Astronomija

Je li kašnjenje korelacije signala s jedne posude na drugu na VLA radio teleskopu duže za crveno pomaknute objekte?

Je li kašnjenje korelacije signala s jedne posude na drugu na VLA radio teleskopu duže za crveno pomaknute objekte?


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.

Kada promatrate dva objekta jedan pored drugog blizu horizonta s vrlo velikim nizom, jedan koji se brzo i crveno pomiče, je li kašnjenje da se signal s najbližih posuđa poveže sa daljnjim objektima dulji za pomaknuti objekt crveno?


... je li kašnjenje za korelaciju signala od najbližih posuđa sa onim daljnjim duže za crveno pomaknuti objekt?

Dobro pitanje!

Kratki odgovor je ne. Razlika u putu između najbližeg i najudaljenijeg jela u nizu dolazi iz lokalne geometrije, velikog trokuta u zraku točno iznad VLA posuđa. Ovdje je brzina svjetlosti u osnovi konstantna (osim lokalnih gradijenata temperature i vlažnosti u zraku iznad niza, ili možda pukog vjetra) i zato se ne bi jako razlikovala između signala to iz razloga povezanih s doplerskim pomacima izvora.

Razlika u dužini puta smetnji dijeli se s lokalnom brzinom svjetlosti (u zraku) da bi se dobila vremenska razlika potrebna za najbolju korelaciju te dvije posude, i ne pravi razliku koji je izvor signala ili brzina da se kreće.

Doppler-pomaknuti fotoni ne izgledaju ili se ponašaju drugačije od ne-pomaknutih fotona, ne postoji način da se razlikuje razlika u eksperimentu, osim ako prije pomaka nemate neke informacije o izvornoj frekvenciji.

Jedina sitna sitna razlika može biti ako zrak ima drugačiji indeks loma na pomaknutoj frekvenciji od nepomaknute frekvencije. To se sigurno uzima u obzir tokom normalne analize i mislim da se to ne povisuje do nivoa i namjere vašeg pitanja.


Softverska pozadina za GMRT u stvarnom vremenu

Nova era softverske obrade signala ima veliki utjecaj na instrumentaciju radio astronomije. Naš dizajn i implementacija 32 antene, 33 MHz, dvostruke polarizacije, softverske pozadine u potpunosti u stvarnom vremenu za GMRT, koristeći samo gotove komponente, je primjer za to. Izgradili smo korelator i snop zraka, koristeći ADC kartice zasnovane na PCI-ju i Linux klaster od 48 čvorova sa dvostrukom gigabitnom inter-čvornom povezanošću za potrebe prijenosa podataka u stvarnom vremenu. Visoko optimizirani računski cjevovod koristi predmemorijski učinkovit paralelni kod s više niti, uz pomoć vektorizirane obrade. Ova pozadina omogućava fleksibilnost u konačnim vremenskim i frekvencijskim rezolucijama i mogućnost primjene algoritama za odbijanje radio frekvencija. Naš pristup omogućio je relativno brz razvoj prilično sofisticiranog i fleksibilnog pozadinskog prijemnog sistema za GMRT, koji će uvelike poboljšati produktivnost teleskopa. U ovom radu opisujemo neka od prvih svjetala koja koriste ovaj cjevovod za obradu softvera. Vjerujemo da je ovo prva instanca takvog pozadinskog prostora opservatorije u realnom vremenu za niz srednje veličine poput GMRT-a.

Ovo je pregled sadržaja pretplate, pristup putem vaše institucije.


Uvod

Jata galaksija su najveći gravitacijski vezani sistemi u svemiru, sa tipičnim masama od oko 10 15 Msuncei zapremine od oko 100 Mpc 3. Većina gravitirajuće materije u bilo kojem klasteru je u obliku tamne materije (~ 80%). Dio svjetleće materije nalazi se u galaksijama (∼3–5%), ostatak je u difuznom vrućem plinu (∼15–17%), otkrivenom u rendgenskim zrakama kroz njegovu toplotnu emisiju jakog zračenja. Ova termalna plazma, koja se sastoji od čestica energije od nekoliko keV, obično se naziva Intracluster Medium (ICM). Većina detaljnog znanja o nakupinama galaksija stečena je posljednjih godina proučavanjem ICM-a kroz rentgensku astronomiju.

Klasteri se formiraju hijerarhijskim procesima formiranja strukture. U ovom scenariju, manje jedinice (galaksije, grupe i male nakupine) su se prvo stvorile i s vremenom gravitaciono povukle u sve veće i veće jedinice. Spajanje klastera je mehanizam pomoću kojeg se okupljaju klasteri. Gušće regije čine filamentarnu strukturu u Svemiru, a nakupine nastaju unutar filamenata, često na njihovom presjeku, kombinacijom velikih i malih spajanja. Velika spajanja klastera jedan su od najenergičnijih događaja u Svemiru od Velikog praska (Sarazin 2002). Tokom spajanja, udari se u ICM, uz naknadno ubrizgavanje turbulencije. Izgleda da se aktivnost spajanja, koja je okarakterisala veći dio istorije Univerzuma, nastavlja u današnje vrijeme i objašnjava relativnu obilje podstrukture i temperaturnih gradijenata otkrivenih u nakupinama galaksija optičkim i rendgenskim promatranjima.

Na kraju, nakupine dosegnu opušteno stanje, koje karakteriše gigantska galaksija u središtu i pojačani vrhunac osvetljenosti površine X-zraka u jezgri. Vrući plin u centru ima veliku gustinu, što podrazumijeva kratka vremena zračenja, obično jedan ili dva reda veličine manja od Hubbleova vremena. Stoga su gubici energije uslijed emisije X-zraka dramatični i proizvode pad temperature prema centru. Ranije je sugerirano da se u tim uvjetima ICM plazma u jezgri klastera treba hladiti i kondenzovati, što dovodi do postojanog protoka prema unutra, pod pritiskom, uzrokovanog kompresijom vrućeg okolnog plina. Opušteni klasteri tada su klasificirani kao klasteri „protoka hlađenja“ (Fabian 1994), s predviđenom brzinom taloženja mase plina u centru klastera do 1000 Msunce godina −1. Ovaj model bio je predmet mnogih rasprava, kada spektralni rezultati XMM-Newton nisu uspjeli potvrditi linije i karakteristike koje se očekuju kao proizvod stabilnog protoka hlađenja (Peterson i sur., 2001, Peterson i Fabian, 2006). Rendgenske i optičke studije pokazale su da su brzine hlađenja plinom precijenjene za red veličine ili više (McNamara et al. 2006). Klasični model „rashladnog protoka“ konačno je zamijenjen paradigmom „hladnog jezgra“. Promatrački hladne jezgre karakteriziraju snažni vrh površinske svjetline, značajan pad temperature i maksimum u distribuciji metala (npr. De Grandi i Molendi 2001). Vrijeme hlađenja je često mnogo kraće od 1 Gyr, stoga je potreban neki izvor grijanja kako bi se uravnotežili gubici zračenja. Trenutno je široko prihvaćeno da je izvor grijanja u klasterima hladnih jezgara AGN aktivnost najsjajnije galaktičke galaksije u središtu (za nedavne preglede vidi McNamara i Nulsen 2007 Böhringer i Werner 2010).

Jata galaksija takođe karakteriše emisija u radio opsegu. Očigledni radio izvori su pojedinačne galaksije, čija se emisija posmatrala poslednjih decenija osetljivim radio teleskopima. Često se proteže daleko izvan optičkih granica galaksije, na stotine kiloparseka, i stoga se očekuje da regije koje emituju radio komuniciraju sa ICM-om. Ova interakcija se zaista primjećuje u radio-galaksijama s repovima i radio-izvorima koji ispunjavaju rendgenske šupljine u centru jata hladnih jezgara (McNamara i Nulsen 2007, Feretti i Giovannini, 2008).

Zbunjujući su difuzni prošireni radio izvori, koji se očigledno ne mogu pripisati pojedinim galaksijama, već su povezani sa ICM-om. Ova radio emisija predstavlja upadljivu karakteristiku klastera, jer pokazuje da se termalna ICM plazma miješa sa netermalnim komponentama. Takve komponente su magnetska polja velikih razmjera sa populacijom relativističkih elektrona u zapremini klastera. Daljnja demonstracija postojanja magnetnih polja u ICM-u dobijena je proučavanjem Faradayeve rotacije polariziranih radio-galaksija, koje leže u pozadini ili su ugrađene u magnetizirani medij unutar klastera.

Gustina broja relativističkih čestica je reda 10 −10 cm −3, dok su njihovi Lorentzovi faktori γ≫1000. Intenzitet magnetskog polja je oko ∼0,1–1 μG, a gustina energije relativističke plazme globalno je ≲1% od one kod termalnog gasa. Netermičke komponente su ipak važne za sveobuhvatan fizički opis intraklaster medijuma u nakupinama galaksija i igraju glavnu ulogu u evoluciji struktura velikih razmjera u Univerzumu. Mogu imati dinamičke i termodinamičke učinke: magnetska polja utječu na provođenje topline u ICM-u i na plinsku dinamiku, relativističke čestice su izvor dodatnog tlaka i podvrgavaju se procesima ubrzanja koji mogu modificirati detalje procesa grijanja ICM-a. Realne kosmološke simulacije formiranja jata galaksija uključuju i netermičke komponente, pa je potrebno duboko poznavanje svojstava ovih komponenata i njihovog međusobnog djelovanja s termalnim plinovima kako bi se pravilno ograničilo scenarij formiranja velikih struktura. Otkriće difuzne klaster radio emisije predstavljalo je važan korak u razumijevanju fizičkih procesa u nakupinama galaksija. Difuzni sinhrotronski izvori osjetljivi su na turbulenciju i udarne strukture u okruženjima velikih razmjera i pružaju suštinske dopune studijama na drugim valnim opsezima. Studije u radio domenu popunit će suštinske praznine i u astrofizici klastera i u rastu strukture u Svemiru, posebno tamo gdje se potisci šokova i turbulencija, pa čak i sama termalna plazma, inače mogu neotkriti.

Cilj ovog pregleda je predstaviti rezultate promatranja postignute posljednjih godina u radio domeni u vezi sa difuznim radio izvorima, kako bi se dao pregled stanja tehnike o trenutnom znanju o netermalnim komponentama klastera. Pokazat ćemo kako se radio svojstva mogu povezati sa svojstvima rendgenskih zraka i evolucijskim stanjem klastera, a raspravljat ćemo o fizičkim implikacijama.

Očekuje se klaster netermička emisija inverznog Comptonovog (IC) porekla u domeni tvrdog rendgenskog zraka, usled raspršenja kosmičkih mikrotalasnih pozadinskih fotona sinhrotronskim relativističkim elektronima (Sarazin 1999). Do danas je u literaturi zabilježeno otkrivanje netermalnog tvrdog repa u spektru rendgenskih zraka nakupina galaksija (npr. Fusco-Femiano i sur. 1999, 2004, 2005, 2007, 2011 Rephaeli i Gruber 2002 Wik i dr. 2009, 2011) i o njemu se još uvijek raspravlja u nekim slučajevima. Prisustvo visokofrekventne netermičke emisije jasno je potvrđeno u klasteru Ophiuchus (Murgia et al. 2010b Eckert 2011). Rasprava o ovoj temi izlazi iz okvira ovog pregleda, koji je usredsređen na rezultate u radio opsegu.

Organizacija ovog rada je sljedeća: U Sekt. 2 opšta svojstva difuznih klaster radio izvora i njihova klasifikacija predstavljena su u poglavlju. 3 navedeni su problemi u vezi sa otkrivanjem difuzne emisije. 4, 5, 6 daju posmatračka svojstva radio-oreola, relikvija i mini-oreola. U sekti. 7 su predstavljeni trenutni rezultati o magnetnim poljima. Odjeljak 8 predstavlja dokaze o radio emisiji i magnetnim poljima izvan jata galaksija. Odjeljak 9 ukratko sažima trenutne modele i odjeljak. 10 prikazuje buduće izglede.

Osnovni parametri navedeni u ovom radu izračunavaju se sa ΛCDM kozmologija sa H 0= 71 km s −1 Mpc −1, Ω m= 0,27 i Ω Λ= 0,73. Vrijednosti preuzete iz literature skalirane su do ove kosmologije.


I računari i trigonometrija i vrijeme

  • Gdje je zvijezda na nebu (astronomi imaju dogovor zasnovan na zemaljskoj revoluciji oko sunca. Nažalost, ovo nije konstantno, pa se stvarne mape neba odnose na epohe - mijenjaju se otprilike svakih 50 godina. Naše širine snopa su dovoljno uske da Zemlje referentne pozicije zvijezde moraju se ažurirati "često".
  • Zemlja se relativno konstantno okreće u odnosu na zvijezde svaka "24 sata". Zapravo se "24 sata" odnosi na idealizirani položaj sunca u "podne". Budući da Zemljina orbita nije krug, astronomi govore o "srednjem solarnom danu".
  • Ali čini se da se Sunce kreće na nebu u odnosu na zvijezde, pa astronomi govore o siderijalnom vremenu - sideričnom danu - 1 sideričnom danu = 23,9344696 sati (ili: 23 sata, 56 minuta, 4,091 sekunde).
  • Dakle - pronaći i nastaviti usmjeravati zvijezdu nije tako lako.
  • Ali ima i više - pomoću visinsko-azimutnih (altazimutnih) nosača teleskopa uobičajenih (mnogo nižih troškova) u astronomiji sada,
    • Morate neprestano mijenjati visinu teleskopa i azimut teleskopa. Teleskop nije sideralni sat na polarnom nosaču kao dobra stara (skupa) omamljenost.
    • A zvijezde u pogledu senzora (film, CCD, feedhorn) rotiraju se u polju. U optičkim teleskopima morate zakretati film ili drugi svjetlosni senzor kako vrijeme prolazi ili će se zvijezde koje nisu u mrtvoj točki pojaviti kao da se okreću u krugu oko središta usmjeravanja - koliko god se čini da Velika medvjeda polako rotira ljudima koji bulje u to.
    • A polaritet svjetlosti ili radio talasa također se mijenja rotacijom.

    • Za početak ćemo pretpostaviti da je naš ATA niz na pažljivo uređenim, pažljivo izvidjenim fiksnim mjestima na ravnoj ravnici u Hat Creeku, sjeverno od ekvatora, zapadno od Londona. (mnogo ispravki će biti ugrađeno kasnije)
    • Naša određena ciljna zvijezda pomaknuta je od točke praćenja, a jedan od nekoliko istovremeno prate različiti astronomi u trenutnom vidnom polju (recimo u krugu promjera 10 širina mjeseca)
    • I naravno, imamo dobar redovan sat prilagodljiv sideralnom vremenu i za pokretanje radio opreme.
    • "Antene" su pažljivo izravnane, stubovi su uspravni, pažljivo napravljene korekcije azimuta i visine, antene su ujednačene konstrukcije,.
    • Komunikacija sa servo-uređajima za antenski pogon i sa antenskih prijemnika je u potpunosti funkcionalna (u redu, nekoliko antena je nabrojeno da ne rade s problemima, ali takav je način na svijetu).
    • Navedeno je dovoljno da započnemo divlju vožnju praktičnom faznom nizom radio astronomije. :-))

    1. Ista logika može odgoditi obje polarizacije - (zaboravio sam na polarizaciju prilikom izrade dijagrama)
    2. Između naznačenog ADC-a i dvostruko prenesene memorije nalazi se FIR digitalni filter od 200 mHz
      (Goeff je zapravo rekao da je nešto "pretvoreno dolje" na 200 mHz - ali to me zbunilo. Stoga sam promijenio riječi i značenje u gore navedene.) Nažalost, gornji dijagram izgleda da nije povezan s ovim pristupom - http: //casper.berkeley. edu / papers / beamforming.pdf pa možda lajem na pogrešno drvo. (Planiram putovanje do ATA za tjedan dana kako bih pokušao ispraviti svoje razumijevanje -)
      Putovanje je bilo zabavno - ali nije povećalo moje razumijevanje - sada proučavam digitalne pretvarače dolje i digitalne radio stanice - http://www.mathworks.com/applications/dsp_comm/demos.html?file=/products/demos/shipping/filterdesign/ ddcfilterchaindemo.html # 1
      Pretpostavljam da sam se trebao baviti digitalnim filtriranjem !! CIC filter - http://beamdocs.fnal.gov/DocDB/0015/001529/001/The%20CIC%20filter.doc
      Da li kvadraturni izlaz iz miksera kvadratnog tipa (ili uravnoteženog detektora?) Dodaje informacije (o fazi lokalnog oscilatora?) I da li je korisno?
    3. Nakon dvostruke prenosne memorije je još jedan filter koji omogućava pomicanje faza u finijoj rezoluciji od ponuđenog uzorkovanjem od 800 mHz (1/8 talasa na 8 gHz - možda 1/6 vala na 11 gHz)
    4. Korekcije konačnog pojačanja kanala (i neke druge?) U toku podataka vrše se nakon dvostruke prenosne memorije prije slanja na sljedeći uređaj.
    5. Postoje modifikacije koje omogućavaju sadašnjim FPGA-ima da se nose sa zadacima velike brzine. Očekuje se da će budući FPGA-i biti još brži.

    Zapravo postoje četiri nezavisna dvostruka kanala (za podatke o polarizaciji) po priključnom kućištu (gore).

    Pritiskao sam za više detalja, a možda i crteže, ali Geoff mi je predložio da zaista odem na stranicu kako bih saznao više detalja.

    -----------------------------------
    Nadam se da sam dobio nešto od gore navedenog tačnog - Geoff je bio između sastanaka i jako je ljubazan razgovarao s ovim napuštanjem i malo sam zakasnio na seminar koji sam došao vidjeti.

    komentare na gornji odjeljak Matt Dexter - septembar 2008

    Što se tiče http://ed-thelen.org/ATA/HatCreekATA-StrugglingOn.html#BerkeleyOct22 Naši trenutni FPGA-i nisu mogli uklopiti interpolirajuće filtere da bi postigli odgađanje koraka finijih od 838.8608MHz uzorka takta. Samo nema dovoljno kapija. 1 / 838.8608MHz je fin korak odgađanja kao što je trenutno podržano. U ovom trenutku samo FPGA-ovi programirani za privremeno traženje, zvani Fly's Eye, eksperiment imaju finu korekciju pojačanja kanala na 8-bitnim uzorcima I + 8-bitnog napona neposredno nakon digitalne konverzije prema dolje. FX korelator ima korekciju pojačanja na izlaznih 1024 spektralnih kanala F motora koji su 4bitni uzorci I + 4bit Q napona.

      Usmjerite radio teleskop, tanjir ili fazni niz i pomoću rotacije zemlje dovedite željeni objekt kroz fiksni snop, snimajući podatke (amplitudu, frekvenciju, fazu,.) U odnosu na vrijeme i mapirajte taj dio neba koristeći zabilježene varijable i vrijeme. Ova metoda je manje stresna za pokazivački mehanizam (ako postoji). Zemlja se okreće oko 15 stepeni / sat u odnosu na sunce, odnosno oko 0,25 stepeni u minuti. (Nešto manje ako se promatraju zvjezdani objekti (sideralna brzina). Približna širina snopa za ATA na 11MHz je talasna dužina / promjer ili 0,025 / 700 metara ili 3,6 ^ -5 radijana ili 0,002 stepeni. Sa zemljom koja se okreće za 0,004 stepeni / sek, a točkasti izvor bio bi u širini snopa oko 2 sekunde. To bi moglo biti izvrsno za mapiranje jakih izvora, ali ne i za druge izvore.

    Da bismo omogućili širok kut usmjeravanja (približavajući se 90 stepeni), trebali bismo omogućiti vrijeme kašnjenja od plus / minus 350 metara. Ovo je oko 14.000 talasnih dužina na 11 MHz. Da bismo smanjili buku i greške uzrokovane jedinicama kašnjenja, vjerojatno bismo trebali dopustiti najmanje 10 povećanja kašnjenja po duljini vala. Brojači kašnjenja trebali bi biti plus / minus gotovo 320 000 brojanja. Brojanje od 2 ^ 20 može predstavljati preko 1.000.000 brojanja.


    2. Podaci

    2.1. IceCube Događaji

    IceCube otkriva visokoenergijske neutrinske događaje dvije vrste: kaskade i tragove. Prvi se vide kao pljuskovi koji se razvijaju unutar zapremine detektora, a energija primarnog neutrina određuje se relativno dobro, ali smjer dolaska nije siguran. Za potonje je situacija suprotna: relativno uski tragovi prolaze kroz detektor. Stoga je kutna rezolucija obično reda 1 °, ali dio energije sekundarnih čestica ostaje izvan instrumentalne zapremine, a energija primarne čestice određuje se s velikim nesigurnostima. U ovoj studiji koncentriramo se na događaje na stazi zbog njihove bolje kutne rezolucije. Zanimaju nas neutrini sa procijenjenim energijama E 200 TeV jer je to vrijednost iznad koje, pod pretpostavkom dvije komponente fluksa, počinje dominirati komponenta tvrdog spektra.To se može vidjeti, na primjer, usporedbom spektra najbolje prilagođenih dobivenih IceCubeom iz analize početnih događaja (osjetljivijih pri nižim energijama) i mionskih staza sjeverne hemisfere (osjetljivijih pri višim energijama), kako je izvijestio Aartsen i dr. (2019). Izvanredno, ova vrijednost, E = 200 TeV, također je granična vrijednost za neke objavljene skupove podataka mionske staze na sjevernoj hemisferi IceCube (Aartsen i sur. 2016b, 2017c), što pruža dodatnu tehničku motivaciju za ovaj rez. Stoga popravljamo stanje E ≥ 200 TeV za sva ispitivanja dole navedena. Studija valjanosti naših zaključaka za manje energetske neutrine izvan je opsega ovog rada.

    Najveći objavljeni IceCube skup podataka o visokoenergetskim događajima na stazama daju upozorenja o izuzetno visokoj energiji (EHE) i događaji slični upozorenjima (EHEA). Ovaj skup podataka uključuje događaje koji su prošli kriterije odabira (Aartsen i dr. 2017d) za upozorenja tipa EHE koje je IceCube izdavao između 2016. jula i 2019. maja. Spisak događaja prije septembra 2017. godine, uključujući rane događaje koji su stigli prije pokretanja sistema upozorenja, ali koji su zadovoljili iste kriterije, objavljen je na mreži 5 (IceCube Collaboration 2018). Detalji sličnih događaja uočenih nakon septembra 2017. godine dostupni su putem Gamma-ray koordinatne mreže 6 (GCN) i Astrophysical Multimessenger Observatory Network 7 (AMON), obavještenja 8, također vidjeti IceCube katalog astrofizičkih neutralnih kandidata. 9 Za jedan događaj koristimo detaljne informacije Aartsen i dr. (2018a). Izgradnjom, događaji EHEA-e imaju dobru kutnu rezoluciju (područje zadržavanja od 90% na nebeskoj sferi Ω90 & lt 10 ° 2) i visoke procijenjene energije (sigurno iznad 200 TeV). U ovom uzorku EHEA postoje 33 događaja.

    Kako bismo koristili najveći dostupni uzorak visokoenergetskih neutrinskih događaja sličnog kvaliteta, dopunjujemo uzorak EHEA sa još 23 događaja koji zadovoljavaju sljedeće kriterije: (i) morfologija staze, (ii) E & gt 200 TeV i (iii) Ω90 & lt 10 stepeni 2. Ovi događaji su odabrani sa svih ostalih javno dostupnih IceCube lista događaja. Uključuju upozorenja o pokretanju visokoenergetskih događaja (HESE) i događaje slične upozorenjima (HESEA), upozorenja "GOLD" i "BRONZANA" iz IceCube Collaboration (2018) i GCN / AMON, HESE liste iz Aartsen i sur. (2014a, 2015, 2017a) i liste događaja muonske staze sjeverne hemisfere (MUONT) iz Aartsen i sur. (2016b, 2017a). Za nekoliko upozorenja HESE, procijenjena energija neutrina nije objavljena, a zatim smo položeni naboj (broj fotoelektrona) podijelili sa 100 kao zamjenu za energiju u TeV vidi Aartsen i sur. (2014a). Slijedom Padovanija i dr. (2016), ispuštamo jedan MUONT događaj koji je povučen. Imajte na umu da se neki MUONT događaji pojavljuju na listi EHEA, a mi za njih koristimo informacije iz novijeg kataloga EHEA.

    Za IceCube događaje, koordinatni intervali sa 90% statističke pokrivenosti su prikazani u objavljenim podacima koje koristimo. Pored toga, postoje neobjavljene sistematske greške u određivanju pravaca dolaska, povezane posebno, ali ne isključivo, sa nedostatkom znanja o svojstvima leda. Te pogreške ovise ne samo o smjeru dolaska, već i o dijelu instalacije na koji neutrini slijeću i zbog toga ih je teško modelirati. Izuzev nekoliko događaja - vidi npr. Kankare i sur. (2019) - samo su objavljene statističke greške za objavljene IceCubeove upute za dolazak, dok za događaje dobre rezolucije doprinos ovih sistematskih grešaka može biti važan. Apsolutnu grešku usmjeravanja IceCube procijenili su Aartsen i sur. (2014b) kao 02, međutim, isti rad izričito navodi da manje ili veće pogreške mogu odgovarati događajima odabranim u određenim analizama neutrina. Dalje, doprinos sistematskoj grešci dolazi iz izbora postupka obnove i može se procijeniti usporedbom između smjerova dolaska jednog i istog događaja dobivenih različitim analizama. Pronašli smo sedam događaja čiji su smjerovi dolaska objavljeni i u EHEA i u MUONT analizama (vidi reference gore), srednja razlika između smjerova dolaska u ove dvije rekonstrukcije bila je ≈025. Budući da nisu objavljene sistematske greške, koristimo kao vodič objavljenu gornju granicu IceCube od 10 (Aartsen i sur. 2013b) o sistematskoj nesigurnosti smjerova dolaska visokoenergetskih mionskih staza i dalje dorađujemo ovu vrijednost pomoću postupka definiranog u odjeljku 3.

    Stoga naš uzorak IceCube visokoenergijskih neutrina uključuje 56 događaja sa E > gt 200 TeV, poznati pravci dolaska, elipse statističke nesigurnosti na nebeskoj sferi na nivou pouzdanosti od 90% (CL) i vremena dolaska. Ovi događaji su navedeni u Tabeli 1 i prikazani na Slici 1. Imajte na umu da značajan dio događaja nije astrofizički: čak i pri visokim energijama, atmosferska pozadina je od suštinske važnosti. Na primjer, očekivani udio neastrofizičkih događaja u uzorku EHEA, pod pretpostavkom E -2 astrofizičkog spektra, iznosi 32% (Aartsen i sur. 2017d) za mekše pretpostavljeni spektar ili druge klase događaja, doprinos pozadine je još veći. Takođe napominjemo da do sada ni Baikal-GVD ni ANTARES nisu objavili detaljne informacije o događajima na stazi iznad 200 TeV.

    Tabela 1. IceCube visokoenergetski neutralni događaji korišteni u našoj analizi

    Datum Kategorija E R.A. R.A. Greška Decl. Decl. Greška Reference
    (TeV) (deg) (deg) (deg) (deg)
    (1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10)
    2009. avgust 13 MUONT 480 29.51 +0.40 −0.38 1.23 +0.18 −0.22 Aartsen i dr. (2016a)
    2009. 6. novembra MUONT 250 298.21 +0.53 −0.57 11.74 +0.32 −0.38 Aartsen i dr. (2016a)
    2010 23. jun MUONT 260 141.25 +0.46 −0.45 47.80 +0.56 −0.48 Aartsen i dr. (2016a)
    2010. 25. septembra MUONT 460 266.29 +0.58 −0.62 13.40 +0.52 −0.45 Aartsen i dr. (2016a)
    2010. 9. okt EHEA 660 331.09 +0.56 −0.72 11.10 +0.48 −0.58 Aartsen i dr. (2016a)

    Bilješka. Skup svih 56 IceCube događaja odabranih prema našim kriterijima, pogledajte odjeljak 2.1 za detalje i oznake kategorija.

    Ovdje je prikazan samo dio ove tablice da bi se prikazala njegova forma i sadržaj. Dostupna je mašinski čitljiva verzija cijele tablice.

    2.2. VLBI zapažanja AGN-a

    Za našu analizu koristili smo 8 GHz VLBI promatranja prikupljena u bazi podataka Astrogeo 10, koja uključuje podatke o vidljivosti i slike stečene geodetskim VLBI promatranjima (Petrov i dr. 2009 Piner i dr. 2012 Pushkarev & amp Kovalev 2012) i Very Long Baseline Array (VLBA) istraživanja kalibratora (VCSs Beasley i sur. 2002 Fomalont i sur. 2003 Petrov i sur. 2005, 2006, 2008 Kovalev i sur. 2007 Gordon i sur. 2016 Petrov 2017), zajedno s ostalim globalnim VLBI od 8 GHz, VLBA, Opažanja Evropske VLBI mreže (EVN) i australijskog dugog baznog niza (LBA) (Petrov 2011, 2012, 2013 Petrov i dr. 2011a, 2011b, 2019 Schinzel i dr. 2015 Shu i dr. 2017). Njihovi položaji su utvrđeni i predstavljeni u okviru VLBI zasnovanog Radio Fundamental Catalogue 11 (RFC). Primjećujemo da su promatranja programa VCS uložila poseban napor kako bi se sastavio potpun uzorak AGN-a ograničen gustinom fluksa integriranom u VLBI slike mJy na 8 GHz, a sličan napor učinjen je i sa opažanjima LBA. Ovaj cjeloviti uzorak sastoji se od 3388 predmeta. Rezultirajući pokrivač neba prikazan je sivim točkama na slici 1.

    Imajte na umu da baza podataka slika i katalog sadrže i podatke za druge talasne dužine (2,3, 5, 15 i 22 GHz) i spuštaju se na niže nivoe gustine fluksa na 8 GHz. Sveukupno, VLBI katalog sadrži mjerenja za više od 16 000 AGN-a. Međutim, jedini dubinski statistički cjelovit uzorak je gore spomenuti. Većini ostalih valnih duljina nedostaju podaci ispod −30 ° decl. Opseg od 15 GHz je potpun zahvaljujući projektu MOJAVE (Lister i dr. 2019), ali samo do Jy. Generalno, uzorci na različitim opsezima mogu biti pristrani, npr. Prema γ-raže odabrani AGN-ovi (npr. Schinzel i sur. 2015 Lister i sur. 2018), AGN-ovi viđeni kroz galaktičku ravan (Petrov i sur. 2011a Petrov 2012) ili optički svijetli AGN-ovi (Petrov 2011, 2013). Uzorak od 22 GHz mogao bi biti pristran prema najkompaktnijim AGN-ima odabranim da služe za visokofrekventnu realizaciju nebeskog referentnog okvira (Charlot i sur. 2010). Zbog toga za postizanje najsnažnijih rezultata u našim statističkim studijama koristimo samo uzorak od 8 GHz.

    U našoj analizi koristimo gustinu fluksa integrisanu u VLBI slike AGN-a i nazivamo je "VLBI gustina fluksa". Za većinu AGN-a potaknutih Doppler-om koji čine naš uzorak, dominira emisija prividne baze mlaza parseka, pogledajte našu detaljnu raspravu u odjeljku 4.1. Za objekte slikane VLBI-om u više od jedne epohe, u analizi se koristi prosjek svih mjerenja. Broj zapažanja po izvoru kreće se od jednog do više od 150, sa medijanom od pet. Prosjek koji koristimo u ovom radu je geometrijska sredina (ili, što je ekvivalentno, aritmetička sredina logaritama), jer raspon gustoća fluksa može pokriti nekoliko redova veličine, a bitne su relativne razlike.

    2.3. RATAN-600 AGN Monitoring

    Od kasnih 1980-ih, ruski radio-teleskop RATAN-600 (Korolkov & amp Pariiskii 1979) Specijalne astrofizičke opservatorije prati, na 1–22 GHz, uzorak AGN-a odabranih na osnovu njihove gustine protoka VLBI. Pojedinosti ovih opažanja, analize podataka, uzorka za posmatranje i rezultata mogu se naći u Kovalev (1997) i Kovalev et al. (1999, 2000, 2002). Mjerenja cilja u datoj posmatračkoj epohi javljaju se istovremeno na 1, 2, 5, 8, 11 i 22 GHz. Za analizu u ovom radu ispuštamo najniže dvije frekvencije, budući da na njih često utječu radiofrekvencijske smetnje, koje su postale jače tokom godina korištenih u ovom radu: 2009–2019, uključujući to.

