الفلك

مقارنة المعلومات لـ WISE و GALEX

مقارنة المعلومات لـ WISE و GALEX


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.

أحاول تجميع جدول يوضح الأطوال الموجية والتدفق عند m = 0 لـ WISE و Spitzer و GALEX ، لكن لا يمكنني العثور على البيانات الصحيحة لـ GALEX. هذا ما لدي حتى الآن:

طول موجة النطاق F_0 ميكرومتر Jansky ------------------------------ FUV 0.152 NUV 0.227 U 0.365 1810 B 0.445 4260 V 0.551 3640 R 0.658 3080 I 0.806 2550 J 1.220 1600 H 1.630 1080 K 2.190670 W1 3.4 309.54 W2 4.6 171.787 SPIT8 8 64.13 W3 12 37.674 W4 22 8.363

حصلت على معظم المعلومات من هنا. المعلومات التي وجدتها لـ GALEX في الصفحة 687 من هذه الورقة تعطي m_0 لـ NUV و FUV ، لكن لا F_0. كيف يمكنني تغيير m_0 إلى F_0؟


تستخدم مقادير GALEX نظام AB ، مما يعني ذلك $ F_ {0} حوالي 3631 $ janskys لكل من NUV و FUV ، حسب التعريف.


حلقة الدجاجة

صورة مركبة لسديم حلقة Cygnus (الحجاب) ، مخلفات انفجار مستعر أعظم ، كما يظهر في الأشعة السينية (الزرقاء) والأشعة فوق البنفسجية (بيضاء) وبيانات الأشعة تحت الحمراء 12 و 22 ميكرومتر (الأزرق والأحمر ، على التوالي) مع مهام روسات وجالكس وايز. استخدم علماء الفلك بيانات قياس فلكية جديدة من مهمة GAIA لتحديد المسافة إلى السديم: حوالي 2420 سنة ضوئية. الائتمان: NASA Fesen et al. 2018

حلقة Cygnus (المعروفة أيضًا باسم سديم الحجاب) هي بقايا مستعر أعظم ، مخلفات الموت المتفجر لنجم هائل منذ حوالي عشرة إلى عشرين ألف سنة. تشير النمذجة التفصيلية لشكلها الخيطي المذهل إلى أن الانفجار حدث داخل تجويف بين نجمي أنشأه النجم السلف. كما هو شائع في علم الفلك ، فإن العديد من الخصائص الفيزيائية الدقيقة للكائن تصبح غير مؤكدة بسبب عدم اليقين من بعده. لعقود من الزمان ، استخدم العلماء قيمة تبلغ حوالي 2500 سنة ضوئية بناءً على تحليلات حركات الغاز الخاصة به بواسطة هابل في عام 1937 ومينكوفسكي في عام 1958. وقد اختلفت العديد من تقديرات المسافة الحديثة على مدى واسع يتوافق بشكل عام مع هذه القيمة ، ولكن القيمة الأكثر الاستشهاد بها هي a قياس 2005 بين 1500 و 2100 سنة ضوئية.

خلال العقدين الماضيين ، حاول علماء الفلك تحديد المسافة عن طريق قياس المسافات إلى النجوم إما خلف السديم أو داخله على النحو المحدد من خلال رؤية خطوط الامتصاص من السديم في أطيافها ، لكن المسافات إلى تلك النجوم بدورها غير مؤكدة ، و كانت قياسات اختلاف المنظر لبعض المسافات النجمية غير موثوقة أيضًا. كما بُذلت جهود مؤخرًا لقياس المسافة باستخدام حركات الغاز السديم مباشرة ، مع تقديرات منشورة تشير إلى مسافة ثابتة أقل من 2600 سنة ضوئية وتتوافق مع القيمة القديمة البالغة 2500 سنة ضوئية.

يقوم القمر الصناعي Gaia بإجراء قياسات دقيقة للغاية للاختلافات النجمية ، وقد تم الآن إصدار أحدث الكتالوجات. انضم عالم الفلك CfA John Raymond إلى أربعة زملاء لتطبيق بيانات Gaia على مشكلة مسافة Cygnus Loop من خلال البحث عن إشارات الامتصاص من الغاز في أكثر من عشرين طيفًا نجميًا ، وبالتالي تقييد النجوم ككائنات أمامية أو خلفية. نتيجتهم: 2420 سنة ضوئية إلى الجزء المركزي من السديم ، مع نسبة عدم يقين قدرها 3.4٪. كما حددوا نجمًا تتفاعل رياحه مع بقايا المستعر الأعظم. نتيجة المسافة الجديدة لها العديد من الآثار الهامة. وهذا يعني أن المستعر الأعظم الذي أنشأ الحلقة كان لديه طاقة أقل مما كان يعتقد سابقًا ربما بقدر أربعة أضعاف (حوالي نفس القدر من الطاقة التي ستصدرها الشمس الحالية في ستة مليارات سنة). وهذا يعني أيضًا أن السديم ربما يكون شبه كروي الشكل مع كون الطرف الشرقي أقرب إلينا من الجانب الغربي ويبلغ قطره حوالي مائة وعشرين سنة ضوئية.


الملخص

نقدم أطلسًا للصور فوق البنفسجية والأشعة تحت الحمراء لـ

15،750 محلي (د 50 Mpc) المجرات ، كما لاحظت وكالة ناسا مستكشف مسح الأشعة تحت الحمراء واسع المجال (حكمة) و Galaxy Evolution Explorer (جالكس) البعثات. هذه الخرائط لها دقة مطابقة (FWHM 75 و 15 '') ، وقياس فلك متطابق ، وإجراء شائع لإزالة الخلفية. نثبت أنهم يتفقون جيدًا مع قياسات الكثافة التي تم حلها والقياس الضوئي المتكامل من الاستطلاعات السابقة. يمثل هذا الأطلس الجزء الأول من البرنامج (ملف ض = 0 التركيب المجري متعدد الأطوال الموجية) لإنشاء قاعدة بيانات كبيرة وموحدة لقياسات الغاز والغبار في المجرات القريبة. ستكون الصور والكتالوجات المرتبطة بها متاحة للجمهور في NASA / IPAC Infrared Science Archive. يسمح لنا هذا الأطلس بتقدير معدلات تكوين النجوم المحلية والمتكاملة (SFR) والكتل النجمية (م ) عبر سكان المجرات المحلية بطريقة موحدة. في الملحق ، نستخدم نوبات التركيب السكاني لـ Salim et al. لمعايرة متكاملة م ومقدرات SFR على أساس جالكس و حكمة. نظرًا لأنهم يستفيدون من مجموعة التدريب القائمة على Sloan Digital Sky Survey (SDSS) المكونة من 100000 مجرة ​​، فإن هذه المعايرات تتمتع بدقة عالية وتسمح لنا بمقارنة المجرات المحلية بدقة بنتائج SDSS. نحن نقدم هذه SFR و م تقديرات لجميع المجرات في عينتنا وتبين أن نتائجنا تسفر عن "تسلسل رئيسي" لمجرات تشكل النجوم يمكن مقارنتها بالأعمال السابقة. نعرض أيضًا توزيع الشدة من المجرات التي تم حلها في NUV-to-WISE1 مقابل فضاء WISE1 إلى WISE3 ، والذي يلتقط الكثير من الفيزياء الرئيسية التي يمكن الوصول إليها بواسطة هذه النطاقات.

الاستشهاد بالتصدير والملخص BibTeX RIS


الملخص

نستخدم الغابة العشوائية لخفض درجات الحرارة السطحية الفعالة للنجوم في APOGEE من SDSS DR16 و LAMOST DR6. عند استخدام مقادير NUV-u و u-g و g-r و r-i و i-J و J-H و H-K و K-WISE_4_5 كميزات للتعلم الآلي ، يكون معامل تحديد الانحدار 94.91٪ في APOGEE و 90.46٪ في LAMOST. الانحراف المعياري للتنبؤ ودرجات حرارة خط الأنابيب هو 93.89K في APOGEE و 113.10K في LAMOST. عند استخدام مقادير NUV-J و J-H و H-K و K-WISE_4_5 كميزات ، يكون معامل تحديد الانحدار 94.37٪ في APOGEE و 88.89٪ في LAMOST. الانحراف المعياري هو 96.59 كيلو في APOGEE و 119.92 كيلو في LAMOST. تعتبر مقادير J-H أهم ميزة للتنبؤ بدرجات الحرارة الفعالة ، وتعد مقادير NUV-J هي الميزة الثانية المهمة. مقادير NUV-J و J-H و H-K و K-WISE_4_5 مأخوذة من مسح كل السماء ويمكن استخدامها على نطاق واسع لخفض درجات الحرارة الفعالة للنجوم.


علم التنجيم الصيني

يعتمد علم التنجيم الصيني على علم الفلك التقليدي. يرتبط تطور علم التنجيم الصيني بعلم الفلك الذي ازدهر خلال عهد أسرة هان. الأبراج الصينية هي واحدة من أقدم أنظمة الأبراج المعروفة في العالم وتتكون من اثني عشر حيوانًا تمثل عامًا معينًا. وفقًا لعلم التنجيم الصيني ، يتم تمثيل سنة ميلاد الشخص بواحدة من هذه الحيوانات. علامات الحيوانات الاثني عشر أو رموز البروج هي الجرذ ، الثور ، النمر ، الأرنب ، التنين ، الأفعى ، الحصان ، الأغنام ، القرد ، الديك ، الكلب ، والخنزير. يحتوي علم التنجيم الصيني أيضًا على خمسة عناصر من الطبيعة وهي: الماء والخشب والنار والأرض والمعدن. وفقًا لعلم التنجيم الصيني ، يمكن تحديد مصير الشخص من خلال موقع الكواكب ومواقع الشمس والقمر في وقت ميلاد الشخص. يعتقد الصينيون أن سنة ميلادنا يمكن أن تحدد موقفنا وإمكاناتنا وأن علامات ولادة الحيوانات لها رمزية وتمثل سلوكًا محددًا.


