ดาราศาสตร์

ทำความเข้าใจการสูญเสียพลังงานในรูรับแสงของกล้องโทรทรรศน์เนื่องจากการกระจายตัวของชั้นบรรยากาศ atmospheric

ทำความเข้าใจการสูญเสียพลังงานในรูรับแสงของกล้องโทรทรรศน์เนื่องจากการกระจายตัวของชั้นบรรยากาศ atmospheric


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.

ฉันกำลังพยายามทำความเข้าใจการสูญเสียพลังงานอันเนื่องมาจากการกระจายตัวของชั้นบรรยากาศ จากแผนภาพด้านล่างจากกล้องโทรทรรศน์ Keck สำหรับการดูทั่วไป มีคนบอกว่าพลังงานที่ล้อมรอบ 80% ใน 1" รูรับแสงของเครื่องมือคือ 2" พล็อตแสดงการกระจายตัวเป็นฟังก์ชันของระยะทางสุดยอดสำหรับความยาวคลื่นต่างๆ

ระยะทางซีนิธสูงสุดที่มีการสูญเสีย < 20% ที่ 3200 อังสตรอมเนื่องจากการกระจายตัวของบรรยากาศคือเท่าใด

ฉันไม่เคยคิดเกี่ยวกับรูรับแสงในหน่วยอาร์ควินาที แต่ฉันคิดว่ามันใหญ่กว่าที่มองเห็น ปกติไหม นอกจากนี้ ความจริงที่ว่า 80% ของพลังงานล้อมรอบ 1" นั้นหมายความว่าคุณจับ 100% ด้วยรูรับแสง 2" หรือฉันมองข้ามสิ่งต่าง ๆ หรือไม่ ฉันไม่รู้วิธีใช้พล็อตนี้จริงๆ ที่ระยะซีนิธคงที่หนึ่ง ตัวอย่างเช่น ค่า y คือ -3 หมายความว่าการมองเห็นเพิ่มขึ้นด้วย 3" หรือไม่ (เช่น หากการเห็นเป็น 1" โดยไม่มีการกระจาย มันจะเป็น 4" ที่มีการกระจาย) หรือไม่ สมเหตุสมผลไหมที่จะนึกถึงการเห็น "ไม่มี" การกระจายตัวของบรรยากาศ?


ฉันจะตั้งสมมติฐานว่า "รูรับแสง" ของเครื่องมือหมายถึงความกว้างของเส้นใยที่ป้อนสเปกโตรกราฟ (ฉันไม่สามารถนึกถึงสถานการณ์อื่นที่เป็นไปได้)

สิ่งที่คุณต้องการคือการใส่กำลังสูงสุดที่คุณสามารถทำได้ภายในเส้นผ่านศูนย์กลาง 2 arcsec ในระนาบโฟกัสของกล้องโทรทรรศน์ ที่ความยาวคลื่นที่น่าสนใจ. ผลกระทบที่น่าสับสนอย่างหนึ่งคือการเห็น หาก 80% ของพลังงานอยู่ภายในเส้นผ่านศูนย์กลาง 1 arcsec แสดงว่าเป็นสมมติฐานที่สมเหตุสมผลว่าคุณเกือบจะได้พลังงานทั้งหมดแล้ว ($>95$%) ภายในเส้นใย 2 arcsec

การพิจารณาข้างต้นนำไปใช้กับแสงของ ใดๆ ความยาวคลื่นเดียวและสีเดียว หากคุณต้องการสังเกตสเปกตรัมในช่วงความยาวคลื่น คุณจะต้องคำนึงถึงการกระจายตัวของบรรยากาศด้วย แสงที่มีความยาวคลื่นต่างกันจะหักเหโดยบรรยากาศ ดังนั้นแสงที่มีความยาวคลื่นต่างกันจะถูกส่งไปยังจุดโฟกัสที่ต่างกันไปตามความยาวคลื่นของแสง แอมพลิจูดของการกระจัดกระจายแบบดิฟเฟอเรนเชียลในระนาบโฟกัสนั้นขึ้นอยู่กับว่าบรรยากาศอยู่ในทางมากแค่ไหน และจะเพิ่มขึ้นตามระยะทางสุดยอด

กราฟในคำถามของคุณจะแสดงให้คุณเห็นว่าการกระจัดนั้นคืออะไร (ในหน่วยอาร์ควินาที) เทียบกับแสงที่ 5000A สิ่งนี้หมายความว่า พิสัย ของความยาวคลื่นที่คุณสามารถเข้าสู่ 2 arcsec ได้สำเร็จจะขึ้นอยู่กับความยาวคลื่นกลางและระยะทางซีนิท

ตัวอย่างเช่น การพยายามหาสเปกตรัมระหว่างจุดตัดบรรยากาศที่ 3200A และ 5000A ในการสังเกตครั้งเดียวจะไม่สามารถทำได้เหนือระยะทางสุดยอดถ้า 50 องศา เนื่องจากจุดศูนย์กลางของภาพที่ความยาวคลื่นทั้งสองนี้ต่างกันมากกว่า 2 arcsec และในความเป็นจริง คุณจะเริ่มสูญเสียสัญญาณก่อนหน้านั้น เพราะการกระจัดในกราฟเป็นเพียงของเซนทรอยด์ของภาพ และแน่นอนว่าถ้าเซนทรอยด์นั้นเข้าใกล้ขอบของรูรับแสง เอฟเฟกต์ภาพเบลอจากการเห็นจะทำให้สูญเสียแสง

หาก "รูรับแสง" หมายถึงความกว้างของร่องบนสเปกโตรกราฟแบบเดิม คุณสามารถแก้ไขปัญหาการกระจายนี้ได้โดยการหมุนช่องกรีดให้เป็นมุมขนาน เพื่อให้รอยกรีดอยู่ตามภาพที่กระจัดกระจายของดาว และอื่นๆ รวบรวมแสงที่ความยาวคลื่นทั้งหมด (แม้ว่าจะปรากฏในพิกเซลที่ต่างกันบนกล้อง)

หากคุณกำลังถ่ายภาพ ผลกระทบของการกระจายตัวของบรรยากาศจะขึ้นอยู่กับแบนด์วิดท์ของตัวกรองและระยะทางสุดยอด ด้วยฟิลเตอร์วงแคบ ขนาดของรูปภาพของคุณจะถูกจำกัดด้วยการมองเห็น หากคุณกำลังใช้ตัวกรองบรอดแบนด์ โดยเฉพาะ U และ B รูปภาพของคุณอาจขยายในแนวตั้งที่ระยะทางสุดยอดมากได้เนื่องจากการกระจายส่วนต่าง

วิธีแก้ไขคือการแนะนำตัวแก้ไขการกระจายตัวของบรรยากาศก่อนระนาบโฟกัส ซึ่งจะย้อนกลับผลกระทบที่คำนวณได้ของการกระจายตัวของบรรยากาศ (โดยสูญเสียสัญญาณและคุณภาพของภาพบางส่วน)


คำตอบของ @ ProfRob ช่วยให้ฉันเข้าใจว่าเกิดอะไรขึ้น แต่ฉันต้องการเพิ่มบางอย่าง

ถ้ากล้องโทรทรรศน์ การชี้ได้รับการปรับให้เหมาะสมสำหรับ 5,000 angstrom รูรับแสงขนาด 2" จะมีพื้นที่ทั้งหมด 1" ซึ่งสอดคล้องกับ 80% ของพลังงาน หากคุณให้กล้องโทรทรรศน์ชี้ไปที่ตำแหน่งคงที่ แต่ติดตามแสงที่ 3200 อังสตรอม "ดิสก์" ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 1" จะลดลงเนื่องจากการกระจายตัวของชั้นบรรยากาศ ตราบใดที่ดิสก์ 1" นี้อยู่ภายใน 2" ที่คุณสังเกตด้วยกล้องโทรทรรศน์นั้นชี้ คุณจะจับแสงอังสตรอม 3200 ได้ 80% ดังนั้นสิ่งที่คุณต้องคำนวณคือคุณสามารถแทนที่ศูนย์กลางของดิสก์ 1" ได้มากที่สุดเพื่อให้มันอยู่ในดิสก์ที่ใหญ่กว่า นี่จะเป็นเมื่อวงกลมเล็กสัมผัสกับวงกลมใหญ่ด้านใน ซึ่งหมายความว่าจะเลื่อนจุดศูนย์กลางลงครึ่งหนึ่งของเส้นผ่านศูนย์กลางของวงกลมที่เล็กที่สุด นั่นคือ 0.5" ฉันหวังว่านี่จะสมเหตุสมผล…