    Uzorak za promatranje RATAN prvobitno je odabran na osnovu koreliranih mjerenja gustine protoka VLBI od strane Preston i sur. (1985), a kasnije je dopunjen novim objektima koje je pronašao VCS. Dakle, uzorak sadrži AGN s jakim radio mlaznicama parsek-skale i ima dobre karakteristike kompletnosti do Jy. Zbog oblika prstena i prolaznog načina posmatranja teleskopa, najbolje praćeni dio uzorka, sa 3-4 epohe -1, ograničen je na pad. raspon od -30 ° do + 43 °. Ovaj raspon pokriva gotovo sve IceCube događaje visokoenergetskih staza u našem uzorku. Potpuni skup podataka RATAN-600 koji koristimo u našoj analizi ima 1099 izvora koji su posmatrani najmanje pet puta, od kojih je 758 primijećeno najmanje 10 puta.

    Postoji bogat multifrekventni niz podataka koji je proizveo program praćenja širokopojasnog spektra F-GAMMA AGN (Fuhrmann i sur. 2016). Nažalost, objavljeni podaci pokrivaju samo period do 2015. (Angelakis i dr. 2019). Ovo nije dovoljno dugo za našu analizu, jer su mnogi neutrinski događaji prikupljeni nakon 2015. Te podatke nismo koristili u radu.


    Radio oreoli

    Radio-oreoli su difuzni radio-izvori niske površinske svjetline (∼1–0,1 μJy arcsec -2 na 1,4 GHz) koji prožimaju središnju zapreminu jata. Tipično su produženi s veličinama od M1 Mpc, pravilne morfologije i nepolarizirani su do nivoa od nekoliko posto, vjerojatno zbog interne depolarizacije ili grede. Prototipi ove klase, Coma C u središtu jata Coma (slika 2), detaljno su proučavali mnogi autori (vidi npr. Willson 1970 Giovannini i sur. 1993 Kronberg i sur. 2007 Brown i Rudnick 2011).

    Zahvaljujući poboljšanjima u posmatranju i postupcima smanjenja podataka, radio oreoli manje veličine i nepravilne morfologije takođe su otkriveni u bogatim nakupinama galaksija. Njihova svojstva su u većini slučajeva slična svojstvima džinovskih radio-oreola. Na slici 3 prikazane su slike dobro poznatih radio oreola različitih veličina. Spektakularni slučaj predstavljen je sistemom dvostrukog spajanja, A399 i A401, koji sadrže radio-oreol i do sada se mogu smatrati jedinim slučajem dvostrukog radio-oreola (Murgia et al. 2010a, slika 4).

    Slike klastera A 2163, A 665 i A 2218, na kojima se nalaze radio oreoli: radio emisija je predstavljena konturama, koje se prekrivaju na optičkoj slici. Sve su karte skalirane u istu linearnu skalu


    Opcije pristupa

    Kupite jedan članak

    Trenutni pristup cijelom članku PDF.

    Obračun poreza bit će završen za vrijeme plaćanja.

    Pretplatite se na časopis

    Trenutni mrežni pristup svim izdanjima od 2019. Pretplata će se automatski obnavljati svake godine.

    Obračun poreza bit će završen za vrijeme plaćanja.

    Slika reproducirana uz dozvolu Rioje i dr. (2017), autorsko pravo AAS

    Slika reproducirana uz dozvolu Rioje i dr. (2015), autorsko pravo AAS


    1995. Istraživačka iskustva za dodiplomske studije

    Nacionalna opservatorija za radio astronomiju Istraživački projekti web stranice NRAO

    Charlottesville, Virginia (sjedište NRAO-a)

    Studenti C harlottesvillea Christopher (`Kester ') Alen, David Copeland i Edward Gray (slijeva nadesno) istražuju optičku sliku Davida Malina u boji Rho Ophiuchi i regije Antares. David je izradio radio slike u boji iste regije na osnovu podataka dobijenih radioteleskopom NRAO 12m.



    Bilo je troje studenata na istraživačkom iskustvu NSF za dodiplomske studente (REU) 1995. godine u NRAO-Charlottesville. Izdvajanja programa uključivala su niz uvodnih predavanja o aspektima astronomije, posebno radio astronomije, koja su se protezala tokom nekoliko sedmica. Ova predavanja su imala za cilj da studente upoznaju sa istraživanjima koja obavljaju različiti zaposlenici.

    Mnogi studenti u programu NRAO-Green Bank posjetili su Charlottesville u obilasku Centralnog razvojnog laboratorija i pogona Univerziteta Virginia za proizvodnju poluvodičkih-izolator-poluprovodničkih detektora koji se koriste u milimetarskim talasnim prijemnicima, Laboratorija poluprovodničkih uređaja .

    . Studenti su imali neformalno druženje sa astronomima sa Univerziteta Virginia u večernjim satima, te iz NRAO-a u večernjim satima, nakon čega je uslijedila posjeta sa diplomiranim studentima sa Univerzitetskog odjela za astronomiju.

    Odmah nakon toga, studenti iz Charlottesvillea posjetili su Green Bank kako bi vidjeli NRAO teleskope koji se tamo nalaze, kako bi se sastali sa članovima osoblja Green Bank i prisustvovali godišnjem pikniku.

    Studenti su održali seriju 15-minutnih razgovora o svojim projektima tokom simpozija za ručak u Charlottesvilleu prije nego što su krenuli na ljeto.

    Kasnije u leto, studenti su se vratili u Green Bank na sesiju posmatranja na teleskopu od 43 metra. Ovo je bio redovni program koji Al Wootten, koordinator REU iz Charlottesvillea, izvodi na 43 m kako bi nadgledao stanje mazera u regijama u kojima se formiraju zvijezde slabe osvijetljenosti. Tokom sesije otkrivena su dva nova mazera za vodu. Studenti su takođe obišli teleskop Green Bank, koji je sada visok oko 180 stopa, sastavljenu visinsku osu i strukturu kutije koja podupire površinu koja se sastavlja na zemlji.

    Studenti Charlottesvillea Christopher (`Kester ') Allen i Edward Gray (lijevo i desno) stoje na vrhu kule visinske osi teleskopa Green Bank tokom svog obilaska lokacije.

    David Copeland Reed College Radio sa Davidom Niceom na

    Potraga za privremenim pulsarskim signalima

    David je takođe obrađivao podatke kako bi formirao slike snimljene NRAO-ovim teleskopom od 12 metara. Podaci su uzeti s novom vrstom posmatranja. Uobičajeno se promatranje vrši pomicanjem teleskopa u određeni položaj, promatranjem određeno vrijeme, zatim pomicanjem teleskopa i promatranjem neko vrijeme u drugom položaju. To je vrlo neefikasno jer većinu vremena provodimo čekajući da se teleskop prestane tresti. U NRAO-u se razvija novi način posmatranja nazvan OTF ili On The Fly. Ovaj način neprestano pomiče teleskop i bilježi položaj teleskopa s vrlo finom preciznošću. Ne gubi se vrijeme čekajući da se teleskop prestane pomicati jer se nikad ne događa. Ovaj način podliježe svojevrsnom "zamućenju u pokretu", ali takvo se zamagljivanje može ukloniti matematički i napraviti mape koje su dobre kao i slike napravljene u konvencionalnom načinu promatranja. David je radio na području stvaranja zvijezda u sazviježđu Zmijolovac. Ova mapa Ophiuchus Mračnog oblaka C18O J = 1-0 prikazuje sliku kodiranu brzinom, koja plavom bojom označava niže (modro pomaknute) dijelove brzine oblaka, crvena više (crveno pomaknute) dijelove oblaka, a zelena prikazuje materijal koji leži u blizini prosječna brzina oblaka. Kinematički poremećeno područje gore desno je poznato kao jezgro Ophiuchus A i ovdje su nastale najmasovnije zvijezde.

    Edward Gray Univerzitet u Bostonu Radio sa Darrell Schiebelom na

    Grafički preglednik klasa za AIPS ++

    Kester Allen Amherst College Radio sa Al Woottenom na

    Maseri za vodu i hladni gas (amonijak) u regiji L1448 formacije zvijezda.

    U mnogo većim razmjerima, toplotna emisija molekula amonijaka mapirana je pomoću VLA od Woottena i Manguma. Alen je istraživao slike amonijaka kako bi dokazao postojanje termalnog plina u blizini L1448C. Mape intenziteta pokazuju izražen greben okružen nekoliko čvorova svijetlog plina oko mjesta gdje se maseri nalaze. Disk poput grebena simetričan je oko položaja mazera i ima "privezani" stegnuti izgled u dijelu koji je najbliži maseru. Ova je karakteristika orijentirana na približno 65 stepeni E od N i široka je približno 20 '' ili 5000 AU, jer je to okomito na promatrani kut koji čini linija između plavih i crveno pomaknutih mazera, to sugerira da je greben povezan do mogućeg akrecijskog diska za hipotetičku protozvijezdu unutar. Snažna emisija amonijaka takođe je primećena iz protostara IRS3 na severu.

    Socorro, Novi Meksiko (NRAO Array Operations Center)

    Studenti koji su istraživali svoja istraživanja u NRAO Array Operations Center (AOC) u Novom Meksiku bili su John Barthelmes, James Brauher, Christopher Carpenter, Amy Hronek, Audress Johnson, Allison Nugent i Ngan Ying Lui. Program na AOC odvija se pod vodstvom dr. Claire Chandler i dr. Bryana Butlera.



    Claire je napisala izvještaj o ljetnom studentskom programu na AOC:

    Ove godine VLA je održao svoju redovnu Letnju školu sintetičkog slikanja u Socorro-u. Budući da su mnogi predavači koje obično pozovemo na razgovore s našim ljetnim učenicima već govorili za Ljetnu školu, zamolili smo ljetne studente da stignu na vrijeme u školu kako bi mogli pohađati školu. Nakon ovoga i nekoliko predavanja o radio astronomiji i interferometriji koje smo izvodili Bryan i ja, mnogi od njih pokazali su dobro razumijevanje tehnike. Takođe smo održali razgovore o opštim temama iz astronomije i pozvali druge članove naučnog osoblja da učine isto. Razgovori o astronomiji dobro su prošli kod učenika.

    Vodio sam ljetne studente na izlet da posjetim opservatoriju na Kitt Peak-u, uključujući instrumente NOAO, NRAO 12-m i VLBA antenu. Posjetili smo i laboratorij Mirror u opservatoriji Steward. Ovo putovanje bilo je veliki hit, a studenti su tražili još sličnih u budućnosti. Studenti iz NOAO-a posjetili su nas u Socorro-u na putu do Nacionalne solarne opservatorije na Sac Peak, a ja sam im pružio obilazak VLA-a.

    Naši studenti su dobili nekoliko sati svog VLA vremena, koje je korišćeno za OH maser pretragu prema ostacima supernova, projekat koji je nadzirao Dale Frail.

    Naši studenti su takođe svakog vikenda vodili VLA, a na kraju svog boravka ovdje je svaki student održao kratak razgovor o ručku (oko 15 minuta) o svom ljetnom projektu.

    John Barthelmes Državno sveučilište u New Yorku Radio sa Ruth Milner na

    Od SunOS-a 4 do Solarisa

    Jim Brauher Univerzitet u Michiganu Radio sa Huibom van Langeveldeom na

    Mjerenje pravilnih pokreta zvijezda putem OH Masera

    Potraga za radio-kolegama gama-zraka.

    Ponašanje VLBA antena i VLBA testova dinamičkog opsega

    Ažuriranje sheme kalibracije VLA.

    Zaštita od smetnji.

    Radio slike velikih ostataka supernove.

    Green Bank, Zapadna Virginia (teleskopi NRAO 43m i 100m)

    Studenti koji su istraživali na lokalitetu NRAO Green Bank u zapadnoj Virginiji bili su Katrina Koski, Daniel McCoy, D. J. Pisano, Douglas Williams i Thomas Wilson. Program u Green Bank vodi voditelj dr. Ron Maddalena.

    Daniel J. Pisano Univerzitet Yale Radio sa Jay Lockmanom na

    Istraživanje rekombinacije linija difuznih HII regija unutarnje galaksije.

    Kombinacija karata Interferometar i Kontinuum sa jednom pločicom.

    LO referentni distributivni sistem za Green Bank.

    GBT Aktivni površinski dizajn računara i monitor stanja.

    David Ward Državno sveučilište u San Franciscu Radio sam sa Mikeom Holstineom na

    Plant Engineering

    Katrina Koski Lake Forest koledž Radio sa Glenom Langstonom na

    Anketa neba na X-Band-u i sa Janksy antenom.

    Katrina je ljetos radila na dva projekta, analizirajući sirove podatke o anketi Green Earth (3,6 cm) Green Bank Earth Station (GBES) i pomažući u eksperimentima za testiranje antene Jansky. GBES ankete su namijenjene istraživanjima punog sjevernog neba na opsezima X i Ku (2 cm). Ankete će nadgledati nebo, tragajući za kratkotrajnim izvorima promjenjivih vrijednosti i nadzirati sve svijetle promjenjive radio soruce. Ova istraživanja će se ponavljati u intervalima od dvije sedmice. Tokom ljeta 1995. godine izvršene su izmjene na stanici za praćenje, koje nisu dozvoljavale prikupljanje punih podataka Ku pojasa. Katrina je napisala dijelove C programa za uređivanje podataka X opsega, uklanjanje objekata Sunčevog sistema i pretvaranje iz Kelvina u Janskys. Koristila je AIPS za umrežavanje podataka u slike, a zatim identifikaciju radio izvora. Neke slike u mreži mogu se pregledati. Na primjer, područje galaktičkog centra pokriva raspon desnog uzdizanja od 16 do 20 sati, deklinacija -30 do 33 stepena.

    Ažuriranje za 2002. godinu: Koski je stekao zvanje fizike i magistra astronomije i radio za kompaniju za optičku interferometriju u Socorro NM.

    Tucson, Arizona (NRAO 12 m i VLBA teleskopi)

    Studenti koji su istraživali na lokalitetu NRAO Tucson u Arizoni bili su Frank Kolor, Larissa Bowles i James Wren. Program u Tucsonu vodi Jeff Hagen. Kako su uredi NRAO preko puta ureda KPNO / NOAO, REU grupa tamo učestvuje u aktivnostima NOAO REU programa.

    Gospođa Bowles koristila je Astronomski sistem za obradu slika (AIPS) za obradu podataka. Glavni zadaci uključivali su kombiniranje 70 mapa regije u jednu mapu, otkrivanje i brisanje loših podataka, uređenje svih promatranih točaka na redovnu mrežu i prikupljanje rezultata u kocku podataka koja se može dalje analizirati. Na primjer, odabirom emisije u različitim rasponima brzina, mogla je izolirati emisiju iz različitih dijelova regije. Rezultati ovog rada bit će predstavljeni kao poster na sljedećem sastanku AAS-a.

    Gospođa Bowles napisala je priručnik za početnike za sve koji koriste AIPS za prvi put izradu OTF mapiranja. Ovaj priručnik će biti koristan svima koji nemaju ili imaju ograničeno predznanje o AIPS-u. Ovaj priručnik bit će ugrađen u opsežniju dokumentaciju NRAO-a.


    Astronomija i astrofizika za 1970-e: Tom 1: Izvještaj Odbora za istraživanje astronomije (1972)

    Nažalost, ovu knjigu nije moguće ispisati iz OpenBook-a. Ako trebate ispisati stranice iz ove knjige, preporučujemo da je preuzmete u PDF-u.

    Posjetite NAP.edu/10766 da biste saznali više o ovoj knjizi, kupili je u tiskanom obliku ili preuzeli kao besplatni PDF.

    Ispod je neispravljeni strojno pročitan tekst ovog poglavlja, namijenjen pružanju našim vlastitim pretraživačima i vanjskim mehanizmima izuzetno bogatog teksta, koji predstavlja poglavlje i koji se može pretraživati. Budući da se radi o NEKOREKTIRANOM materijalu, molimo vas da sljedeći tekst smatrate korisnim, ali nedovoljnim proxyjem za mjerodavne stranice knjiga.

    PETO POGLAVLJE Program visokog prioriteta Prvi II odjeljak ovog poglavlja detaljno opisuju programe i objekte koji se preporučuju kao najviši prioritet. Mnogo više prijedloga, koji bi mogli biti opravdani od velike hitnosti sada ili u budućnosti, naći će se u pojedinačnim izvještajima panela u svesku 2. Ovdje ćemo ukratko opisati znanstvena opravdanja i sadržaj programa koje sada preporučujemo. Prva četiri smatramo najvažnijom hitnošću i prioritetom. Sljedećih sedam je takođe neophodno za zdravlje i ravnotežu ukupnog astronomskog preduzeća. Troškovi tokom jedne decenije iznose približno 600 miliona za prva četiri i 51200 miliona za čitav program. Stopa rasta, kao što je prethodno spomenuto, nije velika, a raspoloživa radna snaga ili trenutno obučena osoba je dovoljna. U posljednjem odjeljku ovog poglavlja raspravljamo o programu daljnjih novih pokretanja koji bismo preporučili da imamo loše na umu samo naučne ciljeve bez financijskih ograničenja. VRLO VELIKI NIZ Komitet preporučuje izgradnju vrlo velikog niza radio-teleskopa s mogućnošću promatranja svemira u velikoj dubini s neviđenom jasnoćom. Takav instrument može probiti postojeće promatračke prepreke na širokom frontu i otkriti važne nove linije istraživanja. Radio teleskopi pokazali su svoju vrijednost svojim sudjelovanjem u 76

    Tltt Hl # t · Prlorlry Provâ € 77 m izvanredan broj oštećenja u astronomiji. Ovi iJK & quotIude kvazare, objekte nevjerojatne proizvodnje energije i vidljivosti na velikoj udaljenosti: pulsari: univerzalno zračenje crnih tijela: i otkrivanje ogromnih en-emb složenih inteluluma molekula. 10 otkrića duguju povezivanju elektronike i elektronike, .bicb je proizveo velike radio teleskope sposobne da deteetlna lncrodibly slabe signale. Zaista, svi radio-sianal en

    Astronomska istorija otkrila je da je više od energije oslobođene tihim udarom nekoliko pahuljica na tlo. Naši te! Hropes danas može lako otkriti zračenja kvazara na šta. vjerujem da je ivica opservabk unin: rse. Ne iznenađuje da je došlo do poplave otkrića remukabk-a. Međutim, te & lt: hnlques koji proizvode sjajan signal Knsilivily ne bi nam mogli tako lako pružiti sposobnost da jasno vidimo. U fac1, ograničenje naše sposobnosti za KC bilo je nepravda. Razlikovali smo jedni od drugih brojne predmete koje sada možemo otkriti na nebu: zamagljena radio slika neba bila je normalna. Veliki effon uložen je u pronalaženje načina za. nebo jasno. Nakon razvoja novog instrumentalnog koncepta za visoko rješavanje po & # 039 & quot & quotr U Australiji i Engleskoj, KVeral obK & ltVatories u Sjedinjenim Državama razvili su do izuzetno uspješne države tehniku ​​koja može pružiti moć razlučivanja tako dugo traženu. Ovo je metoda koja se naziva "sinteza kvotapenure". Osnovna tehnika sinteze apenure uključuje kombinovanje signala primljenih na dva pojedinačna teleskopa. zadržavajući sve električne karakteristike sianala, uključujući podatke o fazi slana). Suc.h par teleskopa može razlučiti dvije točkaste soure kao. kao i jedan veliki teleskop čiji je promjer l & # 039 jednak razdvajanju dviju antena. Obrvacije s radio-interferometrom u kojima je odvajanje antena povećano od nule do neke velike dimenzije, možda milja, mogu stvoriti tako detaljnu sliku predmeta kao što je napravljena jednim zabranjivim i skupim teleskopom iste velike dimenzije. Da bi metoda uspjela, mora se koristiti veliki broj geografskih orijentacija linije između dviju antena. Ovim pristupom mogu se postići vrlo visoke razlučivosti povrata i kvota po relativno niskim troškovima. Zapravo, KVeral obK & ltVatories su iskoristili ovu tehniku ​​za postizanje hija-kvalitetnih radio slika neba sa rezolucijama samo deset puta manjom od one postignute optičkim teleskopima. Metoda je, međutim, spora, a zadovoljavajući napredak zahtijeva istovremeno UK mnogih antena. Mnogi astrOnomical problemi zahtijevaju moć razlučivanja radija koja se približava moći zemaljskog npticaltelescoJ! E- - 1 sekunde luka. Nacionalna opservatorija za radio astroniju izvela je extensi. i detaljne studije sistema za sintezu otvora kako bi se postigao ovaj cilj. The

    78 ASTRONOMIJA I ASTRDPIIYS ICS ZA TIL E 1910 & quoto rezultat je dizajn koji može postići visokokvalitetne radio slike potrebne rezolucije brzinom od oko dvije slike novih regija dnevno. Ovaj genijalan dizajn postiže ovu brzinu i r601uciju uz minimalan trošak korištenjem 27 antena s otvorom otvora od 85 stopa, bez ikakvog izračuna uzoraka 0 "quot & quotC-T a a

    prečnika 26 milja. Rotacija Zemlje za 0 sati za 1 sat uzrokuje da se geometrijsko odvajanje antena gledano s neba promijeni kako bi nastalo i citiralo

    orijentacije i razdvajanja antena. Antene su kontrolirane. i informacije obrađene od njih. centralnim velikim računarskim sistemom. Ova antenski systcn1 naziva se Ver) & # 039 Large Array tvLM i bit će ubjedljivo najveći ttnd najnapredniji radio.kao tronomski instrument ikad konstruiran. Proizvešće ekvivalent radija & quoteye & 20 milja u dinarima. metar. Procjenjuje se da će za njegovu izgradnju biti potrebno pet godina na COSI ili 62 miliona dolara. Iako će takav gigantski korak u sposobnosti sigurno donijeti velika otkrića i iznenađenja koja se sada ne mogu predvidjeti, postoji uzbudljiva grupa novih rezultata koji se mogu predvidjeti. Posebno će biti otkrivene dttaUtd slike radio galaksija i kvazara. slike koje će prikazati raspodjelu čestica s visokom energijom i magnetskim poljima. omogućujući nam da pratimo nastanak ovih prostranih područja koja zrače jer su ona nastala nasilnim uplosh-e evenuom u tim objektima. Postojat će radio slike visoke rezolucije normalnih galaksija koje se mogu porediti s radio galaksijama i s našim teorijama o radioemisionim ili neprirodnim gaJuijama i objektima u njima. LA će biti glavno novo oruđe za kosmologiju zahvaljujući svojoj sposobnosti da razlikuje veliki broj ili tačkaste izvore jedan od drugog. Ključni kozmološki problem je zacrtati vezu broja fluksa sa vrlo slabim graničnim nuksama, tako da će se sigurno uključiti izvori koji su dovoljno udaljeni da mogu razlikovati različite kosmološke modele. VLA može računati takav izvor $ zbog njegove uske grede i velike površine sakupljanja. Howe ler, suptilniji. problem je eliminirati iz broja brojne, ali nezanimljive izvore u blizini koji rude iznutra padaju u nesvijest. Trenutno nismo sigurni koliko su takvi izvori brojni. Vt.A to može utvrditi promatrajući sve izvore na poznatoj udaljenosti, poput one u jatu galaksija. Uski bea.m će biti presudan u razlikovanju pojedinih izvora1 u ovako prepunim regijama. Postoji nada da će se spektralni ili drugi karakteristički znakovi moći koristiti za razlikovanje unutarnje svijetle i slabe kiseline: multifrekvencijske i polarizacijske sposobnosti vu-a bit će nemoćne u tom pogledu. Nadalje, ako se može naći sourus koji ima određeni distribukt, ali jon linearnih veličina. visoka ugaona rezolucija JLA možda neće moći odrediti kutne veličine takvih predmeta na velikim udaljenostima i tamo ·

    Hlglr l l & # 039rioriry Program 79 pre toga proučava ugaoni odnos prečnika i fluksa, koji bi trebao biti osetljiv na kosmološke efekte. Ukratko, VLA će moći pristupiti rješenju kosmološkog problema na različite načine. Vu će takođe otvoriti novu metodu za proučavanje zvijezda pružanjem informacija o kontinuiranoj radio emisiji mnogih normalnih zvijezda. Baš kao što su radio teleskopi otkrili važne nove informacije o visokoenergetskim omotačima sunca, posebno o solarnoj koroni, VLA će nam pružiti prvu priliku da ove pojave posmatramo i na drugim zvijezdama, otvarajući vrata važnom napretku zvijezda i plazme fizike i možda pruža tragove o nerazjašnjenim misterijama samog sunca. Galaktičke nove opažene su s interferometrima. a VLA će dati detaljan razvoj oblaka plazme i gasa koji su nasilno izbačeni u izlivu nove. Možda će biti moguće otkriti emisiju Wolf-Rayet-a, P Cygnija i magnetnih zvijezda. Prototipovi VLA-a izmerili su zapanjujuće promene u emisiji x-zraka zvezda za samo nekoliko sati. Ipak. potraga za radio emisijom rendgenskih zvijezda bila je posebno frustrirajuća. doprinoseći malo podataka ka rješenju zagonetke rendgenskih st.ars. Veliko poboljšanje osjetljivosti koju nudi vu može ukloniti prepreku za razumijevanje ovih intrigantnih objekata. VLA će nam prvi put pružiti jasnu sliku zrna naše galaksije. gde postoji složena celina radioemitivnih područja, skrivenih od optičkih teleskopa gustim oblacima prašine Mliječnog puta. Postoje dokazi da su nasilni događaji u jezgri galaksije snažno utjecali na evoluciju galate. Doista, jedan objekt u centru može biti iste vrste struktura koja proizvodi pojavu kvazara. Mjereći zračenje pojedinih radio-spektralnih linija, poput one atomskog vodonika na valnoj dužini od 21 cm, VLA će moći dati slike oblaka plina naše galaksije tako detaljno da ćemo vidjeti procese koji se u njima odvijaju efekti zagrijavanja, hlađenja i nadzvučnih sudara trebali bi biti uočljivi. Struktura gasnog sistema obližnjih galaksija biće oštro definisana, testirajući teorije galaktičke dinamike i evolucije. Vu će moći razlikovati detalje u radio emisiji svih planeta, osim Plutona, omogućavajući utvrđivanje temperatura planeta na različitim geografskim širinama, godišnjim dobima i doba dana. Pojasevi zračenja drugih planeta mogli bi se detaljno izmjeriti, te atmosferska struktura i priroda planetarne površine, bilo da se radi o stijenama. tlo ili materijal koji sadrži vodu, mogao bi se proučavati. VLA i neka druga radio-astronomska postrojenja. bit će potrebna nova web lokacija. Moguće je da se velika posuda za upravljanje ili posuda milimetarskog vala može nalaziti na istom području. Ekonomije razvoja web lokacija jesu

    80 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA TIJEK 1970. & # 039o moguće u radio astronomiji, jer je glavni zajednički zahtjev za sve ove innrun cnu veliko područje. bez industrijskih i radarskih elex1: rikalne smetnje i direktne rute aviona. Svi oni trebaju visoko razvijen «! tehnički pribor za kupce, računari, analiza podataka. i kontrola. Suho mjesto sa velikom nadmorskom visinom poželjno je za jelo milimetara, iako je nCM toliko važan za uređaje 01ber. Koji program za vu. koji -.u rome je u funkciji tek blizu sredine ove decenije. preporučujemo širenje potpore istraživanju i finansiranje & # 039 umjerenih instrumenata na univerzitetima ili r3dio opservatorijama pod upravom konzota po stopi od 2,5 miliona godišnje. To će omogućiti manjim grupama da istražuju nova tehnološka područja: novi koncepti u dizajnu antena i prijemnika, ultra visokofrekventni detektori. antene i interferometri malih milimetarskih valova, interfromcteri i prijemnici centimetarskog vala, prilagodljivi novom disku s molekularnim linijama atoma n. & # 039O & # 039tred, i vcry-fong-bascline interferometrijski terminali i nizovi. Uravnoteženi program u radioastronomiji zahtijeva niz manje rashodovanih kože i inovativnih, Oexible istraživačkih projektora, pored opisane velike nacionalne olakšice. Izdvajanje univerzitetskih objekata tokom ttn godina iznosilo bi S2S miliona, a za VLA S62 miliona - oko 6 miliona godišnje (10 posto kapitala) biće potrebno za rad u vuku. Kompletni operativni troškovi neće nastati sve do posljednje polovice mrtvih. OPTIČKA ASTRONOMIJA-ELEKTRONSKA TEHNOLOGIJA I SNAGA SVJETLOSTI Svjedoci smo desetljeću izvanrednih otkrića u astronomiji, uključujući kva

    ars, rentgenski katrani. i infracrvene galaksije. Većina ovih otkrića rezultat je širenja astronomije u nova područja elektromagnetnog spektra. ali posjedovanja vizuelnih valnih duljina ostale su centralne u astronomiji jer pružaju osnovne informacije o di.stancc, masi. temperatura, pritisak. i hemijski sastav. Funhcrmore. kroz poređenje sa dobro poznatim teorijama. optička astronomija i. osnovni je alat za proučavanje zvjezdane C & # 039 & # 039 rješenja i nukleozina ili teze. the: star zvijezde i jata. udaljenosti i zvjezdani sadržaj g: ala.xies. i razmjera nečeg drugog. Štoviše. optička astronomija pružila je podatke koji osporavaju ustaljene teorije. Za eaamplc. r = nt fotografski napredak zakrio je zbunjujuće pojave u jako iskrivljenim igrama. Da bi optička astronomija ispunila sve ove uloge. moramo imati te.l acopes koji sakupljaju fotone i detektore kako bi ih snimili. Napredak u astronomiji

    Program Hlgh · Prlorlry 81 u velikoj je mjeri ovisio o našoj sposobnosti za izgradnju većih teleskopa i efikasnijih detektora. Uvođenje prelomnih teleskopa prije više od tri vijeka postepeno je dovelo do SOO-puta poboljšanja ugaone rezolucije i omogućilo da se vide objekti koji su 10.000 puta slabiji od onih koji se mogu vidjeti samo okom. Ovi refrakti & # 039 & quot & # 039de adekvatni za pronalaženje novih planeta i mapiranje zvjezdane univerze & # 039e u bližim dijelovima našeg Mliječnog puta. ali astronomu je i dalje ostalo samo sjećanje na njegovu vizualnu percepciju. Fotografija. počevši prije otprilike jednog vijeka. doneo modernu astronomiju. Ne samo da bi svaki astronom sada mogao svoju viziju podijeliti sa svijetom. ali. jednako važno. može ga proširiti na predmete sto puta slabije. zbog sposobnosti fotografskih emulzija da čuvaju svetlost tokom dugih ekspozicija. Fotografija je otkrila ekstragalaktički svemir. ali puna procjena njegove veličine i veličine ovisila je o paralelnom razvoju velikih reflektirajućih teleskopa kroz progresiju koja je kulminirala 200-in. odbijajući teleskop na planini Palomar, sa svojom sposobnošću da proučava predmete 10 miliona puta slabije nego što se to može videti nepomoćnim ljudskim okom. Ovaj sjajni instrument. nakon skoro 25 godina & quot & # 039 upotrebe. još uvijek služi kao koplje svjetske astronomije.Vrijedno je napomenuti da je 200-in. teleskop je finansiran i dizajniran za vrijeme predsjedanja Calvina Coolidgea. prije svemirskog doba, pa čak i prije prvih nuklearnih akceleratora ili radio teleskopa. Neki od manjih teleskopa koji se još uvijek aktivno koriste u zemlji stari su skoro 100 godina. Budući da je u posljednjih 50 godina postignuto samo skromno poboljšanje efikasnosti fotografskih emulzija. Izgradnja sve većih teleskopa bila je gotovo u potpunosti usmjerena na prikupljanje više svjetlosti. Cijena konvencionalnih teleskopa gotovo se povećava s kockom otvora, što ovo čini skupim. iako je potrebno. težnja. Nakon toga, astronomi su počeli istraživati ​​tehnike koje bi efikasnije detektovale fotone od fotografske ploče. što nt najbolje može snimiti I od svakih 100 fotona prikupljenih teleskopom. Uvođenje fotomultipliea & quot; # 039 sa kvantnom efikasnošću do 25% bilo je veliko poboljšanje. ali bili su ograničeni na prikaz po jednog elementa rezolucije slike odjednom. Bili su potrebni detektori koji će kombinirati visoku osjetljivost fotokatode sa sposobnošću fotografije da istovremeno snima sve dijelove velike dvodimenzionalne slike. Prvi cilj postignut je u posljednjih nekoliko godina & # 039 razvojem koji uključuje (I) pojačivače slike u kojima fotoelektroni sa katode uzbuđuju zaslon fosfora koji se zatim fotografira. (2) eleetronographlc kamere u kojima fotoelektroni direktno udaraju u fotografsku emulziju. i (3) integriranje televizijskih kamera u kojima su fotoelektroni pohranjeni u metu sa kojom se može očitati