في هذا التحدي ، عالج المشاركون البيانات الفلكية التي جمعوها من تلسكوبات MicroObservatory. من بين جميع الصور المعالجة المقدمة ، تم اختيار هذه كإدخال بارز وقدم علماء ناسا ملاحظاتهم على الصور. انقر على الصورة أدناه وتحوم للعثور على تفاصيل حول كل صورة!

د. دويليا دي ميلو أستاذ الفيزياء في الجامعة الكاثوليكية الأمريكية. حصلت على درجة الدكتوراه من جامعة ساو باولو بالبرازيل. مجال خبرتها هو علم الفلك خارج المجرة وتعمل مع تلسكوب هابل الفضائي والتلسكوبات العملاقة مثل الجوزاء لدراسة تطور المجرات. كجزء من فريقي Hubble UV UDF و CANDELS ، تستخدم هابل للتحقيق في كيفية تجميع الأقراص. تدرس تصادم المجرات وتأثيرها في الوسط بين المجرات. تشمل أحدث اكتشافاتها العشرات من النقط الزرقاء خارج المجرات المتصادمة. تلتزم الدكتورة دي ميلو بشدة بالتواصل ونشر العلم وإلهام الشابات للنظر في وظائف في مجالات العلوم والتكنولوجيا والهندسة والرياضيات.

الدكتور جوزيبينا فابيانو هو كبير علماء الفيزياء الفلكية في مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية (SAO) ، وهو عضو في مركز الفيزياء الفلكية | هارفارد وأمبير سميثسونيان. بعد الانتهاء من دراستها في الفيزياء في جامعة باليرمو (إيطاليا) ، انضمت الدكتورة فابيانو إلى المجموعة التي أصبحت المركز الرئيسي لعلم فلك الأشعة السينية في جميع أنحاء العالم. كانت عالمة في فرق إدارة البيانات في مهمة NASA UHURU ، وأول قمر صناعي لعلم الفلك بالأشعة السينية ، ومهمة HEAO-1 / A3.

اليوم ، الدكتور فابيانو هو رئيس قسم أنظمة بيانات مركز شاندرا للأشعة السينية. وهي رائدة في الدراسات القائمة على الملاحظة لمجموعات مصادر الأشعة السينية في المجرات ، والوسط النجمي الساخن ، والتفاعل بين الثقوب السوداء الضخمة النووية والمجرة المضيفة.

الدكتور جويل ليجا زميل ما بعد الدكتوراه في المؤسسة الوطنية للعلوم في مركز الفيزياء الفلكية | Harvard & amp Smithsonian ، حيث يركز عمله على تفسير ملاحظات تجميع المجرات. حصل على درجة الدكتوراه. حصل على درجة الدكتوراه من جامعة ييل عام 2016 حيث درس كيفية تتبع المجرات عبر الزمن الكوني. يقوم حاليًا بتحليل مسوحات التصوير الفضائية للمجرات في الكون ذي الانزياح الأحمر العالي لتقييم مباشرة متى وأين تجمع المجرات نجومها.

الدكتورة شارلوت ماسون هي زميلة ناسا في هابل في مركز الفيزياء الفلكية | هارفارد وأمبير سميثسونيان. يركز بحث شارلوت على تطور المجرات في بدايات الكون وتأثيرها على محيطها. نلاحظ هذه المجرات البعيدة في الأطوال الموجية الضوئية والأشعة تحت الحمراء حيث أن معظم ضوء نجومها ، المنبعث في الأصل من الأشعة فوق البنفسجية ، يتحول إلى الأحمر للغاية بحلول الوقت الذي يصل فيه إلى الأرض. استخدمت شارلوت هابل لدراسة هذه المجرات وهي متحمسة لتكون مستخدمًا مبكرًا لتلسكوب جيمس ويب الفضائي القادم ، والذي سيوسع آفاقنا الكونية من خلال الحصول على أعمق صور المجرات في الكون البعيد.

الدكتور مارك سيبرت عالم فيزياء فلكية يعمل في مراصد معهد كارنيجي للعلوم حيث يستخدم التلسكوبات الأرضية والفضائية لدراسة تطور النجوم والغاز والغبار في المجرات. ثم قام بتطبيق هذا لاشتقاق المسافات إلى المجرات من أجل قياس معدل تمدد الكون إلى دقة عالية. كان الدكتور سيبرت عضوًا في فريق العمليات الفضائية وتحليل البيانات في تلسكوب الفضاء فوق البنفسجي التابع لناسا Galaxy Evolution Explorer (GALEX).

الدكتورة سابرينا ستيروالت عالمة فيزياء فلكية خارج المجرة وأستاذة للفيزياء في كلية أوكسيدنتال في قلب لوس أنجلوس. إنها تبحث في المجرات المدمجة القريبة لفهم فيزياء ما يحدث عندما تصطدم المجرات ، بما في ذلك كيفية تشكل النجوم والمجرات عبر تاريخ الكون.

تعمل الدكتورة Stierwalt على جعل العلم والنجوم أكثر سهولة من خلال البودكاست العلمي الأسبوعي الخاص بها Everyday Einstein ومن خلال برنامج لجلب قبة فلكية قابلة للنفخ إلى المجتمعات في جميع أنحاء لوس أنجلوس غير الممثلة في العلوم والتكنولوجيا والهندسة والرياضيات. كما تقوم بتدريس دروس ممتعة مثل ميكانيكا الكم والكهرباء المتقدمة والمغناطيسية.

الدكتور جرانت تريمبلاي عالم فيزياء فلكية في مركز الفيزياء الفلكية | هارفارد وأمبير سميثسونيان. كان سابقًا زميلًا في وكالة ناسا لأينشتاين في جامعة ييل ، وزميلًا في المرصد الأوروبي الجنوبي (ESO) ، وعالم فلك في تلسكوب ESO الكبير جدًا في تشيلي.

يستخدم بحث الدكتور تريمبلاي تقنيات متعددة الأطوال الموجية ، باستخدام البيانات من أقوى المراصد الأرضية والفضائية في العالم لفهم تكوين النجوم بشكل أفضل وسط ردود الفعل النشطة من الثقوب السوداء الهائلة. يشغل حاليًا منصب رئيس مكتب دعم علوم مرصد Lynx X-ray في مرصد Smithsonian للفيزياء الفلكية ، ويدعم عمليات الطيران لمرصد Chandra X-ray كجزء من فريق الباحث الرئيسي لأداة الكاميرا عالية الدقة.

استخدم الدكتور كريستوفر بريت ملاحظات متعددة الأطوال الموجية من الراديو إلى أطوال موجات الأشعة السينية لإيجاد ودراسة النجوم النيوترونية الجديدة والثقوب السوداء. حصل على درجة الدكتوراه من جامعة ولاية لويزيانا وشغل مناصب بحثية بعد الدكتوراه في جامعة تكساس التقنية وجامعة ولاية ميتشيغان. في عام 2018 ، أصبح عالمًا في مجال التعليم والتوعية في معهد علوم تلسكوب الفضاء ، حيث يعمل مع تلسكوبات هابل وجيمس ويب الفضائية لمشاركة أحدث الأبحاث الفلكية مع الجمهور.

الدكتورة روتوبارنا داس عالمة فيزياء فلكية تعمل في عالم التعلم التابع لناسا ومركز شاندرا للأشعة السينية ، حيث تقضي وقتها في دراسة الكون ومشاركة عجائبه مع المجتمع. على مدى السنوات العديدة الماضية ، كانت تستكشف ملاحظات مجموعات المجرات بأطوال موجية مختلفة ، خاصة من خلال الضوء الضوئي وضوء الأشعة السينية ، وهي تبحث دائمًا عن طرق جديدة لإبراز أهمية وجمال الفيزياء الفلكية متعددة الأطوال الموجية.

جوزيف ديباسكوال هو كبير مطوري المرئيات العلمية في مكتب التوعية العامة في معهد علوم تلسكوب الفضاء. قبل انضمامه إلى STScI في مارس 2017 ، كان جو المصور العلمي لمرصد Chandra X-ray التابع لناسا في مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية حيث عمل لمدة 16 عامًا بعد تدريبه الجامعي في علم الفلك والفيزياء الفلكية في جامعة فيلانوفا. يتمتع Joe بخلفية واسعة في علم الفلك ، فضلاً عن التدريب في الفن والتصوير الفوتوغرافي ، مما يمنحه مجموعة مهارات فريدة مناسبة تمامًا لمهمة جلب بيانات المرصد الخام إلى الحياة في الصور عالية الجودة للصحافة.

الدكتورة كوين هارت هي عالمة تعليم وتوعية في مكتب التوعية العامة في معهد علوم تلسكوب الفضاء (STScI) ، حيث تعمل على جوانب مختلفة من عالم التعلم التابع لناسا والمشاريع التعليمية الأخرى المتعلقة بـ HST و JWST و WFIRST البعثات. حصلت على درجة الدكتوراه. حصلت على درجة الدكتوراه من جامعة كولورادو بولدر ، حيث درست الثقوب السوداء فائقة الكتلة النشطة في مجموعات من المجرات. قبل انضمامها إلى STScI I n أغسطس 2019 ، كانت أستاذًا مشاركًا للفيزياء وعلم الفلك في جامعة ريجيس ، حيث قامت بتدريس وتوجيه الطلاب في جميع مجالات العلوم والتكنولوجيا المختلفة.