ในโครงเรื่อง -0.5" สอดคล้องกับระยะทางสุดยอดที่ 20° หากคุณต้องการกำหนดจำนวนตัวแก้ไข (ADC) ที่คุณต้องการ (ในวงล้อ ไม่ใช่ทั้งหมดในชุด) ที่ระยะทางสุดยอด เช่น 70° ในขณะที่รักษาความสูญเสียให้ต่ำกว่า 20% คุณต้องค้นหาจำนวนดิสก์ 1" ที่เคลื่อนออกนอกดิสก์ 2" สำหรับกล้องโทรทรรศน์ที่ชี้ซึ่งได้รับการปรับให้เหมาะสมที่ 5,000 angstrom ที่ 70° คุณจะต้องแก้ไข 4 ของความยาวคลื่นที่แสดงในโครงเรื่อง


การหักเหของบรรยากาศ

คลื่นวิทยุ เช่น คลื่นแสง อาจมีการสะท้อนและการหักเหของแสง นอกจากนี้ยังสูญเสียการลดทอนอันเนื่องมาจากปรากฏการณ์ทางบรรยากาศและธรรมชาติ เช่น ฝน หิมะ และหมอก ส่งผลให้สัญญาณเสื่อมลงสามประเภทหลัก: การรบกวนแบบหลายเส้นทาง การซีดจาง และการสูญเสียการลดทอน

การสะท้อนจากพื้นผิวโลก ไอโอสเฟียร์ วัตถุธรรมชาติหรือที่มนุษย์สร้างขึ้น และการหักเหของบรรยากาศสามารถสร้างเส้นทางที่หลากหลายระหว่างเสาอากาศรับและส่งสัญญาณ ขึ้นอยู่กับระยะทางของเส้นทางสัมพัทธ์ คลื่นสะท้อนจะเปลี่ยนเฟสตามคลื่นเดิม ซึ่งอาจทำให้เกิดการรบกวนที่เครื่องรับที่เรียกว่า การรบกวนแบบหลายเส้นทาง. เนื่องจากจำนวนเฟส shift ขึ้นกับความถี่ สัญญาณที่ได้รับรวมก็ขึ้นอยู่กับความถี่ด้วย ซึ่งอาจนำไปสู่ปัญหาร้ายแรงในการส่งสัญญาณแบบไวด์แบนด์

การซีดจางเกิดจากการเปลี่ยนแปลงที่ผิดปกติในดัชนีการหักเหของแสงของบรรยากาศ โดยปกติ บรรยากาศจะหักเหหรือหักเหคลื่นวิทยุกลับไปยังพื้นผิวโลก อย่างไรก็ตาม การกระจายของอุณหภูมิ ความชื้น และหมอกบนพื้นดินอย่างผิดปกติอาจทำให้คลื่นวิทยุโค้งเข้าหาพื้นผิวมากกว่าปกติมากจนไม่ไปถึงเสาอากาศรับสัญญาณ ทำให้ความแรงของสัญญาณที่ได้รับเปลี่ยนแปลงหรือสูญเสียไปโดยสิ้นเชิง การแปรผันหรือโดยเฉพาะอย่างยิ่งการลดความแรงของสัญญาณที่ได้รับในช่วงเวลาต่างๆ เรียกว่า จางลง.

เมื่อความถี่การส่งสัญญาณเพิ่มขึ้น การสูญเสียการลดทอนเส้นทางเนื่องจากบรรยากาศก็เพิ่มขึ้นเช่นกัน ความสูญเสียที่ร้ายแรงกว่านั้นเกิดจากหมอก หิมะ และโดยเฉพาะอย่างยิ่งฝน ซึ่งมีความสำคัญมากที่ความถี่สูงกว่า 4 GHz ผลกระทบของการสูญเสียเหล่านี้จะจางหายไปและเพิ่มอัตราความผิดพลาด โดยปกติแล้วจะได้รับอนุญาตในระหว่างขั้นตอนการออกแบบโดยใช้ข้อมูลอุตุนิยมวิทยาที่เผยแพร่ของภูมิภาคที่มีลิงก์วิทยุอยู่


สารบัญ

ความร่วมมือและเงินทุน แก้ไข

โครงการ MSE เริ่มเป็นรูปเป็นร่างขึ้นผ่านการศึกษาความเป็นไปได้ที่นำโดย National Research Council of Canada ซึ่งแสดงให้เห็นถึงความแข็งแกร่งของกรณีวิทยาศาสตร์สำหรับสิ่งอำนวยความสะดวกด้านสเปกโตรสโกปีแบบหลายวัตถุที่มีรูรับแสงขนาดใหญ่โดยเฉพาะ ตลอดจนความเป็นไปได้ทางเทคนิคของสถานที่ดังกล่าวในการอัพเกรดเป็น CFHT. ในปี 2014 CFHT ได้จัดตั้งสำนักงานโครงการใน Waimea HI เพื่อเป็นผู้นำและพัฒนาโครงการตั้งแต่เริ่มการก่อสร้าง [1] ผู้เข้าร่วม MSE ในปี 2561 ประกอบด้วยองค์กรระดับชาติหรือระดับรัฐในแคนาดา ฝรั่งเศส ฮาวาย ออสเตรเลีย จีน และอินเดีย โดยมี CFHT Corp เป็นหน่วยงานบริหารสำหรับโครงการ กลุ่มมหาวิทยาลัยในสเปนยังมีบทบาทสำคัญในช่วงก่อนหน้าของโครงการ โครงการนี้อยู่ภายใต้กลุ่มผู้บริหารของสมาชิกจากผู้เข้าร่วมแต่ละคน งานออกแบบโครงการได้รับทุนผ่านเงินสดที่จัดการโดยกลุ่มการจัดการและเบิกจ่ายโดย CFHT Corp เช่นเดียวกับงานในรูปแบบต่างๆ โดยผู้เข้าร่วมส่วนใหญ่

กระบวนการอนุมัติการก่อสร้าง แก้ไข

เอกสารสำคัญในการจัดการดินแดน Maunakea ได้แก่ แผนแม่บทของ Mauna Kea Science Reserve [4] (มิถุนายน 2543) และแผนการจัดการที่ครอบคลุมของ Mauna Kea [5] (2009 และ 2010) แผนแม่บทรับรองอย่างชัดเจนว่า CFHT เป็นหนึ่งในสถานที่ประชุมสุดยอดที่จะถูกพัฒนาใหม่ ในขณะที่แผนการจัดการที่ครอบคลุมกำหนดขั้นตอนการพัฒนาและการอนุมัติ แม้ว่าการเปลี่ยนแปลงตามแผนสำหรับ MSE จะมีผลกระทบน้อยกว่าที่จัดประเภทเป็น "การพัฒนาขื้นใหม่" ในแผนแม่บทและกฎการบริหารของรัฐ MSE อยู่ภายใต้กระบวนการอนุมัติที่กำหนดไว้ในเอกสารเหล่านี้และจัดการโดยกรมที่ดินและธรรมชาติของฮาวาย ทรัพยากร (DLNR)

CFHT ครอบครองพื้นที่บน Maunakea ภายใต้สัญญาเช่าช่วงต่อ General Lease S-4191 ระหว่างรัฐ Hawai'i และ University of Hawai'i (UH) General Lease ให้สิทธิ์และภาระผูกพันแก่ UH ในการดำเนินการและจัดการ Mauna Kea Science Reserve จนถึงวันที่ 31 ธันวาคม พ.ศ. 2576 UH อยู่ในขั้นตอนของการขอต่ออายุสัญญาเช่าทั่วไป ก่อนที่ MSE จะเข้าสู่ขั้นตอนการก่อสร้าง โปรเจ็กต์ต้องมีทั้งโครงการที่ได้รับอนุมัติจาก DLNR และความสามารถในการดำเนินการเกินกว่าปี 2033 ภายใต้สัญญาเช่าทั่วไปสำหรับเขตสงวนวิทยาศาสตร์เมานาเคีย

วัตถุประสงค์ทางวิทยาศาสตร์ แก้ไข

วัตถุประสงค์ทางวิทยาศาสตร์สำหรับ MSE ได้รับการพัฒนาโดยทีมวิทยาศาสตร์ระดับนานาชาติที่มีฐานกว้าง และได้อธิบายไว้ในกรณีวิทยาศาสตร์โดยละเอียดของ MSE [6] Detailed Science Case พัฒนาและพิสูจน์กรณีวิทยาศาสตร์สำหรับการสำรวจเชิงสังเกต 12 แบบ โดยแต่ละรายการจะตอบคำถามทางวิทยาศาสตร์ที่สำคัญ และจัดกลุ่ม 12 กรณีดังกล่าวออกเป็น 3 หัวข้อทางวิทยาศาสตร์:

