Astronomija

Šta je zapravo interplanetarna scintilacija; šta je tražio međuplanetarni scintilacijski niz? Da li je uspješno primijetio bilo koji?

Šta je zapravo interplanetarna scintilacija; šta je tražio međuplanetarni scintilacijski niz? Da li je uspješno primijetio bilo koji?


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.

Interplanetarni scintilacijski niz je opservatorija za radioastronomiju (tj. Velika antena) gdje je prvi pulsar otkrio tadašnji apsolvent Jocelyn Bell Burnell pažljivim i mukotrpnim pregledom podataka snimača karata.

Pitanje: Šta je zapravo interplanetarna scintilacija; šta je tražio međuplanetarni scintilacijski niz? Da li je uspješno primijetio bilo koji?

Za promatranje jonizujućeg zračenja poput kosmičkih zraka i fotona, scintilator se koristi za pretvaranje energije u fotone niže energije (obično vidljivo svjetlo), ali ne znam je li pojam scintilacija u radio astronomiji na bilo koji način povezan s tim procesom ili ne .

update: Upravo sam pitao u Aviation SE: šta je to „scintilacija“ i jesu li to svjesni „kvalifikovani piloti“? na koji je brzo odgovoreno i ističe da je u taj kontekst scintilacija se takođe može nazvati "treperenje". Ako i radio izvor može treptati, je li to atmosferski efekt? Ako je tako, stvaraju ga neutralni ili joni. Ako ne, da li je to turbulencija u jonizovanoj međuzvjezdanoj sredini?


Da bih u potpunosti odgovorio na vaša pitanja, dozvolite mi da uvedem scintilaciju prije interplanetarne scintilacije.

Atmosferska scintilacija

Na snimanje astronomskog izvora utječe zbirka efekata koja se zove " astronomsko viđenje, od kojih su glavna razmazivanje, kretanje i svjetlucanje slike. Svi ovi efekti uzrokovani su deformacijom svjetlosnog talasnog fronta uslijed slučajnih nehomogenosti indeksa loma atmosfere.

Vizualizirajmo osnovnu ideju koja stoji iza viđenja. Pretpostavimo da imamo izvor svjetlosti koji se nalazi na beskonačnoj udaljenosti, takav da je idealno točkasti izvor i da njegova svjetlost dopire do Zemlje ravninskim valovima. Prilikom ulaska u atmosferu ovi se valovi suočavaju s promjenama indeksa loma, au aproksimaciji geometrijske optike talasi se deformiraju prema Snellovom zakonu. Na slijedećoj slici imate dva pojednostavljena slučaja: s lijeve strane je prikazano da vertikalni gradijent u indeksu loma stvara jednostavan nagib talasne fronte; s desne strane je prikazano da vodoravni gradijent stvara deformaciju valne fronte. Evo $ textrm {WF} _1 $ je dolazni neometani talasni front, $ textrm {WF} _2 $ je isti talas fronte nakon ulaska u atmosferu i $ n_i $ su indeksi loma.

$ hskip2in $

Pristupimo sada stvarnom slučaju. Poznato je da su varijacije indeksa loma povezane s varijacijama gustine (npr. Putem Gladstone-Daleove relacije). Budući da naša atmosfera ima više-manje stacionarnu raspodjelu temperatura, gustina i pritisaka, najdramatičnije varijacije indeksa loma nalaze se samo u turbulentnim slojevima. Ovdje svaki turbulentni vrtlog može imati različitu gustoću, temperaturu i tako dalje, što uzrokuje lokalne varijacije indeksa loma. Ti se slojevi nalaze u prvim kilometrima atmosfere (planetarni granični sloj) i na $ sim $10 km (blizu tropopauze). Na slijedećoj je slici prikazano kako se ravan valni front deformira nakon prelaska turbulentnog sloja i svih njegovih vrtloga s različitim $ n_i $. Duljina $ r_0 $ je Friedov parametar, koji se može protumačiti kao karakteristična dužina turbulentnih vrtloga.

$ hskip2in $

Šta je onda atmosferska scintilacija? Pa, kao što vidite iz prethodne slike, zakrivljenost valnog fronta dovodi do konvergencije (ili divergencije) svjetlosnih zraka (tj. Linija okomitih na valnu frontu). To znači da kada snimate sliku prikupljajući fotone senzorom (tj. Kada sakupljate dio talasa), svjetlina slike može se povećati ili smanjiti ovisno o tome konvergiraju li se ili razilaze li se zraci svjetlosti. Nadalje, ova varijacija svjetline ovisi o vremenu, jer se vrtlozi razvijaju s vremenom, a turbulentni sloj ima vodoravnu brzinu zanošenja. Ovo je scintilacija.

Da biste vidjeli scintilaciju, trebate da (i) izvor ima male kutne dimenzije, (ii) turbulentni sloj je daleko od teleskopa, (iii) da je karakteristična dužina dijela sakupljenog talasa (npr. Promjer teleskopa) usporediva sa $ r_0 $, (iv) vrijeme izlaganja je manje od vijeka trajanja deformacije. Ako (i) i (ii) nisu zadovoljni, mogli biste vidjeti gibanje izvora umjesto scintilacije, dok ako (iii) i (iv) nisu zadovoljni, vidjet ćete točkice ili zamazanu sliku.

Scintilacija u radio domenu

U radio domenu scintilacija nije ograničena na atmosfersku scintilaciju.

Za talasne dužine između milimetara i centimetara i dalje imamo atmosferske efekte, uglavnom zbog vertikalnog gradijenta vodene pare u blizini tla. Zapravo, za ove talasne dužine indeks loma zraka odstupa od jedinke manje od nekoliko ppm. Budući da su turbulentni slojevi bliži zemlji i da su obično otvori radioteleskopa veći od karakteristične dužine turbulencije, viđenjem ne dominira scintilacija.

Za valne duljine iznad centimetara, frekvencija valova se približava frekvenciji plazme u jonosferi, pa deformacija valnog fronta izazvana prolaskom kroz elektronske oblake u jonosferi postaje relevantna. Zbog velike udaljenosti od tla to će rezultirati svjetlucanjem.

Vremenski opseg jonosferske scintilacije kreće se između minuta i desetaka minuta, ali Hewish (1955) je počeo primjećivati ​​da je postojala još jedna scintilacija s vremenskim razmakom od nekoliko sekundi i da je njen intenzitet veći za izvore u blizini Sunca. Slijedom ovog nagovještaja, Hewish i sur. (1964) pokazali su da su u stvari ovu bržu scintilaciju proizveli oblaci plazme u međuplanetarnom mediju, isporučeni solarnim vetrom.

Idući dalje, Sieber (1982) pokazali su da postoji i scintilacija s vremenskim razmacima između dana i mjeseci zbog oblaka plazme u međuzvjezdnom medijumu.

Zaključci

Šta je tačno interplanetarna scintilacija?

Scintilacija je vremenski ovisna promjena intenziteta svjetlosnog signala, a uzrokovana je deformacijama u talasnom frontu uslijed slučajnih varijacija indeksa loma. U slučaju interplanetarne scintilacije, varijacije indeksa loma uzrokovane su oblacima plazme koji putuju u međuplanetarnom mediju, a isporučuje ih solarni vjetar.

Šta je tražio međuplanetarni scintilacijski niz?

Upravo interplanetarna scintilacija. Iz nje možete proučavati svojstva međuplanetarne plazme i svjetlucavih radio izvora.

Da li je uspješno primijetio bilo koji?

Valjda da!


Može li veliki radio teleskop preživjeti međuzvjezdani svemirski let?