كان الدكتور هارت نشطًا للغاية في تقديم خبرات تعليمية فريدة للجمهور ، بما في ذلك إدارة معسكرات STEM الصيفية لفتيات المدارس المتوسطة المحرومة والممثلة تمثيلًا ناقصًا ، واستضافة أحداث STEM العامة الكبيرة لأكثر من 600 شخص ، وليالي المراقبة العامة الأخرى المتعلقة بعلم الفلك إنها شغوفة بمشاركة عجائب علم الفلك والعلوم لعامة الناس لأنها تعلم أنه يمكن لأي شخص أن يصبح عالِمًا!

الدكتور روبرت هيرت عالم فلك و "AstroVizicist" في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا / IPAC مع خلفية بحثية في تكوين النجوم والمجرات. وهو متخصص في تصور البيانات وتطوير الرسوم التوضيحية والفيديو لتوصيل العلوم. لقد كان قائد التصوير لمجموعة متنوعة من بعثات ناسا التي تغطي طيف الضوء بما في ذلك تلسكوب سبيتزر الفضائي ، وايز ، وجالكس ، ونوستار. كما أنه ينتج رسومًا توضيحية وأعمالًا فنية تستند إلى العلم ، ظهرت أعماله مؤخرًا على غلاف مجلة Nature ، وتستخدم توضيحاته للكواكب الخارجية والثقوب السوداء ومجرة درب التبانة على نطاق واسع في وسائل الإعلام الإخبارية والفيديو.

كيمبرلي كوال أركاند هو قائد التصور في مرصد شاندرا للأشعة السينية التابع لناسا ، والذي يقع مقره الرئيسي في مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية في كامبريدج ، ماساتشوستس. نظرًا لأنها أرادت دائمًا أن تكون رائدة فضاء عندما كانت صغيرة ، فإن هذا العمل يقترب من كيم من الكون ولكن بدون مسافات طويلة. Arcand هو خبير رائد في دراسة التصور والفهم لتصور البيانات عالية الطاقة عبر طيف الخبراء المبتدئين. بصفتها راوية بيانات علمية تجمع بين خلفيتها في البيولوجيا الجزيئية وعلوم الكمبيوتر مع عملها الحالي في مجالات علم الفلك والفيزياء.

الدكتور براندون لوتون عالم فلك في مكتب التوعية العامة في معهد علوم تلسكوب الفضاء (STScI). حصل على درجة الدكتوراه في علم الفلك من جامعة ولاية نيو مكسيكو عام 2008 ، حيث درس آثار الغبار الغامضة في مجرات أخرى. تبع ذلك منصب ما بعد الدكتوراه في STScI حيث استخدم بيانات تلسكوب سبيتزر الفضائي لاستكشاف تكوين النجوم في المجرات المجاورة لنا ، غيوم ماجلان. كان الدكتور لوتون عضوًا في مكتب التوعية العامة منذ عام 2011 حيث يعمل مع فرق التواصل والاتصال Hubble و JWST و WFIRST ، وكذلك مع مجتمع تعليم العلوم التابع لناسا ، لتقديم محتوى علمي دقيق متطور للطلاب والمعلمين وعامة الناس.


مقارنة المعلومات لـ WISE و GALEX - علم الفلك

بعض أنواع الملاحظات يجب يتم القيام به فوق الغلاف الجوي للأرض ، وتقريباً أي نوع مايو يتم القيام به بشكل أفضل هناك. على وجه التحديد ، أسباب القيام بعلم الفلك الفضائي ، على الرغم من كل الصعوبات والتكلفة العالية ، هي

(1) تجاوز الامتصاص الجوي الذي يمنع معظم أنواع الإشعاع من سطح الأرض. بالنسبة للأشعة السينية ، يبلغ ارتفاع هذا عشرات الكيلومترات. جميع قياسات الأشعة فوق البنفسجية ، والأشعة تحت الحمراء البعيدة ، والأشعة السينية ، وأشعة جاما أقل من حوالي 1 جي في تقع في هذه الفئة. مخطط ديف هانيس لانتقال الغلاف الجوي

(2) تجاوز الاضطرابات الجوية. لا يؤدي هذا إلى التعتيم فحسب ، بل يؤدي إلى وميض شديد للفتحات الصغيرة ، وهو مصدر مهم للضوضاء في القياس الضوئي. حتى الأدوات الصغيرة في الفضاء يمكنها التغلب على الاستقرار الضوئي الممكن من الأرض.

(3) تقليل خلفية "السماء" من خلال القضاء على توهج الهواء والانبعاثات الحرارية. بالنسبة للمواقع القريبة من الأرض ، لا تزال أرصاد الضوء المرئي تعاني من ضوء البروج وضوء النجوم المنتشر من الغبار المجري. تشمل مصادر الضوء في السماء ، ما وراء الأرض ، ضوء الشمس المنتشر بواسطة الغبار في النظام الشمسي الداخلي (ضوء البروج ، محدود شعاعيًا داخل الحافة الخارجية لحزام الكويكبات الرئيسي) ، والانبعاث الحراري من نفس الحبيبات في الأشعة تحت الحمراء البعيدة ، تشتت ضوء النجوم من الغبار بين النجوم والانبعاثات الحرارية من هذه الحبيبات ، والانبعاثات التي لم يتم حلها من النجوم والمجرات الباهتة ، وخلفية الموجات الكونية الميكروية. يقع الحد الأدنى لخلفية السماء في منتصف الأشعة فوق البنفسجية ، حوالي 1500 & Aring ، لذلك من الممكن إجراء دراسات عميقة وفريدة لتشكيل النجوم في المجرات وغيرها من التجمعات ذات درجات الحرارة العالية. تتم مراجعة مصادر ضوء الخلفية بتنسيق ضوء سماء الليل بواسطة F.E. Roach و JL Gordon (Reidel 1973). تم تقديم مساهمات محددة من مصادر مختلفة في Leinert et al. (1997) ، A&AS 127 ، 1 (مساهمة من 99 صفحة).

(4) القضاء على المشاكل في مراقبة المصادر في الأوقات التي تكون فيها بالقرب من الأفق أو يتعذر الوصول إليها بسبب هندسة الأرض والشمس. علاوة على ذلك ، لا توجد غيوم. يمكن للقمر الصناعي الحصول على بيانات 40 ساعة بدون توقف على مصدر متغير ، أو قياس كل 16 ساعة لمدة شهرين ، ولا يفقد أي بيانات بسبب الطقس.

مواقع لفضاء الفضاء

تخطي الآن منصات مؤقتة مثل البالونات وصواريخ السبر ، والمواقع القابلة للحياة هي المدارية. قد نميز المدار الأرضي المنخفض (LEO) ، المدار الأرضي المرتفع (HEO) ، المدار الأرضي المتزامن مع الأرض (GEO) ، والمدارات الأخرى مثل سطح القمر ، والمدار القمري ، والمدار الشمسي.

المدار الأرضي المنخفض: يمكن دائمًا وضع أثقل الحمولات في مدارات منخفضة. أقل المدارات طويلة العمر بشكل معقول لها فترات تقترب من 90 دقيقة (يتم إعطاء الفترة من قوانين كبلر ، أو قانون الجاذبية النيوتوني بالإضافة إلى تسارع الجاذبية ، مثل ف = 2 & بي (GM) -1/2 (R + h) 3/2 للارتفاع فوق السطح ح ونصف قطر الأرض ص، كتلة الأرض م). إذا كان الوصول إلى الخدمة أو التزود بالوقود أو إعادة التعزيز مطلوبًا ، فإن المدار الأرضي المنخفض هو الخيار الوحيد نظرًا لأن المركبة الفضائية الحالية تقتصر على H & lt 800 km ، والحمولات المرفقة بالمحطات الفضائية (مثل مجمع Mir / Kvant ، أو نظام MAXI X-ray في جميع أنحاء السماء على الجزء الياباني من ISS) محدودة بالمثل.

المدارات المنخفضة لها بعض العيوب الكبيرة. تحجب الأرض نصف السماء تقريبًا ، ويتغير نصفها بسرعة (ربما بسرعة كبيرة جدًا بحيث يتعذر على نظام التأشير إعادة توجيهه). تُعد الخلفية الحرارية من انبعاث الأرض عبئًا كبيرًا على أنظمة التبريد لأعمال الأشعة تحت الحمراء البعيدة - ومن الغريب أنه يمكن للمرء أن يعكس الكثير من إشعاع الشمس في الصورة الضوئية ، ويمكن أن تكون مساهمة الأشعة تحت الحمراء الحرارية للأرض هي المهيمنة من المدار الأرضي المنخفض بالإضافة إلى ذلك ، هناك اعتبارات تتعلق بالعمر المداري. يحد السحب الناجم عن الطبقات العليا من الغلاف الجوي من العمر المداري ، وهو مهم حتى فوق ارتفاع 500 كم. يتطلب الاحتفاظ بالأشياء هناك (مثل HST و CGRO) إعادة تعزيز دورية ، من الدفع على متن المركب أو الزيارات. أخيرًا ، تطلق الذرات المتبقية في هذه الارتفاعات (لا سيما O) إشعاعًا خطيًا متحمسًا بالتصادم عند مواجهة جسم بسرعات مدارية (وهي ظاهرة عُرفت لأول مرة باسم توهج المكوك). وهكذا ، في الأشعة فوق البنفسجية العميقة ، يريد المرء تجنب مواجهة الآلة في "الريح" القادمة التي تنتج هذا التوهج (إلى ما يسمى ناقلات رام) ، الذي يتغير اتجاهه في الإحداثيات السماوية باستمرار أثناء المدار.