    82 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA 1970-te elektronski snop. Ove tehnike su ukazale na krajnje sisteme koji će brojati pojedinačne fotoelektrone fokusirane na dvodimenzionalni niz osetljivih elemenata. U nekim od ovih sistema. kako se podaci prikupljaju, oni se mogu čitati u računar za trenutnu obradu kako bi astronom mogao gledati kako slika nastaje i optimizirati ekspoziciju. Učinak ovog razvoja na astronomiju bio je ogroman. U mnogim situacijama čine današnji teleskop i do 25 puta efikasnijim nego prije. To je ekvivalentno skaliranju svake postojeće 40Â in. teleskop u 200-inčni. i 200 inča. u 1000-in. Ako je 1000 in. teleskop može biti izgrađen. to bi koštalo S2 milijarde iona: zamjenski trošak od 200 inča. sada je blizu 25 miliona dolara. Ekvivalentni trošak takve petostruke transformacije, pod pretpostavkom da bi se to moglo učiniti na stari način zapravo obnovom postojećih teleskopa, bio bi najmanje SS milijardi, dok će troškovi opremanja svih glavnih američkih teleskopa takvim uređajima biti mnogo manji od I posto ovoga. Ovi faktori u velikoj mjeri objašnjavaju jednoglasnost astronoma u davanju visokog prioriteta razvoju ovih elektrooptičkih detektora i njihovoj instalaciji na velikim teleskopima. Dodatna poboljšanja mogu doći iz efikasnijeg korišćenja vremena teleskopa kroz razne kontrole za automatsko podešavanje i vođenje i televizijske kamere za pronalaženje i praćenje predmeta previše bledih (ili previše crvenih) samo za oko. Trenutno. rad na nevidljivim objektima zahtijeva dugotrajan postupak pomeranja teleskopa od objekata koji se mogu vidjeti. Glavni učinak novih detektora neće biti promatranje istih objekata u kraćem vremenu, već proučavanje mnogo slabijih objekata i upotreba veće spektralne rezolucije. To će omogućiti kritična istraživanja za koja se prije 10 godina nije smatralo da su moguća, poput analize pojedinačnih zvijezda u obližnjim galaksijama na postojanje elemenata. proučavanje apsorpcionih linija u najsitnijim kvazarima. i mjerenje crvenih pomaka najudaljenijih galaksija. Međutim, čak i uz ovaj impresivan napredak u detektorima i kontrolama, još uvijek nam treba još velikih teleskopa. Neki od naših glavnih reflektora nalaze se u blizini urbanih područja koja rastu, čija svjetla čine nebo presvijetlim za rad na slabijim objektima. a čak su i teleskopi Palomar već ugroženi. Iako stvaramo sve moguće vilenjake kako bismo poboljšali efikasnost sadašnjih teleskopa. moramo također graditi nove na sigurnim mračnim mjestima gdje se dobro vidi. Cijena jednog velikog zrcalnog instrumenta toliko je visoka da preporučujemo eksperimente s konceptom optičkog niza teleskopa. Da bi se postigla velika površina koektiranja po umjerenim troškovima. početni napori trebali bi biti usmjereni na razvoj teleskopa s više ogledala s nizom ogledala na zajedničkom nosaču ili sustavom odvojenih teleskopa koji napajaju isti detektor. Ako prototipska ispitivanja to dokažu

    HI, M & # 039rlcr / 1) 1 Pto, .m 8J ovi su koncepti izvedivi. operativni teleskop visokog optičkog kvaliteta ekvivalentan u području ISO. ili

    u. dlould be buill, follcr. d! on daip i con.wvction ili â € la mnogo lafJCf sistem u! he 4 () (). do 60Q.in. dass. ako iskusite, .lh manji se iodieira da će sljedeći korak uspjeti. Ho, .ever. Ako teleskop s više ogledala ne ispuni očekivanja, drugi konvencionalni reflektor od 200 inča. klasa treba biti izgrađena što je prije moguće. Dok se višestruki sistem dizajnira i testira. moramo nastaviti s izgradnjom najmanje jednog standardnog telccope-a od 90 inča ili većeg. na mračnom mjestu. Kako bismo počeli kompenzirati one instrumente koji se više ne mogu koristiti na najsitnijim objektima zbog svjetla iz eindžetskih gradova. Financiranje najmanje SIO miliona bit će potrebno za razvoj novih elcctrooptkal detektora i ugradnju bc & gtl stabljika na sve glavne američke teleskope. Postoji najmanje devet e € i & gttina teleskopa dovoljno velikih da mogu profitabilno koristiti jedan ili više lhese detektora. još tri u izgradnji. i tri predložena. Opremanje ovih teleskopa televizijskim kamerama i automatskim kontrolama za pokretanje i vođenje, kao i kod malih računara za trenutno smanjenje podataka, .11 košta više od SS miliona. Operatina multimirror teleskop ekvivalentan ISO-u. do 200 inča. procjenjuje se da jedno ogledalo košta oko S.M. Zatim bi trebalo osigurati dalja sredstva do S25 miliona za izgradnju najvećeg mogućeg teleskopa u okviru tog budžeta - više ogledala s efektivnim otvorom od 400 do 600 inča. Ako se pokaže da je koncept izvediv ili konvencionalni 200- u. teleskop. Dodatni SS milion je za hitno potreban intercrn & gtediatc sizcd teleskop na dnrk lokaciji. Dobro utemeljeni program u optičkoj astronomiji zahtijeva (I) napredne senzore i kontrole - S IS miliona. (2) test koncepta niza - milion SS. (3) teleskop klase 100 inča - 55 miliona. (4) konstrukcija velikog optičkog niza ili drugog teleskopa s dijagonalom od 200 inča - S2S miliona. Operativni troškovi za nove optičke uređaje, dostići će S3..S miliona godišnje do kraja! Decenije. INFRAKCIJSKA ASTRONOMIJA Iako je Herschel prije više od 170 godina otkrio infracrveno zračenje sunca, stavio je termometar u termometar. tek su u posljednjoj deceniji infracrvena opažanja postala važna za glavni tok uuonomkalnih istraživanja. Tek nedavno su se čvrsti i niski · ttmperaturo tehnoteoe razvijali do te mjere da su dostupni infracrveni detektori

    84 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA 1970-te dovoljno osjetljivi da detaljno proučavaju objekte koji nisu sunce. Tehnike niskih temperatura su posebno važne, jer su atmosfera zemlje i teleskop snažni izvori pozadinskog zračenja u infracrvenom zraku, pa ih detektor vidi. Infracrveni detektori moraju biti hladni. često na temperature niže od 2 K. Idealno bi bilo da se i čitav teleskop ohladi, a zatim podigne u svemir kako bi se izbegla kontaminacija atmosferskim zračenjem. Prelazak visoko u atmosferu ili u svemir takođe bi proširio raspon talasnih dužina, jer vodena para čini atmosferu neprozirnom u velikim dijelovima infracrvenog područja spektra. Za razliku od ultraljubičaste ili rentgenske astronomije, koja se može provoditi samo iz svemira. neke infracrvene astronomije mogu se provesti kroz atmosferu velikim zemaljskim teleskopima. Na drugim valnim duljinama. apsorpcija vodenom parom. ako ne i pozadinsko zračenje. može se savladati posmatranjem iz aviona ili balona iznad tropopauze. Infracrveni zrak ima veliki potencijal za astronomska istraživanja. Ovaj dio spektra započinje na kraju dugotalasne dužine vidljivog spektra. oko ll & # 039fll. i proteže se u rasponu od više od deset oktava do oko 1 mm. pri čemu se preklapa sa krajem talasnih dužina radio područja spektra. Unutar ovog opsega nalazi se karakteristično zračenje Mjeseca i planeta, hladnih zvijezda. i prestellarni oblaci. kao i pozadinsko zračenje svemira koji se širi. Infracrvena svjetlost korisna je za promatranje bilo kojeg objekta s temperaturom između 3 i JOOO K. Infracrveno područje je područje molekularne spektroskopije. opseg u kojem leže vibracijsko-rotacijske trake i linije mnogih kozmički važnih molekula. Teorijske studije međuzvjezdane sredine također ukazuju da mnogi važni mehanizmi zagrijavanja i hlađenja uključuju infracrveno zračenje atoma i jona. Ali kao i uvijek. upravo je neočekivano i iznenađujuće ono što je najzanimljivije. Fotometrijske studije usmjerene u početku na poboljšanje određivanja temperature i sjaja hladnih zvijezda dovele su do otkrića viška infracrvenog zračenja iz školjki školjki prašine. Zemaljsko istraživanje neba pronašlo je neke izuzetno svjetleće & quotinfrared zvijezde & quot; koje se jedva mogu otkriti optičkim teleskopima. Istraživačka posmatranja neobičnih galaksija i kvasara u bliskom infracrvenom području ubrzo su dovela do spoznaje da neki od ovih objekata emituju više energije u infracrvenom zračenju nego u svim ostalim regionima talasnih dužina zajedno. neočekivani i još uvijek neobjašnjivi rezultat. Raketna posmatranja kosmičkog pozadinskog zračenja. pokrenut uglavnom kao provjera onoga što je već naučeno u radio području spektra, pronašao je mnogo veći tok nego što se očekivalo. i rješavanje neslaganja može imati duboke implikacije za kosmologiju.

    Thelllgh · Prioritetni program 85 Nova tehnologija i otkriveni novi uzbudljivi problemi privlače veliki broj astronoma. posebno mladi eksperimentatori. u polje. Preporučujemo proširenje podrške za ovu snažnu aktivnost u svim oblastima. uključujući programe za razvoj osjetljivijih detektora. istraživanje novih visokih nadmorskih visina za infra

    teleskopi. i eksploatacija multipleks spektroskopskih tehnika. kao i povećano finansiranje tekućih terenskih. u zraku. i raketni programi. Toliko je urađeno sa tako malo novca (manje od S2 miliona godišnje) da će velika isplata gotovo sigurno uslijediti iz n udvostručavanja ovog napora. Kao priključak ovog proširenja, preporučujemo nesmetani početak programa snimanja neba za objekte svijetle u dalekoj infracrvenoj mreži. Ovo je izuzetno važno za razumijevanje prirode eksplozija galaksija i može otkriti nove i neočekivane pojave. Prvi korak. istraživanje balona do relativno svijetle granice. može se odmah obaviti za manje od 5200.000. Također predviđamo buduću potrebu za teleskopom s velikom površinom sakupljanja i velikom ugaonom rezolucijom u dalekom infracrvenom području. Takav instrument mora nužno djelovati u stratosferi. i preporučujemo da se uskoro pokrene studija dizajna kako bi se utvrdila najprikladnija i ekonomska platforma. Rast infracrvene astronomije stvara velike zahtjeve za postojećim teleskopima. od kojih većina nije ni na najboljim lokacijama niti je optimalno dizajnirana za infracrveni rad. Stoga preporučujemo kao jednu stavku u i.ncreased infracrvenom programu. izgradnja infracrvenih telekomjera srednje veličine. posebno na južnoj hemisferi. Takođe preporučujemo izgradnju velikog (3 do 4 m) infracrvenog teleskopa (po cijeni od SSS miliona) na najboljem dostupnom visinskom mjestu na sjeveru hcmi.sphcre. Takav kombinirani program na zemlji, u zraku. i raketna astronomija sigurno će dovesti do mnogih uzbudljivih otkrića u ovom novom polju koje se širi. Ukupan budžet se procjenjuje na 25 miliona S25. VISOKOH-ENERGETSKI ASTRONOMSKI PROGRA M Tokom prve polovine prošle decenije. ukupno se vrijeme & quotbservinga & quot; u rentgenskoj astronomiji nakupilo samo do oko jednog sata. kroz mnoge raketne letove. Tijekom tog sata postalo je očito da je „zračno nebo izvanredno bogato novim pojavama i da ogromni i vitalni aspekti mnogih optičkih i radio objekata nisu procijenjeni iz promatranja na tim valnim duljinama. Maglina Rak nije samo jedan od najsjajnijih objekata na rendgenskom nebu.

    86 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA 1970 & # 0391, ali je takođe izuzetno složen. S1eady x · zrake zrače elektroni koji se spiralno spuštaju u magnetske čvorove maglice. Pulm! x zraci aro emitovani iz pulsara stvoreni u spektakularnoj eksploziji supernove A .. D. 1054. jednog od samo dva radio pulsara za koja je poznato da emituju x zrake. 11: spektar n-te rendgenskih zraka teži ka području gama-zraka. & ampc & gt & ltpius X · l. svijetli t x zraka zrači većinom kreča. je povezan sa plavim zvjezdastim objektom s jakim optičkim emisionim linijama. X-zrake se emituju iz vruće plazme u blizini plavog predmeta čija priroda n: ostavlja misterij. Čini se vjerovatno da su mnogi nebeski izvori rendgenskih zraka u našoj galaksiji uglavnom slični Sco X-1. Povremeno se na nebu pojavi novi izvor rendgenskih zraka, i to više: intenzivan od Sco X-I nekoliko mjeseci. zatim opada sve dok više nije moguće otkriti. Nemamo dovoljno dobra mjerenja položaja ovih izvora da bismo ih pokušali identificirati sa optičkim objektima. Jedno od prvih većih otkrića rendgenskog satelita Uhuru bila je "nova klasa rendgenskih izvora koji prolaze kroz redovite (pulsarne) i nepravilne fluktuacije na skali rime između 0,1 i 10 sekundi. Još uvijek nisu dostupne optičke identifikacije. Mnoge neobične galaksije su izvori X zraka. Uključuju jake radio galaksije (M87J. Kvazari (3C273). Seyfen galaksije. I obične galaksije (Jhe Magellanie Clouds shaa · a c: kompleksna rendgenska struktura)

    Ogromne količine ili energija se oslobađaju u zraku zraka u nekim ili ovim izvorima .. što predstavlja ozbiljne izazove za naše razumijevanje visoke

    ergija I.Sirophysic: s. U osnovi svih th & quot & quot & # 039 izvora je dif u gentirani rendgenski sjaj koji se čini bez osobina. Mnogi astronomi vjeruju da su pozadinski x zraci stvoreni daleko i davno u ranoj kosmološkoj istoriji našeg svemira. Ova kratka i nepotpuna lista važnih otkrića u rentgenskoj atronomiji podsjeća na rane uzbudljive godine radio a.skronomije. Pronađen je širok spektar novih pojava. ali razumijevanje ovih pojava bilo je minimalno. Potraga za razumijevanjem zahtijevala je mnogo veće instrumente. nove tehnike. detektori benera. bolja spektralna pokrivenost ili izvori. mjerenja polarizacije. i sposobnost ponavljanja opažanja zbog varijabilnosti. zajednički featu

    kompaktnih & quot objekata. Sličan obrazac razvoja potreban je u: astronomiji zraka. Za pronalaženje i proučavanje slabih izvora potrebno je mnogo J.arger anana: dctecton nego što je preletjeno. Za rendgenske zrake niže i ltnergije. fokusiranje optičkih tehnika, uključujući instrumente za grundiranje. trebao bi biti dolje. & Gte će omogućiti dobivanje detaljnih slika sa visokim kutnim rozolucijom. Thoy će također djelovati kao sakupljač fotona. koncentrirajući zrake fotona iz slabih izvora na Bragg kristalnom spccnomctenu i dalje

    Program visokog prioriteta 81 polarimetara, tako da se mogu izmjeriti detaljna spektralna svojstva izvora. Budući da tbe detektori koji se koriste sa fokusnom optikom mogu biti vrlo mali. brzina prebrojavanja pozadine neželjenog detektora može se znatno smanjiti, olakšavajući mjerenja proširenih izvora i naizgled izotropne pozadine x zraka. Uz ovaj glavni instrument. trebalo bi otkriti vrlo velik broj rendgenskih izvora. Treba pronaći mnogo novih primjera različitih klasa izvora rendgenskih zraka u našoj galaksiji. tako da se može proučiti čitav niz svojstava ovih izvora. Pozicijsko određivanje ovih izvora trebalo bi znatno poboljšati. čime se omogućava da se veliki broj njih identifikuje sa optičkim objektima. Sa rezultirajućom sposobnošću proučavanja izvora u mnogim različitim rasponima talasnih dužina, naše teorijsko razumijevanje karaktera i strukture izvora trebalo bi se brzo poboljšati. Od velike važnosti bit će sposobnost stalnog usmjeravanja na izvore rendgenskih zraka satima. Ovo ne samo da će omogućiti veliko poboljšanje statistike tbe spektralnih mjerenja. ali takođe će omogućiti studije vremenskih varijacija ukupne emisije x zraka i pojedinih spektralnih karakteristika. Jedna od glavnih upečatljivih karakteristika galaktičkih izvora zraka koji su do sada pronađeni bila je vremenska varijabilnost tbe rendgenskog zraka Dux. u rasponu od brzih promjena do dugoročnih promjena. Ova karakteristika se češće nalazi u rendgenskim izvorima nego u optičkim i radio izvorima. Glavni instrumentarij takođe bi trebao biti od izuzetne važnosti za studije ekstragalaktičkih rendgenskih izvora. Trebao bi omogućiti otkrivanje pojedinačnih izvora u obližnjim galaksijama i emisiju iz aktivnih galaksija i kvazara na vrlo velike dubine u svemiru. Biće moguća konačnija mjerenja vruće plazme koncentrirane u nakupinama galaksija. omogućavajući utvrđivanje da li u grozdovima postoji dovoljna masa takve plazme da gravitacijski veže galaksije. Mnogo preciznija merenja spektra i izotropije (ili nedostatka izotropije) pozadinskih rendgenskih zraka poboljšaće naše razumevanje kosmologije i rane istorije našeg univerzuma. Nacionalna uprava za aeronautiku i svemir ti & ltASAl prepoznala je bogatstvo i obećanja ovog polja istraživanja zatraživši odobrenje Kongresa za dva velika rotaciono-astenomska opservatorija visoke energije (KEAO & # 039s). To bi trebale biti velike svemirske letjelice u orbiti oko Zemlje, koje se polako okreću tako da instrumenti skeniraju po nebu. To će biti istraživačke svemirske letjelice. s velikom površinom sakupljanja težilo se otkrivanju novih slabih izvora rendgenskih zraka. kako bi tačno izmerili svoje položaje. i za mjerenje spektralnih svojstava. U kombinaciji s rendgenskim zrakama instrumenti bi bili instrumenti gama i kosmičkih zraka. Svemirski brod će igrati ključnu ulogu u budućnosti astronomije. Rendgenska astronomija će sve više postajati partner ortikalnim i radio

    88 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA Astronomiju 1970. & # 0391 kako je identifikovano više izvora J [-rada i njihovi učinci:

    u korelaciji sa prsima u drugom valnom pojasu $. h je moguće da neki tipovi izvora rendgenskih zraka možda ne budu optički identificirani. u -. taj slučaj â € ¢ - e â € · · bi mogao biti potpuno ovisan o HÂ £ AO tehnikama da bi ih mogao rudirati. NAS planiranje takođe poziva na dva dotična HEAO & # 039.1nc: sc će biti el-cn Značajniji u budućnosti ili će rentgenska astronomija menjati rotirajuće HEAO & # 039s. Oni će omogućiti kontinuirano praćenje kratkoročnih intenziteta intenziteta i njihovo koreliranje sa simultanim optičkim. radio, a možda i infracrvena zapažanja sa zemlje. Upotrijebit će fokusnu rentgensku optiku za koncentraciju rendgenskih fotona na male detektore. gdje se pozadinski problemi mogu smanjiti i kutne strukturne informacije i položaji mogu dobiti s velikom preciznošću. 11 je važno da NASA što prije potraži autorski · alion za pointabilne 1-H! .AO & # 039. kako ne bi došlo do previše g.rcat vremenskog kašnjenja između otkrića novih rendgenskih objekata prvim rotirajućim H EAO i Ihe deliog proučavanja istih pomoću fi & quot & # 039t pointabilnog II EAO. Mjera važnosti koju astronomi pridaju rentgenskoj astronomiji je ta što su zakazali velike blokove kreča na glavnim optičkim instrumentima kako bi iskoristili otkrića i pozicijske mjere

    mentacije novih rendgenskih izvora pomoću rendgenskog satelita UhuN. Ovaj rdl & lttt

    njihova očekivanja da će biti moguće nekoliko optičkih identifikacija novootkrivenog rentgenskog kiselog zraka =. Ako je to slučaj. program HEAO učinit će velik

    zahtjevi za optičku astronomiju, a vjerojatno i za infracrvenu astronomiju. Trebalo bi se proširiti u velikim optičkim objektima kako bi se zadovoljili zahtjevi rendgenske astronomije. Izvangalaktički objekti u kojima se veći dio energije emitira u infracrvenoj boji takođe pokazuju x-zračnim objektima: moguće je da slična korelacija može postojati među nekim klasama galacttc x-ray predmeta. Četvrto proširenje u infracrvenim objektima može biti potrebno i za podršku ili za rentgensku astronomiju. Astronomski program visoke enkripcije kojem je Komitet dao izuzetno visoki prioritet uključuje četiri HE-AO & # 039 u NASA-in program planiranja. dva rotirajuća i dva šiljasta. zajedno sa povezanim proširenjem optičkih i infracrvenih objekata kako bi se osigurala zemaljska podrška potrebna za razvoj rentgenske astronomije. Izdvojeni dio četiri misije HEAO iznosi 80 miliona SJ. Pored toga. najmanje jedan optički teleskop srednje veličine za podršku programu trebao bi biti izgrađen na eos1 od SS miliona. ANTENA OD MILIMETARSKIH TALASA Jedno od dramatičnih otkrića nedavne prošlosti bio je detccdon u oblacima međuzvjezdanog prostora zapanjujuće raznolikosti molekularnih spc: ctes.

    Program visokog prioriteta 89 Ta su otkrića proturječila našim očekivanjima da je stvaranje takvih molekula rijedak slučaj i da je njihovo uništavanje brzo zbog poplave ultraljubičastog svjetla u galaksiji. Pronađene vrste se kreću od sma11. dvoatomni molekuli. kao što je CO. CS. i CN, na tako složene tvari kao što je cijanoacetilen. metil alkohol. formaldehid. i formam ide. koji sadrži čak šest atoma. Ugljen monoksid je prisutan u hiljadama puta većoj količini od ostalih molekula. vjerovatno odražava lts resis

    prije disocijacije ultraljubičastim svjetlom. Molekuli s najvećom obiljem su oni koji se nalaze u našim laboratorijama i čine osnovne sastojke biohemijskih sistema. Na primjer. formaldehid je preteča i aminokiselina i šećera u eksperimentima koji simuliraju uslove na primitivnoj zemlji. Stoga izgleda da uočeni molekuli ukazuju na to da je hemija života na zemlji usko obrubljena u međuzvjezdani prostor. Dijatomijske molekule gotovo se uvijek najbolje opažaju na relativno kratkim radiovalnim dužinama od nekoliko milimetara. Oni tvore osnovne gradivne blokove za veće molekule, a fizička interpretacija njihovih spektara mnogo je jednostavnija nego za veće molekule. Veći molekuli imaju veliko značenje. kako god. jer često posjeduju bogat spektar. i na centimetru i na milimetrima duljine, i čine posebno moćno oruđe za ispitivanje fizičkih uslova u međuzvijezdnom medijumu. Visoka rezolucija je potrebna da bi se definirala raspodjela molekula iz kojih se mogu proučavati načini nastanka i uništavanja nasljedstva. Potrebna je velika osjetljivost za disanje velikih molekula. koji mogu imati malu količinu i druge supstance s malim obiljem, poput molekula koji sadrže rijetke izotope. Za visoku rezoluciju i visoku osetljivost potreban je vrlo veliki stecrablc teleskop sa vrlo preciznom reflektirajućom površinom. Takav teleskop ima mnoge druge važne namjene. posebno za proučavanje varijacija spektra i intenziteta kvazara i planetarnih emisija. Takav teleskop nije lako izgraditi, jer ne mora održavati geometriju do tačnosti desetinki milimetara pod uticajem promjenjivih sila gravitacije, vjetra. i toplotnih naprezanja. Mnogo istraživanja je sprovedeno u Nacionalnoj opservatoriji za radio-astronomiju na tako preciznim i stabilnim teleskopima. Novi pristup dizajnu teleskopa, nazvan "quothomology telescope" & # 039, razvio se b & lt - .: n. koja se čini sposobnom za postizanje željenih performansi. Zaista. neki od principa ovog pristupa uspješno su primijenjeni u novom radio-teleskopu od 100 m Ma.x Planck Instituta Fiir Radio - astronomije u Gennany-u. Vrlo veliki radio teleskop koji se preporučuje za promatranje talasnih dužina od t milimetra, vrlo vjerojatno bi bio potpuno upravljiv parabolični reflektor s otvorom od 215 ft. zadovoljavajuće performanse na talasnim dužinama od 3

    90 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA 1970 & # 0391 mm i duže. Troškovi ovog instrumenta nisu tako dobro utvrđeni kao troškovi vu, ali se procjenjuje na milijun SIO. Izgradnja ovog teleskopa pružit će veliku sposobnost u posebno perspektivnom području astronomskih istraživanja i iskoristit će našu tehnologiju prijemnika. zamah i sposobnosti za dizajn i dizajn na polju razvijenom u Sjedinjenim Državama i u kojem je runting najvažniji. VAZDUHOPLOVI, BALONI I RAKETE Osnovni dio svemirskih istraživanja provodi se malim vozilima - avionima, balonima i raketama. Relativno su jeftini i idealno su pogodni za programe posmatranja sa specijalizovanim instrumentima, gdje će nekoliko minuta ili sati uzimanja podataka ispuniti cilj istraživanja. Oni su takođe bili ključni za ispitivanje astronomskih instrumenata za upotrebu u svemiru. Ova su se vozila u prošlosti pokazala neprocjenjivima, a njihovu korisnost u budućnosti osiguravaju neprestano rastući zahtjevi za njihovu upotrebu. U vrijeme ozbiljnih fiskalnih ograničenja, smanjenje broja i raznolikosti velikih astronomskih misija u svemiru može se dijelom uravnotežiti pokretanjem mnogo jeftinijih programa koji koriste mala vozila. Oni će možda moći provesti neka istraživanja koja su zamišljena u napuštenim misijama, održavajući tako određeni stupanj fleksibilnosti i vitalnosti u pogođenom polju istraživanja. Naučno razuman tok akcije je povećati finansiranje aviona, balona i raketa kada se planira manje većih satelitskih eksperimenata. Ako se povećaju satelitski programi, prateći porast raketnih istraživanja, s manjim, ali inovativnim ciljevima, dovest će do optimalnog satelitskog dizajna i stoga će imati visoku vrijednost. Do nedavno je rentgenska astronomija u potpunosti ovisila o istraživanju raketa. Izvore rendgenskih zraka otkrili su raketi. a za neke od njih genijalnim raketnim instrumentima izmjereni su prilično precizni položaji. Mjerenja raketa vršena su duri. pomrčina Mjeseca n Rakove maglice otkrila je da x-zrake nisu točkasti izvor. U ovom trenutku rakete se pokazuju ključnim za daljnje proučavanje nekih rendgenskih pojava koje je otkrio rendgenski satelit UhuTV. Otkrivene su neočekivano brze fluktuacije X-zraka izvora Cyg X-1 pomoću satelita, ali budući da se satelit okreće, nije pogodan za praćenje fluktuacija. Rakete su sposobne da ukazuju na izvor poput ovog nekoliko minuta istovremeno, a misije se sada mogu instrumentirati da pruže podatke ključne za bolje razumijevanje Cyg X-1. Budući da se čini da je ovaj izvor samo jedna od nekoliko klasa čudnih rendgenskih objekata, jasno je da će postojati hitna potreba za još rentgenske astronomije

    Rakete Higlt® Prlorfty Program 91 za narednih nekoliko godina - a sasvim sigurno kroz eru Kigh Energy As1ronomical Observatories. Ultraljubičasta astronomija takođe je započela raketama, prvo za proučavanje sunca, a zatim za proučavanje zvezda. Pronađene su razlike između teoretski izračunatih ultraljubičastih zvjezdanih spektara i opažanja rakete. Spektroskopskim posmatranjem na ultraljubičastom zračenju otkriveni su brzi gubici mase vrućih supergigantskih zvijezda. Možda jedno od najvažnijih ultraljubičastih astronomskih otkrića bilo je ono o molekularnom vodoniku u međuzvezdanom prostoru. Danas se glavnina ultraljubičastih astronomskih opažanja provodi sa Orbitirajućom astronomskom opservatorijom. ali instrumentacija u ovom vozilu je relativno neisplativa, iako vraća veliku količinu podataka. Neophodno je dopuniti i obogatiti ove podatke selektivnim raketnim merenjima koristeći širi spektar instrumentacije. Gubitak OAOÂ · B predstavlja ozbiljnu prepreku za ultraljubičastu astronomiju. Ovlašteni program zaključit će se lansiranjem OAOÂC u fiskalnoj 1973. godini. Dugi niz godina program ultraljubičaste astronomije iz svemirskih letjelica vjerojatno će biti skroman, čak i ako su odobreni novi sateliti poput predloženog SASÂD. U tim okolnostima bit će još važnije da se osigura dodatni program posmatranja raketa na ultraljubičastom zraku kako bi se održala snaga na ovom polju istraživanja. Instrumenti koji se nose u ovim raketama mogu pružiti neka od mjerenja koja bi izvršio OAOÂ · B. Oni će također pružiti priliku da se iskoriste otkrića OAOÂA i OAO.C i pružit će važno istraživanje određenih klasa ultraljubičastih pojava. Nesumnjivo će biti pronađeno mnogo nebeskih objekata u ovim ultraljubičastim studijama za koje će se ispostaviti da predstavljaju važne naučne zagonetke. od kojih se mnogi mogu dalje proučavati i razjasniti pomoću resea.rch pomoću raketa. Infracrvena astronomija sada se u velikoj mjeri oslanja na avione i balone. Iako se nekoliko infracrvenih prozora može eksploatirati sa zemlje, veći dio područja talasnih dužina, a posebno daleki infracrveni zrak, zahtijeva platformu za osmatranje iznad većine atmosferske vodene pare. Posmatranja iz balona i aviona dala su važne nove spektroskopske informacije u sunčevom zračenju o suncu i planetarnoj atmosferi. Promatranja iz aviona otkrila su velike količine zračenja u infracrvenom zračenju iz jezgara aktivnih galaksija i kvazara. Veliki broj jakih infracrvenih izvora u blizini centra galaksije otkriven je tokom istraživanja napravljenih od aviona i balona. NASA pruža platformu za avione za 36 inča. infracrveni teleskop, koji bi trebao donijeti važne nove rezultate. Komitet preporučuje da se izvrši prvo, sirovo, istraživanje infracrvenog neba dugih talasa

    92 ASTRONOMIJA I ASTROPIJIJSKE I & # 039 ILI Do danas! 1910. iz balona u bliskoj fururi. U daljem rasponu. za duboko nebo SUf & # 039ey u infracrvenoj mreži vjerovatno će trebati satelitske tehnike, ali one će zahtijevati prethodni program razvoja. Hen

    . u & ampaml astronomija će biti glavni korisnik aviona. baloni i rakete u sljedećih nekoliko) & # 039tars. Solarni rescareh bio je u velikoj mjeri ovisan o ro & ltketima, kao i o satelitima iz serije Orbiting Solar Observatory. Ovi imaju produ

    detaljne ultraljubičaste spektre i rendgenske slike. Oni su posjedovali zapovjedništvo u vrijeme solarnih Oaresa. Postoji kontinuirana potreba za dopunjavanjem pokrivenosti sacelita ili sunca posebnim, Oexible. brza reakcija raketnih instrumenata. Stoga su u osnovi sve glavne stvari kao svemirska astronomija postojeće potrebe za malim vozilima: avionima, balonima ili raketama. Troškovi ovih istraživačkih vozila za astronomska istraživanja trenutno iznose 10 miliona USD na milion SIJ godišnje. Komitet nestrpljivo preporučuje da se potrošnja za taj tip ili preprodaju što brže udvostruči. cijena samo u narednom ch

    godine. SOLARNI PROGRAM Otvaranje ekstremnog ultraljubičastog i rendgenskog područja sunčevog spektra putem ro & ltket i satelitskih osmatranja prouzrokovalo je mnoga značajna nova dostignuća u solarnim istraživanjima tokom laserske decenije. l. u ovom području ili u spektru javljaju se dominantne emisije iz solarne korone, gdje se mehanička energija, generirana u solarnoj zoni konvekcije, taloži u obliku ravnomjernog zagrijavanja i kao violenl čak i IS kao što su solarne nare. Apan od saznanja više o eoronskom zagrijavanju i podrijetlu baklji i kosmičkih zraka. euv i rendgenska posmatranja sunca, kao najsvetleg astronomskog objekta, takođe igraju ulogu u vođenju puta ka razumevanju sličnih opažanja negde drugde u svemiru. Orbiting Solar Observatory tOSOI program pokrenut je početkom ili u posljednjoj deceniji. Oso & # 039 pružaju platformu za proučavanje kako raptd događaja tako i sporih varijacija zračenja tokom vremenskih intervala do jedne godine. Postojalo je stalno poboljšanje sposobnosti ili ovih sacelita. Rani oso bini loše vinualno nisu imali prostornu rezoluciju i nosili su samo mali teret. Brzi tehnološki & lt: alni razvoj omogućit će osmom os. biti u posjedu 1973. godine, instrumentima koji mogu pripisati prostornu rezoluciju ili - 1 sekundu ili jesu. usporedivo sa chatom koji se obavlja uz bolje teleskope zasnovane na okruženju. Ovaj proaram ili kontinuirani razvoj i postepeno unapređenje ima J

    Program visokog prioriteta 93 učinio je program oso najuspješnijim i najproduktivnijim od svih astronomskih satelitskih programa. Preporučujemo nastavak ovog programa i izvan trenutne serije oso. kroz oSO · L,. .,, i  · N (po cijeni od S30 miliona svaki), koji će se posjedovati tijekom sljedećeg solarnog maksimuma (1977-1931). Ove osobe će vjerovatno prvi put pružiti prostornu rezoluciju jednaku ili bolju od one najboljih opažanja dobijenih sa zemlje ili balona. Ova poboljšana prostorna rezolucija je od najveće važnosti, budući da iz zemaljskih opažanja znamo da se prijenos energije u hromosferu, baklje i kosmičke zrake, a možda i u koronu, događa na skalama vjerovatno manjim od ili jednakim luku od 1 sekunde . oso. L.,  · M i  · N letjet će tijekom sljedećeg razdoblja maksimalne solarne aktivnosti, s prostornom rezolucijom 10 do SO puta boljom nego što je to bilo moguće u posljednjem periodu. Nosit će instrumente sposobne za analizu svojstava bljeskova i aktivnih područja u spektralnom području od 3000 A do vrlo energetskih x zraka ispod 0,1 A. Sasvim je razumno očekivati ​​da će ova zapažanja rezultirati značajnim povećanjem našeg razumijevanja slojeva sunca iznad fotosfere, sunčeve aktivnosti i sunčevih zečeva. Ovaj kontinuirani program oso, zajedno sa proširenim programom solarne rakete o kojem se govori u preporuci za svemirsku astronomiju, zamišljamo kao osnovnu kost solarnog programa. Međutim, od najveće je važnosti da poboljšana posmatranja iz svemira idu paralelno s poboljšanjem i proširivanjem promatranja sa zemlje. Solarna fotosfera, koja se najbolje uočava u vidljivom i bliskom infracrvenom zračenju, otkriva većinu izvora unosa energije u hromosferi. i eorona u obliku granulacije, magnetnih struktura i mehaničkih pokreta. Koronagrafi, eksperimenti pomračenja, predviđena opažanja dalekovodnih infracrvenih linija rekombinacije i radio-promatranja pružaju relativno jeftine načine za promatranje ostalih aspekata gornje atmosfere sunca. Stoga preporučujemo kontinuirano ažuriranje postojećih zemaljskih i vazduhoplovnih objekata i izgradnju malih specijalizovanih teleskopa za vidljivi i infracrveni spektralni region (po cijeni od otprilike Sl.O miliona godišnje). Ovo ažuriranje uključuje poboljšano otkrivanje, čuvanje i analizu slika, kao i poboljšanje kvaliteta slike usavršavanjem teleskopa i odabirom lokacije. Za proučavanje interakcije sunčeve · Oare plazme s magnetskim poljem i plazmom vanjske solarne korone, predlažemo izgradnju relativno jeftinog multifrekventnog metričkog i dekametarnog radioheliografa s umjerenom (I -5 min luka) prostornom rezolucijom (pri trošak od oko 1,5 miliona dolara). Troškovi programa tokom naredne decenije iznosiće 90 miliona SAR za oso.L.  · M. i .Nand SIO.Milion za zemaljske objekte.