Nedavno sam naišao na to da li bi pulsari mogli zaista da djeluju kao "svjetionici" i pomažu u međuzvjezdanim putovanjima ?, pitao se prije tjedan dana. Autor je pokušavao shvatiti mogu li pulsari biti korisni za međuzvjezdana FTL putovanja, jer se pomoću njih može pronaći položaj letjelice, odgovor je, naravno, bio da. Ipak sam imao rezerve. Moje glavno pitanje bilo je to što se sa inženjerskog stanovišta čini da nije baš izvedivo. Evo mog razmišljanja:

  • Da biste bili sigurni u uspješno trianguliranje svog položaja s visokim stupnjem preciznosti, trebali biste imati pola tuceta ili više kandidata za promatranje s bilo koje lokacije.
  • Promatranje pulsara nije lako. Problem je u tome što ako slučajno skočite iz hipersvemira, nećete znati gdje bi se trebao pojaviti bilo koji pulsar, osim ako brzo ne možete odrediti opću lokaciju. To znači da ćete morati puno pogađati i u osnovi otkriti pulsare iznova.
  • To zauzvrat znači da bi vam trebao veliki radio teleskop, a to nije baš lako pričvrstiti na tipičnu svemirsku letjelicu. Optimalno je jelo duljine preko 100 metara.

Recimo da smo prevladali razne druge tehničke prepreke i da moramo na međuzvjezdanu svemirsku letjelicu pričvrstiti 100-metarski parabolički radio-teleskop (iako sam otvoren za druge dizajne, ako možete iznijeti vrlo uvjerljiv argument) za potrebe pronalaženje i praćenje pulsara za navigaciju. Zabrinut sam da li bi teleskop mogao preživjeti putovanje sa podsvjetlom bilo koji duži vremenski period. Pod tim mislim na ubrzanje od možda dvije sedmice do brzine možda

RTG pulsari

Očigledno je da se rentgenski pulsari lakše vide

Ili, možete potražiti pulsare koji emitiraju X-zrake, mnogo svjetliji signal. Rentgenske antene su takođe manje i lakše, kaže fizičar Richard Matzner sa Univerziteta u Teksasu u Austinu. Njihov nedostatak je preosjetljivost na elektrone koji okružuju Zemlju.

Ali sistem pozicioniranja zasnovan na rendgenskim zrakama mogao bi odrediti objekt na udaljenosti od 10 metara, što je poboljšanje tačnosti radio-pulsara na oko 100 metara.

Fizički stres pokreta neće biti problem.

Svaki teleskop na zemlji je napravljen da neograničeno izdržava ubrzanje od 9,8 m / s 2.

Ubrzanje do 0,01 c (299.792,4,58 m / s) tokom 2 sedmice (1209600s) može se postići uz konstantno ubrzanje od 2,48 m / s 2.

Budući da je ovo mnogo niže od onoga što mi dizajniramo teleskopi na zemlji, trebalo bi biti lako konstruirati teleskop da izdrži taj nivo ubrzanja.

.01c $, zadržavajući konstantnu brzinu tri mjeseca, a zatim usporavajući dvije sedmice. Pogon bi vjerovatno bio iz hemijskih raketa.

  • Hoće li teleskop preživjeti teške uvjete svemira, uključujući udare mikrometeoroida?
  • Hoće li biti fizičkih naprezanja od kretanja broda koja bi mogla oštetiti brod?
  • Postoje li druge potencijalne opasnosti za sam teleskop i mogu li se prevladati?

Do sada se zapravo niko nije toliko detaljno bavio originalnim scenarijem koliko bih želio. Volio bih odgovore koji to čine, zato sam i postavio pitanje. Međutim, ne bih se u potpunosti protivio odgovorima koji sugeriraju različite, ali povezane opcije, kao što je upotreba druge vrste teleskopa ili korišćenje pulsara na drugačiji način. Ali morali biste napraviti stvarno dobar slučaj za to, i još uvijek ćete morati opravdati da će ova opcija preživjeti svemirski let.

Moja motivacija za ovo je to što sam u nekoliko priča razmišljao o korištenju pulsara u tu svrhu, ali uvijek sam se spustio kako riješiti takvu vrstu problema.


Intervju s Manuelom F. Varelom i Ann F. Varela: Ko je bila Jocelyn Bell Burnell i kakve je ona veze imala s Pulsarima?

1) U ovom intervjuu - istražujemo astronomiju i još jednu poznatu žensku naučnicu - Jocelyn Bell Burnell. Gdje je Bel rođena i gdje je u mladosti pohađala školu?

Bellovo puno ime bilo je Susan Jocelyn Bell. Njen datum rođenja bio je 15. jula 1943. godine u gradu Belfastu u Sjevernoj Irskoj. Njeni su roditelji bili dobro obrazovani kvekeri koji su podupirali kćerkino rano zanimanje za nauku knjigama i odlascima u obližnju opservatoriju Armagh, čiji je otac arhitekta pomagao u dizajniranju. Osoblje opservatorije takođe bi podstaklo njeno interesovanje za astronomiju tokom njenih poseta.

Bell je pohađao Pripremno odjeljenje koledža Lurgan, kolektivnu kolektivnu gimnaziju za učenike od 14 do 19 godina. Učenicama nije bilo dozvoljeno da se registruju za časove nauke u ovoj instituciji sve dok Bellovi roditelji, zajedno s ostalim roditeljima, nisu protestirali zbog školske politike. Do ovog trenutka, kurikulum djevojčice obuhvaćao je kuhanje i šiljenje, ali ne i bilo koji tečaj vezan za nauku. Uprkos svom entuzijazmu za učenjem, Bell se mučila u osnovnoj školi i pala na ispitu koji je trebao mjeriti njezinu spremnost za visoko obrazovanje.

Obeshrabreni, roditelji su je poslali u Englesku da studira u internatu Quaker, The Mount School, gdje je odmah stekla priznanje za sebe na časovima prirodnih nauka. Utvrdivši svoju sposobnost i talent za visoko obrazovanje, Bell je pohađala Univerzitet u Glasgowu, gdje je 1965. godine stekla titulu doktora znanosti. diplomirao fiziku sa odličom. Kasnije je doktorirala u radio astronomiji sa Univerziteta Cambridge 1969.

2) Činilo se da je njen supervizor na Cambridgeu - Antony Hewish i radio galaksije - pobuđuju njeno interesovanje. Šta je Hewish radio i kako se Bell uklopio u sliku?

1965. godine Bell je započela postdiplomske studije astronomije na Cambridgeu, radeći kod njenog diplomiranog savjetnika Anthonyja Hewisha. U to vrijeme, Hewish je bio radio astronom koji je dizajnirao i gradio radio teleskop za otkrivanje kvazara u svemiru. Kvazari su nevjerovatno svijetli centri galaksija s supermasivnim crnim rupama. Pogledajte sliku 1.

Ovi galaktički centri su vrlo aktivni iz elektromagnetske perspektive. Takva visoko aktivna galaktička središta kvazara su objekti slični zvijezdama s kružnim akrecijskim diskom vrućeg plina. Kako se plin iz vrtećeg diska uvlači u supermasivni motor crne rupe, centar postaje kompaktan izvor emisije radio-talasa koji karakterizira elektromagnetsko zračenje širokog spektra. Materija koja zaroni u dubinu crne rupe zagrijava se intenzivnom gravitacijom, stvarajući masivne eksplozije zraka zračenja. Rubovi vrućih diskova koji se vrte čine prsten zvjezdane prašine u obliku krafne. Takozvani radio mlazovi materijala koji se sastoje od naelektrisanih čestica pucaju prema van iz magnetnog pola motora crne rupe, stvarajući dugačke perjanice koje su hiljadama svjetlosnih godina na njihovoj udaljenosti.

Slika 1. Prva direktna vizuelna slika crne rupe u Messieru 87, supergigantskoj eliptičnoj galaksiji u sazviježđu Djevica.

Za vrijeme dok je Bell započela postdiplomske studije na Cambridgeu pod Hewishom, novi radio teleskopi trebali su otkriti svjetlucavo ponašanje kvazara. Dok svjetlost kvazara prodire kroz jonizirani sunčev vjetar, svjetlucavo svojstvo se očituje i moglo bi ih uočiti njihov novi radio antenski teleskop. Prve dvije godine Bel je provela kao student na Cambridgeu gradeći gigantski instrument udarajući i povezujući žice. Novi instrument radio-teleskopa sastojao se od preko četiri hektara zemlje, 120 milja kablovskih žica ovješenih na oko 1.000 drvenih greda i 200 ručno izrađenih transformatora. Pogledajte sliku 2. Kada je mašina za detekciju kvazara dovršena, Bell je bila jedina osoba koja je upravljala novim instrumentom. Prikupila je podatke koji su se sastojali od tragova tinte na hrpama papira i analizirala je izlaz mašine, što je bio ogroman poduhvat. Količina podataka bila je neizmjerna, a Bell je morao riješiti sve zbunjujuće umjetne smetnje iz treperavih aktivnosti prirodnih objekata iz svemira.