HEO: في أي مكان من المدار الأرضي المنخفض إلى مدار القمر ، بشكل فضفاض. تم استخدام فترات من 3-100 ساعة. تعتبر الألواح الشمسية أكثر فاعلية لأن المركبة الفضائية نادراً ما تكون مظللة أو غير مظللة. يحافظ المدار المرتفع بدرجة كافية على الطوف الفضائي بعيدًا عن أحزمة Van Allen ، وخاصة القطعة المحسّنة منخفضة الارتفاع المعروفة باسم South Atlantic Anomaly. تحجب الأرض جزءًا أصغر من السماء هنا ، ويمكن التحكم في حركة المنطقة المحجوبة. حالة مثيرة للاهتمام بشكل خاص هي مدار متزامن مع الشمس، مفيدة لمسوح السماء وكذلك أنظمة المراقبة الأرضية. هذا مدار يحافظ على نفس الاتجاه بالنسبة إلى متجه الأرض والشمس ، وذلك باستخدام انحراف توزيع كتلة الأرض لدخول المدار مرة واحدة سنويًا في الاتجاه المناسب. هذا يعني أنه بالنسبة للمركبة الفضائية التي تم توجيهها إلى الخارج فوق نقطة النهاية ، فإن الألواح الشمسية الثابتة ستواجه الشمس دائمًا دون الحاجة إلى بطاريات ذات سعة كبيرة لتحملها خلال الليل المداري ، وسيكتسح مجال الرؤية (إذا كان عريضًا بدرجة كافية) كامل السماء كل 6 أشهر. تم استخدام هذا في مهام مسح IRAS و Akari و WISE.

لكوكب كروي مفلطح مع لحظة كروية متناسقة مناسبة ي، حركة المدار بواسطة & Delta & psi = 2 & pi J (R / r) 2 cos أنا لكل مدار ، أين ص هو المحور شبه الرئيسي ، ص نصف قطر الأرض و أنا الميل المداري لخط الاستواء. من أجل الأرض ، J = 1.637 × 10 -3 ، لذلك يصبح هذا عدديًا & Delta & psi = 0.0121 (R / r) 2 cos i. اشتق هذا بواسطة Blitzer و Weisfield و Wheelon ، J. أبل. فيز. 27 ، 1141 (1956) ، ومفصلة من قبل طومسون ، مقدمة في ديناميات الفضاء (دوفر ، 1961 ، 1986). كمثال محدد ، IRAS كان في مدار 103 دقائق على ارتفاع حوالي 900 كم ، لذلك (ص / ص) = 1.23. هذا يعطي المقدار المطلوب مثل 2 & pi راديان في السنة = 2 & pi راديان / 5106 مدار = 1.23 × 10 -3 راديان لكل مدار ، لذلك يجب أن يكون الميل 98.85 & # 186 ، رجعيًا قليلاً حتى يكون اتجاه السبق صحيحًا. على الرغم من أن المدار يبدو مرتبطًا بنظام إحداثيات الأرض ، فإن الالتفاف حول الكرة السماوية يحدث في إحداثيات مسير الشمس ، نظرًا لأن المستوى المداري مرتبط على الفور بمتجه الأرض والشمس.

GEO: يمكن الوصول إلى مدار 24 ساعة دائمًا من محطة أرضية واحدة (على الرغم من أنه باستثناء مدار دائري على خط الاستواء ستكون هناك حركة ظاهرة في الشكل 8). هذا يعني أن الاتصال التفاعلي ممكن دائمًا ، مما يتيح أقصى قدر من المرونة (كما في IUE). تمر المركبة الفضائية عبر ظل إيث فقط خلال فترتين في السنة (ربما تتطلب إدارة الطاقة وعمليات المقاطعة). المسافة من الأرض مفيدة عند بعض الأطوال الموجية للأشعة فوق البنفسجية ، حيث إننا محاطون بإكليل من H و He الذي ينبعث بقوة في خطوط الرنين فوق البنفسجية الخاصة بهم. يتم الحصول على الحساسية العميقة من خلال النظر إلى أسفل ظل الأرض ، وتقليل انبعاث الخط إلى ما يأتي من وسط الكواكب والغلاف الشمسي (استراتيجية تستخدمها EUVE وإلى حد ما بواسطة GALEX).

مواقع أخرى: في أقصى الأشعة تحت الحمراء ، تعمل المسافة من الأرض على تحسين التحميل الحراري لدرجة أن المدار الشمسي مع P

يستخدم Spitzer 1.01 سنة لإبقاء المركبة الفضائية في نطاق مفيد ولكن بعيدًا عن الأرض. هذا أيضًا له مزايا في الطاقة ، حيث يسهل الوصول إليه مقارنة ببعض المدارات الأرضية المرتفعة. يوفر المدار القمري الإمكانية القريبة الوحيدة لإجراء قياسات لاسلكية منخفضة التردد ، لأن الشفق وأحزمة فان ألين هي مصادر قوية لانبعاث الطول الموجي km. يتمتع سطح القمر بمزايا الاستقرار وسهولة الهندسة ، على حساب خسارة نصف السماء لكل موقع (وصفها دان ليستر بـ "الجاذبية والأوساخ"). استمرت خطط المراصد القمرية على أساس النظرية القائلة بأنه إذا كان شخص ما عازمًا على بناء قاعدة قمرية ، فيمكنه أيضًا القيام ببعض علم الفلك.

المتطلبات الهندسية

يوفر علم الفلك الفضائي متطلبات صارمة بشأن خصائص المعدات وأدائها. يجب أن تكون الأدوات خفيفة الوزن ، ومع ذلك فهي قادرة على تحمل ضغوط واهتزازات الإطلاق. يجب أن تكون موثوقة للغاية ، نظرًا لأن الإصلاحات مستحيلة أو باهظة الثمن للغاية ، فإن المصممين لديهم حساسية من الأجزاء المتحركة بشكل مفهوم (على الرغم من أنني أشعر بالرعب من عدد المرات التي يرغبون فيها في تدوير الطاقة على أنظمتهم). يجب أن يكون تحديد الموقف والتحكم فيه دقيقين في غياب التدخل البشري. هناك علاوة على الاستهلاك المنخفض للوقود أو غازات التفاعل ، نظرًا لأن هذه غالبًا ما تحد من عمر المهمة ، لذلك غالبًا ما يكون التبريد المبرد مستحيلًا. يجب توفير الطاقة الكافية ، عادةً باستخدام الألواح الشمسية وأنظمة البطارية الاحتياطية ، وللتعامل مع بيئة حرارية متغيرة. قد تكون أنظمة الاتصالات معقدة ، وتتطلب أقمارًا صناعية للترحيل ومخلفات بيانات عالية السرعة في نوافذ قصيرة. البيئة المدارية غنية بالإشعاع والجسيمات المشحونة ، لذا فإن التصلب ومضاد الصدوع ضروريان لاكتشاف أكبر عدد ممكن من الفوتونات وحدها. التدريع الصارم له عقوبة كبيرة في الوزن ، وقد ينتج عنه العديد من الأحداث الثانوية التي تمنعه ​​في الانتخابات التمهيدية.

من المهم دائمًا معرفة مكان توجيه التلسكوب ، وغالبًا ما يكون من الأهمية بمكان أن تكون قادرًا على التحكم في توجيهه إلى دقة مماثلة. يمكن للجيروسكوبات أن تعطي دقة قوس دقيقة أو دقة توجيه أفضل ، ولكن لتحديث إطارها في إطار بالقصور الذاتي ، لإحداث توجيه أكثر دقة ، وكمرجع لتصحيحات المقياس الدقيق ، يجب استخدام النجوم نفسها. تُستخدم متتبعات النجوم على التلسكوبات الصغيرة بشكل متكرر في عمليات التأشير الأولية وتحديثات الموقف ، مع إمكانية دقة أقواس ثانية على الحقول بدرجة أو أكثر باستخدام النقط الوسطى وحواف عنصر الكاشف ، تم وصف نظام عينة بواسطة McQuerry و Deters و Radovich 1990 (علوم الفضاء المتقدمة. 72 ، 83. يمكن استخدام التتبع من خلال التلسكوب (للأجهزة البصرية والأشعة فوق البنفسجية) للتحكم الدقيق في الموقف. تقوم كاشفات الأشعة السينية و EUV بتسجيل الفوتونات بشكل فردي دون ضوضاء كبيرة ، بحيث تتطلب إعادة البناء بعد وقوع الحدث تحديدًا دقيقًا للموقف ولكن تحكمًا أقل دقة. مثال على ذلك هو اينشتاين مسح كبير تم ترك الكواشف قيد التشغيل أثناء تحرك المركبة الفضائية بين الأهداف ، لذلك تم جمع البيانات عبر شرائح طويلة من السماء. في الآونة الأخيرة ، تقوم Chandra و GALEX بشكل روتيني بتنفيذ حركات صغيرة أثناء التعرض ، لتخفيف آثار المعايرة المتبقية وكذلك التعرض لمصادر قوية. قد يستخدم التحكم في الموقف عجلات رد فعل ضد نفاثات رد فعل منصة الجيروسكوب هي الملاذ الأخير لأنها تنقل دفعة كبيرة وتستخدم مادة قابلة للاستهلاك. بالقرب من الأرض ، قد يستخدم التأشير والاستقرار عزم الدوران الكهرومغناطيسي ضد الحقل المغناطيسي للأرض ، ولا يحتاج إلى مواد استهلاكية (معظمها على الحقيبة ، FUSE كملاذ أخير).