    94 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA 1970. GODINU TEORIJSKA ASTROFIZIKA I RAČUNARSKI ZAHTJEVI Fizička teorija je uvijek igrala presudnu ulogu u astronomiji - od razdoblja kada je Newtonova teorija gravitacije pružala uzdizanje planetarnih orbita do danas. kada teorija nuklearne reakcije obećava objasniti sintezu hemijskih elemenata u eksplozijama supernove. Bilo koji uravnoteženi program za napredak u astronomiji nužno sadrži vitalni, iako relativno jeftin, program teorijskog istraživanja. Mnogo se teoretske astrofizike danas bavi izgradnjom modela. U ovoj vrsti aktivnosti, fizikalni principi utemeljeni u laboratoriju, uključujući one kvantne teorije, nuklearne fizike i fizike plazme, koriste se za izgradnju matematičkog modela vidljivog astronomskog objekta, poput zvijezde, galaksije ili čak cijeli univerzum. Relevantne jednačine su. obično su složeni i nečuveni i moraju se riješiti na računaru. Rezultirajući modeli se zatim upoređuju sa zapažanjima kako bi se popravili parametri modela, poput mase zvijezde ili slučajnih brzina zvijezda u galaksiji, i kako bi se pokazalo kako model treba poboljšati da postigne slaganje s opažanjima. Izgradnja modela je u osnovi jedini način za koji je poznato da pretvara tok fotona koji ulaze u teleskop u fizičku sliku onoga što se događa. Teoretski astrofizičar tako stoji na visini fizike i astronomije. Neophodan je kontakt s fizičarima da bi se trenutni razvoj događaja pravilno uključio u model. Stalna interakcija sa posmatranim je od suštinske važnosti ako se teorijski rad želi usmjeriti u najproduktivnije smjernice za tumačenje prirode i ako se posmatrački rad usmjeri na najteorijski najznačajnija pitanja. U nedavnoj prošlosti sve je veće istraživanje dinamičnih stanja. Teorija evolucije zvijezda može se u velikoj mjeri konstruirati iz niza statičnih zvjezdanih modela, ali u posljednjoj fazi života zvijezde - na neki način se najzanimljiviji jedan događaj događa vrlo brzo, uz gravitacijski kolaps i igranje izlaznih udarnih valova vitalna uloga. Za rekonstrukciju ovih pojava vitalno je simulirati dinamiku u računaru.Dinamičko modeliranje igra sve veću ulogu, od zvjezdanih eksplozija do međuzvjezdanih udarnih valova do spiralne strukture galuija. Takvo je modeliranje za redove veličine dugotrajnije od statičkog, pa su potrebni fasttr računari s većim memorijama. Primarni primjer uspjeha ove aplikacije je modeliranje el & ltplozije supernove, u kojem se detaljno prati napredak udarnog vala, a u svakom vremenskom koraku prati mreža od oko 100 nuklearnih reakcija. Rezultat je predviđanje obilja hemijskih elemenata. što se čini da se izuzetno slaže sa zapažanjem.

    Ptogram High-1 + / orlty 95 Srodna aktivnost je teorijski rad u dinamičkoj astronomiji - primjena Newtonovih jednačina kretanja (s malim relativističkim korekcijama) na položaje planeta i satelita Sunčevog sistema. Ovdje je problem izračunati orbite koristeći interakcije između svih tijela kako bi se izvukle precizne vrijednosti za parametre sistema, uključujući mase uključenih tijela. Nedavno je takav rad pokazao svoju vitalnost pružajući izuzetno vazdušna i zemaljska kretanja zemlje za upotrebu u smanjenju optičkih posmatranja pulsara. Bez ovih preciznih položaja (oko J0Â8 udaljenosti od sunca) ne bi bilo moguće koristiti precizna optička mjerenja vremena, koja zahtijevaju korekciju vremena putovanja svjetlosti unutar Sunčevog sistema. Stoga bi bilo nemoguće zaključiti o postojanju naglih promjena u periodu Rakovog pulsara, koje su protumačene kao posljedici potresa u kori neutronske zvijezde. Takvo je jedinstvo astronomije, starog i novog. Vjerujemo da je povećanje napora na univerzitetima, gdje postoji snažna interakcija teorijskih astrofizičara i s promatračima i sa fizičarima, najbolji način za optimizaciju rezultata u teorijskim istraživanjima. Predlažemo poseban naglasak na relativističkoj astrofizici, evoluciji zvijezda (posebno ranoj i kasnoj fazi), izvođenju fizičkih podataka potrebnih za konstrukciju preciznih zvjezdastih modela (uključujući izvore neprozirnosti, brzine proizvodnje nuklearne energije, teoriju konvekcije i jednadžbe stanja) i teorijsku međuzvjezdana fizika i hemija (uključujući teoriju čvrstog stanja zrna, molekularne i atomske presjeke i vjerojatnosti prijelaza, teoriju mazera i fiziku plazme međuzvjezdanih plinova i magnetskih polja). Interakciju između relativno izoliranih teorijskih grupa treba povećati kad god je to moguće, na primjer, između grupa koje rade na unutrašnjosti zvijezda, zvjezdanih atmosfera i promatračke zvjezdane spektroskopije, između teoretičara plazme i astrofizičara koji rade na procesima zvjezdane i međuzvjezdane plazme, te između kemičara i astronomi koji rade na molekularnoj astronomiji. Treba povećati podršku za teorijsko i eksperimentalno proučavanje presjeka atomskog i nuklearnog sudara i vjerovatnoće prijelaza, vodeći računa da se ovaj rad smjesti u nekoliko neovisnih grupa kako bi se povećala efikasnost unakrsne provjere. Uglavnom, to se može postići podržavanjem fizičara na univerzitetima gdje postoji aktivna astrofizička grupa koja može biti korisna u utvrđivanju prioriteta za eksperimentiranje i proračun. Preporučujemo da u određenim područjima spektroskopije folije snopa i nuklearnih presjeka niske energije Američka komisija za atomsku energiju lAEC) razmotri podršku grupama koje koriste postojeće objekte za ovaj posao. Potrebna su sredstva za povećanje pojedinih univerzitetskih istražitelja

    96 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA 1970. GODINE njihovi napori koriste se vrhunskim univerzitetskim računarima koji su dostupni. Fondove koji su dostupni za izračunavanje uglavnom treba povećati. Teoretski astrofizičari i dinamični astronomi prelaze u eru kada će za rješavanje dinamičkih problema biti potrebne maksimalna brzina i raspoloživi kapacitet za pohranu, ali mnoga univerzitetska i nacionalna računala nisu jednaka ovom zadatku, a odabrana bi trebala biti nadograđena. Uz to, najsavremeniji računari u agencijama usmjerenim na misiju, poput AEC-a i I & ltASA, bili bi izuzetno korisni ako se mogu razviti sredstva za njihovo honorarno korištenje. Dodatna sredstva potrebna za prvorazredne aktivnosti na ovom području nisu trivijalna - možda SS milioni godišnje. Potrebno je poticati teoretsku atmosferu u nacionalnim opservatorijama. Rezultat istraživanja bio bi optimiziran povećanjem dostupnosti teoretičara u nacionalnim centrima. Da biste uspjeli, bitno je pronaći visoko kvalificirane svestrane pojedince kao posjetitelje ili osoblje. Takav cilj uključuje poboljšanje računarske opreme, prema potrebi, kako bi opservatoriju učinili privlačnom kako za rezidencijalne, tako i za gostujuće teoretičare. Treba poticati zajedničke aktivnosti između programa fizike i astronomije na univerzitetima. Zbog bliskog odnosa teorijske ast.rofizije i sa fizikom i sa opservacionom astronomijom. produktivnost opslužuje svaki mogući način saradnje. uključujući. u nekim slučajevima. spojeni odsjeci, zajednički akademski programi. i zajednički sadržaji. Najvažnije je da studenti doktorskih studija astronomije prođu što temeljitiju obuku iz fizike. i s tim ciljem. trebaju biti dizajnirani posebni seminari. Predložen je Nacionalni institut za teorijsku astrofiziku. pružiti fokus za teorijska istraživanja, promovirati razmjenu između astrofizičara iz različitih podzemnih polja i između astrofizičara i drugih naučnika i pružiti poticajnu atmosferu postdoktorantima prije nego što prihvate stalna imenovanja. Prijedlogom panela za teorijsku astronomiju financirao bi se institut po godišnjoj stopi od približno 750.000 USD na određeno vrijeme od sedam godina. Institut bi imao nekih šest stalnih članova. sa izvanrednim naučnikom kao rediteljem. i nalazio bi se na atraktivnom mjestu u blizini istraživačkog univerziteta i u blizini grupe astronomskih promatrača. Poseban naglasak bio bi na p015tdoktorskim i posjetiteljskim imenovanjima. i u skladu sa potrebom da administrativni i drugi troškovi budu niski. statf i privremeni objekti podrške bili bi strogo ograničeni. Komitet se slaže sa panelom u preporuci za institut. Ipak. to vjeruje iz pragmatičnih i povijesnih razloga. glavna snaga teorijske astrofizike vjerovatno će ostati na univerzitetima. Tamo može imati

    Program visokog prioriteta 97 najviše utječe na £ 1 na obrazovni proces i na mladiće iz široke raznolikosti porijekla i područja interesa. Institut. ako je postavljeno. treba ojačati. ne takmičiti se sa. univerzitetske grupe. Naglasak na interakciji banskih grupa. o finansiranju mladih. i na umjerenom budžetu. whi & lt: h će biti dovoljno ako je osoblje i računarska oprema ograničena, u skladu je s ovim ciljem. Preporučujemo. u tu svrhu, ako se uspostavi institutski program postdoktorskih stipendija. može se koristiti i u svrhe koje nisu odmah povezane sa & quotendance-om na institutu. uključujući putna sredstva za posjete drugim institucijama i troškove računara u matičnim institucijama ili drugim objektima. Iako postoje prednosti u takvom stalnom institutu. preporučujemo to kao prvi korak. treba razmotriti manja sredstva za ljetni institut. Takav zavod ne bi imao stalno zaposleno osoblje osim direktora i zauzimao bi iznajmljeni prostor na jednom od niza mogućih mjesta koja bi se mogla pokazati atraktivnim. Ne bi se osigurale nikakve računske olakšice, a sva sredstva osim najamnine i minimalni administrativni troškovi trošili bi se na putovanje i dnevnice za nekoliko starijih i veći broj mlađih ljudi. Vjerujemo da bi na konačne planove mogućeg stalnog instituta povoljno utjecalo jednogodišnje ili dvogodišnje iskustvo s takvim ljetnim institutom. I Teoretska astrofizička komisija i Commi & quotee opširno su se hrvali s problemom s kojim se teorijski astrofizičari, zajedno s drugima u svim područjima teorije, sada suočavaju u svojim potrebama za vrlo velikim računarom. Naš zaključak može se smatrati sugeriranjem nečega za evel & # 039) -one. Vjerovatno smo u stanju tranzicije iz faze u kojoj su veliki univerzitetski centri opće namjene bili optimalni u fazu kada će potrebe mnogih različitih istraživačkih grupa dijeliti mnogo veća računara putem sofisticiranih veza za komunikaciju podataka. Razumijemo da su kvantni kemičari smatrali nacionalnim centrom s velikim snagama računara. sveobuhvatna softverska biblioteka. i osoblje računarski orijentisanih teoretičara. sposoban za druge vršiti velike proračune tipa usluge. Potrebe Programa za globalno istraživanje atmosfere sugeriraju da bi međunarodna mreža velikih računara bila poželjna. Na kraju će biti potrebno da naučnici procijene ove zahtjeve i razgovaraju o problemima nacionalnog računarskog sistema. maksimalno iskorištavanje postojećih objekata ili potrebnih za proračune u industriji. svemirski program, vremenska prognoza. i dizajn reaktora, među ostalim. Potrebe astronomije treba uzeti u obzir kada se raspravlja o takvom opštem nacionalnom računarskom sistemu. Teoretska astrofizika je rastuće polje koje uključuje mlade astronome i fizičare sa širokim spektrom interesa. Brzina modernih računara omogućava konstrukciju modela atoma. zvijezde.

    98 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA 1970-te i galaksije i za proučavanje dinamike Sunčevog sistema ili svemira. Alati teoretičara, osim za velike računare. su jeftine. Pa !! C1 & # 039n za bes! spektar računarskih rasilija! nacionalnim i lokalnim. muza i dalje biti â € ¢ & # 039Naručena. Preporučujemo inCTeased program od oko milion SJ godišnje. Za teoretičara. putovanje. ko uspostavlja nove kontakte i udružuje ljetne institute. izvodi spcc: ial funkciju. Interdisciplinarno istraživanje posebno je učinkovito i nije skupo. Teoretičari rade u malim institucijama. često na fakultetima ili u univerzitetima bez velikih objekata. n ASTRONOMIJA OPTIČKOG PROSTORA - VODEĆI DO VELIKOG PROSTORNOG TELESKOPA Neki od najdalekosežnijih dodataka našem kn

    Â · izbočina svemira dogodila se tokom prve polovine ovog stoljeća razvojem asuonomkalne speetroskopije i njenom upotrebom velikim teleskopima. Tokom tog vremena spektroskopska analiza planetarnih atmosfera. sunce, stan. a medij intersce11ar donio je pojašnjenja u našem razumijevanju ili ove predmete. Od jednakog je značaja bila spektroskopska galaksija StUdy ili extC1 & # 039nal, što je dovelo do otkrića SCOTIC-a SCOTIC-a (CTCUO of Spec! R ()) s daljinom i realiuriona da živimo u svemiru koji se raširio. Kroz ovaj razvoj. ukronomi su bili itekako svjesni činjenice da su njihove analize .. & # 039ostavljene nedorečene i probne. jer su mnogi podaci koje bi oni željeli dobiti bili u nepristupačnom ultraljubičastom antenu valnih duljina. Spektroskopske informacije o mssingu sadrže dvije klase: jedna su spektralne linije u ultraljubičastom zračenju zbog elemenata i faza ili jonizacija elemenata koji nemaju linije u vidljivom području spektra: druga je opći oblik spektra u ultraljubičastog i njegov odnos sa raspodjelom emitirane energije u vidljivom i infracrvenom području talasnih dužina. Ultraljubičasto posmatranje c. Može se vršiti samo iznad atmosfere. Tokom posljednjih godina IS tehnološke barijere protiv takvih promatranja progresivno su srušene. Rockel obsC1 & # 039Ventiranje sunca i zvijezda rezultiralo je brojnim važnim otkrićima u vezi sa ultraljubičastim spektrom ruma najsvjetlijih objekata koji su rizični u svemiru. U isto vrijeme. otkriće kvazara. neki od njih sa velikim Spec! r () skopskim crvenim pomacima. ima pi & # 039OYided sredstvo .. ¢ ovime se ultraliolna emisija iz ograničenog broja predmeta može proučavati na tlu. jer je svjetlost izvorno emitirana u ultraljubičastom svjetlu preusmjerena u rizično područje spec! ruma.

    Tilt H / tlt-I & # 039Worlty Pro, .m 99 ll “auj € € obj“ koji emitiraju ultraljubičastu lipt, takođe su vjerovatno 10 emil vidljivih li & ampll. nije se očekivalo da je potpuno n. klase predmeta bi bile podijeljene. NevertMlas. tamo ha. bila su brojna važna otkrića koja su pronašla IM svojstva u ultraljubičastom zračenju nekih od objekata koji su prethodno proučavani u TM viJiblt: I. & # 039Ultraljubičaste rezonantne trake u oa-tain ranim  lype nelarnim aijanima pokazale su da vlastelinstvo izvire iz lheoe stana brzinama reda od 1000 km u sekundi. sa ukupnim gubicima mase reduciranim od reda do solarne mase godišnje. 2. & # 039 Ispostavilo se da je izumiranje ultraljubičastog svjetla međuzvezdanim medijem različito od predviđenog na osnovu zapažanja izvršenih u vizuelnom području. Postoji istaknuta apsorpcijska karakteristika ncar 2200 J. i postepeni porast izumiranja prema kraćim talasatima. Ovi rezultati vode ka opsežnim misijama naših ideja koje prikazuju tM karakter međuzvjezdanih zrna. i najznačajnije! KC značajnih varijacija ovih karakteristika U različitim tavama interstelarnog medijuma može se zaključiti da pojedinačni stan može umnažati tMlr u terstdlarnom okruženju. 3. Utvrđeno je da MOOiplaxles emituju više zračenja u tM kraćim ultraljubičastim talasnim dužinama nego što bi se očekivalo na osnovu tMir očiglednih c: olor temperatura na vidljivom rqionu. 4, Pronađeni su oblaci hidroenerice Loree - urTOUndlng tM nedavni svijetli c: ome1S Tago-Sato-Kosaka i Bennett. Čini se da takvi oblaci laree c: on predstavljaju četvrtu ma> o & lt strukturnu komponentu c: ometa. S. Široka karakteristika apsorpcije kod). 2550 je otkriveno u čovjekovom spektru, vjerovatno zbog ozona. Program Astronomske opservatorije u orbiti postaje istinsko nacionalno postrojenje za astronome. Na prvoj

    OAO. desetak grupa astronoma promatralo je približno 100 objekata. & # 039OAO · C se očekuje da ima c: izuzetno veću obsenlnu sposobnost. i c: trenutno ne bi trebao biti od velike koristi astronomskom programu c: ommunhy throup IM pcst · opsene & lt. & # 039Proeram Orbiting Astroncmic Observatory ima. nažalost, obilježila ih je tragedija. Prvi i treći lanci bili su neuspjesi. fintthroup se muči - sa bankrotom. a treći neuspjehom u lansirnom vozilu. Nakon pokretanja sistema O · C. tMr & lt nisu daljnji autoriz.cd proerami u ultraljubičastoj astronomiji svemira. Trenutno se ne finansira nijedan satelit sposoban za obavljanje srednjih spektralnih i prostornih opažanja na ultraljubičastom zračenju. & # 039Krajnji cilj programa ultraljubičaste astronomije trebao bi biti

    100 ASTRONOMIJA I ASTRO FIZIKA ICS I & # 039OR Do 1910. godine: razvoj Nacionalne svemirske opservatorije koja sadrži veliku difrakciju, ograničeni teleskop, sposoban za rad u infracrvenom i vizuelnom području kao iu ultraljubičastom zračenju:. Uzbudljiva uloga koju bi tako velik svemirski lclcscopc (LST) mogao igrati u astronomiji tokom decenija do Rima je nesaglasna u 1. završnom odeljku ovog poglavlja. Nominalni aprlure lhal korišten je u stud .. UT-a je 120 in. Takav instrument okretnih problema koji su od najvažnijeg astronomskog značaja i koji vjerojatno neće biti riješeni zemljom

    instrumenti na bazi. Možda bi čak veća važnost od njegove ultraljubičaste sposobnosti bila visoka ugaona rezolucija takvog teleskopa. Turbulencija u atmosferi ograničava rezoluciju ugla koja se može dobiti velikim teleskopima na ekvivalentni ol & # 039 koji se može dobiti teleskopom otvora 12 inča, iako je moć galiranja većeg instrumenta superiornija. U vidljivom području, L bi imao ST kutnu rezoluciju bolju za faktor 10. što znači da bi se jedan element rezolucije koji se posmatra uzemljenim teleskopom mogao podijeliti na 100 rezolucijskih elemenata s uT . Kutna rezolucija u ultraljubičastom zraku bila bi još bolja za faktor ncar 2. Jedan od rezultata ove visoke kutne rezolucije trebala bi biti sposobnost promatranja zvijezda i zvjezdanih objoa: skoro deset puta veći od di & gttancc na kojem takvi objekti sada mogu biti proučavan sa 200 inča. telesropc. Tt.e LST bi trebao dovesti do mnogo boljeg razumijevanja najosnovnijih problema u kosmologiji. kao i širokog spektra astronomskih problema koji su uglavnom prisutni, a koje su procijenili zemaljski astronomi. Prije pokretanja takvog LST-a bit će potrebna velika količina tehnološkog usavršavanja. Bilo bi poželjno testirati novu 1 tehnologiju, ne samo Chrough raketne instrumente za ultraljubičaste studije, već i kroz konstrukciju i let srednjih instrumenata. Na primjer. difrakcijski ograničeni svemirski teleskop od oko (& gt () in.) imao bi izuzetno korisnu svestranost i sposobnost koja bi se počela približavati onoj na samom csaru. Sada je tehnički izvedivo izraditi takav instrument i bilo bi korisno da u svoj dizajn uvrsti rezultate novog tehnološkog razvoja namijenjenog LST-u. Ipak, nijedan visokokvalitetni veliki teleskop nije u trenutnoj fazi planiranja:. Odbor vrlo snažno preporučuje da se energičan program zahtijeva u ultravijoličnoj astronomiji. program treba usmjeriti ka krajnjoj upotrebi 1ST & # 039. Treba pokrenuti jedan ili više instrumenata intennedi.ate, dizajniranih za ispitivanje tehnologije urina i vraćanje velike količine podataka od ogromne vrijednosti astronomskoj zajednici. Ako će doći do produženog kašnjenja između lansiranja OAO.C i prvog od ovih međuinstrumenata, tada je najpoželjnije pokretanje privremenog ultraljubičastog teleskopa. ili OAOÂ · B ili manji instrument u malom Ascronon & # 039y satelitu.

    The Hlgh ​​· Prlorlty Progrom 101 Program za ultraljubičastu astronomiju koji je & quot; # 039e iznio je velik. vodeći, kako bi na kraju i trebao. prema velikom spaee teleskopu kao majoc prosramu za naredne dvije decenije astroncmije. Unutar toga postoji i jedna mogućnost da pruži široku kompromisnu mogućnost sklopljenosti malih i malih operacija i većih instrumenata. Ako ne uspijemo otkloniti najveći ograničeni difrakcijski instrument uskoro. tada je potreban mnogo energičniji program rakete i ultraljubičastog i infracrvenog teleskopa srednje veličine kako bi se izbjegao gubitak svih prilika u ovom aru. Ako, kako se čini vjerovatno. 120 · in. mora se odgoditi do sredine 1980. godine. the 6Q.in. difrakcija · ograničena tcleseope važan je prototip. dajući i dragocjeno iskustvo i važne naučne rezultate. Troškovi nastavka ultraljubičastog satelitskog programa tokom naredne decenije na približno trenutnom nivou potrošnje (SJS milion po ycor) iznose SJSO miliona.VELIKI CENTIMETARI · TALASNI PARABOLOID Veliki paraboloidi koji se mogu uočiti bili su osnovni instrument radio astronomije. Za nekoliko minuta. moderna radio antena može se pretvoriti iz jednog frekvencijskog opsega u drugi. i njegov način rada može se promijeniti od polarimetrije do spcctroseopy-a na Dickovom prekidaču. Čak i velike promjene: u primanju opreme. suth kao instalacija mazera i ostalih rashladnih pojačala ili instalacija radarskih odašiljača. uzeti samo nekoliko hoorova. Ova svestranost donijela je bogate naučne dividende. posebno u proučavanju vremenskih varijacija radio kiselina. U spektrografskim studijama međuzvjezdane sredine. i u proučavanju polariiona radio izvora. Veliki upravljivi paraboloidi osnovni su elementi u nedavnom razvoju & # 039 & # 039ery-long-baseline interferometrije CVLBU. u kojem je moguće proučavanje strukturiranog radio izvora do ugaone rezolucije veće od 0,001 sec luka. Imaju geodetske primjene. Svaki veći instrument ima, u prvih nekoliko godina rada. proizvela nova otkrića. Čak i skromno povećanje veličine daje iznenađujuće prednost: lge. bt (iskoristite erekcijsku osjetljivost za promatranje u određenom vremenskom periodu. varira u zavisnosti od četvrte snage promjera. Dodatna ad vantaae je sloboda s Oexible instrumentom. provođenje povremenih špekulativnih programa. Nedavni eksploziv rast neispuštanja novih molekula u unutrašnjosti zvijezda pruža bivši primjer, IU je nova podgrana astronomije - hemija spac & amp - ojačala da raste. Izbor veličine instrumenta i njegove talasne dužine (određuje precizno je proučena. Instrument čiji je promjer približno 440 ft v. & # 039Ould predstavlja značajan nep izvan bilo kojeg postojećeg ili planiranog steerablc-a

    102 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA Paraboloid 1970-ih. i čini se da je jelo koje dobro funkcionira pri 2 em i korisno je s donekle smanjenom efikasnošću na valnoj duljini od 1 cm u potpunosti u skladu sa sadašnjom inženjerskom praksom

    . Najveća uporedna antona. na 100 m teleskopa Cormanyevog instituta Max Plancka. je zapravo samo SS.m teleskop u talasnim dužinama kraćim od 6 em. Tako projicirani instrument ima tri puta veću sposobnost promatranja na svim talasnim dužinama, a na valnim duljinama od 6 em i smalkr-äer šest puta veću sposobnost promatranja. Posebno atraktivna karakteristika novog paraboloida je njegova komplementarna uloga s našim predloženim teleskopom milimetarskog vala. Jednostavni osnovni molekuli poput CO, CN. i CS imaju spektre koji leže u milimetarskom području talasa, dok su veći. kvazi-organska jedinjenja kao što su metil alkohol, formaldehid, cijanoacetilen. i mravlja kiselina imaju spektralne linije u pojasu od 2 do 30 em. Mnogi veći molekuli i amonijak. posjeduju linije koje se mogu primijetiti s bilo kojim sistemom, iako bi mu ugaono uglavo rješavanje problema teleskopa 440-fi dalo prednost za određene probleme. Veliki paraboloid centimotornog vala sigurno bi poslužio kao čvorište mnogih programa za promatranje VLII, a njegovo veliko područje samo bi inertiralo klase predmeta dostupnih za proučavanje. Zajedno s ostalim velikim paraboloidima svijeta. stntcbing iz Australije u Sovjetski Savez. sadašnja zapažanja bližih, bri & ampht predmeta proširit će se na kvazanske i radio galaksije koje su daleko udaljenije i slabije. Radarska sposobnost novog instrumenta takođe bi bila impresivna. Izuzev Plutona. sve planete i veći mjeseci Jupitera i Saturna nalazili bi se u dometu njegovog 6-cm radara, dok bi znatno pojačani odnos signala i šuma omogućio radarskim astronomima da detaljno proučavaju površine Venere i Marsa, poboljšavajući efikasnost svemirskih misija na te planete. Procijenjeni trošak takve instalacije. uključujući telcsonpe. otkup zemljišta, razvoj lokacije, kontrole, računari, radiometri i radar, iznosili bi približno SJS miliona. Neke bi se ekonomije mogle postići ako se zajednički uređaji za podršku koriste drugim instrumentima, poput vrlo velikog niza ili velikog telemetra milimetarskog vala. Operativni troškovi bili bi 3,5 miliona S3 godišnje nakon završetka. ASTROMETRIJA Uspostavljanje sistema zvezdanih položaja zasnovanih na apsolutnom inercijalnom sistemu je od suštinskog značaja, a sistem ispravnih pokreta treba da bude određen u odnosu na takav inercijalni okvir.