Slika 2. Ostaci interplanetarnog sistema scintilacije na Opservatoriji radio-astronomije Mullard, Cambridgeshire, u junu 2014.

Ubrzo nakon uključivanja novog radio-teleskopa u julu 1967. godine, Bell je primijetila čudan signal u svojim hrpama ispisanih podataka iz svemira. Nove tragove nazvala je "otpadom". Čini se da se ovi neispravni podaci ne poklapaju ni sa interferencijom koju je napravio čovjek niti sa svjetlucavim pulsarima. Umjesto toga, Bell je primijetio da se otpad pojavio povremeno, otprilike svake 1,3 sekunde, s tačne lokacije na noćnom nebu svemira. Bio je to naređeni signal koji je dolazio s istog dijela noćnog neba. Činilo se da takvi redovno ponavljani otpadni signali ne pripadaju nijednom ranije poznatom prirodnom fenomenu iz svemira. Pogledajte sliku 3 za Bellove podatke o pulsaru.

Bell i Hewish počeli su sistematski odbacivati ​​razne umjetne, proizvedene izvore, poput kolega radioastronoma, radio ili TV emisije, satelite koji orbitiraju oko Zemlje, radarske signale koji se odbijaju od Mjeseca i ulaze u njihov instrument, pa čak i aberantni signali koji se odbijaju od obližnjih zgrada. valoviti metalni krovovi.

Slika 3. Jocelyn Burnell pregledala je kartu u avgustu 1967. godine, pokazujući trag prvog identificiranog pulsara, koji je naknadno označen kao PST B1919 + 21.

Svemirski signali pojavljivali su se kao intenzivni impulsi, koji su se redovito ponavljali svake 1,3 sekunde, prebrzo da bi potekli iz bilo koje poznate zvijezde u to vrijeme. Bell i Hewish nazvali su svoj novi izvor, LGM-1 (za male zelene ljude). Signal je također nadimala "Belisha Beacon", nakon što su narandžasta treptava svjetla trebala upozoriti vozače na pješačke prelaze ulica. Iako su osjećali da je svemirski signal, iako naizgled vještački, vjerojatan ne od vanzemaljaca u svemiru, ipak su to isključili. Ako je LGM-1 stvarni signal sa planete bića koja se okreću oko druge zvijezde slične suncu, tada bi se poziv trebao kretati poput svijeta u svojoj orbiti. Orbitalna egzoplaneta trebala bi pokazivati ​​dopplerovske pomake tokom svojih „prijenosa“. Puls LGM-1, međutim, nije pokazao takav Doppler-ov efekat, što ukazuje da signal može ne potiču od vanzemaljskih bića na egzoplaneti koja kruže oko svog sunca.

Umjesto toga, Bell i Hewish saznali su da njihov novi signal dolazi od zvijezde. Činilo se da je ovaj zvjezdani izvor udaljen od našeg Sunčevog sistema, ali unutar galaksije Mliječni put.

Kratkoća pulsirajućeg prijenosa, samo 1,3 sekunde, sugerirala je da zvijezda mora biti relativno malena, poput bijele patuljaste zvijezde. Ubrzo nakon ovog povijesnog otkrića pulsara, Bell je otkrio tri dodatna pulsara. Bell i Hewish, zajedno s koautorima Johnom Pilkingtonom, Paulom Scottom i R.A. Collins, objavili su svoja nova otkrića u prestižnom časopisu Priroda u februaru 1968. Bell je bio drugi autor u sada već poznatom listu. The Priroda članak je prvi objavljeni dokaz o postojanju radio pulsara. Bell, mladi apsolvent, odigrao je značajnu ulogu u istorijskom otkriću legendarnih radio pulsara. Ovaj prvi pulsar, “Bellova zvijezda, ”Prvi je put bio poznat kao CP 1919, za Cambridge Pulsar sa nebeskim koordinatama 19 h 19 m. Kasnije je Bellov pulsar ažuriran oznakom PSR B1919 + 21. Sada znamo da je objekt udaljen 978,5 svjetlosnih godina od Zemlje.

3) A sada, za laika - šta je zapravo pulsar?

Pulsar se može opisati kao brzo okrećući se ostatak mrtve zvijezde, nazvan neutronska zvijezda. Dok se zvijezda okreće oko svoje ose u tačno određenim intervalima, astronomi promatraju kratke impulse zračenja. Stoga su bile pulsirajuće radio zvijezde, ili pulsari, izraz koji su smislili Bell i Hewish. Neutronske zvijezde imaju jako magnetsko polje i brzu brzinu predenja. Generalno, neutronska zvijezda je kompaktna i vrlo gusta zvijezda koja se gotovo u potpunosti sastoji od neutrona. Ovi neutroni su čvrsto upakovani unutar promjera zvijezde, čija masa može nalikovati suncu našeg Sunčevog sistema. Međutim, tipična neutronska zvijezda ima promjer od samo oko 10 kilometara, dok je naše sunce oko 1,4 miliona kilometara.Neutronska zvijezda se brzo okreće između 1,4 milisekunde i oko 30 sekundi po rotaciji, dok se naše sunce okreće jednom u 25 dana.

Znamo da se neutronska zvijezda formira kada se jezgra izuzetno guste zvijezde sruši na sebe i pretrpi eksploziju proporcija supernove. Ono što ostaje nakon takozvane eksplozije supernove tipa II je predenje neutronske zvijezde. Kada takve zvijezde postanu supernova, materijal u vanjskoj kori zvijezde koja eksplodira šalje se, ostavljajući za sobom svoje neutrone koji su čvrsto zbijeni u zvijezdu koja pulsira zračenjem.

Pulsari djeluju kada se nabijene čestice vrte spiralno duž linija magnetskog polja neutronske zvijezde, stvarajući zračenje zraka. Dok se pulsari okreću, emitiraju snop zračenja, nekako poput svjetionika sa svojim rotirajućim svjetlosnim oknom. Kada promatrači na Zemlji otkriju snop zračenja neutronske zvijezde, energiju vidimo kao puls, a kada je pulsar "isključen", snop zračenja nije okrenut prema promatračima Zemlje. Razina energije zraka zračenja može varirati, krećući se između intenziteta radio, rentgenskog, ultraljubičastog i gama zračenja elektromagnetskog spektra.

Poznato je da pulsari emituju vidljivu svetlost. Nakon što se plinovi eksplodirajuće supernove ohlade, čini se da vidljiva svjetlost blijedi, ali će zasjati infracrvenim zračenjem i pulsirati sa savršeno vremenskim radio talasima. Kao takvi, smatra se da su pulsari izuzetno precizni čuvari vremena u našem trenutnom svemiru, takozvanom kosmičkom metronomu.

Kada su Bell i kolege objavili svoje otkriće prvog opaženog pulsara, izazvalo je ogromnu pažnju. Ubrzo su otkriveni dodatni pulsari, čime je započeto novo polje proučavanja astronomskih nauka.

Za svoju ulogu kao prva osoba na svijetu koja je pronašla prvi signal pulsara ikad, Bell će postati jedan od najpoznatijih postdiplomaca u istoriji zvjezdanih evolucijskih nauka. Pogledajte sliku 4.

Slika 4. Susan Jocelyn Bell (Burnell), 15. juna 1967.

4) Radio galaksije - šta su to tačno?

Radio galaksije su vrsta takozvanih aktivnih galaktičkih jezgara, koje se nazivaju i aktivnim galaksijama, i predstavljaju prirodne izvore radio talasa sa objekata u svemiru. Pogledajte sliku 5. Generalno, postoji nekoliko vrsta aktivnih galaksija. Ove aktivne galaktičke jezgre razlikuju se po intenzitetu i orijentaciji prstenova prašine i radio mlazova.

Slika 5. Radio galaksija 3C98 označena da prikazuje karakteristike. Napravio uploader.