عادةً ما يتم الاستحواذ على الهدف من خلال الموضع وحده ، وربما يساعده بعض روتين اكتشاف الذروة أو الإزاحة على متن الطائرة. يمتلك عدد قليل من الأقمار الصناعية القدرة على التغذية الراجعة اليدوية للحالات الصعبة أو للتحقق من اتجاه النظام بالقصور الذاتي.

يفرض الوسط النجمي قيودًا على انتشار الإشعاع الذي يقيد ما يمكننا رؤيته ، حتى من الفضاء. وتشمل هذه الاحمرار والامتصاص الكهروضوئي أثناء تأين الهيدروجين وامتصاص البلازما منخفض التردد. تمتص الحبيبات البينجمية الأشعة فوق البنفسجية بكفاءة أكبر ، بحيث يتم حجب جزء كبير من مجرتنا في الأشعة فوق البنفسجية. الأهم من ذلك ، في الطاقات التي تزيد عن 13.6 فولت (أطوال موجية أقل من 912 وأرينج) ، يزيل تأين الهيدروجين الإشعاع من الفضاء مع مقطع عرضي متغير تقريبًا مثل & nu -3 بالقرب من حد ليمان. ستعمل كثافات العمود التي تقل عن 10 20 ذرة / سم 2 على منع الإشعاع وصولاً إلى 50-100 & Aring ، مما يفصل بشكل فعال أنظمة الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية. لحسن الحظ بالنسبة لعلم الفلك ، تبين أن هناك العديد من "الثقوب" في طبقة المجرة HI والتي من خلالها يمكننا رؤية مسافات كبيرة بأطوال موجية لبضع مئات من الأنجستروم. تم العثور على عدد قليل من الأجسام خارج المجرة في الأشعة فوق البنفسجية الشديدة. أخيرًا ، عند أطوال موجية أطول من كيلومتر واحد أو نحو ذلك ، يمتص امتصاص البلازما في ISM الإشعاع بشكل فعال للغاية.

ملاحظات رائدة

هناك بعض جهود الاختبار الأولية الجديرة بالملاحظة. تم الحصول على أول طيف للأشعة فوق البنفسجية لنجم ما وراء الشمس عن طريق وضع محزوز حيود أمام الكاميرا وإبقائه خارج الفتحة المفتوحة لكبسولة الجوزاء. تم إجراء تجارب تعرض ملحوظة في EUV على رحلة أبولو-سويوز. تم استخدام كاميرا UV Schmidt على سطح القمر خلال Apollo 16. وفي الآونة الأخيرة ، تم عرض VLBI للفضاء باستخدام ساتل TDRSS كمحطة خارج الأرض ، ووصلت إلى خط الأساس لعدة أقطار أرضية وإثبات جدوى ما أصبح برنامج HALCA. تم إجراء العديد من الملاحظات التجريبية الأولى من صواريخ سبر ، أثناء الرحلات الجوية التي تقضي بضع دقائق فقط على ارتفاعات مناسبة.


مقارنة المعلومات لـ WISE و GALEX - علم الفلك

تظهر المجرات مجموعة واسعة من الأشكال ، وفي مواجهة أي موقف من هذا القبيل نود البحث عن أي أنماط أساسية. يتيح ذلك وصفًا مضغوطًا للأشياء الفردية ، وإذا كنا محظوظين فسوف يؤدي ذلك إلى فهم مادي (نظام النموذج الأولي من هذا النوع هو التصنيف النجمي MK). تم تطوير تصنيف المجرات لهذا الهدف ، من الوصف التقريبي للصورة من خلال التمييز بين المكونات ذات الخصائص الفيزيائية الفلكية المختلفة.

من المهم أن تضع في اعتبارك أن المخططات الحالية تستند إلى مظهر المجرة بأطوال موجية بصرية (عادةً في الضوء الأزرق) ، على مدى سطوع السطح الذي يمكن تسجيله بسهولة من سطح الأرض. على هذا النحو ، فإن هذه التصنيفات تهيمن عليها مكونات معينة من المجرات. هناك حجج بدائية حول التلويح باليد تشير إلى أن أي بنية خافتة خارجية قد لا تكون أساسية ديناميكيًا - استنادًا إلى نقص تكوين النجوم هناك والعدد القليل من أوقات العبور في مثل هذه المسافات - لكننا بالتأكيد بحاجة إلى التحقق ، وفي الواقع التصوير العميق جدًا أظهرت بعض الهياكل المدهشة. إن التعريف الأصلي لمعايير التصنيف في الضوء الأزرق له أيضًا آثار للاستخدام على المجرات عند انزياحات حمراء كبيرة ، حيث نشاهدها عادةً في الأشعة فوق البنفسجية المنبعثة. Recent surveys in the UV and near-IR have led to the notion of a "morphological K-correction", a shift in stage of the morphological classification due to changes in observed wavelength. This becomes especially important if we want to compare populations of galaxies at very different redshifts, so that different sets of galaxies are seen at different emitted wavelengths. As a specific example of how galaxies can change in appearance, here is a multiwavelength series of images of M81 = NGC 3031. Some of the same effects can be seen by comparing (observed) optical and near-infrared structures of faint galaxies, such as this example from WFPC2 and NICMOS imaging in the Hubble Deep Field.

These are, left to right: a ROSAT image, from data archived at HEASARC a color-mapped UV image from GALEX an optical color image, from data provided by G. Bothun a near-IR image from the 2MASS atlas [Atlas Image obtained as part of the Two Micron All Sky Survey (2MASS), a joint project of the University of Massachusetts and the Infrared Processing and Analysis Center/California Institute of Technology, funded by NASA and the NSF], and a 70-&mu image from Spitzer.

Comparing these images, starlight from the general population is important from the UV to the near-IR. Only recent star formation is important in the mid-UV, with the bulge vanishing. A more subtle shift occurs between optical and near-IR. Much of the bulge light can now be associated with a broad barlike oval distortion, and the spiral arms are now seen mostly by the light of red giants - not only are they smoother, but the ridge lines of the arms don't quite match those traced by young stars in the opti cal and UV. These young tracers tell where the density wave has driven cloud collapse, which may have a delay from the deepest potential perturbation and may not match the smoothed potential traced by the older stars.

Thought question: What kinds of galaxy classifications would have arisen if we had first encountered galaxies via the UV, or in the near-infrared? How about observing from downtown Rio or the surface of Pluto?

The earliest schemes were purely descriptive, dating to times before galaxies and gaseous nebulae could be distinguished. An example is Wolf's system from 1908, shown in Fig 1 of Sandage in SSS9:

Already sequences of disk systems with changes in inclination were recognized Curtis used photographs of such systems to study the distribution of absorbing matter in the disks of spirals even before their nature was known.

Hubble types can be conveniently arranged in the famous "Tuning Fork" diagram. The schematic example is taken from Realm of the Nebulae, as reprinted by Sandage 1975.

Ray White has posted a tuning-fork diagram using DSS images. Here is a version including some additional deeper CCD data I had lying around:

and one uising images from the Hubble telecope itself:

The "definitive" version of the Hubble classification was set out in Sandage's article in Galaxies and the Universe. Compared to Hubble's original conception, this version adds the S0 (lenticular) class between ellipticals and spirals. Hubble hypothesized such an intermediate class, but it was only recognized later. Galaxies are often called early (E and S0) or late (Sb,Sc, Irr) in type, a remnant of early notions that galaxies physically evolve along the Hubble sequence. Unfortunately, this nomenclature is opposite to that of the dominant stellar population in these types, and to the early-late nomenclature in the Yerkes classification.

Classification of an elliptical galaxy image is straightforward, because there is so little structure present. Types E0-E7 are recognized, where the number gives the projected axial ratio. Specifically, an E0 galaxy appears circular (like M87), and in general for axial ratio b/a the number is 10(1-b/a). True ellipticals do not appear more flattened than E7, probably because there is a stability limit for nonrotating systems near this shape. Note that even the ellipticity is not completely well-defined, as many ellipticals have changes in ellipticity with radius or isophotal twists. Most appear to be triaxial systems.

Spirals are divided into ordinary (S) and barred (SB) families, with a stage from S(B)a ("early" types, large bulge, tightly wound and fairly smooth arms) to S(B)c ("late" spiral, small bulge, loosely would arms, arms very textured with star-forming regions). As noted in the Hubble atlas, some spirals have arms patterns defined more by the dust lanes than by starlight في حد ذاته. NGC 253 is a prominent example. For much of its extent, I find the foreground galaxy in NGC 3314 to be a personal favorite of this kind.