  1. กำเนิดดาว ระบบดาว และมวลดาวของดาราจักร
  2. การเชื่อมโยงกาแลคซีกับโครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาลและ
  3. ส่องสว่างจักรวาลมืด

ชุดโปรแกรมการสำรวจหกรายการที่เป็นไปได้เฉพาะกับ MSE [7] [อ้างอิง] ใช้เพื่อกำหนดและจำกัดลักษณะทางเทคนิคของหอดูดาว

1. ดาวเคราะห์นอกระบบและดาราศาสตร์ฟิสิกส์ดาวฤกษ์ Edit

MSE จะให้คุณลักษณะทางสเปกโตรสโกปีที่ความละเอียดสเปกตรัมสูงและอัตราส่วนสัญญาณต่อสัญญาณรบกวนสูงของปลายสลัว (g

16) ของการกระจายเป้าหมายของ PLATO เพื่อให้สามารถวิเคราะห์ทางสถิติของคุณสมบัติของดาวฤกษ์ที่มีดาวเคราะห์เป็นหน้าที่ของพารามิเตอร์ของดาวและเคมี สิ่งนี้จะช่วยให้การศึกษาทางสถิติที่สมบูรณ์อย่างสูงเกี่ยวกับความชุกของการทวีคูณของดาวในระบบการปกครองของดาวพฤหัสบดีร้อนสำหรับตัวอย่างนี้และตัวอย่างอื่นๆ และยังวัดเศษส่วนเลขฐานสองได้โดยตรงจากย่านสุริยะ

2. การติดแท็กเคมีที่ด้านนอกทางช้างเผือก Edit

MSE จะเน้นที่การทำความเข้าใจส่วนประกอบภายนอกของกาแลคซี่ ได้แก่ รัศมี ดิสก์หนา และดิสก์ด้านนอก ซึ่งไม่สามารถเข้าถึงได้จากกล้องโทรทรรศน์ระดับ 4 เมตร ส่วนใหญ่มาจากการใช้ความสามารถเฉพาะตัวในการทดลองการติดแท็กทางเคมี เคมีมีศักยภาพที่จะใช้เพิ่มเติมจากหรือแทนที่จะใช้เฟสสเปซเพื่อเปิดเผยความสัมพันธ์ของดวงดาวที่เป็นตัวแทนของส่วนที่เหลือของหน่วยการสร้างของกาแล็กซี่ MSE จะผลักดันเทคนิคเหล่านี้ไปข้างหน้าเพื่อช่วยให้เกิด "กาแล็กซี่ใหม่" ของ Freeman และ Bland-Hawthorne [8]

3. สำรวจพลวัตของสสารมืด Edit

MSE จะตรวจสอบพลวัตของสสารมืดเหนือตาชั่งเชิงพื้นที่ทางดาราศาสตร์ทั้งหมด สำหรับดาราจักรแคระทางช้างเผือก MSE จะได้รับตัวอย่างที่สมบูรณ์ของดาวสมาชิกนับหมื่นดวงจนถึงรัศมีที่กว้างมากและมีหลายยุคหลายสมัยเพื่อระบุและกำจัดดาวคู่ การวิเคราะห์ดังกล่าวจะช่วยให้ได้โปรไฟล์สสารมืดภายในที่มีความแม่นยำสูง และจะสำรวจบริเวณรอบนอกของรัศมีสสารมืดที่พิจารณาการรบกวนของกระแสน้ำภายนอกเมื่อดาวแคระโคจรรอบกาแล็กซี ในรัศมีกาแลคซี่ การทำแผนที่ความเร็วในแนวรัศมีที่มีความแม่นยำสูงของกระแสดาวทุกดวงที่รู้จักจะเปิดเผยขอบเขตของความร้อนผ่านการโต้ตอบกับ sub-halos ที่มืดและจำกัดฟังก์ชันมวลของ sub-halos ที่มืดรอบๆ ดาราจักร L* ในระดับกระจุกดาว MSE จะใช้กาแล็กซี เนบิวลาดาวเคราะห์ และกระจุกดาวทรงกลมเป็นตัวติดตามแบบไดนามิกเพื่อให้ภาพเหมือนของสสารมืดฮาโลที่สม่ำเสมอทั่วทั้งฟังก์ชันมวล

4. ตรวจสอบการเชื่อมต่อระหว่างกาแลคซีกับโครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาล Edit structure

MSE จะวัดว่าดาราจักรวิวัฒนาการและเติบโตอย่างไรเมื่อเทียบกับโครงสร้างสสารมืดที่พวกมันถูกฝังไว้ สิ่งนี้ทำได้โดยการทำแผนที่การกระจายของประชากรดาวและหลุมดำมวลมหาศาลไปยังรัศมีสสารมืดและโครงสร้างเส้นใยที่ครอบงำความหนาแน่นมวลของจักรวาล และทำเช่นนี้กับมวลและมาตราส่วนเชิงพื้นที่ทั้งหมด MSE จะทำให้เกิดความก้าวหน้าในดาราศาสตร์นอกดาราจักรโดยเชื่อมโยงการก่อตัวและวิวัฒนาการของดาราจักรกับโครงสร้างขนาดใหญ่ที่อยู่รายรอบ ตลอดช่วงทั้งหมดของมาตราส่วนเชิงพื้นที่ที่เกี่ยวข้อง (ตั้งแต่กิโลพาร์เซกไปจนถึงเมกะพาร์เซก)

5. ติดตามเหตุการณ์ตัวแปรเวลา Edit

MSE จะดำเนินการติดตามผลทางสเปกโตรสโกปีของเหตุการณ์ตัวแปรเวลาที่ค้นพบโดย LSST, SKA และการสำรวจชั่วคราวบนท้องฟ้าอื่นๆ ด้วยความได้เปรียบแบบมัลติเพล็กซ์ขนาดใหญ่และท้องฟ้าซ้อนทับกันได้ดีกับการสำรวจอื่นๆ MSE จึงสามารถติดตามเหตุการณ์ชั่วคราวที่มีแสงน้อยโดยใช้รูรับแสงขนาดใหญ่ได้โดยใช้เส้นใยเพียงไม่กี่เส้น ในขณะที่ยังคงสังเกตการณ์โปรแกรมสำรวจหลักอย่างต่อเนื่องโดยไม่ขาดตอนด้วยส่วนที่เหลือของชุดไฟเบอร์ที่ติดตั้งไว้

6. การเติบโตของหลุมดำมวลมหาศาล Edit

MSE จะดำเนินการโปรแกรมโดเมนเวลานอกดาราจักรเพื่อวัดอัตราการเพิ่มและมวลของตัวอย่างหลุมดำมวลมหาศาลโดยตรงผ่านการทำแผนที่ก้องกังวาน ข้อมูลนี้จำเป็นสำหรับการทำความเข้าใจฟิสิกส์การเพิ่มขึ้นและการติดตามการเติบโตของหลุมดำในช่วงเวลาจักรวาล การทำแผนที่ก้องเป็นวิธีเดียวในการวัดมวลหลุมดำที่ไม่ขึ้นกับระยะทางที่ใช้ได้ในระยะทางจักรวาลวิทยา MSE จะขยาย AGN ที่มีความสว่างค่อนข้างต่ำในช่วง 10 วินาทีไปได้อย่างมาก ซึ่งปัจจุบันมีการวัดมวลหลุมดำของพวกมันตามเทคนิคนี้

การศึกษาและความรับผิดชอบต่อสังคม Edit

การบรรลุวัตถุประสงค์ทางวิทยาศาสตร์ MSE จะส่งเสริมการศึกษา โดยเฉพาะอย่างยิ่งการศึกษา STEM [วิทยาศาสตร์ เทคโนโลยี วิศวกรรม และคณิตศาสตร์] ภายในชุมชนพันธมิตร ในขณะที่รายละเอียดเกี่ยวกับวิธีการใช้ MSE เพื่อสนับสนุนการศึกษากำลังได้รับการพัฒนาภายในชุมชนเหล่านั้น CFHT มีประวัติที่พิสูจน์แล้วด้วยโปรแกรมการศึกษาและการเข้าถึงชุมชนที่เป็นนวัตกรรมมากมาย เช่น โครงการ Maunakea Scholars [9] ที่มีส่วนร่วมกับชาวฮาวาย ฉันชุมชน แนวคิดที่ได้รับการพิสูจน์ผ่านโครงการที่มีอยู่ของ CFHT สามารถนำไปใช้ได้อย่างกว้างขวางกับพันธมิตรระหว่างประเทศทั้งหมด โปรแกรมดังกล่าวจะเป็นพื้นฐานสำหรับการขยายโครงการพัฒนาไปสู่สาขาการศึกษาอื่นๆ ของ STEM