Radio galaksije su kompaktni centri galaksija sa emisijama izuzetno širokih radio talasnih dužina. Ekstremne svjetiljke, karakteristične za radio-galaksije, snažno sugeriraju da su za to odgovorni nesvjezdani objekti, poput supermasivnih crnih rupa. Emisije često proizlaze iz dva gigantska peraja, ili radio mlaznjaka, radio galaksije. Okomiti disk za nanošenje s masivnim kružnim prstenom za prašinu na ivici prati ove mlazne radio-režnjeve. Poznato je da se diskovi za nakupljanje prašine rotiraju.

Kvazari predstavljaju drugu vrstu aktivne galaksije. Ovi se objekti pojavljuju na noćnom nebu kao svjetlosne tačke nalik zvijezdama, ali su izuzetno udaljene galaksije, na što ukazuju njihove karakteristike crvenog pomaka. Kvazari su tako galaksije s izuzetno svijetlim jezgrama koje izranjaju iz džinovskih prstenova prašine. Smatra se da su kvazari supermasivne verzije pulsara, s milionima gusto zbijenih zvijezda koje čine galaktičke jezgre. Vjeruje se da takve kvazare pokreću gigantske eksplozije materije i antimaterije i događaju se kada se plin i prašina usisaju u jezgre crnih rupa u središtima galaksija.

Treći tip radio galaksije poznat je kao blazar, koji se naziva i objekt BL Lacertae. Blazari su takođe tačke na nebu nalik zvijezdama, ali nemaju značajne spektralne linije kao što imaju kvazari. Blazari su orijentirani na promatrače Zemlje tako da su nam zrake ili režnjevi direktno izloženi.

Na kraju, takozvani Seyfertov tip galaksije ima spirale pravilnog izgleda, ali je kompaktan sa jezgrima koja emitiraju svjetlost. Seyfertove galaksije su tipično orijentirane u kojima su vidljivi prsten prašine i disk za nakupljanje, ali su manje snažni od kvazara.

5) U početku je Bell mislila da joj svemirski vanzemaljci, ili „mali zeleni čovječići“, kako ih je nazivala - šalju signale - Šta se događa u stvarnosti?

Bell nikada nije ozbiljno pomislila da su njezini radio signali od "malih zelenih čovječuljaka". Međutim, Bell i njene kolege morali su isključiti takve vanzemaljske aktivnosti da bi razumjeli njihovo otkriće. Bio je to istorijski susret s objektima iz svemira. Bell je otkriće pulsara opisao kao neku vrstu nesreće. Tražili su kvazare, koji su izuzetno udaljeni objekti u svemiru. Kvazari su već bili poznati astronomima. Umjesto toga, Bell je dobio zagađujuće signale buke koji su bili bliži od traženih kvazara, a dosadni impulsi ispriječili su se u njihovim pokušajima da prouče te kvazare - u početku.

Dok je Bell ispitivao prekidajuće signale iz svemira, primijetila je da se među podacima na njezinim ispisanim očitanjima pojavljuju različiti intenzivni impulsi koji se javljaju periodično svakih nekoliko sekundi. Vremenski okvir pulsirajućih radio talasa bio je prekratak, što sugerira da oni nisu dolazili ni od jednog prepoznat zvjezdani ili planetarni objekt. Pulsi su trajali kratko, oko 0,3 sekunde po impulsu, ali su se javljali tačno svake 1,3 sekunde. Štaviše, energetsko tučenje nije imalo nikakve veze sa kretanjem Zemlje.

Umjesto toga, pulsacije su se pridržavale „zvjezdanog vremena“, fenomena poznatog kao sideričko vrijeme, jer su se pojave pulsa odnosile na aktivnost zvijezda, a ne Zemlje.

Kao što smo gore spomenuli, Bell i Hewish nazvali su svoj novi radio signal, LGM-1 (za Male zelene ljude). Ideja, o kojoj smo razmišljali samo kratko, a ne ozbiljno, bila je da su možda pulsi vanzemaljci u svemiru - mali zeleni čovječići! Mogućnost da su primali poruke od vanzemaljske civilizacije bila je intrigantna. Međutim, Bell i kolege odmah su zaključili da su to njihovi novi radio signali ne od vanzemaljskih bića iz svemira. Astronomi su shvatili da znakovi potiču od neutronske zvijezde, a ne nužno i od egzoplanete.

Dalje, neutronska zvijezda je vjerovatno ranije išla u supernovu i, prema tome, nije mogla imati planete koje bi mogle podržavati živa vanzemaljska bića. Kao što je gore spomenuto, signal LGM-1 nije se kretao u obrascu poput planete koja kruži oko bilo koje zvijezde, što je potkrijepljeno pratećim podacima o doplerskom pomaku. Bell i kolege takođe su odbacili mogućnost da su njihovi novi radio signali porijeklom sa Zemlje, jer su emisije mapirane na lokacije daleko izvan granica našeg Sunčevog sistema. Sustavno su odbacivali zagađujuće signale iz izvora izvedenih sa Zemlje i orbitirali satelite proizvedene od čovjeka.

Kada su civilizacije zasnovane na zemlji i vanzemaljcima bile isključene kao izvori energetskih impulsa, pažnja se okrenula zvijezdama izvan našeg Sunčevog sistema kao prirodnom radio izvoru. Bell i njene kolege astronomi saznali bi da pulsirajući signal dolazi od neutronske zvijezde. Niko na svijetu nije vidio takav fenomen, bilo u svemiru ili na Zemlji. Niko nikada nije pretpostavio da takav objekt koji zrači energijom može biti moguć.

Što se tiče malih zelenih čovječića, od ovog pisanja nije pronađen nijedan. Postoje, međutim, aktivni projekti čiji je glavni cilj pronalaženje bona fide vanzemaljski signali iz civilizacija u svemiru. Program se zove SETI za potragu za vanzemaljskom inteligencijom, a naučnici i dalje traže dokaze za takve vanzemaljce. Bell Burnell nikada nije bio dio SETI-ja.

6) Njezin nadzornik, Antony Hewish, dobio je Nobelovu nagradu (za fiziku), a mnogi su smatrali da je Bell donekle ignoriran. Ova epizoda je bila daleke 1974.

Britanski astronom Antony Hewish uzeo je Nobelovu nagradu za fiziku te godine za otkriće pulsara. Nagradu je te godine podijelio s Martinom Ryleom, Hewishovim mentorom, poznatim po njegovom (Ryleovom) doprinosu izumu takozvane metode sinteze otvora. Hewish je dizajnirao instrument radio-teleskopa za otkrivanje kvazara. Zajedno su Hewish i Ryle bili prepoznati po pionirskim studijama u radio astrofizici.

Jocelyn Bell Burnell nikada nije učestvovala u Nobelovoj nagradi. Nije bila pozvana ni na kraljevske svečanosti. Tokom te ere 1970-ih i prije, smatralo bi se bez presedana za studenta koji je radio da podijeli Nobelovu nagradu s glavnim istražiteljem projekta. Međutim, ubrzo nakon što je Nobel klimao glavom Hewishu, kritičari su istakli određeni stupanj nepravednosti u izostavljanju Bella Burnella.

Napokon je izgradila mašinu, upravljala njome, prikupila velik dio podataka, prva je obratila pažnju na signal pulsara i prva je predložila neutronsku zvijezdu kao radio izvor impulsa. Ipak, Nobel je otišao Bellovu savjetniku Hewishu, koji je nadzirao laboratorij i dizajnirao antenski uređaj.

Bell je čula glasine da će podijeliti Nobela s Hewishom. Čvrsti dokazi o Nobelu pojavili su se kada su Bell i Hewishu zajednički dodijeljene nagrade Albert A. Michaelson 1973. godine. Tada je saznala da je prestižno priznanje pripalo Hewishu i Ryleu.

Tada ili kasnije, činilo se da se ni Bell Burnell nije iznenadila zbog njenog propusta. Darivanje Nobela laboratorijskim asistentima ili studentima nije obavljeno tog dana. 1923. Frederick Banting uzeo je Nobela za otkrivanje insulina. Bantingov student, Charles Best, nije imenovan službenim priznanjem. Međutim, Banting je Bestu dao dio Nobelove nagrade. Moglo bi se tvrditi da laureati nisu krivi što izostavljaju laboratorijske asistente ili studente kada se utvrđuje izbor ko će dobiti Nobela. Nobelovci, uostalom, nisu rutinski uključeni u nominacije za nagrade ili odluke komisije.