    1M HiiJt · l + forlty. m 103 Srednji propu modoni slabih zvijezda su od temeljne važnosti za proučavanje neobičnih zvijezda pronađenih u galutskom oreolu. Mnogi zanimljivi objekti u oreolu nalaze se između I i 5 lqx od ravnine plactk. i ..en sa brzim razmakom: em (l (joni elttrmle halonara, thdr kutni vlastiti m (l (ioni su mali - otprilike 0,25 sek luka: pu godina. Mondoni se moraju odrediti ... visoka visoka indmdualna tačnost) . To zahtijeva da se inercijski okvir odredi na oa: uratnost od najmanje 0,005 sek luka godišnje Idealno bi bilo da tačnost bude nekoliko puta veća.Ooe vrsta osnovnih podataka koje astronomi mu $ 1 imaju je udaljenost od objekta koji se proučava . Zanimljivi su objekti na velikim udaljenostima, koje se mogu kalibrirati uzastopnim koracima ako objekti sličnih karakteristika u blizini imaju tačna mjerenja udaljenosti. Osnovna metoda m0 $ 1 koristi preciznu trigonometrijsku paralaksu - anaularno pomicanje zvijezde uzrokovano zemljom & # 039s kretanje oko sunca. Ove paralele su okosnica zvjezdane skale udaljenosti. Traže se za slabe zvijezde u blizini sunca i za bri & ampht zvijezde u širem dittanc-u. Nedovoljan broj trigonometrijskih paralaksa na jugu hemisfera će smanjiti beoefiu laraer objekata koje su tamo izgradile Sjedinjene Države i Europa.u n zemljama. Zvijezde morine paralelne u prostoru izgledaju kao konverac. OBAVEZNO perpektivnih efekata ova metoda obezbeđuje pojedinačne udaljenosti za obližnja zvjezdana jata. Vanjske paralakse treba proširiti na južnu hemisku sferu i na slabije klastere na sjevernoj hemisferi. Za ostale udaljene tipove zvijezda, mU51 koristimo akumulirani zanos koji pruža moon jona sunca kroz svemir, koji predpostavlja da se 5tari bacaju pod kutnim brzinama proporcionalnim njihovoj paralaksi. Takve grupne ili sekularne paralakse često su jedina moguća mjera udaljenosti za moSII.zanimljive zvijezde velike svjetiljke. Oni direktno zavise od tačnosti osnovnog sistema pravilnih pokreta. Teorije zvjezdanih unutrašnjosti imale bi zvučniju osnovu kada bi se mogao osigurati dovoljan broj paralaksa i maski obližnjih zvijezda i jata. To bi trebalo uključivati ​​interesne i važne objekte poput brzih varijabli. sjajno blistavi B Slars. plaoeta. y ncbulu, hoi sub-r patuljci, jarko bijeli patuljci i hladni crveni d

    nerate zvijezde. Uspostavljanje stvarnog dijaarama temperaturne sjajnosti za zvijezde poput sunca i slabijeg svjetla je CSJeDtial za određivanje udaljenosti do & amplobularnih ciU5tera i sjaja zvijezda RR Lyrae. Za ova važna određenja kombinacija trigonometrije. clu5ter. sekularne paralakse. i sve (

    moraju se koristiti slične metode. Nedavno. pojavila se mogućnost otkrivanja pratilaca male mase nelinearnošću kretanja obližnjeg zvjezdastog udara

    h prostora. Najavljeno je nekoliko pratilaca koji imaju masu poput te

    104 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA 1970 & # 039o Jupiter - ili čak niže vrijednosti. Ovi astrometrični binarni farovi su proučavani. zapravo u vrlo malo institucija. dugo će trajati da bi se postigli rezultati, a opet će nam pružiti jedinstveni diRe! dokaz o postojanju drugih planetarnih sistema sve dok se radio komunikacija s nekih od njih na kraju ne može povratiti. Promjene perioda otkrivene u pulsanu su temeljne za teoriju neutronskog stana. Ipak, posmatranje ovih promjena nije bilo detaljno. koju obećavaju neizvjesnosti u tako pretpostavljenim dobro poznatim temama kao što su orbite planeta oko sunca i mase planeta. Kretanje Zemlje oko težišta ili Zemljine Mjeseca S) & # 0391tem je uočljivo u preciznim opažanjima radio pulsara. Planetarne orbite Jmpro & # 039lcd su potrebne da bi se u potpunosti iskoristila ova tehnika. Slično tome, tehnika vrlo duge bazne linije interferometrije zahtijeva preciznu geodeziju i tačno mjerenje vremena. Potrebno poboljšanje i ekstenzija astrOmetrijskih mjerenja za tumačenje gore pomenutih problema u konačnici počiva na promatranjima malih astrometrijskih instrumenata. Stoga preporučujemo konstrukciju dva automatska tranzitna kruga. tri fotografske zenitne cijevi, tri astrolaba. i tri automatska mjerna motora, kao weU kao modernizacija ili nekoliko postojećih teleskopa sa dugim fokusom. opremu koja će se nalaziti geografski kako bi se omogućila sistematska promatranja i na sjevernoj i na južnoj hemisferi. Na preciznost postignutu ovim rundamentalastrometri & lt: instrumenu bas jedva da je uticala moderna elektronska tehnologija (u. Pt za tbe vremenski funetlon). Međutim, modemska tehnologija ili automatsko mjerenje zapravo su uspješni. i r preporučujemo. zajedno sa nekim ili klasičnim manjim teleskopima gore spomenutim. dio ili naš osnovni program. Procijenjeni trošak ovih malih instrumenata je 56,4 miliona. IZVAN PREPORUKA Nakon završetka detaljne studije o državi ili našoj nauci i davanja naših preporuka u okviru nedavnih dostupnih sredstava, smatramo da je važno razgovarati o tome. u određenim oblastima, koje dodatne programe naša nauka zahtijeva da bi u potpunosti odgovorila seientičkim izazovima s kojima se suočava ... & # 039e. Stoga smo preispitali rukovoditelje koji će biti dostupni u desetljeću i tbe tehnologk: saveznici koji su izvedivi i poželjni projekti koje su proučavali tbe paneli. Koja područja su & quot & quot & # 039 isuviše, zbog čega su smanjena, smanjena ili smanjena, uglavnom zbog.e ili finansijskih ograničenja? Koliko nismo propustili da preporučimo ili hitne potrebe naših tehničkih panela?

    H / xh · l & # 039rlorlty Pro, .m lOS Larg & lt & # 039 svemirski teleskop Bez ikakve sumnje. najveće i najuzbudljivije područje je izvedba i lansiranje velikog svemirskog teleskopa u..sn. za visokotehnološku otopinu u normalnom i ultraljubičastom spektralnom području. moguće uz opskrbu i održavanje s posadom (npr. „uz pomoć svemirskog broda). Ovaj razvoj može se energično poduzimati samo na nivou budžeta za astronomiju i fiziku koji predstavljaju c: nenadmašan rast tokom oraha. Koncept LST zasnovan je na dva glavna iskorištavanja orbitalnog okruženja. Prvo, ogledalo - promjera od 60 do 120 inča. ovisno o raspoloživoj fundo-volji c: u potpunosti u intervalu talasnih dužina od 1000 A (eutoH & # 039 nametnut međuzvezdanim slabljenjem) do 10.000 A (ili 13 sati). sa znatnom korisnošću do 1 mm. čime pokriva čitav ultraljubičasto i infracrveno područje koje nije dostupno sa zemlje. kao i optički prozor. Velika površina sakupljanja i visoka ugaona rezolucija u cijelom ovom rasponu pružili bi nenadmašnu svestranost. Ali važnija dimenzija LST-a je preciznost, tona njegove slike u ultraljubičastom i optičkom opsegu. Na tlu, d & ltlet & ltrious efekti atmosferskog viđenja razmazuju sliku u jednoj ili m6re sekundi: čak i kod izvrsne. To znači da je opseter & quottc1 uporedio sliku tarenog objekta sa tbatom noćnog neba (uključujući ba & ltkground galaktičku svjetlost, zodijakalnu svjetlost i zračenje) u uporedivom čvrstom kutu. Ako 120 in. t & ltlcs & ltope mogu biti dizajnirani da postignu ograničenje difrkrona na SOOO A. nastala bi slika mala u luku od 0,04 sek u dijametru & ltr. Ako je slika O. L sek luka može se postići u praksi, zračenju noćnog neba. koji ima tendenciju da zakloni imago slabog objekta, efektivno se smanjuje raktorom od 1 () 0 - pet magnitude pojačanja osetljivosti u odnosu na zemaljski instrument, sondu koja se može uporediti. Postoji dodatna korist od činjenice da tel & ltscope radi iznad alrglow sloja i, naravno. tačke ne sumpore od atmosferskog slabljenja. 11 bi trebalo biti moguće promatrati do prividne veličine 29 za nekoliko sati int & ltgracije. Implikacije takve mogućnosti za sve grane astronomije su velike. Komitet smatra da LST ima izvanredan potencijal za širok spektar astronomskih upotreba i vjeruje da bi to trebao biti glavni cilj u bilo kojem Vo & # 039ell · pla.n. programu zemaljske · i spacc · bascd as1ronomije. Komitet prepoznaje da se najveći i najveći dio koji se može uključiti može komunicirati samo u snažno rastućem prosramu. Stoga. usvojilo je gledište da je glavni program. naglasak na LST je na umjerenom nivou od

    106 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA stvarnost 1970 & # 0391 u periodu 1980-1985. Ovaj odbor vidi l.ST kao prirodni programski cilj koji slijedi misiju Visokoenergetskih astronomskih opservatorija I HEAOI. Da bi se to postiglo, bit će potrebni budžeti za ograničene misije koje rastu sa nivoa od oko 20 miliona godišnje 1970. godine do reda od 200 miliona američkih dolara 1980. godine, a lansiranje je zakazano za rane 1980. godine. Ukupni troškovi programa koji vode do konačne izrade od 120 inča. teleskop će biti veličine Sl milijarde tokom 10 godina. Program ove veličine zahtijeva najkvalitetnije naučno vodstvo i najnaprednije dostupno svemirsko inženjerstvo. Najkvalitetnije naučno vodstvo na ovom polju može se naći u akademskoj zajednici. a najveći stupanj nadarenosti za svemirsko inženjerstvo postoji u centrima Nacionalne uprave za aeronautiku i svemir. Stoga, najbolja šansa za uspjeh leži u spajanju akademskog talenta s onim u NASA-inim centrima. Predlažemo da NASA odabere jedan ili više centara za provođenje inženjerskih faza programa i da Nacionalna akademija nauka podstakne formiranje novog korporativnog entiteta koji predstavlja univerzitete sa jakim programima u svemirskoj astronomiji. Potonje bi trebalo biti ograničeno na manje od osam članova u interesu efikasnosti. Ova korporacija bila bi odgovorna za uspostavljanje Nacionalnog opservatorija ultraljubičastog svemira I NUSOI - radne naučne laboratorije u ugovoru s NASA-om i Nacionalnom naučnom zakladom. Direktor NUSO-a trebao bi biti naučnik najvišeg ranga u svemirskoj astronomiji. NUSO bi bio odgovoran za planiranje i upotrebu niza satelitskih ultraljubičastih opservatorija, uključujući LST, i za njihovo administriranje u ime čitave naučne zajednice, kao što se to radi za zemaljske nacionalne opservatorije. Da bi postigao ovu misiju, NUSO će blisko surađivati ​​s odgovornim NASA-inim centrima. Učinkovitu kontrolu nad inžinjerijskim zadatkom Nusa izvršila bi NASA, a učinkovita kontrola naučnog pravca počivala bi na direktoru i odboru kojem bi izvještavao. Optički i radio-astronomski instrumenti Iz našeg programa iz ekonomičnosti su izostavljena određena glavna postrojenja u optičkoj i radio astronomiji. Optički astronomi mogli bi efikasno iskoristiti još dva teleskopa za 200 inča. klase, sa modernim elektronskim pomoćnim uređajima. Pritisci stvoreni svemirskom i radio astronomijom toliko su prenatrpali nekoliko velikih instrumenata da su čak i dva ISO ulaza. teleskopi u izgradnji ne odgovaraju trenutnim potrebama. Pored preporučenog optičkog programa, bilo bi poželjno i

    Thtlllgh · Program primorja 107 udvostručuje efikasno područje sakupljanja postojećih velikih teleskopa. Da biste to postigli, najmanje dva dodatna 200 inča. teleskopi ili dva ekvivalentna troška veća polja ili možda jedan još veći niz morali bi biti izgrađeni pored onih koje smo preporučili. Takav program koštao bi SS () miliona (što izrada web lokacije) plus modemske instrumentacije opisane ranije u ovom poglavlju pod optičkom astronomijom i elektroničkom tehnologijom i prikupljanjem snage. ili planirani sistemi radio-teleskopa. proučavao. i više puta se preporučuje. jedan glavni ite, m je izostavljen s naše liste novih početaka. Jedina je velika. univerzitetski plan koji ide prema izvještaju Whitford - završetak interferomera za sintezu otvora Doline Owens u radioteleskopima od 130 stopa. Prvobitni plan zahtijevao je pet aditodlonskih antena. staze. prijemnik. i računar. Visok kvalitet mehaničkog dizajna čini sadašnjih 130 stopa dobrom pri 2 em i moguće ih je iskoristiti kod njih. Niz za sintezu otvora koji radi na visokim frekvencijama, upotrebljiv za molekularne i atomske linije, može se konstruisati za SlS miliona. Njegov snop, pri 2 em, dat će 2 do 4 sekunde razlučivosti luka, njegovo područje sakupljanja i osjetljivost je približno polovina od VLA. Jedna od prednosti relativno malog broja IJO.ft antena je Oexlbility, sposobnost brze promjene i smanjeni troškovi prijemnika potrebnih da omoguće sintezu otvora, pri visokoj rezoluciji, u molekularnim i atomskim linijama za emisiju i apsorpciju. Pored toga, interferometar bi se mogao koristiti za ekstragalaktičku astronomiju na višim frekvencijama, pružajući podatke o vremenu i prikladnim radio izvorima, .obobnom ili narastajućem spektru. Vtry · Interferometrija dugog podrijetla Do ogromnog proboja u našoj sposobnosti da sagledamo fine detalje u radio izvorima došlo je u posljednje četiri godine kao rezultat razvoja vrlo dugotrajne interferometrije & ltVLBil. Korištenjem visoko stabilnih atomskih satova. magnetno snimanje velike brzine. i moderne računske tehnike. antene raspoređene po cijelom svijetu sada se mogu koristiti kao elementi ili kao jedan radio teleskop. Ako bismo iz naših sadašnjih pionirskih zapažanja najsjajnijih izvora ekstrapolirali i izgradili viziju budućeg razvoja. mogli bismo s pouzdanjem skicirati tehnički izvediv sistem koji bi mogao stvoriti kompletne mape detalja kvazara i međuzvjezdanih mazera. Sadašnja mreža velikih antena daje okvirni prikaz jer nedostaju međuprostori i osnovne linije sjever-jug. Situacija bi se mogla popraviti razvojem mobilnog vLao terminala, koji se sastoji od dvije posude, jedne velike i jedne male, plus potrebni atomski satovi i aparati za snimanje. Veliko jelo bi bilo dizajnirano da omogući brzo sklapanje i

    108 ASTR ONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA Rastavljanje 1970 & # 0391. kako bi se moglo prevesti 10 novih lokacija. Mala antena bi neprestano nadzirala jedan od jačih izvora, kako bi se osiguralo stalno ažuriranje sata stanice. Bili bi potrebni terminali S.Venl, sigurno 01 najmanje dva na svakom kontinentu, iako najbolje raspolaganje ne bi trebalo utvrditi preciznom studijom. Rezultirajuća mreža, ako radi na 1

    wavelen81h (za koje su se nedavna posmatranja H20 mazera na 1,35 em pokazala kao izvodljiva) mogao bi nam dati potpunu sliku: radio strukture kvazara. sa 0.0001 sec rezolucije luka. Ako su naše ideje o daljinama ili kvazanu tačne. mogli smo vidjeti strukture odgovarajuće: Napokon, ja svjetlosnu godinu u siuu i mogao bih pratiti razvoj dinamičnih događaja iz godine u godinu, videći detalje ovih izuzetno energičnih događaja. Postoje i drugi. više spekulativnih područja koja se takođe mogu predvidjeti - proučavanje krunica drugih ožiljaka, promatranje njihovih sunčevih pjega i bljeskova, proučavanje razvoja školjki supernove u drugim galaksijama i analiza misterioznih jezgara Seyfertovih galica. Kao dodatak iluziji za program Yl.BI na radio talasnim dužinama, predviđamo razvoj tehnika interferometara kako na infracrvenom tako i na optičkom vaveltngtbs-u. Zato što iskoristite kutnu moć razlučivosti ili varijantu intttferometra

    obrnuto od wa  · ele.duljine, takvi sistemi mogu predvidjeti izvanredne di.sccwerie. suparnik sa nedavnom demonstracijom pokreta vu vu 1: znatno brže od svjetlosti u eksploziji kvazara. Krajnji instrument bi bio YLBI u 22 sata sa globalnom osnovnom vrijednošću o kml. Takav razvojMi bi imali n: rješenje JO & # 039 sek. Arena, ako ga zavirimo duboko u kvazar, možda da vidimo eksplozivne događaje na površini superma.sslve zvijezde, što, neki kažu. pokreće kvazar. Karakteristike površine egzotičnog stana koji sporadično ispuštaju prašinu i molekule u međuzvjezdani prostor također bi se mogle proučavati. Izbor talasne dužine IJ od 10  opekotina diktiran dijelom činjenicom da su atmosferski fazni pomaci tamo mali. dozvoljavajući upotrebu velikih otvora, a dijelom i činjenicom da kvazari i n: d džinovi-ključni objekti u relativističkoj astrofizici i molekularnoj astronomiji - zrače glavnim dijelom svoje energije tamo. 10-

    m VLBI bi mogao koristiti superheterodinski sistem, koji miješa dolazni infracrveni signal sa stabiliziranim CO, laserom, da bi proizveo mikrotalasni signal koji može snimiti na svakom teleskopu. Propusna širina dostupnih magnetofona (100Hz) trebala bi biti dovoljna za otkrivanje barem svjetlijih izvora. A f

    Nerijetnost ovog uređaja je nov. pod C - & # 039Onstruc: don, usina Hne-of · prenos pogleda mikrotalasnog signala širine pojasa w t.Hz na zajedničku tačku kako bi se formirao obrazac smetnji. Nakon ispitivanja sistema sa osnovnom linijom od 0,1 km (lo & gt sec od :), on će se proširiti na 10 km (luk od 10 .. sec). Bit će dovoljno osjetljivo za proučavanje obližnjih Seyfert-ovih ljepotica i svijetlih

    Galaktički objekt Lligh-Prlorlry Progrom 109. ali verzija dovoljno osjetljiva za proučavanje kvazara (gdje će rezolucija biti I svjetlosne godine) zahtijevat će veće teleskope i bolje detektore. Naravno, većina astronomskih objekata emitira snažnije sa vidljivom svjetlošću tako da također postoje potrebe za uređajima koji mogu raditi u tom spektralnom opsegu. Moguće su temeljne studije kutnih veličina kako s interferometrom intenziteta, koji konelira intenzitete dva signala $, tako i sa Michelsonovim interferometrom. wbich dovodi toethor sirove signale na fonn resama. Interforometar velikog intenziteta mogao bi se odmah izgraditi s osnovnom linijom od l  km do givota od & quot; & quot; 039 sekundi razlučivosti luka, ali savršenstvo Michelsonovog sistema zahtijeva razvoj optičke linije kašnjenja i tehnike otkrivanja rubova. Komisija za optičke uređaje vjeruje da bi trebalo odmah proučiti i liniju kašnjenja i rubne detekcije uz financiranje do 200.000 USD. Izvan ovih preliminarnih istraživanja, vrijedni ciljevi teogodišnjeg programa uključuju osjetljivi 10-milimetarski infracrveni interferometar i možda IO & # 039 · km infracrveni VLBt, a za vidljive valne duljine J. ili intenzitet od 2 km i Michelsonov interferometar sa sličnom osnovnom linijom. Procjenjuje se da osjetljivi IO.km infracrveni interferometar košta deset miliona SIO preko dekade. i interferometar velikog intenziteta S4 miliona. Potrebne su daljnje studije prije nego što se može procijeniti trošak infracrvene cijevi ili Michelsonovog interferometra. Infracrvena astronomija Rast infracrvene tehnologije rezultirao je otkrićem prilično neočekivanih predmeta koji su zračili većinu energije thir u infracrvenom zračenju. Maksimalna energija atiSOO K je 2 um, i vidljiva je sa zemlje. Anketa sa 62 · in. sakupljač svjetlosti otkrio je 20.000 hladnih zvjezdanih i prestellarnih objekata. Promatranja u dalekom infracrvenom zračenju potrebna su za proučavanje objekata blizu 500 K. čija većina zračenja pada u područja sa visokom atmosferskom apsorpcijom da bi se proučavali objekti na 50 K, potrebna su promatranja iznad atmosfere. Infracrvena ploča dala je najveći prioritet velikom stratosferskom teleskopu, otprilike 120 inča. u prečniku, u velikom zrakoplovu s visokim oyingom ili možda podržanim balonima, jedrilicama ili zmajevima. Preporučili smo sredstva samo za proučavanje najekonomičnijeg načina rada sa velikim infracrvenim teleskopom. ali naučni ciljevi velikog stratosferskog teleskopa su izuzetno važni. Još uvijek se ne može napraviti realna finansijska procjena, ni studija ni e) Qurience sa avionom NA SA C · 141 (sa teleskopom od 36 inča) odredit će najbolji kurs djelovanja. Infracrvene grupe su male na mnogim univerzitetima. i u astronomiji i u fizici. Promjene u tehnologiji, dostupnost novih

    110 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA 1970. & # 039a detedOI & # 039 $, i otkrića novih vrsta predmeta čine ovo nepredvidivim, ali izazovnim poljem. lntenlisclplinarni odjeli za fiziku i asuofiziku će zatražiti pomoć fizičara niskih temperatura za astrofizičke primjene. Solarna fizika Solarna fizika je imala ogromne koristi od serijskih osmatrača Sunca. Osobe brzo postaju sofisticiranije i pouzdanije. Međutim, potreban je veliki solarni teleskop ograničen difrakcijom (prečnika oko 40 inča), koji nosi težak teret (preko 1000 lb), sposoban za precizno usmjeravanje i vođenje luka od 0,1 sekunde. Ovo će osigurati visoku spektralnu rezoluciju na optičkom i bliskom ultraljubičastom zraku, a omogućit će vrlo malo proučavanje brzo fluktuirajuće sunčeve plazme, temperature pobude, brzine i magnetskog polja. Ovo je velik projekt, veličine oko 200 miliona SCH, ali jedan će pružiti iskustvo

    pun za UT i biti gotovo vrhunski solarni svemirski teleskop. Promatranja radio-sunca u visokoj rezoluciji pružaju informacije o energetskom ubrzanju partidoa ptOC0 $ 5, kako je otkriveno žirosinhrotronskim zračenjem. Relativistički elektroni se proučavaju u blizini mjesta ubrzanja sunčevih bariona kosmičkih zraka. Za ovaj s1udy potreban je radio teleskop visoke rezolucije sa oko S sek. Rezolucije, koji radi na kratkom vremenskom nivou i .. u osnovi daje radio sliku. Radio spektroheliograf u Australiji već je demonstrirao korisnost iu proučavanju interakcije brzih čestica i vruće sunčeve plazme i pokazao je da se Hares pokreće preko sunca dok poremećaji prolaze kroz koronu ili se vraćaju u drugi aktivni centar & # 039 $ na disku. Teorijska astrofizička postrojenja ne bi trebala monopolizirati našu pažnju. Sadašnji i planirani objekti, svemirski astronomski program i važnost pojma za sebe opravdavaju snažne argumente za teorijske asrofizke u širokom1 mogućem rasponu teme $ - $ tudy neutronskog praga & # 039 $, tišim fazama evolucije zvijezda, planetarna dinamika. galaktička struktura, supernove, kolaps nuclcosynthesls. eksplozije u galaksijama, crne rupe. relativnosti i kosmologije. Test koncepta i održivosti Instituta za teorijsku astrofiziku je jeftina preporuka. Takođe je povezan sa teoretskim potrebama računar četvrte ili pete generacije u jednom nacionalnom računskom centru. Ukupni troškovi instituta i računarskog centra u roku od 10 godina mogu biti 40 miliona. Otprilike JO posto naših nedavnih doktora znanosti iz astronomije diplomiralo je i želi raditi u teorijskoj

    Program visokog prioriteta I II astrofizika ili dinamička astronomija. Pitanje Nacionalnog računskog centra nije jasno postavljeno. s obzirom da efikasnost i troškovi brzih linija za velike daljine još nisu poznati, ali & # 039t & # 039 veliko računalo je u središtu mnogih teoretskih modela u astrofizici. Da bismo iskoristili trenutno dostupan teorijski talent među mladim astronomima i fizičarima, takođe podstičemo da se razmotri prošireni postdoktorski i viši postdoktorski program. Cilj bi bio pružiti određenom broju teoretičara barem ljetnu ili, po mogućnosti jednogodišnju posjetu drugim univerzitetima, nacionalnim, ooo ili NASA-inim centrima, direktnim stipendiranjem. sa slobodom putovanja ili malim grantovima za istraživanje koji pokrivaju njihove plaće i troškove.


    Astronomija i astrofizika za 1970-e: Tom 1: Izvještaj Odbora za istraživanje astronomije (1972)

    Nažalost, ovu knjigu nije moguće ispisati iz OpenBook-a. Ako trebate ispisati stranice iz ove knjige, preporučujemo da je preuzmete u PDF-u.

    Posjetite NAP.edu/10766 da biste saznali više o ovoj knjizi, kupili je u tiskanom obliku ili preuzeli kao besplatni PDF.

    Ispod je neispravljeni strojno pročitan tekst ovog poglavlja, namijenjen pružanju našim vlastitim pretraživačima i vanjskim mehanizmima izuzetno bogatog teksta koji može predstavljati poglavlje i koji se može pretraživati. Budući da se radi o NEKOREKTIRANOM materijalu, molimo vas da sljedeći tekst smatrate korisnim, ali nedovoljnim proxyjem za mjerodavne stranice knjiga.

    PETO POGLAVLJE Program visokog prioriteta Prvi II odjeljak ovog poglavlja detaljno opisuju programe i objekte koji se preporučuju kao najviši prioritet. Mnogo više prijedloga, koji bi mogli biti opravdani od velike hitnosti sada ili u budućnosti, naći će se u pojedinačnim izvještajima panela u svesku 2. Ovdje ćemo ukratko opisati znanstvena opravdanja i sadržaj programa koje sada preporučujemo. Prva četiri smatramo najvažnijom hitnošću i prioritetom. Sljedećih sedam također je neophodno za zdravlje i ravnotežu ukupnog astronomskog poduzeća. Troškovi tokom jedne decenije iznose približno 600 miliona za prva četiri i 51200 miliona za čitav program. Stopa rasta, kao što je ranije spomenuto, nije velika, a raspoloživa radna snaga ili trenutno obučena osoba je dovoljna. U posljednjem odjeljku ovog poglavlja raspravljamo o programu daljnjih novih pokretanja koji bismo preporučili da imamo loše na umu samo naučne ciljeve bez financijskih ograničenja. VRLO VELIKI NIZ Komitet preporučuje izgradnju vrlo velikog niza radio-teleskopa s mogućnošću promatranja svemira u velikoj dubini s neviđenom jasnoćom. Takav instrument može probiti postojeće promatračke prepreke na širokom frontu i otkriti važne nove linije istraživanja. Radio teleskopi pokazali su svoju vrijednost svojim sudjelovanjem u 76

    Tltt Hl # t · Prlorlry Provâ € 77 m izvanredan broj oštećenja u astronomiji. Ovi iJK & quotIude kvazare, objekte nevjerojatne proizvodnje energije i vidljivosti na velikoj udaljenosti: pulsari: univerzalno zračenje crnih tijela: i otkrivanje ogromnih en-skih uloga složenih intelulumovih molekula. 10 otkrića duguju povezivanju elektronike i elektronike, .bicb je proizveo velike radio teleskope sposobne da deteetlna lncrodibly slabe signale. Zaista, svi radio-sianal en

    Astronomska istorija otkrila je da je više od energije oslobođene tihim udarom nekoliko pahuljica na tlo. Naši te! Hropes danas može lako otkriti zračenja kvazara na šta. vjerujem da je ivica opservabk unin: rse. Ne iznenađuje da je došlo do poplave otkrića remukabk-a. Međutim, te & lt: hnlques koji proizvode sjajan signal Knsilivily ne bi mogli tako lako pružiti nam sposobnost da jasno vidimo. U fac1, ograničenje naše sposobnosti za KC bilo je nepravda. Razlikovali smo jedni od drugih brojne predmete koje sada možemo otkriti na nebu: zamagljena radio slika neba bila je normalna. Veliki effon uložen je u pronalaženje načina za. nebo jasno. Nakon razvoja novog instrumentalnog koncepta za visoko rješavanje po & # 039 & quot & quotr U Australiji i Engleskoj, KVeral obK & ltVatories u Sjedinjenim Državama razvili su do izuzetno uspješne države tehniku ​​koja može pružiti tako dugo traženu moć razlučivanja. Ovo je metoda koja se naziva "sinteza kvotapenure". Osnovna tehnika sinteze apenure uključuje kombinovanje signala primljenih na dva pojedinačna teleskopa. zadržavajući sve električne karakteristike sianala, uključujući podatke o fazi slana). Suc.h par teleskopa može razlučiti dvije tačke kao. kao i jedan veliki teleskop čiji je promjer l & # 039 jednak razdvajanju dviju antena. Obrvacije s radio-interferometrom u kojima je odvajanje antena povećano od nule do neke velike dimenzije, možda milja, mogu stvoriti tako detaljnu sliku predmeta kao što je napravljena jednim zabranjivim i skupim teleskopom iste velike dimenzije. Da bi metoda uspjela, mora se koristiti veliki broj geografskih orijentacija linije između dviju antena. Ovim pristupom mogu se postići vrlo visoke razlučivosti povrata i kvota po relativno niskim troškovima. Zapravo, KVeral obK & ltVatories su iskoristili ovu tehniku ​​za postizanje hija-kvalitetnih radio slika neba sa rezolucijama samo deset puta manjom od one postignute optičkim teleskopima. Metoda je, međutim, spora, a zadovoljavajući napredak zahtijeva istovremeno UK mnogih antena. Mnogi astrOnomical problemi zahtijevaju moć razlučivanja radija koja se približava moći zemaljskog npticaltelescoJ! E- - 1 sekunde luka. Nacionalna opservatorija za radio astroniju izvela je extensi. i detaljne studije sistema za sintezu otvora kako bi se postigao ovaj cilj. The

    78 ASTRONOMIJA I ASTRDPIIYS ICS ZA TIL E 1910 & quoto rezultat je dizajn koji može postići visokokvalitetne radio slike potrebne rezolucije brzinom od oko dvije slike novih regija dnevno. Ovaj genijalan dizajn postiže ovu brzinu i r601uciju uz minimalan trošak korištenjem 27 antena s otvorom otvora od 85 stopa, bez ikakvog izračunanog uzorka 0 "quot & quotC-T a a

    prečnika 26 milja. Rotacija Zemlje za 0 sati za 1 sat uzrokuje da se geometrijsko odvajanje antena gledano s neba promijeni kako bi nastalo i citiralo

    orijentacije i razdvajanja antene. Antene su kontrolirane. i informacije obrađene od njih. centralnim velikim računarskim sistemom. Ova antenski systcn1 naziva se Ver) & # 039 Large Array tvLM i bit će ubjedljivo najveći ttnd najnapredniji radio.kao tronomski instrument ikad konstruiran. Proizvešće ekvivalent radija & quoteye & 20 milja u dinarima. metar. Procjenjuje se da će za njegovu izgradnju biti potrebno pet godina na COSI ili 62 miliona dolara. Iako će takav gigantski korak u sposobnosti sigurno donijeti velika otkrića i iznenađenja koja se sada ne mogu predvidjeti, postoji uzbudljiva grupa novih rezultata koji se mogu predvidjeti. Posebno će biti otkrivene dttaUtd slike radio galaksija i kvazara. slike koje će prikazati raspodjelu čestica s visokom energijom i magnetskim poljima. omogućujući nam da pratimo nastanak ovih prostranih područja zračenja jer su ona nastala nasilnim uplosh-e evenuom u tim objektima. Postojat će radio slike normalne galaksije visoke rezolucije koje se mogu porediti s radio galaksijama i s našim teorijama o radioemisionim ili neprirodnim gaJuijama i objektima u njima. LA će biti glavno novo oruđe za kosmologiju zahvaljujući svojoj sposobnosti da razlikuje veliki broj ili tačkaste izvore jedan od drugog. Ključni kozmološki problem je zacrtati vezu broja fluksa sa vrlo slabim graničnim nuksama, tako da će sigurno biti uključeni izvori koji su dovoljno udaljeni da mogu razlikovati različite kosmološke modele. VLA može računati takav izvor $ zbog njegove uske grede i velike površine sakupljanja. Howe ler, suptilniji. problem je eliminirati iz broja brojne, ali nezanimljive izvore u blizini koji rude iznutra padaju u nesvijest. Trenutno nismo sigurni koliko su takvi izvori brojni. Vt.A to može utvrditi promatrajući sve izvore na poznatoj udaljenosti, poput one u jatu galaksija. Uski bea.m će biti presudan u razlikovanju pojedinih izvora1 u ovako prepunim regijama. Postoji neka nada da se spektralni ili drugi karakteristični znakovi mogu koristiti za razlikovanje unutarnje svijetle i slabe kiseline: multifrekvencijske i polarizacijske sposobnosti vu-a bit će nemoćne u tom pogledu. Nadalje, ako se može naći sourus koji ima određeni distribukt, ali jon linearnih veličina. visoka ugaona rezolucija JLA možda neće moći odrediti kutne veličine takvih predmeta na velikim udaljenostima i tamo ·