กล้องโทรทรรศน์และกล่องหุ้ม Edit

กล้องโทรทรรศน์ MSE จะใช้เมาท์กล้องโทรทรรศน์ระดับความสูง-azimuth ที่รองรับกระจกหลักแบบแบ่งส่วนที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางรูรับแสงใช้งานจริง 10 เมตร แนวคิดการยึดนี้ใช้โครงสร้างแบบแอกและท่อกล้องโทรทรรศน์แบบเฟรมสเปซแบบเปิดซึ่งให้ประสิทธิภาพทางกลที่ดีมาก [10] กล้องโทรทรรศน์ได้รับการออกแบบทางทัศนศาสตร์ให้เป็นกล้องโทรทรรศน์เฉพาะจุดโดยใช้กระจกหลักแบบแบ่งส่วน 60 ส่วน 1.44 ม. ให้รูรับแสงในขอบเขต 11.25 เมตร และมีตัวแก้ไขช่องมองภาพกว้างห้าองค์ประกอบให้มุมมองภาพที่ถูกต้อง 1.5 ตารางที่ พื้นผิวโฟกัสแบบออปติคอลไพรม์โฟกัสของกล้องโทรทรรศน์ การชดเชยการกระจายตัวของชั้นบรรยากาศเป็นฟังก์ชันสำคัญของเลนส์ตัวแก้ไขแบบไวด์ฟิลด์ เส้นผ่านศูนย์กลางรูรับแสง 11.25 เมตรของ MSE จำเป็นต้องเปลี่ยนกล่องหุ้มของกล้องโทรทรรศน์แคนาดา-ฝรั่งเศส-ฮาวาย ซึ่งออกแบบมาสำหรับกล้องโทรทรรศน์ขนาดรูรับแสง 3.6 เมตร โดยกล้องหนึ่งจะมีช่องรับแสงที่เหมาะสมในขณะที่ยังคงมีมวลซึ่งอาคารปัจจุบันสามารถรองรับได้ ตู้สไตล์ calotte [11] ได้รับเลือกให้เป็นตู้ที่ตรงตามข้อกำหนดด้านประสิทธิภาพ รวมถึงการควบคุมการระบายอากาศที่ดี ในขณะที่อยู่ภายในงบประมาณมวลและงบประมาณที่อนุญาต

ชุดเครื่องมือวัด [12] ที่ระยะการมองเห็นแบบวงกลมถูกครอบงำด้วยอาร์เรย์หกเหลี่ยมที่มีตัวกำหนดตำแหน่งเส้นใยหุ่นยนต์มากกว่า 4300 ตัว ซึ่งแต่ละตัวจะสุ่มตัวอย่างแสงที่พื้นผิวโฟกัสด้วยปลายของเส้นใยแก้วนำแสง ตั้งอยู่ในคอร์ดด้านนอกระหว่างอาร์เรย์หกเหลี่ยมของตัวกำหนดตำแหน่งไฟเบอร์และมุมมองวงกลมคือกล้องถ่ายภาพสามตัวที่ใช้สำหรับการหาตำแหน่งชี้ตำแหน่งด้วยกล้องโทรทรรศน์ คำแนะนำ และการวัดโฟกัส ระยะการขจัดการหมุนด้วยกลไกช่วยให้ชุดเครื่องมือวัดมีความเสถียรในระบบพิกัดท้องฟ้าเมื่อมุมพารัลแลกติกเปลี่ยนไประหว่างการสังเกตการณ์

เครื่องมือวิทยาศาสตร์แก้ไข

ข้อมูลวิทยาศาสตร์สามารถรับได้ในโหมดความละเอียดสเปกตรัมที่เป็นไปได้สองโหมด: ความละเอียดสูงประมาณ R = 20,000 | 40,000 และโหมดความละเอียดต่ำ/ปานกลางซึ่งครอบคลุม R = 2,000 ถึง R = 6,000 MSE ได้รับการออกแบบมาให้สามารถรับสเปกตรัมทั้งสองโหมดพร้อมกันในระหว่างการสังเกตใดๆ ระบบส่งสัญญาณไฟเบอร์ออปติกถ่ายทอดแสงที่รวบรวมไว้ในปลายไฟเบอร์ที่ระนาบโฟกัสแบบออปติคัลของกล้องโทรทรรศน์ไปยังสเปกโตรมิเตอร์สองฝั่งที่จะวัดสเปกตรัมของแสงที่เส้นใยแต่ละเส้นรวบรวมไว้ ทิปไฟเบอร์ถูกจัดตำแหน่งอย่างแม่นยำในตำแหน่งที่น่าสนใจทางดาราศาสตร์ในระนาบโฟกัสด้วยอาร์เรย์ของตัวกำหนดตำแหน่งเส้นใยกระดูกสันหลังที่สั่งการจากระยะไกลได้ [13] แต่ละตัวมีหน้าที่รับผิดชอบในการส่งแสงไปยังหนึ่งในสองฝั่งของสเปกโตรมิเตอร์ ระบบส่งผ่านไฟเบอร์ [14] ใช้เส้นใยรูรับแสงที่มีตัวเลขสูงเพื่อให้ตรงกับอัตราส่วนการโฟกัสของกล้องโทรทรรศน์โดยตรง และเพื่อให้เสถียรภาพทางกลที่ดีและปริมาณงานออปติคอลในขณะที่ลดการเสื่อมสภาพของอัตราส่วนโฟกัส เส้นผ่านศูนย์กลางของแกนไฟเบอร์ซึ่งกำหนดขนาดของท้องฟ้าที่สุ่มตัวอย่างโดยปลายเส้นใยแต่ละอันนั้นแตกต่างกันในเส้นใยที่ใช้ในโหมดความละเอียดสูงจากที่ใช้ในโหมดความละเอียดต่ำ/ปานกลาง เนื่องจากขนาดเชิงมุมของเป้าหมายทางดาราศาสตร์แตกต่างกัน ที่คาดไว้ในแต่ละโหมด

สเปกโตรมิเตอร์ความละเอียดสูงของ MSE อยู่ภายในท่าเรือคอนกรีตใต้กล้องโทรทรรศน์ แบงค์สเปกโตรมิเตอร์นี้วัดสเปกตรัมของแสงที่ส่งโดยเส้นใย 1,000 หรือมากกว่า แต่ละอันจะกระจายตัวในหน้าต่างสเปกตรัมสามช่องซึ่งกระจายไปตามช่วงแสงที่มองเห็นได้ของอุปกรณ์ (360 นาโนเมตร ถึง 900 นาโนเมตร) [15] สเปกโตรมิเตอร์ความละเอียดต่ำ/ปานกลางตั้งอยู่บนกล้องโทรทรรศน์ บนแท่นยกแขนบนโครงสร้างแอซิมัท แบงค์สเปกโตรมิเตอร์นี้วัดสเปกตรัมของแสงที่ส่งโดยเส้นใย 3200 หรือมากกว่า โดยแต่ละอันจะกระจายตัวในหน้าต่างสเปกตรัมสี่ช่อง หน้าต่างให้ความยาวคลื่นต่อเนื่องครอบคลุมแถบที่มองเห็นและใกล้อินฟราเรดตั้งแต่ 360 นาโนเมตรถึงประมาณ 1.8 um เมื่อใช้งานในความละเอียดต่ำสุด (ความละเอียดประมาณ 3,000) หรือประมาณครึ่งหนึ่งของความยาวคลื่นที่ครอบคลุมเมื่อใช้งานด้วยความละเอียดปานกลาง (a ความละเอียดประมาณ 6,000) [16]