Hewish je u svom predavanju o Nobelu imenovao Bella. Pripisao joj je zaslugu za povezivanje kablovske mreže dipola u anteni, praćenje protoka papira sa uređaja za snimanje, pa čak i skretanje pažnje na nove pulsirajuće signale, u avgustu 1967. Čak je pripisao Bell kao pružanje liste dodatnih pulsara. Dalje je Hewish priznao da je otkriće predstavljalo timski rad koji se sastojao od velikog broja osoblja Cambridgea.

Stoga, iako mu se činilo da mu je dodijelio dužnu zaslugu onakvu kakvu je vidio tijekom Nobelove svečanosti, Hewish je ipak izgledao kao da je nakon toga pogrešno vodio vezu s novinarima vijesti. Kada su ga novinari nauke ispitivali, Hewish je tijekom rasprave imenovao samo sebe, izostavljajući bilo kakvo spominjanje Bella ili drugih. Hewisha je trebalo poticati da pruži dodatne detalje o otkriću ako su u pitanju doprinosi njegovog tima.

Hewishovo poslovanje sa naučnim izvještačima imalo je pad. Na konkretno pitanje je li on ili njegov postdiplomac koji je izvršio početna očitavanja podataka o pulsaru, činilo se da je implicirao da je sam snimio snimke, rekavši, "O, da, jesam." Dalje je izjavio da je njegov postdiplomski student "radio zapažanja koja sam ja dizajnirao", držeći sebe na slici kada je drugima davao priznanja.

Umjesto da okrivi nobelove vlasti za Bellov propust, Hewing je odlučio braniti svoju odluku. Napokon, nije bio odgovoran ni za jedan od izbora koje je napravila Nobelova komisija. U nekom trenutku, Hewishu je postalo "dosta" "glupog posla kojim je Jocelyn odradila sav posao, a ja sam dobio sve zasluge." Hewish je zapisano pojasnio da "Ako je ona [Bell Burnell] nezadovoljna zbog Nobela, pa to je sasvim iskreno loše", izjavivši da njen rad nije dovoljno kreativan za razmatranje Nobela. Ipak, u mnogim je krugovima prepoznato da dodjeljivanje zasluga ili priznanja dodatnim saradnicima ne umanjuje nužno zasluge prvobitnog primatelja priznanja.

Na kraju, kontroverza oko toga ko je tada zaslužio zasluge za pulsare i pitanje pravičnosti (ili nedostatka istih) nestala je - sve do 1993., tj. Profesor fizike Joseph Taylor dobio je Nobelovu nagradu za fiziku jer je otkrio takozvane dvostruke pulsare, a njegov učenik Russell Hulse imenovan je ko-laureatom! Devedesetih, oboje profesor i student dobili su jednak udio u nobelovskom kreditu. Prirodno, ponovo su otvorene stare rane od 20 godina ranije zbog otkrića pulsara i nedostatka jednake zasluge. O tom pitanju se ponovo raspravljalo široko. Taylor, koji je smatrao da je Bell Burnell neopravdano previdjena zbog njenog doprinosa otkriću pulsara, velikodušno ju je pozvao na svoje nobelove ceremonije. Anders Bárány, koji je bio predsjednik Nobelovog odbora za fiziku, dao je Bellu Burnellu kopiju Nobelove medalje kao neku vrstu kompenzacijske geste.

Kroz ovo doba, Jocelyn Bell Burnell bila je blagonaklona zbog svog isključenja od strane Nobelove komisije. Bilo joj je čak drago i da je 1974. astronom uzeo Nobelovu fiziku. Bell Burnell bio je ponosan što je sudjelovao u takvom povijesnom, naučnom otkriću. Da je bila toliko usko povezana s otkrićem pulsara, bilo direktno ili indirektno, Bell Burnell je u narednim godinama pripovijedala da joj je to ipak pružilo „ogromno uživanje i neku nezasluženu slavu“.

7) Bell Burnell zauzimao je nekoliko funkcija - jednu u Kraljevskoj opservatoriji u Engleskoj! Gdje je još predavala tokom svoje duge karijere?

Nakon doktorata na Cambridgeu, Bell Burnell predavala je i istraživala astronomiju gama zraka u Southamptonu od 1968. do 1973. Tada je Bell Burnell provela osam godina kao profesor na University College London, koncentrirajući se na rentgensku astronomiju do 1982. godine.

Bell je bila tutor, savjetnik, ispitivač i viši predavač na Otvorenom univerzitetu od 1973. do 1987. Kasnije je radila na Otvorenom univerzitetu kao profesor fizike, istovremeno proučavajući neurone i binarne zvijezde i provodeći istraživanja fokusirajući se na infracrvenu astronomiju na Kraljevska opservatorija smještena u Edinburghu u Škotskoj.

Bell je bio dekan nauke na Univerzitetu Bath od 2001. do 2004. godine i gostujući profesor na uglednim institucijama kao što su Princeton University i Oxford University.

Dok je bila u Edinburgovoj kraljevskoj opservatoriji, bila je šef odsjeka teleskopa James Clerk Maxwell, odgovorna za britanski kraj projekta teleskopa sa sjedištem na Havajima. Trenutno je Bell Burnell profesor fizike i katedra na Otvorenom univerzitetu u Engleskoj.

8) Bell Burnell je također bio uključen u gama zrake, X-zrake, infracrvene zrake i astronomiju milimetarskih valova. Šta je zajedničko svim tim valovima i zracima?

Bell Burnell upotrijebila je svoju stručnost u anteni za proučavanje svakog od ovih oblika elektromagnetskih valova. Na Cambridgeu je radioastronomija bila područje istraživanja koje je vodio novokovani dr. Bell Burnell. Ali na Univerzitetu Southampton proučavala je gama zrake. U Edinburghu, Bell Burnell se zainteresirao za učenje o infracrvenom i milimetarskom otkrivanju talasa.

Svaki od ovih entiteta je oblik zračenja i ima specifične karakteristike polja elektromagnetnog zračenja. Dakle, sve ove elektromagnetske komponente mogu se otkriti na različitim antenama, svaka namijenjena za specijalizirano otkrivanje njihovih specifičnih energija valova. Još jedna zajednička stvar sa ovim različitim elektromagnetnim poljima je da tehnički uređaji mogu prenijeti svoje određene zrake. Na primjer, magnetroni su izumljeni tokom Drugog svjetskog rata kako bi se koristili kao radarski odašiljači. Drugi primjer je mikrovalna pećnica, u kojoj svaki asortiman ima svoj namjenski mikrotalasni magnetron. Supstance koje se zagrijavaju u mikrovalnoj pećnici mogu poslužiti kao vrsta antene. Treća zajednička karakteristika ovih energetskih valova je ta da se oni mogu čuvati u uređajima u kolokvijalnom nazivu kutija za pilule. Ovi uređaji odražavaju valove u unutrašnjosti spremnika za pilule kako bi zadržali energiju za kasniju upotrebu. Na kraju, ovi valovi se mogu prekinuti na svojim putovima kroz svemir, povećavajući temperaturu topline.

9) Iako Bell Burnell nikada nije osvojila Nobelovu nagradu, primila je mnoge druge nagrade. Možete li nam reći nešto o njima?

Postignuća Bell Burnella prepoznata su uz brojne počasti i nagrade. Među ove nagrade spadaju zapovjednik i dama Reda Britanskog carstva 1999. i 2007. godine, odnosno Oppenheimerova nagrada 1978. Herschelova medalja 1989. i Kraljevska medalja Kraljevskog astronomskog društva. Bell je bila predsjednica nekoliko institucija, uključujući Kraljevsko astronomsko društvo od 2002. do 2004., Institut za fiziku sa sjedištem u Londonu, od 2008. do 2010. i Kraljevsko društvo u Edinburghu od 2014. 2018. godine dobila je Specijalnu nagradu za proboj u Osnovnoj fizici, koja je uključivala 2,3 miliona funti novčane nagrade koju je u potpunosti donirala za stipendije za žene, manjine i studente izbjeglice koji su diplomirali u istraživanjima vezanim za fiziku. Nakon njene milostive geste, Institut za fiziku je kasnije ovu nagradu preimenovao u „Fond za stipendije Bell Burnell“. Pored toga, Bell Burnell ima počasne diplome iz širokog asortimana univerziteta.