This classification has gained such currency because (1) it is simple and thus accomodates the great majority of bright galaxies and (2) it is our great fortune that it correlates well with astrophysical quantities like bulge/disk ratio, gas content, star-forming properties, spectrum, chemical composition of ISM, etc. This is especially nice since the classification was originally designed solely to describe galaxies' appearance on photographs! Several refinements toward a continuous sequence have been made. Sandage not only explicitly recognized transition S0 galaxies, but found subtypes depending on the amount of dust in the disk plane (and strength of the disk) denoted S0 - , S0,S0 + as in the Hubble Atlas. S0 systems pose some interesting problems of recognition when not seen close to edge-on, since they are tough to tell from ellipticals with extended envelopes.

de Vaucouleurs introduced several important features:

The artist's conception below shows how the SA/SB and r/s classes interact at stage Sb (from Fig.1 of the RC1, likewise scanned in Combes and Buta (1996) and reposted courtesy of Ron Buta). A typical classification in the de Vaucouleurs system looks like SAB(rs)bc (in fact, this is the alleged type of our own galaxy).

فان دن بيرغ recognized an additional family of smooth-armed ("anemic") spirals, considering now that there exist parallel sequences S0,A,S. Thus the tuning fork becomes a trident (see Fig. 5-8 of Mihalas and Binney). These are most common in pretty rich clusters, but don't seem to be numerous for later Hubble types (small bulge:disk ratios), and the question immediately presents itself as to whether anemic spirals are waypoints between "normal" spirals and S0 systems.

He has also introduced the luminosity class, ranging from I-V, which is based on the degree of order in the spiral pattern. Sc I galaxies have very long organized arms, Sc Vs have very poorly organized patterns. These classes do correlate with absolute magnitude, although not as tightly as first hoped. One still occasionally reads of Sc I spirals as the brightest such objects, used as rough standard candles. Even with the luminosity class from arm structure, the appearance of a spiral is not a reliable guide to its linear size (something that David Block stressed years ago in an atlas published at Fort Hare, South Africa). Pretty similar-looking spirals can often differ in size by a factor 5 - M81 is a pretty small spiral compared to some of the ones in Virgo, and NGC 309, UGC 2885, NGC 3312, and NGC 6872 are huge (the largest extending to observed diameters more than 250 kpc for H0=50). van den Bergh has described many classification issues, morphological and quantitative, in Galaxy Morphology and Classification (Cambridge, 1998).

ال Yerkes (or Morgan) scheme uses strictly the relative prominence of disk and bulge (the Hubble classification includes arm structure) - these are generally correlated, but not uniquely. This classification uses a form factor E,S,B, or D (for symmetric but non-E or S systems) and inclination class 1-7 (7 most elongated) plus a spectroscopic type corresponding to the nearest stellar equivalent to the spectroscopic appearance of a typical galaxy of similar morphological structure (confused yet?). This ranges from a-k, so Yerkes types look like Egk1, Iaf3, Sfg7, Bg4. The spectroscopic class is based on visual inspection of the image even though it looks like a spectral type. The system was defined and illustrated in PASP 70,364 (1958), ApJ 135,1 (1962), ApJ 142, 1364 (1965), and AJ 76,1000. The types most used from this system are some of the outliers: N-galaxies whose light is dominated by an unresolved nucleus, and cD galaxies for supergiant (spectroscopic nomenclature c) galaxies with extended envelopes. As noted in van den Bergh's book, the concentration changes little over the Hubble type range E-S0-Sa, and changes a great deal within the Sc class, graphically demonstrating that physical properties for any kind of purely morphological classification may have a highly nonlinear mapping to that classification's criteria, even when we are fortunate enough for there to be a useful mapping at all. Classifications of this kind, based on light concentration, have received renewed interest in the context of high-redshift galaxies, and with the recognition that they can be made robust even for poorly resolved systems by appropriate modelling.

Vorontsov-Velyaminov produced a purely descriptive scheme that incorporates peculiarities such as three-armed spirals and gamma-forms. This accomodates most of the oddballs that the Hubble scheme doesn't, but does not yet allow a continuous sequence. It was illustrated in vol. 1 of the MCG. This points up various attitudes toward galaxies that don't really fit in systems like the Hubble classification - is it right to force them into one of the bins? How peculiar is peculiar? As transient phenomena, should interaction-induced distortions be dignified with a place in the scheme et all? (De Vaucouleurs wrote several times that we don't have a special model name for the prodicts of an automotiove collision. But then cars aren't self-gravitating systems).

Spiral structure has been divided into grand-design and flocculent types, depending on the level of organization. The Elmegreens (1982 MNRAS 201, 1021 1987, ApJ 314, 3) use an index that distinguished these, still on a purely visual level. The arm class ranges from 1 ("chaotic, fragmented, unsymmetric spiral arms") to 12 ("two long symmetric arms dominating the optical disk") Such distinctions have been long noted (for example in the Hubble Atlas and in part in van den Bergh's luminosity classes), but interest in disk dynamics eventually provoked a separate numerical estimate of arm organization.

Some galaxies fall outside the commonly recognized sequences. Many of these are "train wrecks", transient forms produced by the interaction or merger of galaxies. These forms include ring (not ringed) galaxies, polar rings, shells, and systems with tails, as well as double nuclei and highly asymmetric galaxies. Possibly related are what Hubble called Irr II and de Vaucouleurs calls I0 systems. The type example is M82 a galaxy with early-type stellar spectrum, but no particular spiral structure and amorphous appearance. These are almost always found in dense environments and appear to result from interaction-induced bursts of star formation.

There have been numerous papers purporting to give a ``true" physical explanation for the Hubble sequence. Their authors are, to my mind, missing the point. Classification must begin as a descriptive process the desired physical insight is a rather different thing.

Basic references on classification: for the Hubble system, see the Hubble Atlas, Revised Shapley Ames Catalog, Sandage-Bedke NASA atlas, and Carnegie Atlas of Galaxies. Luminosity classification of spirals was described by van den Bergh in ApJ 131, 215 (1960) and ApJ 131, 558 (1960) the NASA atlas includes many examples. de Vaucouleurs (1977, Yale conference p. 43) discusses comparison of classification with quantitative parameters. Dwarf galaxies were not included in these original schemes see Sandage and Binggeli 1984 (AJ 89, 919). Many useful references are given in van den Bergh's review (JRAS Canada 69, 57, 1975) and in Sandage, SSS vol 9. Dwarfs can be classified based on whether a distinct nucleus is present and on whether the structure is spheroidal or more irregular. Some fall in the low-surface-brightness (LSB) category, though this also includes very large and massive systems our understanding of LSB galaxies and how they relate to other kinds is still in its infancy.

Classification on these systems is fairly robust experienced observers generally agree on a galaxy's Hubble type to a level D T = 0.7 on the scale where the range from, say, Sa to Sab is one unit (and automated systems can be trained to a similar level). So what is this system "telling" us? The Hubble type (or T) can be shown to correlate with:

We may usefully consider many galaxies as composed of some "building blocks" whose scale and importance varies from galaxy to galaxy. These include a nucleus, bulge, lens, bar, spheroidal component, disk (with arms, rings. ), and an unseen halo which is significant for the mass distribution and dynamics. The order revealed by existing classification systems tells us that these are not really independent disk/bulge correlates overall with arm morphology, for example. These relations hold clues to both the formation and evolution of galaxies (unfortunately not easy to tell which is which). Many simulations suggest that bar and ring structure may evolve we would like to distinguish properties which are primordial, or at least permanent once acquired, from those that are temporary.

There has been very interesting recent work on automated classification of galaxy images, and on classification from minimal information (that is, from poorly resolved images as we get at high redshift). A few brave souls have tackled the automated recognition of "peculiar" galaxies, which would be a prerequisite for thinking we understand how their abundance might change with redshift and environment. Most people who have worked with deep HST images have been impressed by how peculiar faint galaxies are as a class, and it's a key question how much of this is a real difference from the local Universe and how much arises from color and surface-brightness selection effects which favor detection not only of galaxies which are forming stars at the relevant epoch, but of those pieces of galaxies that are doing so.

One approach to automated classification is to ask what set of analytic or empirical components (bulge, disk) best represent a galaxy's detected image, and what the expected errors (say in the &chi 2 sense) are. The limitation here is that even in perfectly ordinary galaxies, the fitted forms for these components vary, and many galaxies have images that overlap with neighbors or are dotted with brilliant star-forming regions. A quite different approach is taken by neural-network schemes. Here, one defines a set of input values based on the galaxy image, and trains the code using a large set of galaxies classified by eyeball (usually by several sets of eyeballs for a consistency check). The code then finds the set of hidden connections needed to give these outputs, and can apply this mapping to any further data desired. This is thought to be an analog of what the human brain does in learning to recognize patterns, though working backwards, it is not particularly clear just what the code is responding to in the image, except that it looks most like the typical image that it was taught to classify in this way. Neural net classifiers seem to be statistically about as good as human ones, which is especially impressive if one considers that people may fold in all sorts of outside knowledge as to redshifts and passbands in their estimates. A detailed comparison of human and neural classifiers was presented by Naim et al. 1995 (MNRAS 274, 1107).