การเปิดเผยทางวิทยาศาสตร์ได้รับการปรับเทียบโดยใช้ทั้งหลอดบนกล้องโทรทรรศน์และนอกกล้องโทรทรรศน์และท้องฟ้ายามพลบค่ำ [17] ในช่วงกลางคืนที่สังเกตการณ์ โคมไฟบนกล้องส่องทางไกลจะส่องสว่างอินพุตไฟเบอร์ด้วยหลอดไฟที่ให้พลังงานต่อเนื่องในวงกว้างตลอดช่วงความยาวคลื่น ("แฟลต") และตะเกียงที่มีเส้นการปล่อยคลื่นความถี่แคบจำนวนหนึ่ง ("อาร์ค" ) เช่น หลอดแคโทดกลวง การวัดการปรับเทียบหลอดแบนและส่วนโค้งจะดำเนินการในเวลากลางคืนโดยใช้ระบบสอบเทียบบนกล้องโทรทรรศน์ ก่อนและหลังการสังเกตทางวิทยาศาสตร์ทุกครั้ง โดยมีตัวยึดกล้องโทรทรรศน์และตัวกำหนดตำแหน่งไฟเบอร์ในรูปแบบการสังเกตเดียวกันกับที่ใช้ในการสังเกตทางวิทยาศาสตร์ นอกจากนี้ การวัดการปรับเทียบหลอดแบนและส่วนโค้งยังดำเนินการในเวลากลางวันโดยใช้ระบบการสอบเทียบนอกกล้องโทรทรรศน์ ซึ่งสามารถให้การวัดที่มีอัตราส่วนสัญญาณต่อสัญญาณรบกวนสูงขึ้น แฟลตโคมยังถูกนำไปใช้ในรูปแบบอ้างอิงของกล้องโทรทรรศน์และตัวกำหนดตำแหน่ง เพื่อวัดพลังงานสัมพัทธ์ของแฟลตพลบค่ำและแฟลตโคม การวัดการสอบเทียบแบนราบช่วงพลบค่ำใช้เพื่อแสดงการกระจายพลังงานที่กล้องโทรทรรศน์มองเห็นได้อย่างแม่นยำมากขึ้นในระหว่างการสังเกต มากกว่าที่ทำได้ด้วยการวัดการสอบเทียบหลอดไฟเพียงอย่างเดียว

แก้ไขข้อมูล

การจัดกำหนดการ MSE ในวิธีที่เหมาะสมที่สุดเป็นปัญหาที่ซับซ้อนหลายแง่มุม [18] แต่ละ "การสังเกตเมทริกซ์" (การสังเกตหนึ่งครั้งที่ทำขึ้นจากการชี้ด้วยกล้องโทรทรรศน์เดียวและชุดของตำแหน่งเส้นใยที่เกี่ยวข้อง) กำหนดเป้าหมายสเปกตรัมจากเส้นใยมากกว่า 4300 ที่ชี้ไปที่วัตถุที่เลือกจากการสำรวจพร้อมกันสองสามแบบรวมถึงเป้าหมายการสอบเทียบและเป้าหมายของโอกาส และด้วยสเปกโตรกราฟและแขนของสเปกโตรกราฟที่กำหนดค่าต่างกันในแต่ละเมทริกซ์การสังเกต วัตถุได้รับการคัดเลือกให้รวมอยู่ในเมทริกซ์การสังเกตใด ๆ ตามลำดับความสำคัญทางวิทยาศาสตร์ เวลาวิกฤต เงื่อนไขการสังเกต ความสว่างของแหล่งกำเนิด ความสว่างของท้องฟ้า ความต้องการสอบเทียบ และผลผลิตเส้นใย (เศษส่วนของปลายเส้นใยที่สามารถวางบนวัตถุวิทยาศาสตร์ที่มีประโยชน์) . มีการกำหนดเครื่องมือซอฟต์แวร์เพื่อทำให้ขั้นตอนในลำดับการดำเนินงานเป็นไปโดยอัตโนมัติ โดยเริ่มจากคำจำกัดความของการสำรวจไปจนถึงการส่งข้อมูลวิทยาศาสตร์ ผลิตภัณฑ์ข้อมูลขั้นสุดท้ายที่ MSE จะส่งมอบคือภาพสเปกตรัม 2 มิติและสเปกตรัม 1 มิติ ซึ่งได้รับการแก้ไขสำหรับลายเซ็นของหอสังเกตการณ์ ปรับเทียบสเปกตรัม และเพิ่มร่วมกันเมื่อมีการวัดวัตถุเดียวกันหลายครั้งด้วยความละเอียดเดียวกัน นโยบายการเปิดเผยข้อมูลจะสิ้นสุดลงเมื่อโครงการใกล้ถึงจุดเริ่มต้นของการก่อสร้าง และคาดว่าจะรวมถึงการเปิดเผยข้อมูลทันทีให้กับนักวิทยาศาสตร์ขององค์กรพันธมิตรและทีมสำรวจ และเผยแพร่ต่อสาธารณะในภายหลัง

สิ่งอำนวยความสะดวกการประชุมสุดยอด Maunakea Edit

MSE ได้รับการออกแบบมาเพื่อให้บรรลุวัตถุประสงค์ทางวิทยาศาสตร์โดยมีผลกระทบน้อยที่สุดเท่าที่จะเป็นไปได้ในการประชุมสุดยอด Maunakea ทั้งในระหว่างการก่อสร้างและเมื่อใช้งานหอดูดาวที่เป็นผลลัพธ์ [2] โครงการนี้เป็นการอัปเกรดสิ่งอำนวยความสะดวก CFHT ที่มีอยู่ และส่วนใหญ่เป็นการแทนที่กล้องโทรทรรศน์ โดม และเครื่องมือวัดภายในอาคารปัจจุบัน และนำฐานรากปัจจุบันกลับมาใช้ใหม่โดยไม่มีการดัดแปลงใดๆ การจัดอุปกรณ์และพื้นที่ใหม่บางส่วนภายในอาคารปัจจุบันมีความจำเป็นเพื่อตอบสนองความต้องการของ MSE เช่นเดียวกับการเปลี่ยนแปลงกฎข้อบังคับของอาคารตั้งแต่การก่อสร้างเดิม แต่วัตถุประสงค์ในการออกแบบคืออาคารที่มีลักษณะเหมือนกันอย่างมากกับอาคารยอด CFHT ในปัจจุบัน . โครงสร้างภายในอาคารจะได้รับการปรับปรุงเพื่อให้มีประสิทธิภาพที่ดีขึ้นในช่วงที่เกิดแผ่นดินไหว และเพื่อรองรับโครงสร้างอาคารใหม่และกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ขึ้น การเปลี่ยนแปลงอื่นๆ เกี่ยวข้องกับการย้ายอุปกรณ์และห้องปฏิบัติการเพื่อระบายความร้อนออกจากสภาพแวดล้อมการสังเกตได้ดีขึ้น และให้พื้นที่สำหรับการทำความสะอาดและเคลือบกระจกตามกิจวัตร

ในขณะที่ MSE จะดำเนินการจากระยะไกลจากอาคารสำนักงานใหญ่ Waimea สำหรับการดำเนินงานในเวลากลางคืนทั้งหมด อาคารประชุมสุดยอดจะยังคงจัดหาสิ่งอำนวยความสะดวกสำหรับกล้องโทรทรรศน์และการควบคุมสิ่งที่แนบมาในระหว่างงานวิศวกรรมและการบำรุงรักษาในเวลากลางวันตลอดจนความสะดวกสบายในสถานที่ทำงานและความต้องการที่ปลอดภัยสำหรับเจ้าหน้าที่ฉุกเฉิน


ทำความเข้าใจการสูญเสียพลังงานในรูรับแสงของกล้องโทรทรรศน์อันเนื่องมาจากการกระจายตัวของชั้นบรรยากาศ - Astronomy

  • Charles Mattias Mountain (ผู้ตรวจสอบหลัก)
    [email protected] (202)483-2101
  • เจฟฟรีย์ คุห์น (ผู้ร่วมวิจัยหลัก)
  • Robert Rosner (ผู้ร่วมวิจัยหลัก)
  • Philip Goode (ผู้ร่วมวิจัยหลัก)
  • Michael Knoelker (ผู้ร่วมวิจัยหลัก)
  • Thomas Rimmele (อดีตอาจารย์ใหญ่สืบสวน)
  • วิลเลียม สมิธ (อดีตอาจารย์ใหญ่สืบสวน)
  • Stephen Keil (อดีตอาจารย์ใหญ่สืบสวน)

บทคัดย่อ

บทคัดย่อ
AST 0415302

สนามแม่เหล็กควบคุมดวงอาทิตย์ที่ไม่คงที่ กุญแจสำคัญในการทำความเข้าใจความแปรปรวนของดวงอาทิตย์และผลกระทบโดยตรงต่อโลกอยู่ที่ความเข้าใจทุกด้านของสนามแม่เหล็กเหล่านี้ นี่คือ ?พลังงานมืด? ปัญหาของฟิสิกส์สุริยะเนื่องจากสนามแม่เหล็กอยู่เหนือขอบเขตความละเอียดของกล้องโทรทรรศน์สุริยะในปัจจุบัน ถูกบดบังด้วยชั้นบรรยากาศของโลก หรือถูกบดบังด้วยแสงจ้าของจานสุริยะในชั้นบรรยากาศสุริยะชั้นนอก The Sun เป็นห้องทดลองที่สามารถสังเกตและทำความเข้าใจคุณสมบัติที่สำคัญของไดนามิกที่ไม่เป็นเชิงเส้นในพลาสมาแม่เหล็กที่มีไอออนสูง และสามารถทดสอบและปรับแต่งแบบจำลองได้ ปัจจุบันเทคโนโลยีนี้มีไว้เพื่อแก้ไขและวัดสนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์ และวิธีที่พวกมันควบคุมบรรยากาศสุริยะ การออกแบบกล้องโทรทรรศน์พลังงานแสงอาทิตย์เทคโนโลยีขั้นสูง (ATST) ทุกด้านได้รับการปรับให้เหมาะสมเพื่อศึกษาสาขาเหล่านี้ในสนามหลังบ้านทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ของเรา ด้วยสิ่งนี้ เราจะเข้าใจวงจรชีวิตของสนามแม่เหล็ก วิธีที่พวกมันเกิดจากกลไกไดนาโม วิวัฒนาการโดยการพาความร้อนและปรากฏการณ์ที่ระเบิดได้ และสลายไปโดยเหตุการณ์แม่เหล็กที่มีความต้านทานและต่อการเชื่อมต่อใหม่