    Hlglr l l & # 039rioriry Program 79 pre toga proučava ugaoni odnos prečnika i fluksa, koji bi trebao biti osetljiv na kosmološke efekte. Ukratko, VLA će moći pristupiti rješenju kosmološkog problema na različite načine. Vu će takođe otvoriti novu metodu za proučavanje zvijezda pružanjem informacija o kontinuiranoj radio emisiji mnogih normalnih zvijezda. Baš kao što su radio teleskopi otkrili važne nove informacije o visokoenergijskim omotačima sunca, posebno o solarnoj koroni, VLA će nam pružiti prvu priliku da ove pojave promatramo i na drugim zvijezdama, otvarajući vrata važnom napretku zvijezda i plazme fizike i možda pruža tragove o nerazjašnjenim misterijama samog sunca. Galaktičke nove opažene su s interferometrima. a VLA će dati detaljan razvoj oblaka plazme i gasa koji su nasilno izbačeni u izlivu nove. Možda će biti moguće otkriti emisiju Wolf-Rayet-a, P Cygnija i magnetnih zvijezda. Prototipovi VLA-a izmjerili su zapanjujuće promjene u emisiji x-zraka zvijezda za samo nekoliko sati. Ipak. potraga za radio emisijom rendgenskih zvijezda bila je posebno frustrirajuća. doprinoseći malo podataka ka rješenju zagonetke rendgenskih st.ars. Veliko poboljšanje osjetljivosti koju nudi vu može ukloniti prepreku za razumijevanje ovih intrigantnih objekata. VLA će nam prvi put pružiti jasnu sliku zrna naše galaksije. gdje postoji složena cjelina radioemitirajućih područja, skrivenih od optičkih teleskopa gustim oblacima prašine Mliječnog puta. Postoje dokazi da su nasilni događaji u jezgri galaksije snažno utjecali na evoluciju galate. Zaista, jedan objekt u centru može biti iste vrste struktura koja proizvodi pojavu kvazara.Mjereći zračenje pojedinih radio-spektralnih linija, poput one atomskog vodonika na valnoj dužini od 21 cm, VLA će moći dati slike oblaka plina naše galaksije tako detaljno da ćemo vidjeti procese koji se u njima odvijaju efekti zagrijavanja, hlađenja i nadzvučnih sudara trebali bi biti uočljivi. Struktura gasnog sistema obližnjih galaksija biće oštro definisana, testirajući teorije galaktičke dinamike i evolucije. Vu će moći razlikovati detalje u radio emisiji svih planeta, osim Plutona, omogućavajući utvrđivanje temperatura planeta na različitim geografskim širinama, godišnjim dobima i doba dana. Pojasevi zračenja drugih planeta mogli bi se detaljno izmjeriti, te atmosferska struktura i priroda planetarne površine, bilo da je to stijena. tlo ili materijal koji sadrži vodu, mogao bi se proučavati. VLA i neka druga radio-astronomska postrojenja. bit će potrebna nova web lokacija. Moguće je da se velika posuda za upravljanje ili posuda milimetarskog vala može nalaziti na istom području. Ekonomije razvoja web lokacija jesu

    80 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA TIJEK 1970. & # 039o moguće u radio astronomiji, jer je glavni zajednički zahtjev za sve ove innrun cnu veliko područje. bez industrijskih i radarskih elex1: rikalne smetnje i direktne rute aviona. Svi oni trebaju visoko razvijen «! tehnički pribor za kupce, računari, analiza podataka. i kontrola. Suho mjesto sa velikom nadmorskom visinom poželjno je za jelo milimetara, iako je nCM toliko važan za uređaje 01ber. Koji program za vu. koji -.u rome je u funkciji tek blizu sredine ove decenije. preporučujemo širenje potpore istraživanju i finansiranje & # 039 umjerenih instrumenata na univerzitetima ili r3dio opservatorijama pod upravom konzota po stopi od 2,5 miliona godišnje. To će omogućiti manjim grupama da istražuju nova tehnološka područja: nove koncepte u dizajnu antena i prijemnika, ultra visoke frekvencijske detektore. antene i interferometri malih milimetarskih valova, interfromcteri i prijemnici centimetarskog vala, prilagodljivi novom disku s atomskim i molekularnim linijama. & # 039O & # 039tred, i vcry-fong-bascline interferometrijski terminali i nizovi. Uravnoteženi program u radioastronomiji zahtijeva niz manje rashodovanih kože i inovativnih, Oexible istraživačkih projektora, pored opisane velike nacionalne olakšice. Izdvajanje univerzitetskih objekata tokom ttn godina iznosilo bi S2S miliona, a S62 miliona za VLA _ Oko 6 miliona godišnje (10 posto kapitala) biće potrebno za rad u vu. Kompletni operativni troškovi neće nastati sve do posljednje polovice mrtvih. OPTIČKA ASTRONOMIJA-ELEKTRONSKA TEHNOLOGIJA I SNAGA SVJETLA Svjedoci smo deceniji izvanrednih otkrića u astronomiji, uključujući kva

    ars, rentgenski katrani. i infracrvene galaksije. Većina ovih otkrića rezultat je širenja astronomije u nova područja elektromagnetnog spektra. ali posjedovanja vizuelnih valnih duljina ostale su centralne u astronomiji jer pružaju osnovne informacije o di.stancc, masi. temperatura, pritisak. i hemijski sastav. Funhcrmore. kroz poređenje sa dobro poznatim teorijama. optička astronomija i. osnovni je alat za proučavanje zvjezdane C & # 039 & # 039 rješenja i nukleozina ili teze. the: star zvijezde i jata. udaljenosti i zvjezdani sadržaj g: ala.xies. i razmjera nečeg drugog. Štoviše. optička astronomija pružila je podatke koji osporavaju ustaljene teorije. Za eaamplc. r = nt fotografski napredak otkrio je zbunjujuće pojave u jako iskrivljenim igrama. Da bi optička astronomija ispunila sve ove uloge. moramo imati te.l acopes koji sakupljaju fotone i detektore kako bi ih snimili. Napredak u astronomiji

    Program Hlgh · Prlorlry 81 u velikoj je mjeri ovisio o našoj sposobnosti za izgradnju većih teleskopa i efikasnijih detektora. Uvođenje prelomnih teleskopa prije više od tri vijeka postepeno je dovelo do SOO-puta poboljšanja ugaone rezolucije i omogućilo da se vide objekti koji su 10.000 puta slabiji od onih koji se mogu vidjeti samo okom. Ovi refrakti & # 039 & quot & # 039odgovaraju za pronalaženje novih planeta i mapiranje zvjezdane univerze & quot & # 039e u bližim dijelovima našeg Mliječnog puta. ali astronomu je i dalje ostalo samo sjećanje na njegovu vizualnu percepciju. Fotografija. počevši prije otprilike jednog vijeka. doneo modernu astronomiju. Ne samo da bi svaki astronom sada mogao svoju viziju podijeliti sa svijetom. ali. jednako važno. može ga proširiti na predmete sto puta slabije. zbog sposobnosti fotografskih emulzija da čuvaju svetlost tokom dugih ekspozicija. Fotografija je otkrila ekstragalaktički svemir. ali puna procjena njegove veličine i veličine ovisila je o paralelnom razvoju velikih reflektirajućih teleskopa kroz progresiju koja je kulminirala 200-in. odbijajući teleskop na planini Palomar, sa svojom sposobnošću proučavanja predmeta 10 miliona puta slabije nego što se to može videti nepomoćnim ljudskim okom. Ovaj sjajni instrument. nakon skoro 25 godina & quot & # 039 upotrebe. još uvijek služi kao koplje svjetske astronomije. Vrijedno je napomenuti da je 200-in. teleskop je finansiran i dizajniran za vrijeme predsjedanja Calvina Coolidgea. prije svemirskog doba, pa čak i prije prvih nuklearnih akceleratora ili radio teleskopa. Neki od manjih teleskopa koji se još uvijek aktivno koriste u zemlji stari su skoro 100 godina. Budući da je u posljednjih 50 godina postignuto samo skromno poboljšanje efikasnosti fotografskih emulzija. Izgradnja sve većih teleskopa bila je gotovo u potpunosti usmjerena na prikupljanje više svjetlosti. Cijena konvencionalnih teleskopa gotovo se povećava s kockom otvora, što ovo čini skupim. iako je potrebno. težnja. Nakon toga, astronomi su počeli istraživati ​​tehnike koje bi detektovale fotone efikasnije od fotografske ploče. što nt najbolje može snimiti I od svakih 100 fotona prikupljenih teleskopom. Uvođenje fotomultipliea & quot; # 039 sa kvantnom efikasnošću do 25% bilo je veliko poboljšanje. ali bili su ograničeni na prikaz po jednog elementa rezolucije slike odjednom. Bili su potrebni detektori koji će kombinirati visoku osjetljivost fotokatode sa sposobnošću fotografije da istovremeno snima sve dijelove velike dvodimenzionalne slike. Prvi cilj postignut je u posljednjih nekoliko godina & # 039 razvojem koji uključuje (I) pojačivače slike u kojima fotoelektroni sa katode uzbuđuju zaslon fosfora koji se zatim fotografira. (2) eleetronographlc kamere u kojima fotoelektroni direktno udaraju u fotografsku emulziju. i (3) integriranje televizijskih kamera u kojima su fotoelektroni pohranjeni u metu koja se očitava

    82 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA 1970-te elektronski snop. Ove tehnike su ukazale na krajnje sisteme koji će brojati pojedinačne fotoelektrone fokusirane na dvodimenzionalni niz osetljivih elemenata. U nekim od ovih sistema. kako se podaci prikupljaju, oni se mogu čitati u računar za trenutnu obradu kako bi astronom mogao gledati kako slika nastaje i optimizirati ekspoziciju. Učinak ovih zbivanja na astronomiju bio je ogroman. U mnogim situacijama predstavljaju današnji teleskop i do 25 puta efikasniji nego ranije. To je ekvivalentno skaliranju svake postojeće 40Â in. teleskop u 200-inčni. i 200 inča. u 1000-in. Ako je 1000 in. teleskop može biti izgrađen. to bi koštalo S2 milijarde iona: zamjenski trošak od 200 inča. sada je blizu 25 miliona dolara. Ekvivalentni trošak takve petostruke transformacije, pod pretpostavkom da bi se to moglo učiniti na stari način zapravo obnovom postojećih teleskopa, bio bi najmanje SS milijardi, dok će troškovi opremanja svih glavnih američkih teleskopa takvim uređajima biti mnogo manji od I posto ovoga. Ovi faktori u velikoj mjeri objašnjavaju jednoglasnost astronoma u davanju visokog prioriteta razvoju ovih elektrooptičkih detektora i njihovoj instalaciji na velikim teleskopima. Dodatna poboljšanja mogu doći iz efikasnijeg korišćenja vremena teleskopa kroz razne kontrole za automatsko podešavanje i vođenje i televizijske kamere za pronalaženje i praćenje predmeta previše bledih (ili previše crvenih) samo za oko. Trenutno. rad na nevidljivim objektima zahtijeva dugotrajan postupak pomeranja teleskopa od objekata koji se mogu vidjeti. Glavni učinak novih detektora neće biti promatranje istih objekata u kraćem vremenu, već proučavanje mnogo slabijih objekata i upotreba veće spektralne rezolucije. To će omogućiti kritična istraživanja za koja se prije 10 godina nije smatralo da su moguća, poput analize pojedinačnih zvijezda u obližnjim galaksijama na postojanje elemenata. proučavanje apsorpcionih linija u najsitnijim kvazarima. i mjerenje crvenih pomaka najudaljenijih galaksija. Međutim, čak i uz ovaj impresivan napredak u detektorima i kontrolama, još uvijek nam treba još velikih teleskopa. Neki od naših glavnih reflektora nalaze se u blizini urbanih područja koja rastu, čija svjetla čine nebo presvijetlim za rad na slabijim objektima. a čak su i teleskopi Palomar već ugroženi. Iako stvaramo sve moguće vilenjake kako bismo poboljšali efikasnost sadašnjih teleskopa. moramo također graditi nove na sigurnim mračnim mjestima gdje se dobro vidi. Cijena jednog velikog zrcalnog instrumenta toliko je visoka da preporučujemo eksperimente s konceptom optičkog niza teleskopa. Da bi se postigla velika površina koektiranja po umjerenim troškovima. početni napori trebali bi biti usmjereni na razvoj teleskopa s više ogledala s nizom ogledala na zajedničkom nosaču ili sustavom odvojenih teleskopa koji napajaju isti detektor. Ako prototipska ispitivanja to dokažu

    HI, M & # 039rlcr / 1) 1 Pto, .m 8J ovi su koncepti izvedivi. operativni teleskop visokog optičkog kvaliteta ekvivalentan u području ISO. ili

    u. dlould be buill, follcr. d! on daip i con.wvction ili â € la mnogo lafJCf sistem u! he 4 () (). do 60Q.in. dass. ako iskusite, .lh manji se iodieira da će sljedeći korak uspjeti. Ho, .ever. Ako teleskop s više ogledala ne ispuni očekivanja, drugi konvencionalni reflektor od 200 inča. klasa treba biti izgrađena što je prije moguće. Dok se višestruki sistem dizajnira i testira. moramo nastaviti s izgradnjom najmanje jednog standardnog telccope-a od 90 inča ili većeg. na mračnom mjestu. Kako bismo počeli kompenzirati one instrumente koji se više ne mogu koristiti na najsitnijim objektima zbog svjetla iz eindžetskih gradova. Financiranje najmanje SIO miliona bit će potrebno za razvoj novih elcctrooptkal detektora i ugradnju bc & gtl stabljika na sve glavne američke teleskope. Postoji najmanje devet e € i & gttina teleskopa dovoljno velikih da mogu profitabilno koristiti jedan ili više lhese detektora. još tri u izgradnji. i tri predložena. Opremanje ovih teleskopa televizijskim kamerama i automatskim kontrolama za pokretanje i vođenje, kao i kod malih računara za trenutno smanjenje podataka, .11 košta više od SS miliona. Operatina multimirror teleskop ekvivalentan ISO-u. do 200 inča. procjenjuje se da jedno ogledalo košta oko S.M. Zatim bi trebalo osigurati dalja sredstva do S25 miliona za izgradnju najvećeg mogućeg teleskopa u tom budžetu - više ogledala sa efektivnim otvorom od 400 do 600 inča. Ako se pokaže da je koncept izvediv ili konvencionalni 200- u. teleskop. Dodatni SS milion je za hitno potreban intercrn & gtediatc sizcd teleskop na dnrk lokaciji. Dobro utemeljeni program u optičkoj astronomiji zahtijeva (I) napredne senzore i kontrole - S IS miliona. (2) test koncepta niza - milion SS. (3) teleskop klase 100 inča - 55 miliona. (4) izgradnja velikog optičkog niza ili drugog teleskopa s dijagonalom 200 inča - S2S miliona. Operativni troškovi za nove optičke uređaje, dostići će S3..S miliona godišnje do kraja! Decenije. INFRAKCIJSKA ASTRONOMIJA Iako je Herschel prije više od 170 godina otkrio infracrveno zračenje sunca, stavio je i termometar. tek su u posljednjoj deceniji infracrvena opažanja postala važna za glavni tok uuonomkalnih istraživanja. Tek nedavno su se čvrsti i niski · ttmperaturo tehnoteoe razvijali do te mjere da su dostupni infracrveni detektori

    84 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA 1970-te dovoljno osjetljivi da detaljno proučavaju objekte koji nisu sunce. Tehnike niskih temperatura su posebno važne, jer su atmosfera zemlje i teleskop snažni izvori pozadinskog zračenja u infracrvenom zraku, pa ih detektor vidi. Infracrveni detektori moraju biti hladni. često na temperature niže od 2 K. Idealno bi bilo da se i čitav teleskop ohladi, a zatim podigne u svemir kako bi se izbegla kontaminacija atmosferskim zračenjem. Prelazak visoko u atmosferu ili u svemir takođe bi proširio raspon talasnih dužina, jer vodena para čini atmosferu neprozirnom u velikim dijelovima infracrvenog područja spektra. Za razliku od ultraljubičaste ili rentgenske astronomije, koja se može provoditi samo iz svemira. neke infracrvene astronomije mogu se provesti kroz atmosferu velikim zemaljskim teleskopima. Na drugim valnim duljinama. apsorpcija vodenom parom. ako ne i pozadinsko zračenje. može se savladati posmatranjem iz aviona ili balona iznad tropopauze. Infracrveni zrak ima veliki potencijal za astronomska istraživanja. Ovaj dio spektra započinje na kraju dugotalasne dužine vidljivog spektra. oko ll & # 039fll. i proteže se u rasponu od više od deset oktava do oko 1 mm. pri čemu se preklapa sa krajem talasnih dužina radio područja spektra. Unutar ovog opsega nalazi se karakteristično zračenje Mjeseca i planeta, hladne zvijezde. i prestellarni oblaci. kao i pozadinsko zračenje svemira koji se širi. Infracrvena svjetlost korisna je za promatranje bilo kojeg objekta s temperaturom između 3 i JOOO K. Infracrveno područje je područje molekularne spektroskopije. opseg u kojem leže vibracijsko-rotacijske trake i linije mnogih kozmički važnih molekula. Teorijske studije međuzvjezdane sredine također ukazuju da mnogi važni mehanizmi zagrijavanja i hlađenja uključuju infracrveno zračenje atoma i jona. Ali kao i uvijek. upravo je neočekivano i iznenađujuće ono što je najzanimljivije. Fotometrijske studije čiji je cilj u početku poboljšanje određivanja temperature i sjaja hladnih zvijezda dovele su do otkrića viška infracrvenog zračenja iz školjki školjki prašine. Zemaljsko istraživanje neba pronašlo je neke izuzetno svjetleće & quotinfrared zvijezde & quot; koje se jedva mogu otkriti optičkim teleskopima. Istraživačka posmatranja neobičnih galaksija i kvasara u bliskom infracrvenom području ubrzo su dovela do spoznaje da neki od ovih objekata emituju više energije u infracrvenom zračenju nego u svim ostalim regionima talasnih dužina zajedno. neočekivani i još uvijek neobjašnjivi rezultat. Raketna posmatranja kosmičkog pozadinskog zračenja. pokrenut uglavnom kao provjera onoga što je već naučeno u radio području spektra, pronašao je mnogo veći tok nego što se očekivalo. i rješavanje neslaganja može imati duboke implikacije za kosmologiju.

    Thelllgh · Prioritetni program 85 Nova tehnologija i otkriveni novi uzbudljivi problemi privlače veliki broj astronoma. posebno mladi eksperimentatori. u polje. Preporučujemo proširenje podrške za ovu snažnu aktivnost u svim oblastima. uključujući programe za razvoj osjetljivijih detektora. istraživanje novih visokih nadmorskih visina za infra

    teleskopi. i eksploatacija multipleks spektroskopskih tehnika. kao i povećano finansiranje tekućih terenskih. u zraku. i raketni programi. Toliko je urađeno sa tako malo novca (manje od S2 miliona godišnje) da će velika isplata gotovo sigurno uslijediti iz n udvostručavanja ovog napora. Kao priključak ovog proširenja, preporučujemo nesmetani početak programa snimanja neba za objekte svijetle u dalekoj infracrvenoj mreži. Ovo je izuzetno važno za razumijevanje prirode eksplozija galaksija i može otkriti nove i neočekivane pojave. Prvi korak. istraživanje balona do relativno svijetle granice. može se odmah obaviti za manje od 5200.000. Takođe predviđamo buduću potrebu za teleskopom s velikom površinom sakupljanja i velikom ugaonom rezolucijom u dalekom infracrvenom području. Takav instrument mora nužno djelovati u stratosferi. i preporučujemo da se uskoro pokrene studija dizajna kako bi se utvrdila najprikladnija i ekonomska platforma. Rast infracrvene astronomije stvara velike zahtjeve za postojećim teleskopima. od kojih većina nije ni na najboljim lokacijama niti je optimalno dizajnirana za infracrveni rad. Stoga preporučujemo kao jednu stavku u i.ncreased infracrvenom programu. izgradnja infracrvenih telekomjera srednje veličine. posebno na južnoj hemisferi. Takođe preporučujemo izgradnju velikog (3 do 4 m) infracrvenog teleskopa (po cijeni od SSS miliona) na najboljem dostupnom velikom nadmorskom mjestu na sjeveru hcmi.sphcre. Takav kombinirani program na zemlji, u zraku. i raketna astronomija sigurno će dovesti do mnogih uzbudljivih otkrića u ovom novom polju koje se širi. Ukupan budžet se procjenjuje na 25 miliona S25. VISOKOH-ENERGETSKI ASTRONOMSKI PROGRA M Tokom prve polovine prošle decenije. ukupno se vrijeme & kvotočuvanja & quot; u rentgenskoj astronomiji nakupilo samo do oko jednog sata. kroz mnoge raketne letove. Tijekom tog sata postalo je očito da je „zračno nebo izvanredno bogato novim pojavama i da ogromni i vitalni aspekti mnogih optičkih i radio objekata nisu procijenjeni iz promatranja na tim valnim dužinama. Maglina Rak nije samo jedan od najsjajnijih objekata na rendgenskom nebu.

    86 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA 1970 & # 0391, ali je takođe izuzetno složen. Jednosmjerni x zrake zrače zračenjem elektrona koji se spiralno spuštaju u magnetske čvorove maglice. Pulm! x zraci aro emitovani iz pulsara stvoreni u spektakularnoj eksploziji supernove A .. D. 1054. jednog od samo dva radio pulsara za koja je poznato da emituju x zrake. 11: spektar n-te rendgenskih zraka teži ka području gama-zraka. & ampc & gt & ltpius X · l. svijetli t x zraka zrači većinom kreča. je povezan sa plavim zvjezdastim objektom s jakim optičkim emisionim linijama. X-zrake se emituju iz vruće plazme u blizini plavog predmeta čija priroda n: ostavlja misterij. Čini se vjerovatno da su mnogi nebeski izvori rendgenskih zraka u našoj galaksiji uglavnom slični Sco X-1. Povremeno se na nebu pojavi novi rendgenski izvor, i to više: intenzivan od Sco X-I nekoliko mjeseci. zatim opada sve dok više nije moguće otkriti. Nemamo dovoljno dobra mjerenja položaja ovih izvora da bismo ih pokušali identificirati sa optičkim objektima.Jedno od prvih većih otkrića rendgenskog satelita Uhuru bila je "nova klasa rendgenskih izvora koji su podvrgnuti redovnim (pulsarskim) i nepravilnim fluktuacijama na vremenskoj skali između 0,1 i 10 sekundi. Još uvijek nisu dostupne optičke identifikacije. Mnoge neobične galaksije su izvori X zraka. Uključuju jake radio galaksije (M87J. Kvazari (3C273). Seyfen galaksije. I obične galaksije (Jhe Magellanie Clouds shaa · a c: kompleksna rendgenska struktura)

    Ogromne količine ili energija se oslobađaju u zraku zraka u nekim ili ovim izvorima .. što predstavlja ozbiljne izazove za naše razumijevanje visoke

    ergija I.Sirophysic: s. U osnovi svih th & quot & quot & # 039 izvora je dif u gentirani rendgenski sjaj koji se čini bez osobina. Mnogi astronomi vjeruju da su pozadinski x zraci stvoreni daleko i davno u ranoj kosmološkoj istoriji našeg svemira. Ova kratka i nepotpuna lista važnih otkrića u rentgenskoj atronomiji podsjeća na rane uzbudljive godine radio a.skronomije. Pronađen je širok spektar novih pojava. ali razumijevanje ovih pojava bilo je minimalno. Potraga za razumijevanjem zahtijevala je mnogo veće instrumente. nove tehnike. detektori benera. bolja spektralna pokrivenost ili izvori. mjerenja polarizacije. i sposobnost ponavljanja opažanja zbog varijabilnosti. zajednički featu

    kompaktnih & quot objekata. Sličan obrazac razvoja potreban je u: astronomiji zraka. Za pronalaženje i proučavanje slabih izvora potrebno je mnogo J.arger anana: dctecton nego što je preletjeno. Za rendgenske zrake niže i ltnergije. fokusiranje optičkih tehnika, uključujući instrumente za grundiranje. trebao bi biti dolje. & Gte će omogućiti dobivanje detaljnih slika: visokog uglastog rastvora. Thoy će također djelovati kao sakupljač fotona. koncentrirajući zrake fotona iz slabih izvora na Bragg kristalnom spccnomctenu i dalje

    Program visokog prioriteta 81 polarimetara, tako da se mogu izmjeriti detaljna spektralna svojstva izvora. Budući da tbe detektori koji se koriste sa fokusnom optikom mogu biti vrlo mali. brzina prebrojavanja pozadine neželjenog detektora može se znatno smanjiti, olakšavajući mjerenja proširenih izvora i naizgled izotropne pozadine x zraka. Uz ovaj glavni instrument. trebalo bi otkriti vrlo velik broj rendgenskih izvora. Treba pronaći mnogo novih primjera različitih klasa izvora rendgenskih zraka u našoj galaksiji. tako da se može proučiti čitav niz svojstava ovih izvora. Pozicijsko određivanje ovih izvora trebalo bi znatno poboljšati. čime se omogućava da se veliki broj njih identifikuje sa optičkim objektima. Sa rezultirajućom sposobnošću proučavanja izvora u mnogim različitim rasponima talasnih dužina, naše teorijsko razumijevanje karaktera i strukture izvora trebalo bi se brzo poboljšati. Od velike važnosti bit će sposobnost stalnog usmjeravanja na izvore rendgenskih zraka satima. Ovo ne samo da će omogućiti veliko poboljšanje statistike tbe spektralnih mjerenja. ali takođe će omogućiti studije vremenskih varijacija ukupne emisije x zraka i pojedinih spektralnih karakteristika. Jedna od glavnih upečatljivih karakteristika galaktičkih izvora zraka koji su do sada pronađeni bila je vremenska varijabilnost tbe rendgenskog zraka Dux. u rasponu od brzih promjena do dugoročnih promjena. Ova karakteristika se češće nalazi u rendgenskim izvorima nego u optičkim i radio izvorima. Glavni instrumentarij takođe bi trebao biti od izuzetne važnosti za studije ekstragalaktičkih rendgenskih izvora. Trebao bi omogućiti otkrivanje pojedinačnih izvora u obližnjim galaksijama i emisiju iz aktivnih galaksija i kvazara na vrlo velike dubine u svemiru. Biće moguća konačnija mjerenja vruće plazme koncentrirane u nakupinama galaksija. omogućavajući utvrđivanje da li u grozdovima postoji dovoljna masa takve plazme da gravitacijski veže galaksije. Mnogo preciznija merenja spektra i izotropije (ili nedostatka izotropije) pozadinskih rendgenskih zraka poboljšaće naše razumevanje kosmologije i rane istorije našeg univerzuma. Nacionalna uprava za aeronautiku i svemir ti & ltASAl prepoznala je bogatstvo i obećanja ovog područja istraživanja zatraživši odobrenje Kongresa za dva velika rotaciono-astenomska opservatorija visoke energije (KEAO & # 039s). To bi trebale biti velike svemirske letjelice u orbiti oko Zemlje, koje se polako okreću tako da instrumenti skeniraju po nebu. To će biti istraživačke svemirske letjelice. s velikom površinom sakupljanja, koji je nastojao otkriti nove slabe izvore rendgenskih zraka. kako bi tačno izmerili svoje položaje. i za mjerenje spektralnih svojstava. U kombinaciji s rendgenskim zrakama instrumenti bi bili instrumenti gama i kosmičkih zraka. Svemirski brod će igrati ključnu ulogu u budućnosti astronomije. Rendgenska astronomija će sve više postajati partner ortikalnim i radio

    88 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA Astronomiju 1970. & # 0391 kako je identifikovano više izvora J [-rada i njihovi učinci:

    u korelaciji sa prsima u drugom valnom pojasu $. Moguće je da neki tipovi izvora X zraka neće biti optički identificirani. u -. taj slučaj â € ¢ - e â € · · bi mogao biti potpuno ovisan o HÂ £ AO tehnikama da bi ih mogao rudirati. NAS planiranje takođe poziva na dva dotična HEAO & # 039. 1nc: sc će biti el-cn Značajniji u budućnosti ili će rentgenska astronomija menjati rotirajuće HEAO & # 039s. Oni će omogućiti kontinuirano praćenje kratkoročnih intenziteta intenziteta i njihovo koreliranje sa simultanim optičkim. radio, a možda i infracrvena opažanja sa zemlje. Upotrijebit će fokusnu rentgensku optiku za koncentraciju rendgenskih fotona na male detektore. gdje se pozadinski problemi mogu smanjiti i kutne strukturne informacije i položaji mogu dobiti s velikom preciznošću. 11 je važno da NASA što prije potraži autorski · alion za pointabilne 1-H! .AO & # 039. kako ne bi došlo do previše g.rcat vremenskog kašnjenja između otkrivanja novih rendgenskih objekata prvim rotirajućim H EAO i Ihe deliog proučavanja istih pomoću fi & quot & # 039t pointabilnog II EAO. Mjera važnosti koju astronomi pridaju rentgenskoj astronomiji je ta što su zakazali velike blokove kreča na glavnim optičkim instrumentima kako bi iskoristili otkrića i pozicijske mjere

    mentacije novih rendgenskih izvora pomoću rendgenskog satelita UhuN. Ovaj rdl & lttt

    njihova očekivanja da će biti moguće nekoliko optičkih identifikacija novootkrivenog rentgenskog kiselog zraka =. Ako je to slučaj. program HEAO učinit će velik

    zahtjevi za optičku astronomiju, a vjerojatno i za infracrvenu astronomiju. Trebalo bi se proširiti u velikim optičkim objektima kako bi se zadovoljili zahtjevi rendgenske astronomije. Izvangalaktički objekti u kojima se veći dio energije emitira u infracrvenoj boji takođe dokazuju kao rendgenski objekti: moguće je da slična korelacija može postojati među nekim klasama galacttc x zraka zraka. Četvrto proširenje u infracrvenim objektima može biti potrebno i za podršku ili za rentgensku astronomiju. Astronomski program visoke enkripcije kojem je Komitet dao izuzetno visoki prioritet uključuje četiri HE-AO & # 039 u NASA-in program planiranja. dva rotirajuća i dva šiljasta. zajedno sa povezanim proširenjem optičkih i infracrvenih objekata kako bi se osigurala zemaljska podrška potrebna za razvoj rentgenske astronomije. Izdvojeni dio četiri misije HEAO iznosi 80 miliona SJ. Pored toga. najmanje jedan optički teleskop srednje veličine za podršku programu trebao bi biti izgrađen na eos1 od SS miliona. MILLIMETROVALNA ANTENA Jedno od dramatičnih otkrića nedavne prošlosti bio je detccdon u oblacima međuzvjezdanog prostora zapanjujuće raznolikosti molekularnih spc: ctes.