1. Uvod

Kako se naše moderno društvo sve više oslanja na tehnologiju globalnih satelitskih navigacijskih sistema (GNSS) u pozicioniranju i preciznom određivanju vremena, svaki produženi poremećaj usluge GNSS utjecat će na naš svakodnevni život. Međutim, performanse GNSS usluga uvelike ovise o procesima u jonosferi. Kada GNSS signal prolazi kroz područja jonosferskih nepravilnosti, dolazi do jonosferske scintilacije zbog interferencije radio talasa. Prema tome, signal koji je prešao jonosferu pokazuje brze fluktuacije amplitude i faze, koje se nazivaju amplituda i fazna scintilacija (vidi, npr. Yeh & Liu, 1982 Kintner i sur., 2007, i tamošnje reference). Kvalitet signala se pogoršava tijekom intenzivnih scintilacija, a GNSS prijemnik možda neće moći zadržati zaključavanje signala. U tom slučaju, GNSS usluga može postati nedostupna.

Na visokim geografskim širinama, scintilacijski učinak na signale Global Positioning System (GPS) povezan je s pojavama poput gustoće povećane olujom, mrljama polarnih kapa i auroralnim padavinama (Alfonsi i sur., 2011 De Franceschi i sur., 2008 Jin i sur. , 2014, 2015 Jin, Moen i dr., 2016 Li i sur., 2010 Mitchell i sur., 2005 Moen i dr., 2013 Oksavik i dr., 2015 Prikryl i dr., 2010, 2011, 2013 Smith i dr. al., 2008 Spogli i sur., 2009 van der Meeren i sur., 2014, 2015, 2016). Najjača scintilacija GPS faze povezana je s auroralnim mrljama koje nastaju kada mrlje polarnih kapica uđu u noćno auroralno područje (Jin i sur., 2014. Jin, Moen i sur., 2016.Slični rezultati zabilježeni su u jonosferi današnjeg vrha, gdje su mrlje polarne kapice u kombinaciji s auroralnom dinamikom vrha povezane s najjačom scintilacijom GPS faze (Jin i sur., 2015, 2017 Oksavik i sur., 2015).

Usluga GNSS-a može se posebno poremetiti za vrijeme ozbiljnih geomagnetskih oluja koje su pokrenute interplanetarnim izbacivanjem koronalne mase (ICME) ili regijama korotirajuće interakcije (npr. Prikryl i sur., 2014). U ovom radu istražujemo jednu od najvećih geomagnetskih oluja tokom posljednjeg solarnog maksimuma, oluju na Dan sv. Patrika 17. marta 2015. Većina studija usredotočila se na geomagnetske uvjete koji su daleko manje aktivni i uglavnom izvještavaju o faznim scintilacijama GPS signala na visoke geografske širine. Međutim, ekstremni događaji poput oluje na Dan sv. Patrika vjerovatno su kandidati za još jače poremećaje. U trenutnoj studiji izvještavamo o značajnoj amplitudnoj scintilaciji GPS signala i na velikim geografskim širinama, pored fazne scintilacije. Također kvantificiramo pad snage signala i gubitak zaključavanja signala tokom oluje na Dan Svetog Patrika. Konačno, poremećaje povezujemo s pojavama velikih razmjera poput blob-ova ukupnog sadržaja elektrona (TEC).


3. Specifikacije sistema

[7] Specifikacije SWIFT-a prikazane su u tablici 2, dok su ukupna struktura i dipolni elementi faznog niza prikazani na slici 1. Šematski prikaz SWIFT konfiguracije predstavljen je na slici 2. Učestalost promatranja SWIFT-a je 327 MHz, isto kao onaj postojećeg STEL IPS sistema. SWIFT se sastoji od para asimetričnih cilindričnih paraboličnih reflektora fizičke dimenzije od 108 m (sjever-jug) do 19 m (istok-zapad) i niskošumiranog faznog prijemnika sa 192 elementa. Parabolični reflektori su učvršćeni na tlu, a cilindrične osi su orijentirane sjever-jug. Usmjerenost antene SWIFT-a formira se u ravni meridijana faznim nizom. Stoga je SWIFT posvećen promatranju meridijanskih tranzita radio izvora.


Šta je živi pojedinac i da li je prirodno univerzalno mobilan?

Zemlje više nema. Dopuna neke prirodne pojave, samo vi to kažete. Možda iskonska crna rupa ili džinovska nevaljala planeta koja slučajno prolazi kroz ovaj Sunčev sistem koji Zemlju šalje u direktan sudar s Jupiterom. Ili možda postoji neizmjerna solarna baklja koja poremeti Zemljinu orbitu, šaljući naš veličanstveni lončić za život koji odlazi na sunce. Rezultat? Sve što smo bili ti, ja i vaša kućna vidra, svaka ćelija i svaki molekul DNK, svaki atom koji je bio na Zemlji ili u Zemlji, sada je jonizovano nuklearno gorivo unutar Sunca. Darwinova evoluirala hemija i biologija na koju se mnogi oslanjaju da bi opisali život na Zemlji, posebno ljudski život, prestala je postojati u ovom Sunčevom sistemu. Zajedno sa svojom termodinamički opisanom hemijom i biološkim procesima koji su se nekada koristili za opisivanje cjelokupnog ekosistema Zemlje.

Uz to, zamislite ako želite da negdje drugdje u ovom univerzumu postoji život. Zamislimo da postoji barem još jedan evoluirani ekosustav (ECO-2) koji je sposoban ugostiti darvinistički život. Različit od Zemlje, ali upravljan istim zakonima fizike i biologije i termodinamičkim procesima koji su manifestovali ekologiju Zemlje. Ova planeta koja kruži oko održive zvijezde može se nalaziti bilo gdje u ovom svemiru, jer se očekuje da će se zakoni fizike dosljedno primjenjivati ​​u cijelom svijetu. Takođe za ovu anegdotu, recimo da je ovaj drugi bastion života udaljen nekih 10 milijardi svjetlosnih godina od Zemljinog sunca. Tolika udaljenost da bi trebalo relativistički putovati tom udaljenostom mnogo duljom od doba Velikog praska, pod pretpostavkom da su, naravno, za putovanje ostali neki klasično definirani ostaci nečije biologije.

Pitanje se postavlja da li biste se ikad vi ili ja ili bilo koja osoba koju je Zemljina ekologija ugostila ikada našli dijelom ekologije ECO-2? Je li priroda života u ovom svemiru takva da se u nekom trenutku može naći prirodno rođen u ECO-2 u obliku autohtone vrste (sadašnje ili buduće) u ECO-2, baš kao što smo rođeni na Zemlji autohtonim vrstama ekologiji Zemlje? Ako se netko pridržava isključivo klasično shvaćenih, termodinamički opisanih, relativistički ograničenih mehanizama za objašnjenje velikog životnog stanja, prisiljeni ste reći ne, a čineći to nužno biste bili usmjereni na Zemlju i čovjeka, jer onaj koji popušta ostatak kosmosa. Jer u prirodi ono što je ovdje moguće nužno je i drugdje, ako možete ovdje živjeti, možete živjeti bilo gdje. Pa ipak, jasno je da neki aspekti onoga što biološki, termodinamički, kemijski, definiraju jedinstveno postojanje onih na Zemlji, moraju relativistički (Ispod brzine svjetlosti) putovati kako bi premostili nepremostivu udaljenost između vaše posljednje fizičke lokacije, Sunčevog sistema Zemlje i EKO-2 '.

Snorrie

Tonylang

Vaš odgovor je vrlo zahvalan. Evo aktivnog bita:

Pitanje se postavlja da li biste se ikad vi ili ja ili bilo koja osoba koju je Zemljina ekologija ugostila ikada našli dijelom ekologije ECO-2? Je li priroda života u ovom svemiru takva da se u nekom trenutku može naći prirodno rođen u ECO-2 u obliku autohtone vrste (sadašnje ili buduće) u ECO-2, baš kao što smo rođeni na Zemlji autohtonim vrstama ekologiji Zemlje?