ATST จะเป็นกล้องโทรทรรศน์สุริยะนอกแกนที่มีรูรับแสงกว้าง 4 เมตรพร้อมเลนส์ปรับแสงในตัว แสงที่กระจัดกระจายต่ำ ความสามารถอินฟราเรด โคโรนากราฟิก และโพลาริเมตริก มันจะแก้ไขคุณสมบัติแม่เหล็กขนาดละเอียดที่จำเป็นและไดนามิกของพวกมันซึ่งกำหนดการปล่อยพลังงานที่หลากหลายจากชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ การออกแบบ ATST ได้รับการปรับให้เหมาะสม (ทรูพุต แสงกระจัดกระจาย และคุณสมบัติโพลาไรเซชันด้วยเครื่องมือ) เพื่อทำให้เวกเตอร์แมกนีโตแกรมของเวกเตอร์ลดลงจนถึงขีดจำกัดการเลี้ยวเบน (0.03 arcseconds ที่ 500 nm) พื้นที่รวบรวมของมันซึ่งมีมากกว่ากล้องโทรทรรศน์สุริยะในปัจจุบันถึง 16 ตัวจะให้ความไวในการวัดทั้งสนามที่อ่อนแอและทุ่งที่แข็งแรงกว่าที่พัฒนาอย่างรวดเร็ว มีปัจจัยของพื้นที่รวบรวม 64 มากกว่า coronagraph ที่ใหญ่ที่สุดที่มีอยู่ และจะให้ความไวและความสามารถ coronagraphic ที่จำเป็นในการวัดสนามแม่เหล็กโคโรนาที่อ่อนแอและละเอียด เทคโนโลยีใหม่ และความตระหนักที่เพิ่มขึ้นของเราเกี่ยวกับสิ่งที่เรารู้ว่าเราต้องเรียนรู้ ทำให้ ATST เป็นผู้สืบทอดที่จำเป็นและสมเหตุสมผลสำหรับกล้องโทรทรรศน์สุริยะที่สร้างขึ้นในปี 1960 และ 1970 และเป็นส่วนประกอบตามธรรมชาติของภารกิจในอวกาศ เช่น Solar Dynamics Observatory, STEREO, และ Solar Orbiter

ATST มอบโอกาสอันยิ่งใหญ่สำหรับการฝึกอบรมนักศึกษาและการสรรหาบุคลากรหลังปริญญาเอกและคณาจารย์ในสาขาฟิสิกส์สุริยะซึ่งจะกลายเป็นผู้ใช้ ATST และผู้สร้างเครื่องมือและนักทฤษฎีแห่งอนาคต ATST วางแผนที่จะสร้างการทำงานร่วมกันอย่างแข็งแกร่งกับโปรแกรมการศึกษาและการขยายงานในสถาบันที่ร่วมมือกัน รวมถึงโปรแกรมสำหรับห้องเรียน K-12 การฝึกงาน การเผยแพร่สู่สาธารณะผ่านทัวร์ การจัดแสดงนิทรรศการเชิงปฏิบัติ และการจัดแสดง โปรแกรม ATST มีและจะยังคงมีส่วนร่วมอย่างต่อเนื่องกับกลุ่มใหญ่ของสหรัฐอเมริกาและชุมชนฟิสิกส์สุริยะระดับนานาชาติ ช่วยเสริมความแข็งแกร่งให้กับโครงการดาราศาสตร์สุริยะในมหาวิทยาลัยและศูนย์ระดับชาติ

รายงานผลโครงการ

รายงานผลลัพธ์ของโครงการสำหรับบุคคลทั่วไปนี้จะแสดงเป็นคำต่อคำตามที่ส่งโดย Principal Investigator (PI) สำหรับรางวัลนี้ ความคิดเห็น การค้นพบ และข้อสรุปหรือข้อเสนอแนะใดๆ ที่แสดงในรายงานนี้เป็นของ PI และไม่จำเป็นต้องสะท้อนถึงความคิดเห็นของ National Science Foundation NSF ที่ไม่ได้อนุมัติหรือรับรองเนื้อหา

กล้องโทรทรรศน์พลังงานแสงอาทิตย์ Daniel K. Inouye ขนาด 4 เมตร (DKIST) จะเป็นกล้องโทรทรรศน์สุริยะที่ทรงพลังที่สุดและเป็นแหล่งข้อมูลภาคพื้นดินชั้นนำของโลกสำหรับการศึกษาสนามแม่เหล็กสุริยะที่ควบคุมลมสุริยะ เปลวไฟ การพุ่งออกมาของมวลโคโรนา และความแปรปรวนในผลผลิตของดวงอาทิตย์

ดวงอาทิตย์เป็นวัตถุทางดาราศาสตร์ที่สำคัญที่สุดสำหรับมนุษยชาติ มันมีปฏิสัมพันธ์กับโลกอย่างมีเอกลักษณ์ ขับเคลื่อนกระบวนการในสภาพอากาศบนบก เช่นเดียวกับสภาพแวดล้อมในอวกาศรอบโลก (สภาพอากาศในอวกาศ) ซึ่งสามารถส่งผลกระทบอย่างลึกซึ้งต่อการสื่อสารของดาวเคราะห์ โครงสร้างพื้นฐานพลเรือน เศรษฐกิจ และชีววิทยา ในการตรวจสอบและทำความเข้าใจและทำนายกิจกรรมสุริยะในท้ายที่สุด เราจำเป็นต้องสังเกตและจำลองกระบวนการทางกายภาพทั่วทั้งบรรยากาศสุริยะบนมาตราส่วนเชิงพื้นที่และเวลาภายในของพวกมัน วิทยาศาสตร์ต้องการขับเคลื่อนการออกแบบที่สนับสนุนการถ่ายภาพที่จำกัดการเลี้ยวเบนและสเปกโตรโพลาริเมทรีของชั้นบรรยากาศทั้งหมดตั้งแต่โฟโตสเฟียร์ไปจนถึงโคโรนาในช่วงความยาวคลื่นตั้งแต่การมองเห็นจนถึงอินฟราเรด

DKIST เป็นสิ่งอำนวยความสะดวกที่ออกแบบมาเพื่อมอบความสามารถที่สำคัญเหล่านี้ และนำไปสู่การปรับปรุงอย่างลึกซึ้งในความเข้าใจของเราเกี่ยวกับสนามแม่เหล็กแสงอาทิตย์ เงินทุนจาก AST-0415302 จัดหาทรัพยากรเพื่อออกแบบส่วนประกอบพื้นฐานของสถานที่นี้ให้สมบูรณ์ รวมทั้งพัฒนาระบบย่อยหลักให้ก้าวหน้า

DKIST ซึ่งใช้โดยตรงและร่วมกับเครื่องมือบนพื้นที่และภาคพื้นดินอื่นๆ จะตอบคำถามที่มีมายาวนานมากมายที่สรุปฟิสิกส์ของกิจกรรมแสงอาทิตย์และความแปรปรวนที่เรายังคงไม่เข้าใจ แต่มีโอกาสดีที่จะตอบในอีกไม่กี่ทศวรรษข้างหน้า ด้วยเครื่องมือสังเกตและทฤษฎีที่เหมาะสม คำถามเหล่านี้คือ:

  • อะไรทำให้โคโรนาสุริยะร้อนขึ้น ทำให้ดวงอาทิตย์เป็นดาวเอกซเรย์ที่แปรผันได้
  • พลาสม่าโซลาร์แม่เหล็กแม่เหล็กเร่งลมสุริยะได้อย่างไร?
  • อะไรเป็นตัวกระตุ้นการปล่อยมวลสุริยะ โดยเปลี่ยนพลังงานแม่เหล็กที่ถูกกักไว้เป็นเมฆพลาสมาที่ถูกแม่เหล็กซึ่งเคลื่อนที่ผ่านอวกาศระหว่างดาวเคราะห์
  • พลังงานถูกเก็บและปล่อยในเปลวสุริยะอย่างไร?
  • ฟลักซ์แม่เหล็กที่แพร่หลายมีบทบาทอย่างไรในกระบวนการโซลาร์ไดนาโม ซึ่งนำไปสู่การเปลี่ยนแปลงแบบวัฏจักรของกิจกรรมแม่เหล็ก