    Program visokog prioriteta 89 Ta su otkrića proturječila našim očekivanjima da je stvaranje takvih molekula rijedak slučaj i da je njihovo uništavanje brzo zbog poplave ultraljubičastog svjetla u galaksiji. Pronađene vrste se kreću od sma11. dvoatomni molekuli. kao što je CO. CS. i CN, na tako složene tvari kao što je cijanoacetilen. metil alkohol. formaldehid. i formam ide. koji sadrži čak šest atoma. Ugljen monoksid je prisutan u hiljadama puta većoj količini od ostalih molekula. vjerovatno odražava lts resis

    prije disocijacije ultraljubičastim svjetlom. Molekuli s najvećom obiljem su oni koji se nalaze u našim laboratorijama i čine osnovne sastojke biohemijskih sistema. Na primjer. formaldehid je preteča i aminokiselina i šećera u eksperimentima koji simuliraju uslove na primitivnoj zemlji. Stoga izgleda da uočeni molekuli ukazuju na to da je hemija života na zemlji usko obrubljena u međuzvjezdani prostor. Dijatomijske molekule gotovo se uvijek najbolje opažaju na relativno kratkim radiovalnim dužinama od nekoliko milimetara. Oni tvore osnovne gradivne blokove za veće molekule, a fizička interpretacija njihovih spektara mnogo je jednostavnija nego za veće molekule. Veći molekuli imaju veliko značenje. kako god. jer često posjeduju bogat spektar. i na centimetru i na milimetrima duljine, i čine posebno moćno oruđe za ispitivanje fizičkih uslova u međuzvijezdnom medijumu. Visoka rezolucija je potrebna da bi se definirala raspodjela molekula iz kojih se mogu proučavati načini nastanka i uništavanja nasljedstva. Potrebna je velika osjetljivost za disanje velikih molekula. koji mogu imati malo obilja i druge materije s malim obiljem, poput molekula koji sadrže rijetke izotope. Za visoku rezoluciju i visoku osetljivost potreban je vrlo veliki stecrablc teleskop sa vrlo preciznom reflektirajućom površinom. Takav teleskop ima mnoge druge važne namjene. posebno za proučavanje varijacija spektra i intenziteta kvazara i planetarnih emisija. Takav teleskop nije lako izgraditi, jer ne mora održavati geometriju do tačnosti desetinki milimetara pod uticajem promjenjivih sila gravitacije, vjetra. i toplotnih naprezanja. Mnogo istraživanja je sprovedeno u Nacionalnoj opservatoriji za radio-astronomiju na tako preciznim i stabilnim teleskopima. Novi pristup dizajnu teleskopa, nazvan "quothomology telescope" & # 039, razvio se b & lt - .: n. koja se čini sposobnom za postizanje željenih performansi. Zaista. neki od principa ovog pristupa uspješno su primijenjeni u novom radio-teleskopu od 100 m Ma.x Planck Instituta Fiir Radio - astronomije u Gennany-u. Vrlo veliki radio teleskop koji se preporučuje za promatranje talasnih dužina od t milimetra, vrlo vjerojatno bi bio potpuno upravljivi parabolični reflektor s otvorom od 215 ft. zadovoljavajuće performanse na talasnim dužinama od 3

    90 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA 1970 & # 0391 mm i duže. Troškovi ovog instrumenta nisu tako dobro utvrđeni kao troškovi vu, ali se procjenjuje na milijun SIO. Izgradnja ovog teleskopa pružit će veliku sposobnost u posebno perspektivnom području astronomskih istraživanja i iskoristit će našu tehnologiju prijemnika. zamah i sposobnosti za dizajn i dizajn na polju razvijenom u Sjedinjenim Državama i u kojem je runting najvažniji. VAZDUHOPLOVI, BALONI I RAKETE Osnovni dio svemirskih istraživanja provodi se malim vozilima - avionima, balonima i raketama. Relativno su jeftini i idealno su pogodni za programe posmatranja sa specijalizovanim instrumentima, gdje će nekoliko minuta ili sati uzimanja podataka ispuniti cilj istraživanja. Oni su takođe bili ključni za ispitivanje astronomskih instrumenata za upotrebu u svemiru. Ova su se vozila u prošlosti pokazala neprocjenjivima, a njihovu korisnost u budućnosti osiguravaju stalno povećani zahtjevi za njihovu upotrebu. U vrijeme ozbiljnih fiskalnih ograničenja, smanjenje broja i raznolikosti velikih astronomskih misija u svemiru može se dijelom uravnotežiti pokretanjem mnogo jeftinijih programa koji koriste mala vozila. Oni će možda moći provesti neka istraživanja koja su zamišljena u napuštenim misijama, održavajući tako određeni stupanj fleksibilnosti i vitalnosti u pogođenom polju istraživanja. Naučno razuman tok akcije je povećati finansiranje aviona, balona i raketa kada se planira manje većih satelitskih eksperimenata. Ako se povećaju satelitski programi, prateći porast raketnih istraživanja, s manjim, ali inovativnim ciljevima, dovest će do optimalnog satelitskog dizajna i stoga će imati visoku vrijednost. Do nedavno je rentgenska astronomija u potpunosti ovisila o istraživanju raketa. Izvore rendgenskih zraka otkrili su raketi. a za neke od njih genijalnim raketnim instrumentima izmjereni su prilično precizni položaji. Mjerenja raketa vršena su duri. pomrčina Mjeseca n Rakove maglice otkrila je da x-zrake nisu točkasti izvor. U ovom trenutku rakete se pokazuju ključnim za daljnje proučavanje nekih rendgenskih pojava koje je otkrio rendgenski satelit UhuTV. Otkrivene su neočekivano brze fluktuacije X-zraka izvora Cyg X-1 pomoću satelita, ali budući da se satelit okreće, nije pogodan za praćenje fluktuacija. Rakete su sposobne da ukazuju na izvor poput ovog nekoliko minuta istovremeno, a misije se sada mogu instrumentirati kako bi pružile podatke bitne za bolje razumijevanje Cyg X-1. Budući da se čini da je ovaj izvor samo jedna od nekoliko klasa čudnih rendgenskih objekata, jasno je da će postojati hitna potreba za još rentgenske astronomije

    Rakete Higlt® Prlorfty Program 91 za narednih nekoliko godina - a sasvim sigurno kroz eru Kigh Energy As1ronomical Observatories. Ultraljubičasta astronomija takođe je započela raketama, prvo za proučavanje sunca, a zatim za proučavanje zvezda. Pronađene su razlike između teoretski izračunatih ultraljubičastih zvjezdanih spektara i opažanja rakete. Spektroskopskim posmatranjem na ultraljubičastom zračenju otkriveni su brzi gubici mase vrućih supergigantskih zvijezda. Možda jedno od najvažnijih ultraljubičastih astronomskih otkrića bilo je ono o molekularnom vodoniku u međuzvezdanom prostoru. Danas se glavnina ultraljubičastih astronomskih opažanja provodi sa Orbitirajućom astronomskom opservatorijom. ali instrumentacija u ovom vozilu je relativno neisplativa, iako vraća veliku količinu podataka. Neophodno je dopuniti i obogatiti ove podatke selektivnim raketnim merenjima koristeći širi spektar instrumentacije. Gubitak OAOÂ · B predstavlja ozbiljnu prepreku za ultraljubičastu astronomiju. Ovlašteni program zaključit će se lansiranjem OAOÂC u fiskalnoj 1973. godini. Dugi niz godina program ultraljubičaste astronomije iz svemirskih letjelica vjerojatno će biti skroman, čak i ako budu odobreni novi sateliti poput predloženog SASÂD. U tim okolnostima bit će još važnije da se osigura dodatni program posmatranja raketa na ultraljubičastom zraku kako bi se održala snaga na ovom polju istraživanja. Instrumenti koji se nose u ovim raketama mogu pružiti neka od mjerenja koja bi izvršio OAOÂ · B. Oni će također pružiti priliku da se iskoriste otkrića OAOÂA i OAO.C i pružit će važno istraživanje određenih klasa ultraljubičastih pojava. Nesumnjivo će biti pronađeno mnogo nebeskih objekata u ovim ultraljubičastim studijama za koje će se ispostaviti da predstavljaju važne naučne zagonetke. od kojih se mnogi mogu dalje proučavati i razjasniti pomoću resea.rch pomoću raketa. Infracrvena astronomija sada se u velikoj mjeri oslanja na avione i balone. Iako se nekoliko infracrvenih prozora može eksploatirati sa zemlje, veći dio područja valnih dužina, a posebno daleki infracrveni zrak, zahtijeva platformu za osmatranje iznad većine atmosferske vodene pare. Posmatranja iz balona i aviona dala su važne nove spektroskopske informacije u infracrvenom zračenju o suncu i planetarnoj atmosferi. Promatranja iz aviona otkrila su velike količine zračenja u infracrvenom zračenju iz jezgara aktivnih galaksija i kvazara. Veliki broj jakih infracrvenih izvora u blizini centra galaksije otkriven je tokom istraživanja napravljenih od aviona i balona. NASA pruža platformu za avione za 36 inča. infracrveni teleskop, koji bi trebao donijeti važne nove rezultate. Komitet preporučuje da se izvrši prvo, sirovo, infracrveno istraživanje neba dugih talasa

    92 ASTRONOMIJA I ASTROPIJIJSKE I & # 039 ILI Do danas! 1910. iz balona u bliskoj fururi. U daljem rasponu. za duboko nebo SUf & # 039ey u infracrvenoj mreži vjerovatno će trebati satelitske tehnike, ali one će zahtijevati prethodni program razvoja. Hen

    . u & ampaml astronomija će biti glavni korisnik aviona. baloni i rakete u sljedećih nekoliko) & # 039tars. Solarni rescareh bio je u velikoj mjeri ovisan o uređajima kao i o satelitima iz serije Orbiting Solar Observatory. Ovi imaju produ

    detaljne ultraljubičaste spektre i rendgenske slike. Oni su posjedovali zapovjedništvo u vrijeme solarnih Oaresa. Postoji kontinuirana potreba za dopunjavanjem pokrivenosti sacelita ili sunca posebnim, Oexible. brza reakcija raketnih instrumenata. Stoga su u osnovi sve najvažnije stvari. Kao svemirska astronomija postoje potrebe za malim vozilima: avionima, balonima ili raketama. Troškovi ovih istraživačkih vozila za astronomska istraživanja trenutno iznose 10 miliona dolara na milion SIJ godišnje. Komitet nestrpljivo preporučuje da se potrošnja za taj tip ili preprodaju što brže udvostruči. cijena samo u narednom ch

    godine. SOLARNI PROGRAM Otvaranje ekstremnog ultraljubičastog i rendgenskog područja sunčevog spektra putem ro & ltket i satelitskih osmatranja prouzrokovalo je mnoga nova ponašanja u solarnim istraživanjima tokom laserske decenije. l. u ovom području ili spektru javljaju se dominantne emisije iz solarne korone, gdje se mehanička energija, generirana u solarnoj zoni konvekcije, taloži u obliku ravnomjernog zagrijavanja i kao violenl čak i IS kao što su solarne nare. Apan od saznanja više o eoronskom zagrijavanju i podrijetlu baklji i kosmičkih zraka. euv i rendgenska posmatranja sunca, kao najsvetleg astronomskog objekta, takođe igraju ulogu u vođenju puta ka razumevanju sličnih opažanja negde drugde u svemiru. Orbiting Solar Observatory tOSOI program pokrenut je početkom ili u posljednjoj deceniji. Oso & # 039 pružaju platformu za proučavanje kako raptd događaja tako i sporih varijacija zračenja tokom vremenskih intervala do jedne godine. Postojalo je stalno poboljšanje sposobnosti ili ovih sacelita. Rani oso bini loše vinualno nisu imali prostornu rezoluciju i nosili su samo mali teret. Brzi tehnološki & lt: alni razvoj omogućit će osmom os. biti u posjedu 1973. godine, instrumentima koji mogu pripisati prostornu rezoluciju ili - 1 sekundu ili jesu. usporedivo sa chatom koji se obavlja uz bolje teleskope zasnovane na okruženju. Ovaj proaram ili kontinuirani razvoj i postepeno unapređenje ima J

    Program visokog prioriteta 93 učinio je program oso najuspješnijim i najproduktivnijim od svih astronomskih satelitskih programa. Preporučujemo nastavak ovog programa i izvan trenutne serije oso. kroz oSO · L,. .,, i  · N (po cijeni od S30 miliona svaki), koji će se posjedovati tijekom sljedećeg solarnog maksimuma (1977-1931). Ove osobe će vjerovatno prvi put pružiti prostornu rezoluciju jednaku ili bolju od one najboljih opažanja dobijenih sa zemlje ili balona. Ova poboljšana prostorna rezolucija je od najveće važnosti, budući da iz zemaljskih opažanja znamo da se prijenos energije u hromosferu, baklje i kosmičke zrake, a možda i u koronu, događa na skalama vjerovatno manjim od ili jednakim luku od 1 sekunde . oso. L.,  · M i  · N letjet će tijekom sljedećeg razdoblja maksimalne solarne aktivnosti, s prostornom rezolucijom 10 do SO puta boljom nego što je to bilo moguće u posljednjem periodu. Nosit će instrumente sposobne za analizu svojstava bljeskova i aktivnih područja u spektralnom području od 3000 A do vrlo energetskih x zraka ispod 0,1 A. Sasvim je razumno očekivati ​​da će ova zapažanja rezultirati značajnim povećanjem našeg razumijevanja slojeva sunca iznad fotosfere, sunčeve aktivnosti i sunčevih zečeva. Ovaj kontinuirani program oso, zajedno sa proširenim programom solarne rakete o kojem se govori u preporuci za svemirsku astronomiju, zamišljamo kao osnovnu kost solarnog programa. Međutim, od najveće je važnosti da poboljšana posmatranja iz svemira idu paralelno s poboljšanjem i proširivanjem promatranja sa zemlje. Sunčeva fotosfera, koja se najbolje uočava u vidljivom i bliskom infracrvenom zračenju, otkriva većinu izvora unosa energije u hromosferi. i eorona u obliku granulacije, magnetnih struktura i mehaničkih pokreta. Koronagrafi, eksperimenti pomračenja, predviđena promatranja dalekovodnih infracrvenih linija rekombinacije i radio-promatranja pružaju relativno jeftine načine za promatranje ostalih aspekata gornje atmosfere sunca. Stoga preporučujemo kontinuirano ažuriranje postojećih zemaljskih i vazduhoplovnih objekata i izgradnju malih specijalizovanih teleskopa za vidljivi i infracrveni spektralni region (po cijeni od oko Sl. O miliona godišnje). Ovo ažuriranje uključuje poboljšano otkrivanje, čuvanje i analizu slika, kao i poboljšanje kvaliteta slike usavršavanjem teleskopa i odabirom lokacije. Za proučavanje interakcije sunčeve · Oare plazme s magnetskim poljem i plazmom vanjske solarne korone, predlažemo izgradnju relativno jeftinog multifrekventnog metričkog i dekametarnog radioheliografa s umjerenom (I -5 min luka) prostornom rezolucijom (pri trošak od oko 1,5 miliona dolara). Troškovi programa tokom naredne decenije iznosiće 90 miliona SAR za oso.L.  · M. i .Nand SIO.Milion za zemaljske objekte.

    94 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA 1970. GODINU TEORIJSKA ASTROFIZIKA I RAČUNARSKI ZAHTJEVI Fizička teorija je uvijek igrala presudnu ulogu u astronomiji - od razdoblja kada je Newtonova teorija gravitacije osigurala uzdizanje planetarnih orbita do danas. kada teorija nuklearne reakcije obećava objasniti sintezu hemijskih elemenata u eksplozijama supernove. Bilo koji uravnoteženi program za napredak u astronomiji nužno sadrži vitalni, iako relativno jeftin, program teorijskog istraživanja. Mnogo teoretske astrofizike danas se bavi izgradnjom modela. U ovoj vrsti aktivnosti, fizikalni principi utemeljeni u laboratoriju, uključujući one kvantne teorije, nuklearne fizike i fizike plazme, koriste se za izgradnju matematičkog modela vidljivog astronomskog objekta, poput zvijezde, galaksije ili čak cijeli univerzum. Relevantne jednačine su. obično su složeni i nečuveni i moraju se riješiti na računaru. Rezultirajući modeli se zatim upoređuju sa zapažanjima kako bi se popravili parametri modela, poput mase zvijezde ili slučajnih brzina zvijezda u galaksiji, i kako bi se pokazalo kako model treba poboljšati da postigne slaganje sa zapažanjima. Izgradnja modela je u osnovi jedini način za koji je poznato da pretvara tok fotona koji ulaze u teleskop u fizičku sliku onoga što se događa. Teoretski astrofizičar tako stoji na visini fizike i astronomije. Loš kontakt sa fizičarima je presudan ako se trenutni događaji moraju pravilno uključiti u model. Stalna interakcija sa posmatranim je od ključne važnosti ako se teorijski rad želi usmjeriti u najproduktivnije smjernice za tumačenje prirode i ako se posmatrački rad usmjeri na najteorijski najznačajnija pitanja. U nedavnoj prošlosti sve je veće istraživanje dinamičnih stanja. Teorija evolucije zvijezda može se u velikoj mjeri konstruirati iz niza statičnih zvjezdanih modela, ali u posljednjoj fazi života zvijezde - na neki način se najzanimljiviji jedan događaj događa vrlo brzo, uz gravitacijski kolaps i igranje izlaznih udarnih valova vitalna uloga. Za rekonstrukciju ovih pojava od vitalne je važnosti simulacija dinamike u računaru. Dinamičko modeliranje igra sve veću ulogu, od zvjezdanih eksplozija do međuzvjezdanih udarnih valova do spiralne strukture galuija. Takvo je modeliranje za redove veličine dugotrajnije od statičkog, pa su potrebni fasttr računari s većim memorijama. Primarni primjer uspjeha ove aplikacije je modeliranje el & ltplozije supernove, u kojem se detaljno prati napredak udarnog vala, a u svakom vremenskom koraku prati mreža od oko 100 nuklearnih reakcija. Rezultat je predviđanje obilja hemijskih elemenata. što se čini da se izuzetno slaže sa zapažanjem.

    Ptogram High-1 + / orlty 95 Srodna aktivnost je teorijski rad u dinamičkoj astronomiji - primjena Newtonovih jednačina kretanja (s malim relativističkim korekcijama) na položaje planeta i satelita Sunčevog sistema. Ovdje je problem izračunati orbite koristeći interakcije između svih tijela kako bi se izvukle precizne vrijednosti za parametre sistema, uključujući mase uključenih tijela. Nedavno je takav rad pokazao svoju vitalnost pružajući izuzetno vazdušna i zemaljska kretanja zemlje za upotrebu u smanjenju optičkih posmatranja pulsara. Bez ovih preciznih položaja (oko J0Â8 udaljenosti od sunca) ne bi bilo moguće koristiti precizna optička mjerenja vremena, koja zahtijevaju korekciju vremena putovanja svjetlosti unutar Sunčevog sistema. Stoga bi bilo nemoguće zaključiti o postojanju naglih promjena u periodu Rakovog pulsara, koje su protumačene kao posljedici potresa u kori neutronske zvijezde. Takvo je jedinstvo astronomije, starog i novog. Vjerujemo da je povećanje napora na univerzitetima, gdje postoji snažna interakcija teorijskih astrofizičara i s promatračima i sa fizičarima, najbolji način za optimizaciju rezultata u teorijskim istraživanjima. Predlažemo poseban naglasak na relativističkoj astrofizici, evoluciji zvijezda (posebno ranoj i kasnoj fazi), izvođenju fizičkih podataka potrebnih za konstrukciju preciznih zvjezdastih modela (uključujući izvore neprozirnosti, brzine proizvodnje nuklearne energije, teoriju konvekcije i jednadžbe stanja) i teorijsku međuzvjezdana fizika i hemija (uključujući teoriju čvrstog stanja zrna, molekularne i atomske presjeke i vjerojatnosti prijelaza, teoriju mazera i fiziku plazme međuzvjezdanih plinova i magnetskih polja). Interakciju između relativno izoliranih teorijskih grupa treba povećati kad god je to moguće, na primjer, između grupa koje rade na unutrašnjosti zvijezda, zvjezdanih atmosfera i promatračke zvjezdane spektroskopije, između teoretičara plazme i astrofizičara koji rade na procesima zvjezdane i međuzvjezdane plazme, te između kemičara i astronomi koji rade na molekularnoj astronomiji. Treba povećati podršku za teorijsko i eksperimentalno proučavanje presjeka atomskog i nuklearnog sudara i vjerovatnoće prijelaza, vodeći računa da se ovaj rad smjesti u nekoliko neovisnih grupa kako bi se povećala efikasnost unakrsne provjere. Uglavnom, to se može postići podržavanjem fizičara na univerzitetima gdje postoji aktivna astrofizička grupa koja može biti korisna u utvrđivanju prioriteta za eksperimentiranje i proračun. Preporučujemo da u određenim područjima spektroskopije folije snopa i nuklearnih presjeka niske energije Američka komisija za atomsku energiju lAEC) razmotri podršku grupama koje koriste postojeće objekte za ovaj posao. Potrebna su sredstva za povećanje pojedinih univerzitetskih istražitelja

    96 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA 1970. GODINE njihovi napori koriste se vrhunskim univerzitetskim računarima koji su dostupni. Fondove koji su dostupni za izračunavanje uglavnom treba povećati. Teoretski astrofizičari i dinamični astronomi prelaze u eru kada će za rješavanje dinamičkih problema biti potrebne maksimalna brzina i raspoloživi kapacitet za pohranu, ali mnoga univerzitetska i nacionalna računala nisu jednaka ovom zadatku, a odabrana bi trebala biti nadograđena. Uz to, najsavremeniji računari u agencijama usmjerenim na misiju, poput AEC-a i I & ltASA, bili bi izuzetno korisni ako se mogu razviti sredstva za njihovo honorarno korištenje. Dodatna sredstva potrebna za prvorazredne aktivnosti na ovom području nisu trivijalna - možda SS milioni godišnje. Potrebno je poticati teoretsku atmosferu u nacionalnim opservatorijama. Rezultat istraživanja bio bi optimiziran povećanjem dostupnosti teoretičara u nacionalnim centrima. Da biste uspjeli, bitno je pronaći visoko kvalificirane svestrane pojedince kao posjetitelje ili osoblje. Takav cilj uključuje poboljšanje računarske opreme, prema potrebi, kako bi opservatoriju učinili privlačnom kako za teoretičare koji borave, tako i za goste. Treba poticati zajedničke aktivnosti između programa fizike i astronomije na univerzitetima. Zbog bliskog odnosa teorijske ast.rofizije i sa fizikom i sa opservacionom astronomijom. produktivnost opslužuje svaki mogući način saradnje. uključujući. u nekim slučajevima. spojeni odsjeci, zajednički akademski programi. i zajednički sadržaji. Najvažnije je da studenti doktorskih studija astronomije prođu što temeljitiju obuku iz fizike. i s tim ciljem. trebaju biti dizajnirani posebni seminari. Predložen je Nacionalni institut za teorijsku astrofiziku. pružiti fokus za teorijska istraživanja, promovirati razmjenu između astrofizičara iz različitih podzemnih polja i između astrofizičara i drugih naučnika i pružiti poticajnu atmosferu postdoktorantima prije nego što prihvate stalna imenovanja. Prijedlogom panela za teorijsku astronomiju financirao bi se institut po godišnjoj stopi od približno 750.000 USD na određeno vrijeme od sedam godina. Institut bi imao nekih šest stalnih članova. sa izvanrednim naučnikom kao rediteljem. i nalazio bi se na atraktivnom mjestu u blizini istraživačkog univerziteta i u blizini grupe astronomskih promatrača. Poseban naglasak bio bi na p015tdoktorskim i posjetiteljskim imenovanjima. i u skladu sa potrebom da administrativni i drugi troškovi budu niski. statf i privremeni objekti podrške bili bi strogo ograničeni. Komitet se slaže sa panelom u preporuci za institut. Ipak. to vjeruje iz pragmatičnih i povijesnih razloga. glavna snaga teorijske astrofizike vjerovatno će ostati na univerzitetima. Tamo može imati

    Program visokog prioriteta 97 najviše utječe na £ 1 na obrazovni proces i na mladiće iz široke raznolikosti porijekla i područja interesa. Institut. ako je postavljeno. treba ojačati. ne takmičiti se sa. univerzitetske grupe. Naglasak na interakciji banskih grupa. o finansiranju mladih. i na umjerenom budžetu. whi & lt: h će biti dovoljno ako je osoblje i računarska oprema ograničena, u skladu je s ovim ciljem. Preporučujemo. u tu svrhu, ako se uspostavi institutski program postdoktorskih stipendija. može se koristiti i u svrhe koje nisu odmah povezane sa & quotendance-om na institutu. uključujući putna sredstva za posjete drugim institucijama i troškove računara u matičnim institucijama ili drugim objektima. Iako postoje prednosti u takvom stalnom institutu. preporučujemo to kao prvi korak. treba razmotriti manja sredstva za ljetni institut. Takav zavod ne bi imao stalno zaposleno osoblje osim direktora i zauzimao bi iznajmljeni prostor na jednom od niza mogućih mjesta koja bi se mogla pokazati atraktivnim. Ne bi se osigurale nikakve računske olakšice, a sva sredstva osim najamnine i minimalni administrativni troškovi trošili bi se na putovanje i dnevnice za nekoliko starijih i veći broj mlađih ljudi. Vjerujemo da bi na konačne planove mogućeg stalnog instituta povoljno utjecalo jednogodišnje ili dvogodišnje iskustvo s takvim ljetnim institutom. I Teoretska astrofizička komisija i Commi & quotee opširno su se hrvali s problemom s kojim se teorijski astrofizičari, zajedno s drugima u svim područjima teorije, sada suočavaju u svojim potrebama za vrlo velikim računarom. Naš zaključak može se smatrati sugeriranjem nečega za evel & # 039) -one. Vjerovatno smo u stanju tranzicije iz faze u kojoj su veliki univerzitetski centri opće namjene bili optimalni u fazu kada će potrebe mnogih različitih istraživačkih grupa dijeliti mnogo veća računara putem sofisticiranih veza za komunikaciju podataka. Razumijemo da su kvantni kemičari smatrali nacionalnim centrom s računalima velike snage. sveobuhvatna softverska biblioteka. i osoblje računarski orijentisanih teoretičara. sposoban za druge vršiti velike proračune tipa usluge. Potrebe Programa za globalno istraživanje atmosfere sugeriraju da bi međunarodna mreža velikih računara bila poželjna. Na kraju će biti potrebno da naučnici procijene ove zahtjeve i razgovaraju o problemima nacionalnog računarskog sistema. maksimalno iskorištavanje postojećih objekata ili potrebnih za proračune u industriji. svemirski program, vremenska prognoza. i dizajn reaktora, među ostalim. Potrebe astronomije treba uzeti u obzir kada se raspravlja o takvom opštem nacionalnom računarskom sistemu. Teoretska astrofizika je rastuće polje koje uključuje mlade astronome i fizičare sa širokim spektrom interesa. Brzina modernih računara omogućava konstrukciju modela atoma. zvijezde.

    98 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA 1970-te i galaksije i za proučavanje dinamike Sunčevog sistema ili svemira. Alati teoretičara, osim za velike računare. su jeftine. Pa !! C1 & # 039n za bes! spektar računarskih rasilija! nacionalnim i lokalnim. muza i dalje biti â € ¢ & # 039Naručena. Preporučujemo inCTeased program od oko milion SJ godišnje. Za teoretičara. putovanje. ko uspostavlja nove kontakte i udružuje ljetne institute. izvodi spcc: ial funkciju. Interdisciplinarno istraživanje posebno je učinkovito i nije skupo. Teoretičari rade u malim institucijama. često na fakultetima ili u univerzitetima bez velikih objekata. n ASTRONOMIJA OPTIČKOG PROSTORA - VODEĆI DO VELIKOG PROSTORNOG TELESKOPA Neki od najdalekosežnijih dodataka našem kn

    Â · izbočina svemira dogodila se tokom prve polovine ovog stoljeća razvojem asuonomkalne speetroskopije i njenom upotrebom velikim teleskopima. Tokom tog vremena spektroskopska analiza planetarnih atmosfera. sunce, stan. a medij intersce11ar donio je pojašnjenja u našem razumijevanju ili ove predmete. Od jednakog je značaja bila spektroskopska galaksija StUdy ili extC1 & # 039nal, što je dovelo do otkrića SCOTIC-a SCOTIC-a (CTCUO of Spec! R ()) s daljinom i realiuriona da živimo u svemiru koji se raširio. Kroz ovaj razvoj. ukronomi su bili itekako svjesni činjenice da su njihove analize .. & # 039ostavljene nedorečene i probne. jer su mnogi podaci koje bi oni željeli dobiti bili u nepristupačnom ultraljubičastom antenu valnih duljina. Spektroskopske informacije o mssingu sadrže dvije klase: jedna su spektralne linije u ultraljubičastom zračenju zbog elemenata i faza ili jonizacija elemenata koji nemaju linije u vidljivom području spektra: druga je opći oblik spektra u ultraljubičastog i njegov odnos sa raspodjelom emitirane energije u vidljivom i infracrvenom području talasnih dužina. Ultraljubičasto posmatranje c. Može se vršiti samo iznad atmosfere. Tokom posljednjih godina IS tehnološke barijere protiv takvih promatranja progresivno su srušene. Rockel obsC1 & # 039Ventiranje sunca i zvijezda rezultiralo je brojnim važnim otkrićima u vezi sa ultraljubičastim spektrom ruma najsvjetlijih objekata koji su rizični u svemiru. U isto vrijeme. otkriće kvazara. neki od njih sa velikim Spec! r () skopskim crvenim pomacima. ima pi & # 039OYided sredstvo .. ¢ ovime se ultraliolna emisija iz ograničenog broja predmeta može proučavati na tlu. jer je svjetlost izvorno emitirana u ultraljubičastom svjetlu preusmjerena u rizično područje spec! ruma.

    Tilt H / tlt-I & # 039Worlty Pro, .m 99 ll “auj € € obj“ koji emitiraju ultraljubičastu lipt, takođe su vjerovatno 10 emil vidljivih li & ampll. nije se očekivalo da je potpuno n. klase predmeta bi bile podijeljene. NevertMlas. tamo ha. su brojna važna otkrića koja su otkrila IM svojstva u ultraljubičastom zračenju nekih od objekata koji su prethodno proučavani u tM viJiblt: I. & # 039Ultraljubičaste rezonantne mrlje u oa-tain ranim ly lype nelarnim aijanima pokazale su da vlastelinstvo izvire iz lheoe stana brzinama reda veličine 1000 km u sekundi. sa ukupnim gubicima mase reduciranim od reda do solarne mase godišnje. 2. & # 039 Ispostavilo se da je izumiranje ultraljubičastog svjetla međuzvezdanim medijem različito od predviđenog na osnovu zapažanja izvršenih u vizuelnom području. Postoji istaknuta apsorpcijska karakteristika ncar 2200 J. i postepeni porast izumiranja prema kraćim talasatima. Ovi rezultati vode ka opsežnim misijama naših ideja koje prikazuju tM karakter međuzvjezdanih zrna. i najznačajnije! KC značajnih varijacija ovih karakteristika U različitim tavama interstelarnog medijuma može se zaključiti da pojedinačni stan može umnažati tMlr u terstdlarnom okruženju. 3. Utvrđeno je da MOOiplaxles emituju više zračenja u tM kraćim ultraljubičastim talasnim dužinama nego što bi se očekivalo na osnovu tMir očiglednih c: olor temperatura na vidljivom rqionu. 4, Pronađeni su oblaci Hydroeen Loree - urTOUndlng tM nedavni svijetli c: ome1S Tago-Sato-Kosaka i Bennett. Čini se da takvi oblaci laree c: zamjenjuju četvrtu ma> o & lt strukturnu komponentu c: ometa. S.Široka karakteristika apsorpcije na). 2550 je otkriveno u čovjekovom spektru, vjerovatno zbog ozona. Program Astronomske opservatorije u orbiti postaje istinsko nacionalno postrojenje za astronome. Na prvoj

    OAO. desetak grupa astronoma promatralo je približno 100 objekata. & # 039OAO · C treba imati c: izuzetno veliku obsenlnu sposobnost. i c: trenutno ne bi trebao biti od velike koristi za astronomski c: ommunhy throup IM pcst · obesni & lt program. & # 039Proeram Orbiting Astroncmic Observatory ima. nažalost, obilježila ih je tragedija. Prvi i treći lanci bili su neuspjesi. fintthroup se muči - sa bankrotom. a treći kvar na lansirnom vozilu. Nakon pokretanja sistema O · C. tMr & lt nisu daljnji autoriz.cd proerami u svemirskoj ultraljubičastoj astronomiji. Trenutno se ne finansira nijedan satelit sposoban za obavljanje srednjih spektralnih i prostornih posmatranja na ultraljubičastom zračenju. & # 039Krajnji cilj programa ultraljubičaste astronomije trebao bi biti

    100 ASTRONOMIJA I ASTRO FIZIKA ICS I & # 039OR Do 1910. godine: razvoj Nacionalne svemirske opservatorije koja sadrži veliku difrakciju, ograničeni teleskop, sposoban za rad u infracrvenom i vizuelnom području kao iu ultraljubičastom zračenju:. Uzbudljiva uloga koju bi tako veliki svemirski lclcscopc (LST) mogao igrati u astronomiji tokom decenija do rima je nesaglasna u 1. završnom odeljku ovog poglavlja. Nominalni aprlure lhal je korišten u stud .. UT-a je 120 in. Takav instrument okretnih problema koji su najvažniji astronomski značaj i za koje je malo vjerojatno da će se ikad riješiti pomoću tla

    instrumenti na bazi. Možda bi čak veća važnost od njegove ultraljubičaste sposobnosti bila visoka ugaona rezolucija takvog teleskopa. Turbulencija u atmosferi ograničava rezoluciju ugla koja se može dobiti velikim teleskopima na ekvivalentni ol & # 039 koji se može dobiti teleskopom otvora 12 inča, iako je moć galiranja većeg instrumenta superiornija. U vidljivom području, L bi imao ST kutnu rezoluciju bolju za faktor 10, što znači da bi se jedan element razlučivosti promatran uzemljenim teleskopom mogao podijeliti na 100 rezolucijskih elemenata s uT . Kutna rezolucija u ultraljubičastom zraku bila bi još bolja za faktor ncar 2. Jedan od rezultata ove visoke kutne rezolucije trebala bi biti sposobnost promatranja zvijezda i zvjezdanih objoa: skoro deset puta veći od di & gttancc na kojem takvi objekti sada mogu biti proučavan sa 200 inča. telesropc. Tt.e LST bi trebao dovesti do mnogo boljeg razumijevanja najosnovnijih problema u kosmologiji. kao i širokog spektra astronomskih problema koji su uglavnom prisutni, a koji su procijenili zemaljski astronomi. Prije pokretanja takvog LST-a bit će potrebna velika količina tehnološkog usavršavanja. Bilo bi poželjno testirati novu 1 tehnologiju, ne samo Chrough raketne instrumente za ultraljubičaste studije, već i kroz konstrukciju i let srednjih instrumenata. Na primjer. difrakcijski ograničeni svemirski teleskop od oko (& gt () in.) imao bi izuzetno korisnu svestranost i sposobnost koja bi se počela približavati onoj na samom csaru. Sada je tehnički izvedivo izraditi takav instrument i bilo bi korisno da u svoj dizajn uvrsti rezultate novog tehnološkog razvoja namijenjenog LST-u. Ipak, nijedan visokokvalitetni veliki teleskop nije u trenutnoj fazi planiranja:. Odbor vrlo snažno preporučuje da se energičan program zahtijeva u ultravijoličnoj astronomiji. program treba usmjeriti ka krajnjoj upotrebi 1ST & # 039. Treba pokrenuti jedan ili više instrumenata intennedi.ate, dizajniranih za testiranje tehnologije urina i vraćanje velike količine podataka od ogromne vrijednosti astronomskoj zajednici. Ako će doći do produženog kašnjenja između lansiranja OAO.C i prvog od ovih međuinstrumenata, tada je najpoželjnije pokretanje privremenog ultraljubičastog teleskopa. ili OAOÂ · B ili manji instrument u malom Ascronon & # 039y satelitu.