The drive to derive as much information as possible from the expensive images of distant galaxies has led to the use of very simple image moments to classify galaxies. The idea is much like that of the Yerkes classification - the light is more concentrated in earlier-type galaxies. One implementation, by Fukugita et al. (1995 ApJ 439, 584) used HST imagery as "ground truth", and ground-based images in mediocre seeing to classify. Knowledge of the PSF is crucial, since this enters into the mapping between true and observed concentration indices in their (concentration, mean surface brightness) diagram. Results which are valid even in a statistical sense are useful in mapping the content of galaxy clusters, or using survey data to cover large areas of the sky at low resolution. A similar scheme, but designed to augment the Hubble system, was described by Abraham et al. (1994, ApJ, 432, 75). These automated classifications are by and large outgrowths of a long-standing broader classification problem - separating star and galaxy images at the faintest limits. Conselice and colleagures have made extensive use of a simple system involving concentration, asymmetry, and smoothness (CAS) parameters. Concentration C is measured as (for example) the logarithmic ratio of the radii containing 90% and 50% of the light. Asymmetry uses the fact that an arbitrary function can be decomposed into even and odd parts, and the figure derived is the absolute value of the departures from symmetry. The S parameter is more complex and data-dependent to derive it describes the fraction of light in a galaxy image contained in bright structures smaller than a set threshold scale. Very crudely, C maps to morphological stage, A to interaction histroy, and S to star-formation rate, but these mappings are broad enough that the most powerful use of CAS is in comparing galaxy samples against each other.

Another frontier in classification problems is how we should classify galaxies in the UV or infrared. Only now are large enough samples (such as the IR galaxy atlas derived from 2MASS data by Jarrett) being observed to tackle such problems systematically, and preferably without direct reference to the optical properties. The UV issue long relied largely on UIT imagery, with some HST snapshots being done for more distant galaxies to augment the very limited data on nearby galaxies. This situation is being systematically improved with the nearly all-sky GALEX survey. It has already turned up not only the expected sensitive tracers of star formation in early-type galaxies, but a category of spirals with very blue, low-surface-brightness outer disks which must have an interesting history of star formation.

Going against the grain of this trend to simplify classification in the interest of automation, the Galaxy Zoo project has employed the contributions of hundreds of thousands of volunteers to derive increasingly sophisticated visual classifications for nearly a million galaxies in the SDSS, turning up some surprises (blue ellipticals, red spirals, different growth histories for black holes in galaxies with and without disks. ) I think this has been an excellent idea!


Astronomers investigate extreme variability of the 'Big Dipper' active galactic nucleus

The multiwavelength spectral energy distribution of SDSS J2232−0806. Modelled data are shown in pink: the XMM-Newton OM and EPIC-pn data of 2013 December 14 WHT spectrum of 2013 September 9 and WISE W1 and W2 IR photometry. Additionally, other archival data in white: WISE W3 and W4 IR photometry from 2010 2MASS IR photometry from 1998 SDSS photometry from 2000 and two epochs of GALEX UV photometry from 2003 (faint) and 2004 (bright). Credit: Kynoch et al., 2019.

Astronomers have carried out an observational campaign to study the extreme variability of the active galactic nucleus (AGN) SDSS J2232−0806, nicknamed the Big Dipper. Results of these observations, described in a paper published February 18 on the arXiv pre-print server, shed some new light on the nature of this variability.

AGNs are compact regions at the center of galaxies, more luminous than surrounding galaxy light. They are very energetic due either to the presence of a black hole or star formation activity at the core of the galaxy.

Significant multi-frequency variability on many timescales is one of the characteristic features of AGNs. However, mechanisms behind this variability are still a subject of debate. Among the proposed explanations are changes in the dust extinction, changes in the emission from the accretion disc or its associated Comptonisation regions, stellar tidal disruption, supernovae in the nuclear regions, and even gravitational microlensing.

In order to resolve these uncertainties, more studies of the properties of AGN variability are required. One such study was conducted by a team of astronomers led by Daniel Kynoch of Durham University, U.K., using various ground-based telescopes. The researchers performed an optical photometric and spectroscopic monitoring campaign of SDSS J2232−0806 to investigate its variability. The Big Dipper is an AGN at a redshift of 0.276 and was initially classified as a "slow-blue nuclear hypervariable" object.

"Here, we report an analysis of the eleven optical spectra obtained to date, and we assemble a multiwavelength dataset including infrared, ultra-violet and X-ray observations," the astronomers wrote in the paper.

Observations conducted by Kynoch's team recorded one major dimming event and subsequent rise over a period of around four years. Moreover, archival photometry data indicate similar events taking place in the past.

The researchers noted that SDSS J2232−0806 appears to have been in a relatively bright state when observed in late 1980s, but was in a deep minimum in the data from observations conducted in 2000. Furthermore, lightcurve from the Catalina Sky Survey (CSS) suggests that another dip occurred between 2005 and 2007.

Analysis of the collected data allowed the team to exclude the extrinsic cause of the observed variability of SDSS J2232−0806. They concluded that the object's variability is most likely due to an intrinsic change in the luminosity of the accreting matter. It could be a result of an intrinsic variation in the continuum emission from the nuclear region, primarily powered by processes occurring within the accretion disc.

Although the researchers were unable to determine the exact origin of variability of SDSS J2232−0806, they hope that future observations could answer this question. "SDSS J2232−0806 is one of a growing number of objects which challenge our models of viscous accretion discs. Whilst we are unable to determine the cause of the intrinsic luminosity change, X-ray and UV monitoring of future episodes should greatly improve our understanding of the processes at work," the scientists concluded.


Technologies and science archives for ultraviolet astronomy

This paper summarizes 17 talks presented during the Technological sessions at the “Challenges in UV Astronomy” conference. It is based on summaries submitted by the presenters, on the slides of their talks, on notes written by the authors, and on additional material kindly submitted to the lead author. In many instances the summaries were written by the presenters themselves and are included as-submitted to the authors with just minor editorial interference. In other cases one of the editors wrote the summary based on their notes and on the files of the actual presentations. The contributions are placed in the general context of the current knowledge in the field. The sessions were devoted to: [a] detectors, [b] optics, [c] integration and verification procedures for vacuum UV instruments and [d] calibration and archival research.

A cautionary note: this is not a regular article in these proceedings presenting one idea, an experiment, of a result. It is rather a distillation of what was presented at the NUVA/ESO/IAG meeting at the sessions deemed technological, therefore it will lack an overall coherence although the individual sections and subsections should be logically connected.

This is a preview of subscription content, access via your institution.


Observations comparing fast /slow, big vs small FoV

I have done a few EAA sessions with a few different systems so wanted to run by my observations / notes to see if I am on the right track. I have been at EAA for roughly 6 to 8 weeks, so good time to do a check.

System 1: RASA 8 plus ZWO 183 MC Pro (primary), ZWO 294 MC Pro for just the largest objects

System 2: Edge 8 HD plus ZWO 294 MC Pro

I also do have a system 3 -- C8 (not Edge) with F6.3 corrector / flattener + ZWO 294 MC Pro - but i focus much less on this. Primarily it is the first two.

1. EAA is most fun with super fast systems, and System 1 is tremendous for this. Exposure times go up meaningfully with System 2, especially since the objects being chased are much smaller / potentially fainter

2. Seeing / weather is still the most important factor affecting my fun

3. At average conditions which are very common for me, it is not easy to get much more detail from System 2, so I am still better off using System 1 and taking a quick look with a ROI / zoom. In general therefore, System 1 will get used more often in my case. Much quality will be available for objects 15 5o 20 arc mins or bigger, smaller objects like 5 arc mins to 10 arc mins will be better than anything possible visually, but thats it

4. When seeing / weather is good or excellent, thats when I can really use System 2 to get some great detail on the small objects

5. Camera suitability -- the 183 has turned out to be a better fit for most objects with System 1, while 294 has turned out to be excellent for System 2 - especially since a simple binning toggle makes it very adjustable based on seeing conditions.

6. System 3 is sort of between these two, and I see it as a compromise between these two. I havent found enough use cases to make it more worthwhile than either yet - but if you only had to go with one - perhaps its a good compromise. With larger sensor you have to deal with issues like tilt and curvature, so it might be an even bigger compromise leaving the sensor aside.

#2 alphatripleplus

مثير للإعجاب. I am surprised that you use your Edge C8 at its native f/10 (system 2) more than a non-Edge C8 at f/6.3 (system 3). I can understand the f/2 RASA (system 1) being most popular for larger and fainter targets, but I would have assumed there are a lot of targets that go better for quick EAA acquisition with a f/6.3 system than an f/10 system.

#3 SanjeevJoshi

Quicker for sure Errol but does it make it meaningfully better? Thats the part I am not sure. If we are predominantly seeing limited -- average is 1 to 2 arc seconds per pix, going with a FR will help acquire the small target faster than native C8 but the extra resolution is likely lost and might lead to other issues ? And if I am seeing limited, why would I go for a FR system instead of RASA 8 which is even faster and maintains a 1 to 1.25 arc second per pix resolution.

So when i am seeing limited, RASA is my best bet, very little to no compromise based on equipment i currently own. On nights of really good or exceptional viewing, FR will help me reduce the exposure times over native. At the same time, I dont have to worry about other trade offs if for that less common scenario (of really good or excellent viewing) if I am willing to let it run a bit slower and capture even more detail than an FR based system.

Any way just my thinking. People naturally jump to a FR but it depends on what choices you have. If I did not have a RASA 8, my average seeing system would likely be based on a doubled FR like you.

#4 Rickster

I haven't tried a RASA 8, so maybe this isn't fair, but I am surprised that you can actually achieve 1 to 2 arc seconds/px with it. Fast systems like the RASA require micron level precision for focus and collimation. Practical considerations limit what can actually be achieved vs theory. I would have thought that your longer focal length scopes would have given better resolution because they are more tolerant. One of the best EAA practitioners that has posted on CN, Astrojedi, who also lives in SoCal, experimented with Hyperstar, but ultimately switched back to a FR based C8 (then 9.25) system. His best results came from FRs. You and AJ do have an advantage over many of us. You are blessed with extraordinary seeing because your prevailing winds bring laminar air off the ocean. I, on the other hand, typically have to look through turbulent air because I am downwind of the Rocky Mountains. 1 to 2 arc second seeing is rare here. You will be able to really put your rigs to a better test a few months from now when galaxy season gets here. I will be interested to see what you can do. I have been toying with the idea of piggybacking a RASA on my rig.