Snorrie

Tonylang

Predlaže se da ako možete živjeti u jednom održivom staništu, tj. Zemlji, tada sami zakoni fizike koji vode našu znanstvenu metodu zahtijevaju da možete živjeti i u bilo kojem drugom održivom staništu, tj. EKO-2 u ovom svemiru. Ergo Earth nije poseban, barem ne toliko poseban. Faktor udaljenosti (10B LY) je zanimljiv bit. Kako se može prirodno obnoviti (roditi) drugdje bez obzira na udaljenost i bez fizičkog putovanja (nijedna kometa, svemirska letelica ili fotoni sa Zemlje ne mogu doći do ECO-2)?

Problem koji će većina imati sa ovom spoznajom je to što je nečija individualnost uvijek bila pogrešno percipirana da bi je primerila nečija forma domaćina, nečija vrsta. Međutim, atomi i molekuli koji čine vaše tijelo dio su trenutnog autohtonog ekosistema, Zemlje ili EKO-2. Zahtjev koji ova spoznaja postavlja prema svim svjesnim živim bićima je prihvaćanje apstrakcije nečijeg trenutnog oblika domaćina (tijela) iz vašeg univerzalno pokretnog položaja pogleda (POV), nečije individualnosti. To podrazumijeva univerzalnu pokretljivost individualnosti i zahtijeva prirodan, znanstveno opisiv mehanizam za njegovu provedbu.

Snorrie

Tonylang

Prirodno invazivni scenariji poput ovog ne otkrivaju pitanja koja postavljaju pojedinci, već pitanja koja postavlja priroda. Takvi se scenariji u osnovi pitaju kako bi moglo biti drugačije? Takva pitanja otkrivaju vlastite odgovore na bilo koju vrstu dovoljno razvijenu da ih shvati i iskreno suoči. Poanta ovog scenarija je neizbježni zaključak da svaka individualizirana instanca života mora uključivati ​​neklasičnu, ne-lokalnu, relativistički neograničenu, znanstveno opisivu, prirodno ponavljajuću komponentu. Ovaj individualizirajući fenomen mora postojati odvojeno i različito od bilo kog lokalnog fizičkog oblika i mora biti definiran nekim diskretno kvantificiranim svojstvom prirode sa stepenom slobode mnogo većim od stepena slobode materije. Takav mehanizam takođe možda nije autohtoni za ovaj svemir, već je njegov izvorni Hilbert-prostor ili, ako želite, 'Metaverse'. Ova potreba za nelokalnošću neophodna je da bi se stvorila individualnost ne samo na Zemlji dok ona postoji i održiva, već i unutar sistema i galaksija ovog ogromnog Higgsovog svemira i čitave prirode.

Jedini život koji je ikada postojao na Zemlji je živa ćelija u svim oblicima. Aspekt bića i individualnosti koju ima jedna živa ćelija je onaj koji definira sav život, ne traži se ni manje ni više. Ovaj aspekt, koji predstavlja prvo lice jedne ćelije kao živu jedinku koja je jednako živa kao i svako višećelijsko biće, je položaj gledanja (POV). Sve vještine i talenti koji imaju tendenciju da odvrate pažnju od ove činjenice samo su nove karakteristike oblika domaćina. Ispod svega je nečiji POV. U ovom svemiru ne postoji jedan način života za oblike sisara, a drugi za insekte, a drugi za vegetaciju ili mikrobiološke oblike života. Priroda je učinkovit sustav uzroka i posljedice, a život je jedan holistički učinak. Nije mi namjera da se bilo kome predomislim u vezi s ovom temom. Nego, izložiti čitatelje otvorenog uma novom i praktičnom načinu razmišljanja o vrlo staroj, možda najosobnijoj od svih ideja koje je čovječanstvo poznavalo. Prepoznavanje jedinstvenog i naučno vjerodostojnog opisa načina na koji priroda upravlja ne samo vrstama već i pojedincem. Vrlo su dobre šanse, kao što je to često slučaj s tako invazivnim idejama o prirodi da ja i svi koji čitamo ovaj svezak već odavno nestajemo prije nego što se postigne sposobnost ili hrabrost da se dokaže ili opovrgne hipoteza LINE. Međutim, svaki prvi korak vrijedi poduzeti.

Prirodni procesi koji provode život jednaki su za ćeliju kao i za bakterije, kao i za voćnu muhu kao i za čovjeka. Za nas je glupost misliti da bismo život mogli iskusiti samo u ovom vrlo privremenom, nasumično pojavljenom dvonožnom obliku primata. Dalje, vaše ćelije i molekuli neprestano dolaze i odlaze tokom vašeg života. Ipak, vi ostajete vi. Zatim postoje i drugi bilijuni živih pojedinaca u milionima različitih oblika svuda oko nas koji nastaju i neprestano izlaze iz života. Shvatio sam da je jedini oblik koji moramo uzeti u obzir u tom pogledu jedina živa ćelija. Odgovori koji su tačni za ćeliju su odgovori koji se odnose na sav život.

Nadalje, ti i ja, hobotnica vašeg kućnog ljubimca i svaka živa ćelija slučajevi smo života, svaki od njih privremena instanca nekih prirodnih, empirijski definiranih fenomena prirode. Ovaj pojavni fenomen mora imati relativistički neograničeni domet kako bi uspostavio individualni život (vi), biološki ili možda na bilo koji drugi način, na bilo kojoj planeti koja kruži oko bilo koje zvijezde ili u bilo kojem održivom okruženju u kosmosu ili u postojanju gdje se mogu pojaviti održivi domaćini. Tragična je pogreška smatrati da ovo opisuje nešto što nikako ne može biti prirodno, ali mora biti natprirodno. Iako je, kao i obično, priroda genija praktična i sveprisutna, čak i pomalo nepoznata implementacija. Postoji fenomen poznat nauci već neko vrijeme koji udovoljava svim ovim zahtjevima: Quantum Entanglement (QE). Ajnštajn je to nazvao sablasnom akcijom na daljinu. Danas se s njim igramo u laboratoriju kao puka tehnička znatiželja. To je najvjerovatniji mehanizam kojim se individualnost univerzalno primjenjuje.

Tonylang

Hipoteza LINE & quotLife Instantiated by Natural Entanglement & quot predstavlja možda prvi put praktičnu, znanstveno vjerodostojnu hipotezu za prirodnu provedbu koja upravlja instanciranjem žive jedinke kao bića različitog od evolucije tih bića trenutne vrste. Upoznaće vas


• Instanciranje individualnosti: prirodni proces koji uspostavlja svaku instancu individualnog života, vas.
• Molekula zapletanja (EM) Zamisli se da iskonski molekul prirodno komunicira sa QE spektrom kako bi zapleo metamateriju. Alisa je u procesu prirodnog zapletanja i živa ćelija je koristi za uspostavljanje individualiziranog života.
• Položaj pogleda (POV): Ona komponenta procesa instancije koja definira vaše prisustvo u vašem trenutnom obliku domaćina u ovom prostor-vremenu.
• Metaverse: Hilbert-Space, jedini stvarni stih i onaj iz kojeg ovaj univerzum proizlazi.
• Spektar kvantne zapletenosti (QE): Stepeni slobode koji definiraju fenomen prirodne kvantne koherentne interakcije. Einsteinova "sablasna akcija".
• Kvantna frekvencija zapletanja (QEF): Nepromjenjiva jedinstvena vrijednost QE stupnjeva slobode koja instancira vaš POV.
• Ćelija i (praćelija): jedini život na Zemlji, sklop prirode. Izvorni instancirani živi pojedinac koji implementira sve ostale biološke domaćine na Zemlji.
• LifeID: Izračunata vrijednost koja definira trenutnu jedinstvenu QE vezu, vašu LINE.
• Ćelije zapetljavanja Pojedinačne ćelije odgovorne za heterodinisanje svojih jedinstvenih LINIJA u složenim domaćinima kako bi uspostavile vaš LifeID.
• Metamatter: Pretpostavlja se da je ne-lokalni slabo reagirajući kosmički pozadinski kosmički kondenzat (CBBC) neophodan za život kao što je tamna materija za stvaranje galaksije. Tamo gdje je EM Alisa, tada je metamaterija Bob prirodne zapletenosti.
• Vjernost teleportacije (FT): Izračunata vrijednost koja opisuje trenutne izglede za obnavljanje pojedinaca za vaš sljedeći život.
• Monogamija zapletenosti: svojstvo QE veze koja provodi pojedinačnu instancu individualnosti i uloge smrti.