    The Hlgh ​​· Prlorlty Progrom 101 Program za ultraljubičastu astronomiju koji je & quot; # 039e iznio je velik. vodeći, kako bi na kraju i trebao. prema velikom spaee teleskopu kao majoc prosramu za naredne dvije decenije astroncmije. Unutar toga postoji i jedna mogućnost da pruži široku kompromisnu mogućnost sklopljenosti malih i malih operacija i većih instrumenata. Ako ne uspijemo otkloniti najveći ograničeni difrakcijski instrument uskoro. tada je potreban mnogo energičniji program rakete i ultraljubičastog i infracrvenog teleskopa srednje veličine kako bi se izbjegao gubitak svih prilika u ovom aru. Ako, kako se čini vjerovatno. 120 · in. mora se odgoditi do sredine 1980. godine. the 6Q.in. difrakcija · ograničena tcleseope važan je prototip. dajući i dragocjeno iskustvo i važne naučne rezultate. Troškovi nastavka ultraljubičastog satelitskog programa tokom naredne decenije na približno trenutnom nivou potrošnje (SJS milion po ycor) iznose SJSO miliona. VELIKI CENTIMETARI · TALASNI PARABOLOID Veliki paraboloidi koji se mogu uočiti bili su osnovni instrument radio astronomije. Za nekoliko minuta. moderna radio antena može se pretvoriti iz jednog frekvencijskog opsega u drugi. i njegov način rada može se promijeniti od polarimetrije do spcctroseopy-a na Dickovom prekidaču. Čak i velike promjene: u primanju opreme. suth kao instalacija mazera i ostalih rashladnih pojačala ili instalacija radarskih odašiljača. uzeti samo nekoliko hoorova. Ova svestranost donijela je bogate naučne dividende. posebno u proučavanju vremenskih varijacija radio kiselina. U spektrografskim studijama međuzvjezdane sredine. i u proučavanju polariiona radio izvora. Veliki upravljivi paraboloidi osnovni su elementi u nedavnom razvoju & # 039 & # 039ery-long-baseline interferometrije CVLBU. u kojem je moguće proučavanje strukturiranog radio izvora do ugaone rezolucije veće od 0,001 sec luka. Imaju geodetske primjene. Svaki veći instrument ima, u prvih nekoliko godina rada. proizvela nova otkrića. Čak i skromno povećanje veličine daje iznenađujuće prednost: lge. bt (iskoristite erekcijsku osjetljivost za promatranje u određenom vremenskom periodu. varira u zavisnosti od četvrte snage promjera. Dodatna ad vantaae je sloboda s Oexible instrumentom. provođenje povremenih špekulativnih programa. Nedavni eksploziv rast neispuštanja novih molekula u unutrašnjosti zvijezda pruža bivši primjer, IU je nova podgrana astronomije - hemija spac & amp - ojačala da raste. Izbor veličine instrumenta i njegove talasne dužine (određuje precizno je proučena. Instrument čiji je promjer približno 440 ft v. & # 039Ould predstavlja značajan nep izvan bilo kojeg postojećeg ili planiranog steerablc-a

    102 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA Paraboloid 1970-ih. i čini se da je jelo koje dobro funkcionira pri 2 em i korisno je s donekle smanjenom efikasnošću na valnoj duljini od 1 cm u potpunosti u skladu sa sadašnjom inženjerskom praksom

    . Najveća uporedna antona. na 100 m teleskopa Cormanyevog instituta Max Plancka. je zapravo samo SS.m teleskop u talasnim dužinama kraćim od 6 em. Tako projicirani instrument ima tri puta veću sposobnost promatranja na svim talasnim dužinama, a na valnim duljinama od 6 em i smalkr-äer šest puta veću sposobnost promatranja. Posebno atraktivna karakteristika novog paraboloida je njegova komplementarna uloga s našim predloženim teleskopom milimetarskog vala. Jednostavni osnovni molekuli poput CO, CN. i CS imaju spektre koji leže u milimetarskom području talasa, dok su veći. kvazi-organska jedinjenja kao što su metil alkohol, formaldehid, cijanoacetilen. i mravlja kiselina imaju spektralne linije u pojasu od 2 do 30 em. Mnogi veći molekuli i amonijak. posjeduju linije koje se mogu primijetiti s bilo kojim sistemom, iako bi mu ugaono uglavo rješavanje problema teleskopa 440-fi dalo prednost za određene probleme. Veliki paraboloid centimotornog vala sigurno bi poslužio kao čvorište mnogih programa za promatranje VLII, a njegovo veliko područje samo bi inertiralo klase predmeta dostupnih za proučavanje. Zajedno s ostalim velikim paraboloidima svijeta. stntcbing iz Australije u Sovjetski Savez. sadašnja zapažanja bližih, bri & ampht predmeta proširit će se na kvazanske i radio galaksije koje su daleko udaljenije i slabije. Radarska sposobnost novog instrumenta takođe bi bila impresivna. Izuzev Plutona. sve planete i veći mjeseci Jupitera i Saturna nalazili bi se u dometu njegovog 6-cm radara, dok bi znatno pojačani odnos signala i šuma omogućio radarskim astronomima da detaljno proučavaju površine Venere i Marsa, poboljšavajući efikasnost svemirskih misija na te planete. Procijenjeni trošak takve instalacije. uključujući telcsonpe. otkup zemljišta, razvoj lokacije, kontrole, računari, radiometri i radar, iznosili bi približno SJS miliona. Neke bi se ekonomije mogle postići ako se zajednički uređaji za podršku koriste drugim instrumentima, poput vrlo velikog niza ili velikog telemetra milimetarskog vala. Operativni troškovi bili bi 3,5 miliona S3 godišnje nakon završetka. ASTROMETRIJA Uspostavljanje sistema zvezdanih položaja zasnovanih na apsolutnom inercijalnom sistemu je od suštinskog značaja, a sistem ispravnih pokreta treba da bude određen u odnosu na takav inercijalni okvir.

    1M HiiJt · l + forlty. m 103 Srednji propu modoni slabih zvijezda su od temeljne važnosti za proučavanje neobičnih zvijezda pronađenih u galutskom oreolu. Mnogi zanimljivi objekti u oreolu nalaze se između I i 5 lqx od ravnine plactk. i ..en sa brzim razmakom: em (l (joni elttrmle halonara, thdr kutni vlastiti m (l (ioni su mali - otprilike 0,25 sek luka: pu godina. Mondoni se moraju odrediti ... visoka visoka indmdualna tačnost) . To zahtijeva da se inercijski okvir odredi na oa: uratnost od najmanje 0,005 sek luka godišnje Idealno bi bilo da tačnost bude nekoliko puta veća.Ooe vrsta osnovnih podataka koje astronomi mu $ 1 imaju je udaljenost od objekta koji se proučava . Zanimljivi su objekti na velikim udaljenostima, koje se mogu kalibrirati uzastopnim koracima ako objekti sličnih karakteristika u blizini imaju tačna mjerenja udaljenosti. Osnovna metoda m0 $ 1 koristi preciznu trigonometrijsku paralaksu - anaularno pomicanje zvijezde uzrokovano zemljom & # 039s kretanje oko sunca. Ove paralele su okosnica zvjezdane skale udaljenosti. Traže se za slabe zvijezde u blizini sunca i za bri & ampht zvijezde u širem dittanc-u. Nedovoljan broj trigonometrijskih paralaksa na jugu hemisfera će smanjiti beoefiu laraer objekata koje su tamo izgradile Sjedinjene Države i Europa.u n zemljama. Zvijezde morine paralelne u prostoru izgledaju kao konverac. OBAVEZNO perpektivnih efekata ova metoda obezbeđuje pojedinačne udaljenosti za obližnja zvjezdana jata. Vanjske paralakse treba proširiti na južnu hemisku sferu i na slabije klastere na sjevernoj hemisferi. Za ostale udaljene tipove zvijezda, mU51 koristimo akumulirani zanos koji pruža moon jona sunca kroz svemir, koji predpostavlja da se 5tari bacaju pod kutnim brzinama proporcionalnim njihovoj paralaksi. Takve grupne ili sekularne paralakse često su jedina moguća mjera udaljenosti za moSII.zanimljive zvijezde velike svjetiljke. Oni direktno zavise od tačnosti osnovnog sistema pravilnih pokreta. Teorije zvjezdanih unutrašnjosti imale bi zvučniju osnovu kada bi se mogao osigurati dovoljan broj paralaksa i maski obližnjih zvijezda i jata. To bi trebalo uključivati ​​interesne i važne objekte poput brzih varijabli. sjajno blistavi B Slars. plaoeta. y ncbulu, hoi sub-r patuljci, jarko bijeli patuljci i hladni crveni d

    nerate zvijezde. Uspostavljanje stvarnog dijaarama temperaturne sjajnosti za zvijezde poput sunca i slabijeg svjetla je CSJeDtial za određivanje udaljenosti do & amplobularnih ciU5tera i sjaja zvijezda RR Lyrae. Za ova važna određenja kombinacija trigonometrije. clu5ter. sekularne paralakse. i sve (

    moraju se koristiti slične metode. Nedavno. pojavila se mogućnost otkrivanja pratilaca male mase nelinearnošću kretanja obližnjeg zvjezdastog udara

    h prostora. Najavljeno je nekoliko pratilaca koji imaju masu poput te

    104 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA 1970 & # 039o Jupiter - ili čak niže vrijednosti. Ovi astrometrični binarni farovi su proučavani. zapravo u vrlo malo institucija. dugo će trajati da bi se postigli rezultati, a opet će nam pružiti jedinstveni diRe! dokaz o postojanju drugih planetarnih sistema sve dok se radio komunikacija s nekih od njih na kraju ne može povratiti. Promjene perioda otkrivene u pulsanu su temeljne za teoriju neutronskog stana. Ipak, posmatranje ovih promjena nije bilo detaljno. koju obećavaju neizvjesnosti u tako pretpostavljenim dobro poznatim temama kao što su orbite planeta oko sunca i mase planeta. Kretanje Zemlje oko težišta ili Zemljine Mjeseca S) & # 0391tem je uočljivo u preciznim opažanjima radio pulsara. Planetarne orbite Jmpro & # 039lcd su potrebne da bi se u potpunosti iskoristila ova tehnika. Slično tome, tehnika vrlo duge bazne linije interferometrije zahtijeva preciznu geodeziju i tačno mjerenje vremena. Potrebno poboljšanje i ekstenzija astrOmetrijskih mjerenja za tumačenje gore pomenutih problema u konačnici počiva na promatranjima malih astrometrijskih instrumenata. Stoga preporučujemo konstrukciju dva automatska tranzitna kruga. tri fotografske zenitne cijevi, tri astrolaba. i tri automatska mjerna motora, kao weU kao modernizacija ili nekoliko postojećih teleskopa sa dugim fokusom. opremu koja će se nalaziti geografski kako bi se omogućila sistematska promatranja i na sjevernoj i na južnoj hemisferi. Na preciznost postignutu ovim rundamentalastrometri & lt: instrumenu bas jedva da je uticala moderna elektronska tehnologija (u. Pt za tbe vremenski funetlon). Međutim, modemska tehnologija ili automatsko mjerenje zapravo su uspješni. i r preporučujemo. zajedno sa nekim ili klasičnim manjim teleskopima gore spomenutim. dio ili naš osnovni program. Procijenjeni trošak ovih malih instrumenata je 56,4 miliona. IZVAN PREPORUKA Nakon završetka detaljne studije o državi ili našoj nauci i davanja naših preporuka u okviru nedavnih dostupnih sredstava, smatramo da je važno razgovarati o tome. u određenim oblastima, koje dodatne programe naša nauka zahtijeva da bi u potpunosti odgovorila seientičkim izazovima s kojima se suočava ... & # 039e. Stoga smo preispitali rukovoditelje koji će biti dostupni u desetljeću i tbe tehnologk: saveznici koji su izvedivi i poželjni projekti koje su proučavali tbe paneli. Koja područja su & quot & quot & # 039 isuviše, zbog čega su smanjena, smanjena ili smanjena, uglavnom zbog.e ili finansijskih ograničenja? Koliko nismo propustili da preporučimo ili hitne potrebe naših tehničkih panela?

    H / xh · l & # 039rlorlty Pro, .m lOS Larg & lt & # 039 svemirski teleskop Bez ikakve sumnje. najveće i najuzbudljivije područje je izvedba i lansiranje velikog svemirskog teleskopa u..sn. za visokotehnološku otopinu u normalnom i ultraljubičastom spektralnom području. moguće uz opskrbu i održavanje s posadom (npr. „uz pomoć svemirskog broda). Ovaj razvoj može se energično poduzimati samo na nivou budžeta za astronomiju i fiziku koji predstavljaju c: nenadmašan rast tokom oraha. Koncept LST zasnovan je na dva glavna iskorištavanja orbitalnog okruženja. Prvo, ogledalo - promjera od 60 do 120 inča. ovisno o raspoloživoj fundo-volji c: u potpunosti u intervalu talasnih dužina od 1000 A (eutoH & # 039 nametnut međuzvezdanim slabljenjem) do 10.000 A (ili 13 sati). sa znatnom korisnošću do 1 mm. čime pokriva čitav ultraljubičasto i infracrveno područje koje nije dostupno sa zemlje. kao i optički prozor. Velika površina sakupljanja i visoka ugaona rezolucija u cijelom ovom rasponu pružili bi nenadmašnu svestranost. Ali važnija dimenzija LST-a je preciznost, tona njegove slike u ultraljubičastom i optičkom opsegu. Na tlu, d & ltlet & ltrious efekti atmosferskog viđenja razmazuju sliku u jednoj ili m6re sekundi: čak i kod izvrsne. To znači da je opseter & quottc1 uporedio sliku tarenog objekta sa tbatom noćnog neba (uključujući ba & ltkground galaktičku svjetlost, zodijakalnu svjetlost i zračenje) u uporedivom čvrstom kutu. Ako 120 in. t & ltlcs & ltope mogu biti dizajnirani da postignu ograničenje difrkrona na SOOO A. nastala bi slika mala u luku od 0,04 sek u dijametru & ltr. Ako je slika O. L sek luka može se postići u praksi, zračenju noćnog neba. koji ima tendenciju da zakloni imago slabog objekta, efektivno se smanjuje raktorom od 1 () 0 - pet magnitude pojačanja osetljivosti u odnosu na zemaljski instrument, sondu koja se može uporediti. Postoji dodatna korist od činjenice da tel & ltscope radi iznad alrglow sloja i, naravno. tačke ne sumpore od atmosferskog slabljenja. 11 bi trebalo biti moguće promatrati do prividne veličine 29 za nekoliko sati int & ltgracije. Implikacije takve mogućnosti za sve grane astronomije su velike. Komitet smatra da LST ima izvanredan potencijal za širok spektar astronomskih upotreba i vjeruje da bi to trebao biti glavni cilj u bilo kojem Vo & # 039ell · pla.n. programu zemaljske · i spacc · bascd as1ronomije. Komitet prepoznaje da se najveći i najveći dio koji se može uključiti može komunicirati samo u snažno rastućem prosramu. Stoga. usvojilo je gledište da je glavni program. naglasak na LST je na umjerenom nivou od

    106 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA stvarnost 1970 & # 0391 u periodu 1980-1985. Ovaj odbor vidi l.ST kao prirodni programski cilj koji slijedi misiju Visokoenergetskih astronomskih opservatorija I HEAOI. Da bi se to postiglo, bit će potrebni budžeti za ograničene misije koje rastu sa nivoa od oko 20 miliona godišnje 1970. godine do reda od 200 miliona američkih dolara 1980. godine, a lansiranje je zakazano za rane 1980. godine. Ukupni troškovi programa koji vode do konačne izrade od 120 inča. teleskop će biti veličine Sl milijarde tokom 10 godina. Program ove veličine zahtijeva najkvalitetnije naučno vodstvo i najnaprednije dostupno svemirsko inženjerstvo.Najkvalitetnije naučno vodstvo na ovom polju može se naći u akademskoj zajednici. a najveći stupanj nadarenosti za svemirsko inženjerstvo postoji u centrima Nacionalne uprave za aeronautiku i svemir. Stoga, najbolja šansa za uspjeh leži u spajanju akademskog talenta s onim u NASA-inim centrima. Predlažemo da NASA odabere jedan ili više centara za provođenje inženjerskih faza programa i da Nacionalna akademija nauka podstakne formiranje novog korporativnog entiteta koji predstavlja univerzitete sa jakim programima u svemirskoj astronomiji. Potonje bi trebalo biti ograničeno na manje od osam članova u interesu efikasnosti. Ova korporacija bila bi odgovorna za uspostavljanje Nacionalnog opservatorija ultraljubičastog svemira I NUSOI - radne naučne laboratorije u ugovoru s NASA-om i Nacionalnom naučnom zakladom. Direktor NUSO-a trebao bi biti naučnik najvišeg ranga u svemirskoj astronomiji. NUSO bi bio odgovoran za planiranje i upotrebu niza satelitskih ultraljubičastih opservatorija, uključujući LST, i za njihovo administriranje u ime čitave naučne zajednice, kao što se to radi za zemaljske nacionalne opservatorije. Da bi postigao ovu misiju, NUSO će blisko surađivati ​​s odgovornim NASA-inim centrima. Učinkovitu kontrolu nad inžinjerijskim zadatkom Nusa izvršila bi NASA, a učinkovita kontrola naučnog pravca počivala bi na direktoru i odboru kojem bi izvještavao. Optički i radio-astronomski instrumenti Iz našeg programa iz ekonomičnosti su izostavljena određena glavna postrojenja u optičkoj i radio astronomiji. Optički astronomi mogli bi efikasno iskoristiti još dva teleskopa za 200 inča. klase, sa modernim elektronskim pomoćnim uređajima. Pritisci stvoreni svemirskom i radio astronomijom toliko su prenatrpali nekoliko velikih instrumenata da su čak i dva ISO ulaza. teleskopi u izgradnji ne odgovaraju trenutnim potrebama. Pored preporučenog optičkog programa, bilo bi poželjno i

    Thtlllgh · Program primorja 107 udvostručuje efikasno područje sakupljanja postojećih velikih teleskopa. Da biste to postigli, najmanje dva dodatna 200 inča. teleskopi ili dva ekvivalentna troška veća polja ili možda jedan još veći niz morali bi biti izgrađeni pored onih koje smo preporučili. Takav program koštao bi SS () miliona (što izrada web lokacije) plus modemske instrumentacije opisane ranije u ovom poglavlju pod optičkom astronomijom i elektroničkom tehnologijom i prikupljanjem snage. ili planirani sistemi radio-teleskopa. proučavao. i više puta se preporučuje. jedan glavni ite, m je izostavljen s naše liste novih početaka. Jedina je velika. univerzitetski plan koji ide prema izvještaju Whitford - završetak interferomera za sintezu otvora Doline Owens u radioteleskopima od 130 stopa. Prvobitni plan zahtijevao je pet aditodlonskih antena. staze. prijemnik. i računar. Visok kvalitet mehaničkog dizajna čini sadašnjih 130 stopa dobrom pri 2 em i moguće ih je iskoristiti kod njih. Niz za sintezu otvora koji radi na visokim frekvencijama, upotrebljiv za molekularne i atomske linije, može se konstruisati za SlS miliona. Njegov snop, pri 2 em, dat će 2 do 4 sekunde razlučivosti luka, njegovo područje sakupljanja i osjetljivost je približno polovina od VLA. Jedna od prednosti relativno malog broja IJO.ft antena je Oexlbility, sposobnost brze promjene i smanjeni troškovi prijemnika potrebnih da omoguće sintezu otvora, pri visokoj rezoluciji, u molekularnim i atomskim linijama za emisiju i apsorpciju. Pored toga, interferometar bi se mogao koristiti za ekstragalaktičku astronomiju na višim frekvencijama, pružajući podatke o vremenu i prikladnim radio izvorima, .obobnom ili narastajućem spektru. Vtry · Interferometrija dugog podrijetla Do ogromnog proboja u našoj sposobnosti da sagledamo fine detalje u radio izvorima došlo je u posljednje četiri godine kao rezultat razvoja vrlo dugotrajne interferometrije & ltVLBil. Korištenjem visoko stabilnih atomskih satova. magnetno snimanje velike brzine. i moderne računske tehnike. antene raspoređene po cijelom svijetu sada se mogu koristiti kao elementi ili kao jedan radio teleskop. Ako bismo iz naših sadašnjih pionirskih zapažanja najsjajnijih izvora ekstrapolirali i izgradili viziju budućeg razvoja. mogli bismo s pouzdanjem skicirati tehnički izvediv sistem koji bi mogao stvoriti kompletne mape detalja kvazara i međuzvjezdanih mazera. Sadašnja mreža velikih antena daje okvirni prikaz jer nedostaju međuprostori i osnovne linije sjever-jug. Situacija bi se mogla popraviti razvojem mobilnog vLao terminala, koji se sastoji od dvije posude, jedne velike i jedne male, plus potrebni atomski satovi i aparati za snimanje. Veliko jelo bi bilo dizajnirano da omogući brzo sklapanje i

    108 ASTR ONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA Rastavljanje 1970 & # 0391. kako bi se moglo prevesti 10 novih lokacija. Mala antena bi neprestano nadzirala jedan od jačih izvora, kako bi se osiguralo stalno ažuriranje sata stanice. Bili bi potrebni terminali S.Venl, sigurno 01 najmanje dva na svakom kontinentu, iako najbolje raspolaganje ne bi trebalo utvrditi preciznom studijom. Rezultirajuća mreža, ako radi na 1

    wavelen81h (za koje su se nedavna posmatranja H20 mazera na 1,35 em pokazala kao izvodljiva) mogao bi nam dati potpunu sliku: radio strukture kvazara. sa 0.0001 sec rezolucije luka. Ako su naše ideje o daljinama ili kvazanu tačne. mogli smo vidjeti strukture odgovarajuće: Napokon ja svjetlosnu godinu u siuu i mogao bih pratiti razvoj dinamičnih događaja iz godine u godinu, videći detalje ovih izuzetno energičnih događaja. Postoje i drugi. više spekulativnih područja koja se takođe mogu predvidjeti - proučavanje krunica drugih ožiljaka, promatranje njihovih sunčevih pjega i bljeskova, proučavanje razvoja školjki supernove u drugim galaksijama i analiza misterioznih jezgara Seyfertovih galica. Kao dodatak iluziji za program Yl.BI na radio talasnim dužinama, predviđamo razvoj tehnika interferometara kako na infracrvenom tako i na optičkom vaveltngtbs-u. Zato što iskoristite kutnu moć razlučivosti ili varijantu intttferometra

    obrnuto od wa  · ele.duljine, takvi sistemi mogu predvidjeti izvanredne di.sccwerie. suparnik sa nedavnom demonstracijom pokreta vu vu 1: znatno brže od svjetlosti u eksploziji kvazara. Krajnji instrument bi bio YLBI u 22 sata sa globalnom osnovnom vrijednošću o kml. Takav razvojMi bi imali n: rješenje JO & # 039 sek. Arena, ako ga zavirimo duboko u kvazar, možda da vidimo eksplozivne događaje na površini superma.sslve zvijezde, što, neki kažu. pokreće kvazar. Karakteristike površine egzotičnog stana koji sporadično ispuštaju prašinu i molekule u međuzvjezdani prostor također bi se mogle proučavati. Izbor talasne dužine IJ od 10  opekotina diktiran dijelom činjenicom da su atmosferski fazni pomaci tamo mali. dozvoljavajući upotrebu velikih otvora, dijelom i činjenicom da kvazari i n: d džinovi-ključni objekti u relativističkoj astrofizici i molekularnoj astronomiji - tamo zrače glavnu frakciju svoje energije. 10-

    m VLBI bi mogao koristiti superheterodinski sistem, koji miješa dolazni infracrveni signal sa stabiliziranim CO, laserom, da bi proizveo mikrotalasni signal koji može snimiti na svakom teleskopu. Propusna širina dostupnih magnetofona (100Hz) trebala bi biti dovoljna za otkrivanje barem svjetlijih izvora. A f

    Nerijetnost ovog uređaja je nov. pod C - & # 039Onstruc: don, usina Hne-of-prenos prenosa mikrotalasnog signala širine pojasa w t.Hz na zajedničku tačku kako bi se formirao obrazac smetnji. Nakon ispitivanja sistema sa osnovnom linijom od 0,1 km (lo & gt sec od :), on će se proširiti na 10 km (luk od 10 .. sec). Bit će dovoljno osjetljivo za proučavanje obližnjih Seyfert galuies i svijetlih

    Galaktički objekt Lligh-Prlorlry Progrom 109. ali verzija dovoljno osjetljiva za proučavanje kvazara (gdje će rezolucija biti I svjetlosne godine) zahtijevat će veće teleskope i bolje detektore. Naravno, većina astronomskih objekata emitira snažnije sa vidljivom svjetlošću, tako da također postoje potrebe za uređajima koji mogu raditi u tom spektralnom opsegu. Moguće su temeljne studije ugaone veličine kako s interferometrom intenziteta, koji konelira intenzitete dva signala $, tako i sa Michelsonovim interferometrom. wbich dovodi toethor sirove signale na fonn resama. Interforometar velikog intenziteta mogao bi se odmah izgraditi s osnovnom linijom od l  km do givota od & quot; & quot; 039 sekundi razlučivosti luka, ali savršenstvo Michelsonovog sistema zahtijeva razvoj optičke linije kašnjenja i tehnike otkrivanja rubova. Komisija za optičke uređaje vjeruje da bi trebalo odmah proučiti i liniju kašnjenja i rubne detekcije uz financiranje do 200.000 USD. Izvan ovih preliminarnih istraživanja, vrijedni ciljevi teogodišnjeg programa uključuju osjetljivi 10-milimetarski infracrveni interferometar i možda IO & # 039 · km infracrveni VLBt, a za vidljive valne duljine J. ili intenzitet od 2 km i Michelsonov interferometar sa sličnom osnovnom linijom. Procjenjuje se da osjetljivi IO.km infracrveni interferometar košta deset miliona SIO preko dekade. i interferometar velikog intenziteta S4 miliona. Potrebne su daljnje studije prije nego što se može procijeniti trošak infracrvene cijevi ili Michelsonovog interferometra. Infracrvena astronomija Rast infracrvene tehnologije rezultirao je otkrićem prilično neočekivanih objekata koji su zračili većinu energije thir u infracrvenom zračenju. Maksimalna energija atiSOO K je 2 um, i vidljiva je sa zemlje. Anketa sa 62 · in. sakupljač svjetlosti otkrio je 20 000 hladnih zvjezdanih i pretzvjezdanih objekata. Promatranja u dalekom infracrvenom zračenju potrebna su za proučavanje objekata blizu 500 K. čija većina zračenja pada u područja sa visokom atmosferskom apsorpcijom da bi se proučavali objekti na 50 K, potrebna su promatranja iznad atmosfere. Infracrvena ploča dala je najveći prioritet velikom stratosferskom teleskopu, otprilike 120 inča. u prečniku, u velikom zrakoplovu s visokim oyingom ili možda podržanim balonima, jedrilicama ili zmajevima. Preporučili smo sredstva samo za proučavanje najekonomičnijeg načina rada sa velikim infracrvenim teleskopom. ali naučni ciljevi velikog stratosferskog teleskopa su izuzetno važni. Još se ne može napraviti realna finansijska procjena, ni studija, ni e) Qurience sa avionom NA SA C · 141 (sa teleskopom od 36 inča) odredit će najbolji kurs djelovanja. Infracrvene grupe su male na mnogim univerzitetima. i u astronomiji i u fizici. Promjene u tehnologiji, dostupnost novih

    110 ASTRONOMIJA I ASTROFIZIKA ZA 1970. & # 039a detedOI & # 039 $, i otkrića novih vrsta predmeta čine ovo nepredvidivim, ali izazovnim poljem. lntenlisclplinarni odjeli za fiziku i asuofiziku će zatražiti pomoć fizičara niskih temperatura za astrofizičke primjene. Solarna fizika Solarna fizika je imala ogromne koristi od serijskih osmatrača Sunca. Osobe brzo postaju sofisticiranije i pouzdanije. Međutim, potreban je veliki solarni teleskop ograničen na difrakciju (prečnika oko 40 inča), koji nosi težak teret (preko 1000 lb) i sposoban za precizno usmjeravanje i vođenje luka od 0,1 sekunde. Ovo će osigurati visoku spektralnu rezoluciju u optičkom i bliskom ultraljubičastom zraku, a omogućit će vrlo detaljno proučavanje brzo fluktuirajuće sunčeve plazme, temperature pobude, brzine i magnetskog polja. Ovo je velik projekt, veličine oko 200 miliona SCH, ali jedan će pružiti iskustvo

    pun za UT i biti gotovo vrhunski solarni svemirski teleskop. Promatranja radio-sunca u visokoj rezoluciji pružaju informacije o energetskom ubrzanju partidoa ptOC0 $ 5, što je otkriveno žirosinhrotronskim zračenjem. Relativistički elektroni se proučavaju u blizini mjesta ubrzanja sunčevih bariona kosmičkih zraka. Za ovaj s1udy potreban je radio teleskop visoke rezolucije sa oko S sek. Rezolucije, koji radi na kratkom vremenskom nivou i .. u osnovi daje .. radio sliku. Radio spektroheliograf u Australiji već je demonstrirao korisnost iu proučavanju interakcije brzih čestica i vruće sunčeve plazme i pokazao je da se Hares pokreće preko sunca dok poremećaji istječu kroz koronu ili se vraćaju u drugi aktivni centar & # 039 $ na disku. Teorijska astrofizička postrojenja ne bi trebala monopolizirati našu pažnju. Sadašnji i planirani objekti, svemirski astronomski program i važnost pojma za sebe opravdavaju snažne argumente za teorijske asrofizke u širokom1 mogućem rasponu teme $ - $ tudy neutronskog praga & # 039 $, tišim fazama evolucije zvijezda, planetarna dinamika. galaktička struktura, supernove, kolaps nuclcosynthesls. eksplozije u galaksijama, crne rupe. relativnosti i kosmologije. Test koncepta i održivosti Instituta za teorijsku astrofiziku je jeftina preporuka. Takođe je povezan sa teoretskim potrebama računar četvrte ili pete generacije u jednom nacionalnom računskom centru. Ukupni troškovi instituta i računarskog centra u roku od 10 godina mogu biti 40 miliona. Otprilike JO posto naših nedavnih doktora nauka iz astronomije diplomiralo je i želi raditi u teorijskoj

    Program visokog prioriteta I II astrofizika ili dinamička astronomija. Pitanje Nacionalnog računskog centra nije jasno. s obzirom na to da efikasnost i troškovi brzih linija za velike daljine još nisu poznati, ali & # 039t & # 039 veliko računalo je u srcu mnogih teoretskih modela u astrofiziki. Da bismo iskoristili trenutno dostupan teorijski talent među mladim astronomima i fizičarima, takođe podstičemo da se razmotri prošireni postdoktorski i viši postdoktorski program. Cilj bi bio pružiti brojnim teoretičarima barem ljetnu ili, po mogućnosti jednogodišnju posjetu drugim univerzitetima, nacionalnim, ooo ili NASA centrima, direktnim stipendiranjem. sa slobodom putovanja ili malim grantovima za istraživanje koji pokrivaju njihove plaće i troškove.


    Pogledajte video: Радиотелескопы (Oktobar 2022).