การศึกษาดวงอาทิตย์ชี้นำนักดาราศาสตร์ในการสำรวจดาวดวงอื่น และเป็นลักษณะสำคัญของฟิสิกส์สุริยะที่สัมผัสได้ โลกใหม่ ขอบฟ้าใหม่ (NWNH) การสำรวจทศนิยม. ตามที่ระบุไว้ใน NWNH (หน้า 61, 64) &ldquoto เข้าใจชีวิตของดวงดาวและบทบาทที่พวกมันมีต่อวิวัฒนาการของจักรวาล เราต้องเข้าใจบทบาทของการสูญเสียมวล การหมุนรอบตัว และสนามแม่เหล็กในวิวัฒนาการของดาว&rdquo สนามแม่เหล็กมีบทบาท ทั้งการสูญเสียมวลและการหมุนรอบ พวกมันยังมีบทบาทในการวิวัฒนาการและชะตากรรมของชีวิตรอบดาวฤกษ์ผ่านการควบคุมสภาพแวดล้อมการแผ่รังสีที่ดาวเคราะห์อยู่ภายใต้ หลังสัมผัสกับความเป็นอยู่ของดาวเคราะห์ (NWNH, p. 37) เป้าหมายของโครงการ NSO CA ที่เสนอคือการทำความเข้าใจบทบาทของสนามแม่เหล็กสุริยะในระดับต่างๆ ทั้งหมดโดยใช้ DKIST และเนื้อหาสรุป

ฟิสิกส์สุริยะได้เข้าสู่ยุคใหม่ที่การใช้เครื่องมือวัดขั้นสูงและการสร้างแบบจำลองโดยละเอียดร่วมกันท้าทายสิ่งที่นักฟิสิกส์สุริยะคิดว่าพวกเขารู้เกี่ยวกับดวงอาทิตย์และกระบวนการสุริยะที่ส่งผลต่อชีวิตบนโลกและควบคุมอวกาศระหว่างดาวเคราะห์

DKIST จะเป็นกล้องโทรทรรศน์สุริยะที่ล้ำสมัยและมีความสามารถมากที่สุดในโลก โดยจะก้าวข้ามขีดจำกัดของกล้องโทรทรรศน์ในปัจจุบันเพื่อศึกษาสนามแม่เหล็กบนดวงอาทิตย์ที่มีขนาดเล็กเพียง 25 กม. ความละเอียดดังกล่าวจะช่วยให้นักฟิสิกส์สุริยะได้สังเกตเห็นปฏิสัมพันธ์ของเปลือกพาความร้อนของดาวฤกษ์กับสนามแม่เหล็กและการสร้างสนามแม่เหล็กที่เป็นไปได้เป็นครั้งแรกในกระบวนการ &ldquoturbulent dynamo&rdquo ที่ได้รับการตั้งทฤษฎีแต่ไม่เคยมีการโต้แย้งเชิงสังเกต


กล้องส่องทางไกลแบบแอพลานาติกแบบสองกระจกสำหรับดาราศาสตร์รังสีแกมบนภาคพื้นดิน

กล้องโทรทรรศน์ Aplanatic ที่มีกระจก Aspheric สองอัน ซึ่งกำหนดค่าไว้เพื่อแก้ไขความคลาดเคลื่อนของทรงกลมและโคม่า ได้รับการพิจารณาให้นำไปใช้ในดาราศาสตร์รังสีเอกซ์โดยใช้เทคนิค Cherenkov ในชั้นบรรยากาศบนพื้นดิน เราสำรวจพื้นที่เฟสของพารามิเตอร์ระบบออปติคัลเพื่อค้นหาการกำหนดค่ากล้องโทรทรรศน์ซึ่งช่วยลดสายตาเอียง It is shown that unlike the traditional prime-focus Davies-Cotton design, such telescopes provide a solution for wide field of view γ-ray observations.

The designs are isochronous, can be optimized to have no vignetting across the field, and allow for significant reduction of the plate scale, making them compatible with finely-pixilated cameras, which can be constructed from modern, cost-effective image sensors such as multi-anode PMTs, SiPMs, or image intensifiers.


DETECTION TECHNIQUES

Čerenkov Light from Air Showers

Detection of γ-ray-initiated air showers via Čerenkov light is a well-understood process. Although a detailed description of this behavior requires Monte Carlo simulation, first-order estimates can be obtained with the help of analytic shower models (105, 106) and simple arithmetic. Since air is a low-Z material, essentially all of the primary photon energy is converted to ionization losses of the secondary elections and positrons only a small fraction is converted to lepton rest mass. Photonuclear processes also play no significant role. Under these circumstances, the Čerenkov photon yield is very nearly proportional to the ionization energy loss as long as the electrons and positrons are sufficiently relativistic. At sea level, the energy threshold for Čerenkov light emission from electrons is 21 MeV but, to first-order, the effective threshold is a factor of two higher in order to compensate for diminished light yield as the particles are slowed and stopped. For showers with a few hundred GeV energy, the useful track length for creating Čerenkov light is approximately 25% of the total and is relatively independent of energy.

The ratio of Čerenkov photon yield to incident γ-ray energy can be estimated by the following arguments: The total shower energy is related to the track length of electron secondaries by


Evolution of ground-based gamma-ray astronomy from the early days to the Cherenkov Telescope Arrays

Most of what we know of cosmic gamma rays has come from spacecraft, but at energies above tens of GeV it has become possible to make observations with ground-based detectors of enormously greater collecting area. In recent years one such detector type, the cluster of imaging air Cherenkov telescopes, has reached a very productive state, whilst several alternative approaches have been explored, including converted solar power collectors and novel high-altitude particle shower detectors which promised to extend the energy range covered. Key examples of development from 1952 to 2011 are followed, noting the problems and discoveries that stimulated the current work, explaining the logic of the alternative approaches that were taken. The merits of the current major Cherenkov observatories and of other viable detectors are examined and compared, with examples of the astrophysical information they are beginning to provide. The detectors are still evolving, as we still do not understand the processes onto which the gamma rays provide a window. These include the acceleration of Galactic cosmic rays (in particular, the wide-band spectra of radiation from some individual supernova remnants are still hard to interpret), the highly relativistic and variable jets from active galactic nuclei, and aspects of the electrodynamics of pulsars. Larger groups of Cherenkov telescopes still offer the possibility of an increase in power of the technique for resolvable Galactic sources especially.

ไฮไลท์

► Recounts what guided the development of ground based gamma ray astronomy. ► Logic of different instrumental approaches outlined. ► Power of current Cherenkov observatories compared with other techniques. ► SNR spectra starting to appear with detail presenting challenge for theory. ► Importance of overlap of spacecraft and IACT energy ranges in testing processes.


Stars are known to form in so-called “molecular clouds” collections of cold gas and dust in the space between stars. These stellar nurseries can contain a number of dense clumps of gas and dust called “prestellar cores”. Research has suggested that these cores are expected to exhibit concentrated structures within them – the “seeds” of new stars right at the cusp of being born.

Strong efforts by astronomers have been made to find such “seeds” of stars inside prestellar cores in the past, but mostly in vain. It was difficult to catch such seeds in action perhaps because they are short-lived, but also due to the inherent difficulties in observing such dense regions and at such small scales. Despite the challenges, Dipen Sahu, at the Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA), Taiwan, and lead author of this study stated that “despite the challenges it is very important to understand when and how such stellar embryo(s) come to live” noting that “it is this critical early stage that is important to observe as we understand how these early stages shape the stellar offspring. We would like to know how stellar systems are formed, but we need to study them near their birth to fully understand the process.”

We would like to know how stellar systems are formed, but we need to find them near their birth to understand the process.

One of the closest, brightest and most well known stellar nurseries can be found in the constellation of Orion also known as the Ka Hei-Hei O Nā Keiki (which refers to a children’s string game similar to the cat’s cradle) in Hawaiian. The international team, including astronomers from Taiwan, China, Japan, and Korea, first started out to uncover cold and dense cores in the Orion Molecular Cloud. As dust in the cores absorbs light and blocks the view at the optical wavelengths, astronomers make use of “light” emitted by the dust inside the dense cores at submillimeter wavelengths, obtained using such telescopes as the James Clark Maxwell Telescope (JCMT) situated on the slopes of Maunakea in Hawaii.

