفر ملاحظات الأشعة فوق البنفسجية أيضًا معلومات أساسية حول تطور المجرات. يمكن استخدامها لتمييز وجود قزم أبيض ساخن أو رفيق التسلسل الرئيسي في مدار حول نجم أكثر برودة. [3] [4]

يبدو الكون فوق البنفسجي مختلفًا تمامًا عن النجوم والمجرات المألوفة التي تُرى في الضوء المرئي. معظم النجوم هي في الواقع أجسام باردة نسبيًا تنبعث منها الكثير من إشعاعها الكهرومغناطيسي في الجزء المرئي أو القريب من الأشعة تحت الحمراء من الطيف. الأشعة فوق البنفسجية هي علامة على الأجسام الأكثر سخونة ، وعادة ما تكون في المراحل المبكرة والمتأخرة من تطورها. في سماء الأرض التي تُرى في الضوء فوق البنفسجي ، تتلاشى معظم النجوم بشكل بارز. يمكن رؤية بعض النجوم الضخمة الفتية جدًا وبعض النجوم والمجرات القديمة جدًا ، التي تزداد سخونة وتنتج إشعاعات عالية الطاقة بالقرب من ولادتها أو وفاتها. ستعيق سحب الغاز والغبار الرؤية في اتجاهات عديدة على طول مجرة ​​درب التبانة.

تستخدم المراصد الشمسية الفضائية مثل SDO و SOHO تلسكوبات فوق بنفسجية (تسمى AIA و EIT ، على التوالي) لعرض النشاط على الشمس وهالتها. تحمل أقمار الطقس مثل سلسلة GOES-R أيضًا تلسكوبات لرصد الشمس في الأشعة فوق البنفسجية.

يعد تلسكوب هابل الفضائي و FUSE أحدث تلسكوبات فضائية رئيسية لعرض طيف الأشعة فوق البنفسجية القريب والبعيد في السماء ، على الرغم من أن أدوات الأشعة فوق البنفسجية الأخرى قد طارت على مراصد أصغر مثل GALEX ، بالإضافة إلى صواريخ السبر ومكوك الفضاء.


7 - الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية وجاما الطيفية

يغطي هذا الفصل التحليل الطيفي الفلكي للأطوال الموجية بين الأشعة فوق البنفسجية وأشعة جاما ، والتي تتوافق مع نطاق من طاقات الفوتون بين حوالي 4 فولت وحوالي 10 14 فولت. وبطبيعة الحال ، يتم استخدام تقنيات مختلفة في الأطراف القصوى لمدى التردد الواسع هذا. ومع ذلك ، تتغير الطرق باستمرار مع طاقة الفوتون ، وهناك مناطق ممتدة تتداخل فيها الطرق المختلفة. علاوة على ذلك ، فإن بعض المشكلات الأساسية والحلول شائعة في هذا النطاق. في الأدبيات ، غالبًا ما يتم تقسيم نطاق طاقة الفوتون المرتفع إلى الأشعة فوق البنفسجية القريبة (NUV ، أطوال موجية حوالي 200-380 نانومتر) ، الأشعة فوق البنفسجية البعيدة (FUV ، 100-200 نانومتر) ، الأشعة فوق البنفسجية الشديدة (EUV ، 10-100 نانومتر) ، أشعة سينية ناعمة (0.5-10 نانومتر) ، وأشعة سينية صلبة (2.5 مساءً - 0.5 نانومتر) ، وأشعة جاما (& lt2.5 مساءً). للراحة ، سيتم استخدام هذه التقسيمات الفرعية أيضًا في هذا النص.

يمكن للفوتونات النشطة أن تتفاعل مع المادة بعدة طرق مختلفة. من بين العمليات الفيزيائية ذات الصلة تأين المادة ، وتأثير الضوء ، وتشتت كومبتون ، وإنتاج زوج الإلكترون والبوزيترون (عند الطاقات و GT 1 MeV). كل هذه العمليات يمكن أن تمتص عبر نطاقات متصلة واسعة. بسبب هذا الاحتمال العالي لامتصاص الفوتونات النشطة ، فإن التقنيات الضوئية ، التي تعتمد على انكسار الضوء وانعكاسه ، إما لا يمكن استخدامها على الإطلاق أو تتطلب تخطيطات خاصة. يتناقص المقطع العرضي للامتصاص الفعال مرة أخرى لطاقات الفوتون العالية جدًا للأشعة السينية وأشعة جاما. ومع ذلك ، في هذه الطاقات العالية ، يخترق الإشعاع المواد العاكسة عادةً ، ويكون معامل الانكسار لجميع المواد بشكل موحد قريبًا جدًا من 1.


موارد

الكتب

أرني ، توماس. الاستكشافات: مقدمة في علم الفلك. بوسطن ، ماساتشوستس: ماكجرو هيل ، 2006.

بيكون ، دينيس هنري ، وبيرسي سيمور. تاريخ ميكانيكي للكون. لندن: Philip Wilson Publishing، Ltd. ، 2003.

شيسون ، إريك. علم الفلك: دليل المبتدئين إلى الكون. نهر السرج العلوي ، نيوجيرسي: بيرسون / برنتيس هول ، 2004.

كوفمان ، و. اكتشاف الكون. الطبعة الثانية. فريمان ، 1991.

مالاري ، مايكل. عالمنا غير المحتمل: عالم فيزيائي يفكر في كيفية وصولنا إلى هنا. نيويورك: Thunder & # x2019 s Mouth Press ، 2004.

مارك ، هانز ، مورين سالكين ، وأحمد يوسف ، محرران. موسوعة علوم الفضاء وتكنولوجيا أمبير. نيويورك: John Wiley & amp Sons ، 2001.

سينغ ، سيمون. الانفجار الكبير: أصول الكوننيويورك: هاربر بيرنيال ، 2005.


شاهد الفيديو: أغرب ما ظهر في أجسام الناس بتصوير الأشعة السينية! (كانون الثاني 2023).