#5 SanjeevJoshi

I haven't tried a RASA 8, so maybe this isn't fair, but I am surprised that you can actually achieve 1 to 2 arc seconds/px with it. Fast systems like the RASA require micron level precision for focus and collimation. Practical considerations limit what can actually be achieved vs theory. I would have thought that your longer focal length scopes would have given better resolution because they are more tolerant. One of the best EAA practitioners that has posted on CN, Astrojedi, who also lives in SoCal, experimented with Hyperstar, but ultimately switched back to a FR based C8 (then 9.25) system. His best results came from FRs. You and AJ do have an advantage over many of us. You are blessed with extraordinary seeing because your prevailing winds bring laminar air off the ocean. I, on the other hand, typically have to look through turbulent air because I am downwind of the Rocky Mountains. 1 to 2 arc second seeing is rare here. You will be able to really put your rigs to a better test a few months from now when galaxy season gets here. I will be interested to see what you can do. I have been toying with the idea of piggybacking a RASA on my rig.

I am certainly a novice and perhaps thats impacting my interpretation of results. For sure, I am enjoying my System 1 more than any other. I checked in focus collimation once with IR Pass, it looked good to the limit of seeing. I use a tri-bahtinov mask to do quick focus sync for every session and it seems to indicate that focus / collimation holds up well. The only issue I have with System 1 is potentially slight tilt, i am waiting for a ZWO tilt adapter to continue to improve the stars.

I checked my observations against the chart on this page

My seeing is generally between 4 and 7 on this scale, with 5 and 6 being the most common. 4 is typically a bad night, and 7 is typically a late quiet night with no wind.

When i take this and compare with the 5 - 1 scale for CCD's here

I think about a 3 seems reasonable for average with IR pass filter, 2 and 4 are much less common.

The seeing range for 6 inch scope is 2 to 5 arc seconds, for a 12 inch scope it is 1 to 2.5 arc seconds. So perhaps my 8 RASA is in between these two? 1.5 to 3?

When i ran CCD inspector on System 1 recently, I got FHWM of 2 as minimum.

But lets say the seeing is even a bit worse than this. Since RASA 8 + 183 without binning can do 1.25 arc /seconds without seeing limit, what am I missing wrt image quality?

#6 Rickster

Thats all good stuff and thanks for those links. I don't recall having read the Pickering scale before. And years ago I was a frequent consumer of the brain food on handprint.com. It seems that he has added some detail to his pages (or could it be that I have forgotton some detasil?) Either way, it is good stuff and well worth refresh read.

I would offer that of the various tools that I have used to gauge seeing, PHD2 is my favorite. Instead of using it for guiding you can feed it with your main scope. Its Star Profile display gives you an excellent real time tool for quantifying resolution. Great for focusing too. Far better than a baht mask IMO. And the Target display is a good way to quantify how much the star is jumping around.

I would like to add that I completely agree that understanding how weather affects seeing is key to getting the best shots. Astrospheric.com is a nice all in one tool. If you want to dig in to the nitty gritty, the aviation turbulence and winds aloft projections are my favorites.

Edited by Rickster, 02 January 2021 - 12:03 AM.

#7 SanjeevJoshi

thanks for the info, appreciated. I will check out PHD2 and the weather links.

I am curious why / how a good F2 system on 8 inch was beat by an equivalent SCT (like 8) with focal reducers - not sure how long ago that was. Optics seem amazing at least to my novice eyes. If Astrojedi sees this, hopefully he will chime in.

It is still true that there may not be a reasonable commercial camera (within range) that is designed specifically for what the RASA 8 can do but the 183 Pro we both have (and the 553 Pro) come really close. A few years ago, an 8 inch F2 system might not have given its best (eg with a 294 instead). Plus, other than a tilt adjustment if needed based on camera(s), RASA might be a serious upgrade even hardware wise, over after-market options of a few years ago. I just re-entered the hobby in September with visual, so I have not kept up with the evolution over the last few years. But there is no comparison between my C8 with focal reducers and the RASA 8, at least with my set ups. I do have a F6.3 and F5 reducer but stopped using after I got the RASA 8.

Edited by SanjeevJoshi, 02 January 2021 - 02:32 AM.

#8 Noah4x4

I find using my C8 with Hyperstar much more enjoyable than C8 with f/6.3 reducer or C8 with Barlow. However, these combinations offer me great versatility in one scope.

I am not a photography enthusiast and simply want to beat light pollution. Waiting longer for DSO images to "develop" at longer focal lengths is tedious and more challenging. It is a myth that Hyperstar is hard to collimate or like objections. I started with DSLR (tricky), bypassed f/6.3 (less tricky) and went straight to f/2 for three years (easy!). I then did embrace f/6.3 for twelve months and am now wondering why I ever departed from f/2.

Key to my enjoyment at f/2 is my system is end to end 4K UHD terminating with a 4K UHD graphics display.

At f/2, an issue is that you get a huge FOV and lose magnification. Yes, for (perceived) smaller DSOs you therefore need f/6.3. But having the right camera, Zoom and your display capabilities is material

I can't see the sense in buying an (exceeding) 4K UHD camera (like an ASI294) then sending its output to a limited 1080p HD display, which is typical of most laptops. Crucial at f/2 is camera Zoom and access to a greater number of smaller pixels is a benefit as pixelation (going blocky) then occurs later.. Yes, in the days of CCD it was true that larger pixels and/or binning increased sensitivity, but we are in an era of large sensor, small pixel, low read noise CMOS that apply amplification by electronic means.

The barrier to enjoying a 4K UHD graphics display is cost. The cheapest 4K UHD Laptop is £1,800. Instead, I use an Intel NUC with 4K UHD monitor for around £1,000. I know others that advocate the 4K experience. But it is something that can never be demonstrated in Cloudy Nights due to the forum's image limitations and viewers using a 1080p or lesser display.

In a wireless Remote Desktop system, sending 4K UHD screen data from scope side mini-computer to indoor terminal is a bit more challenging. Both computers must obviously need to be capable of handling 4k and your display/monitor must obviously be 4K You therefore need a bit more computing power and reducing RemoteFX compression can assist. It is not a cheap route. But the cost of 4K computing is dropping fast. So when buying that latest double digit megapixel camera, it is worth considering how best to maximise its display.

#9 StarAlert

I find using my C8 with Hyperstar much more enjoyable than C8 with f/6.3 reducer or C8 with Barlow. However, these combinations offer me great versatility in one scope.

I am not a photography enthusiast and simply want to beat light pollution. Waiting longer for DSO images to "develop" at longer focal lengths is tedious and more challenging. It is a myth that Hyperstar is hard to collimate or like objections. I started with DSLR (tricky), bypassed f/6.3 (less tricky) and went straight to f/2 for three years (easy!). I then did embrace f/6.3 for twelve months and am now wondering why I ever departed from f/2.

Key to my enjoyment at f/2 is my system is end to end 4K UHD terminating with a 4K UHD graphics display.

At f/2, an issue is that you get a huge FOV and lose magnification. Yes, for (perceived) smaller DSOs you therefore need f/6.3. But having the right camera, Zoom and your display capabilities is material

I can't see the sense in buying an (exceeding) 4K UHD camera (like an ASI294) then sending its output to a limited 1080p HD display, which is typical of most laptops. Crucial at f/2 is camera Zoom and access to a greater number of smaller pixels is a benefit as pixelation (going blocky) then occurs later.. Yes, in the days of CCD it was true that larger pixels and/or binning increased sensitivity, but we are in an era of large sensor, small pixel, low read noise CMOS that apply amplification by electronic means.

The barrier to enjoying a 4K UHD graphics display is cost. The cheapest 4K UHD Laptop is £1,800. Instead, I use an Intel NUC with 4K UHD monitor for around £1,000. I know others that advocate the 4K experience. But it is something that can never be demonstrated in Cloudy Nights due to the forum's image limitations and viewers using a 1080p or lesser display.

In a wireless Remote Desktop system, sending 4K UHD screen data from scope side mini-computer to indoor terminal is a bit more challenging. Both computers must obviously need to be capable of handling 4k and your display/monitor must obviously be 4K You therefore need a bit more computing power and reducing RemoteFX compression can assist. It is not a cheap route. But the cost of 4K computing is dropping fast. So when buying that latest double digit megapixel camera, it is worth considering how best to maximise its display.

My permanent pier is 12 feet from the house. Would 5m of active USB 3.0 be sufficient to display at 4K UHD? Newnex sells active USB cable up to 20 meters long and says it transfers data at 5 Gbps. I’m trying to figure out how to put a USB “outlet” in the exterior wall to get the cable inside the house and to my Mac just inside.

My thought is to buy a 5 meter active USB 3.0 to run from the scope to the outside “USB outlet” and then run a 1 meter cable from the inside “USB outlet” to my Mac or a 4K monitor.

This seems to be the simplest solution for me. No remote computers, no mesh routers. The cable isn’t cheap but if it works, I’m willing to spend $200 on cable rather than dealing with the headaches of remote computers and WiFi.


شاهد الفيديو: حل لغز الاحرف في معالجات انتل ما معني الاحرف في المعالجات (كانون الثاني 2023).