Core “G205.46-14.56M3” located in the Orion Molecular Cloud shows signs of multiple small blobs inside. Top right insert: SCUBA-2 image of G2-5.46-14.56M3 as observed by the JCMT, Hawaii. Bottom left insert: ALMA resolves the newly forming stars within. The Orion Constellation is also known as the Ka Hei-Hei O Nā Keiki (“the cat’s cradle”) in Hawaiian. Credit: ASIAA/Wei-Hao Wang/ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Tie Lie/Sahu et al.

“The JCMT continues to play a pivotal role in locating these cores!”, says Tie Liu at Shanghai Astronomical Observatory, co-author of this study and the principal investigator of the ALMA observation program, “the JCMT is critical in that it gives us the speed to hunt around these stellar nurseries with the sensitivity needed to find these faint regions of cold and dense gas”.

With JCMT providing the team with stellar nursery candidates, the team turned to the largest telescope on the ground to date, the Atacama Large Millimeter and submillimeter Array (ALMA) located in the high desert in northern Chile. The observations carried out with ALMA in late 2018 to early 2019 unveil to the team five cores with a very concentrated gas and dust distribution at a scale of a 1000 AU. Toward one core named “G205.46-14.56M3” in particular, the image shows signs of multiple small peak structures inside. These peaks are estimated to harbor a high density of cold gas that has never been seen before and their significant mass makes astronomers think that they are very likely to form a binary star system in the future. It is known that a large fraction of Sun-like stars are in binary or multiple stellar systems. Sheng-Yuan Liu at ASIAA, co-author of this study stated “ALMA provides us with unprecedented sensitivity and angular resolution so that we can see faint sources with truly sharp images. Finding twins or triplets should be common in stellar nurseries but it is remarkable to actually obtain the image like seeing inside an egg with two yolks!”

Finding twins or triplets should be common in stellar nurseries but it is remarkable to actually obtain the image like seeing inside an egg with two yolks!

It remains unclear what leads to the sub-structures we see in the core of G205.46-14.56M3. The substructures are likely a complicated interplay between the gas motion, gravity, and magnetic fields that are threading through the gas. The observed emission from the dust only tells us how gas and dust are distributed. Understanding how the gas is moving and how magnetic fields are distributed inside such cores would allow astronomers to further pinpoint the decisive process.

“Detecting such a handful of stellar seeds is just the beginning and the JCMT has proven to be a great tool for uncovering these nurseries. I am excited to see what new discoveries we will make when we combine the power of both JCMT and future followup studies with ALMA”, says Dipen Sahu.

สิ่งพิมพ์

The team is composed of Dipen Sahu (Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics), Sheng-Yuan Liu (Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics), Tie Liu (Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences), Neal J. Evans II (Department of Astronomy The University of Texas at Austin), Naomi Hirano (Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics), Ken’ichi Tatematsu (Nobeyama Radio Observatory, National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences), Chin-Fei Lee(Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics), Kee-Tae Kim (Korea Astronomy and Space Science Institute), Somnath Dutta (Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics), Dana Alina (Department of Physics, School of Sciences and Humanities, Nazarbayev University)

ข้อมูลติดต่อ

Dr. Sheng-Yuan Liu
Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics
ASIAA, Taiwan
Email: [email protected]

Dr. Jessica Dempsey
James Clerk Maxwell Telescope
East Asian Observatory, Hawaii, USA
Email: ​[email protected]

Media Releases:


สารบัญ

The free-space path loss (FSPL) formula derives from the Friis transmission formula. [3] This states that in a radio system consisting of a transmitting antenna transmitting radio waves to a receiving antenna, the ratio of radio wave power received P r > to the power transmitted P t > is:

The distance between the antennas d must be large enough that the antennas are in the far field of each other d ≫ λ . [4] The free-space path loss is the loss factor in this equation that is due to distance and wavelength, or in other words, the ratio of power transmitted to power received assuming the antennas are isotropic and have no directivity ( D t = D r = 1 =D_=1> ): [5]

Beside the assumption that the antennas are lossless, this formula assumes that the polarization of the antennas is the same, that there are no multipath effects, and that the radio wave path is sufficiently far away from obstructions that it acts as if it is in free space. This last restriction requires an ellipsoidal area around the line of sight out to 0.6 of the Fresnel zone be clear of obstructions. The Fresnel zone increases in diameter with the wavelength of the radio waves. Often the concept of free space path loss is applied to radio systems that don't completely meet these requirements, but these imperfections can be accounted for by small constant power loss factors that can be included in the link budget.

The free-space loss increases with the distance between the antennas and decreases with the wavelength of the radio waves due to these factors: [6]

  • ความเข้ม ( I ) – the power density of the radio waves decreases with the square of distance from the transmitting antenna due to spreading of the electromagnetic energy in space according to the inverse square law[1]
  • Antenna capture area ( A eff >> ) – the amount of power the receiving antenna captures from the radiation field is proportional to a factor called the antenna aperture or antenna capture area, which increases with the square of wavelength. [1] Since this factor is not related to the radio wave path but comes from the receiving antenna, the term "free-space path loss" is a little misleading.

The radio waves from the transmitting antenna spread out in a spherical wavefront. The amount of power passing through any sphere centered on the transmitting antenna is equal. The surface area of a sphere of radius d is 4 π d 2 > . Thus the intensity or power density of the radiation in any particular direction from the antenna is inversely proportional to the square of distance

For an isotropic antenna which radiates equal power in all directions, the power density is evenly distributed over the surface of a sphere centered on the antenna

The amount of power the receiving antenna receives from this radiation field is


Understanding energy loss in a telescope aperture due to atmospheric dispersion - Astronomy

  • Charles Mattias Mountain (Principal Investigator)
    [email protected] (202)483-2101
  • Victor Krabbendam (Co-Principal Investigator)
  • Steven Kahn (Co-Principal Investigator)
  • William Smith (Former Principal Investigator)
  • Sidney Wolff (Former Co-Principal Investigator)

ABSTRACT

AST-1227061, PI: William S. Smith

The Large Synoptic Survey Telescope (LSST) is a large-aperture, wide-field, ground-based telescope that will survey the visible sky in six photometric bands. The images, alerts, and resulting catalogs will be made available to the United States and Chilean communities with no proprietary period. The LSST project was selected as the highest priority ground-based project by the 2010 astronomy and astrophysics decadal survey.

The survey is currently planned to last for ten years and will produce a database suitable for answering a wide range of pressing questions in astrophysics, cosmology, and fundamental physics. The same data set can be used to characterize the properties of dark energy and dark matter produce nearly instant alerts of detected optical transients such as exploding stars in distant galaxies discover and provide orbits for potentially hazardous near-Earth objects and catalog billions of objects with both high astrometric precision and unprecedented photometric depth. No other facility in operation or planned will have the simultaneous wide area and rapid temporal sampling to address these issues.

The project has already met the requirements of a Preliminary Design Review (PDR) of the full construction project. The present award, supplemented by contributions from LSST member institutions, will allow the LSST Project to build on their existing efforts to meet the requirements of a Final Design Review (FDR) and to be ready for construction. The priorities for this support are: 1) Moving the project to become construction-ready by completing the specifications and the bidding process for the major components of the telescope and support facility 2) Developing improved algorithms for data processing with emphasis on those that drive the sizing model for computing hardware 3) Implementing the PDR recommendations, which provide important guidelines for moving the project toward construction readiness 4) Implementing an Earned Value Management System and updating costing and other documentation required for FDR 5) Completing staffing of the senior management team that will carry out the construction phase and 6) Continuing risk reduction through hardware and software prototyping and system simulations.

The LSST data management system needs innovative, large-scale database techniques. To meet the science requirements, the project will need to use supercomputing technologies and create a general-purpose data and algorithm-parallel framework that will be available as open source software reusable on any high-performance, parallel scientific application. Continued development of these plans will yield much broader benefits beyond the astronomical community. This award also supports the project's Outreach Advisory Board and the continued development of educational and public outreach activities intimately connected with the planned scientific program.

PUBLICATIONS PRODUCED AS A RESULT OF THIS RESEARCH

บันทึก: When clicking on a Digital Object Identifier (DOI) number, you will be taken to an external site maintained by the publisher. Some full text articles may not yet be available without a charge during the embargo (administrative interval).

Some links on this page may take you to non-federal websites. Their policies may differ from this site.


ดูวิดีโอ: ปจจยสำคญทสงผลตอการรบรงสดวงอาทตยของพนผวโลก ดาราศาสตร 3 ครนกก นภาธร พทธรกษา (กันยายน 2022).