Sažetak hipoteze:

Najosnovniji element života je molekul koji se naziva Motul zapetljavanja (EM). Ovaj molekul sastavljen od normalne barionske materije ispoljava jedinstveno svojstvo plodnog uspostavljanja prirodnog teleportacijskog kanala, koji je zajedničko kvantno koherentno stanje, kvantna zapletenost (QE), sa hipotetiziranim oblikom materije koji se naziva metamaterija. Metamatter se sastoji od neotkrivene vrste čestica koja nužno boravi u potpunosti izvan ovog prostor-vremena, u Hilbert-prostoru ili metaverzumu, ako želite. Metamaterija je jednako bitna za život kao i tamna materija za stvaranje galaksije. Zapleteni molekuli u ovom svemiru su u svakom trenutku zapleteni za čestice metamaterije u Hilbert-ovom prostoru. To je njihovo prirodno stanje. Metamatrija, kao što je moguće sa bilo kojim prirodnim entitetom koji ima samo suptilne stupnjeve slobode unutar ovog prostor-vremena, nije podložna lokalnim ili relativističkim ograničenjima, pa je putem ove QE veze neklasična, trenutno dostupna molekulima zapletanja ( EM) svuda u ovom univerzumu.

Ovi molekuli zapletanja i metamaterija su krajnje točke Alice i Bob svake izolirane QE veze koja se prirodno javlja u svakoj živoj ćeliji koja je ikad postojala. Molekula zapletanja koja je jednom raspoređena iz sastavnih atoma, za razliku od molekula u feritnom magnetu u tranzistorskom radiju, trenutno je osjetljiva na dostupne, neutemeljene QE stupnjeve slobode (DOF) QE spektra ili frekvencije kvantne zapletenosti (QEF). QEF je taj koji definira jedinstveni prirodni kanal teleportacije na koji će se uplesti dostupna metamaterija. Takva izolirana udruživanja postojala su na Zemlji eonima, a u ovom svemiru još duže prije nego što su se prirodne okolnosti pojavile, na Zemlji, a možda i negdje drugdje, da bi se dobila sfera molekula koja bi se mogla opisati kao rani ćelijski zid. Nisu svi molekuli isprepletanja vjerovatno naišli na ćelijski zid, ali oni koji su, zatvoreni ovom preprekom, imali su prednost dodatnog nivoa zaštite. Ovo kućište omogućilo im je da se razviju izvan tipičnog. Ovaj osnovni odnos zapletenosti je najosnovnija manifestacija života. Utvrđuje poziciju gledanja (POV). Vremenom su se druge vrste molekula pridružile tim proto-ćelijama ponekad na obostranu korist, ponekad ne. Oni koji nisu dodali nikakvu korist ili umanjili izglede za preživljavanje proto-ćelija, neće preživjeti.

QE veza je preživjelim proto-ćelijama dala nešto vrlo posebno. Dao je inače neživim molekularnim komponentama unutar ove rane ćelije oblik unutarćelijske komunikacije. Odnosno, sposobnost interakcije na daljinu, ali što je još kritičnije u tom je trenutku QE veza proto-ćeliji dala mogućnost da dijeli ili utiskuje informacije o unutrašnjem stanju ćelije na svoju isprepletenu metamateriju. Metamatter zbog svoje ekstra-dimenzionalnosti, nelokalnosti i relativistički neograničene prirode u osnovi djeluje kao vrsta skladišta podataka u oblaku za informacije dostupne trenutno s bilo kojeg mjesta u ovom svemiru, kao i sa bilo kojeg drugog. Ovo univerzalno spremište informacija u oblaku je presudni faktor potreban za započinjanje evolucije. Ova prirodna kosmička pozadina Bose kondenzata (CBBC) je ono što omogućava bilo gdje u ovom svemiru. U tom trenutku evolucija je postojala samo slučajnim kontaktom okoline između proto-ćelija sa drugim strukturama u iskonskom okruženju rane Zemlje.

Tako je ćelija postala prirodni krug biološkog zapletanja. Svako takvo uplitanje u paru predstavlja instanciju života, bilo na Zemlji, bilo drugdje u ovom svemiru ili bilo gdje u postojanju. Prema tome, život bi sada mogao biti domaćin bilo kojoj održivoj formaciji ćelija (stanica) koja se može pojaviti bilo gdje u postojanju. Instance se uspostavljaju na jednom određenom QEF, jedinstvenoj vrijednosti stepena slobode među beskonačnošću mogućih vrijednosti na spektru kvantne zapletenosti. QEF koji je jedinstven u svom postojanju za svakog pojedinca i ni za koga drugog, ali samo dok ta QE veza, njihov prirodni kanal za teleportaciju (LINE), traje. Oni koji tek treba utvrditi DOF-ovi, možda frekvencijski i drugi, na QE spektru, jedinstveno su svojstvo u prirodi koje definira svakog živog pojedinca. Sve ostale komponente procesa instanciranja mogu se promijeniti ili razmijeniti, ali vaš QEF je taj koji vas postavlja kao središnju i jedinu metu vaše instancije, vašeg života, a ne nečijeg drugog. Promijenite ili preusmjerite QEF dovoljno i promijenite biće, pojedinca. Vi ste vaš QEF, niste vaše ćelije ili vaša metamaterija.

Vrlo je vjerojatno da je QE spektar prethodio čak i velikom prasku. Vaš QEF je nepromjenjiv, klasično neuništiv. Kada zapleteni molekuli, sadržani u održivim domaćinima, poput ćelije, koja se nalazi na bilo kojoj održivoj planeti, koja orbitira oko bilo koje održive zvijezde, bilo gdje u postojanju, zaplete metamateriju u vašem QEF-u, to je mjesto na kojem ćete instalirati. Tamo ćete biti. Takvo mjesto je ono gdje ste trenutno. Takvo mjesto je mjesto na kojem ste vjerojatno bili mnogo puta prije trenutne instancije. Takva mjesta su ona koja ćete neizbježno potvrditi još mnogo puta u svojoj budućnosti. Ovo je instancija, ovo je život. Vi i ja, i vaša kućna vidra, svaki insekt, svaka ćelija i svaka organizacija ćelija, sav život bilo gdje u životu postoji pomoću ovog mehanizma. Dok se svaka ćelija zapliće u jedinstvenom QEF-u, nekoliko specijaliziranih ćelija u složenim organizmima, nazvanim ćelijama zapletanja (EC), evoluiralo je u heterodin ili kombiniralo svoje jedinstvene QEF-ove. Ova kombinacija različitih LINE kanala zapliće metamateriju u još jednom jedinstvenom QEF-u, koji se naziva složeni ili nastali QEF, čime se pojavljuje pojedinac, vi.

Ovaj složeni stupanj slobode nazvan QEF, zajedno s metamaterijom koju zapliće, naziva se lifeID.LifeID ne prenosi niti prenosi sjećanja ili ponašanje tijela domaćina. U prirodi su takva svojstva samo elektromagnetska manifestacija vrste domaćina ili posude. Najbliži kulturni meme lifeID-u dolazi preko religija tokom ljudske istorije pozivajući se na ovo, koristeći jednu ili drugu riječ, kao duša. Jednom kada se bilo koja QE veza prekine, dovoljnim ometanjem ćelijske komponente (izazivajući smrt žile domaćina), prethodno zapleteni metamatter postaje dostupan za zapletanje od strane drugih ćelija. Međutim, ova određena metamaterija donekle je utisnuta u njegovo prethodno zapletanje. Svaka generacija zapletenosti, svaka instanca, svaki život, utiskuje informacije i od domaćina i od QEF-a u svoju isprepletenu metamaterija. Stepen ovog utiskivanja tek treba utvrditi.

Ovo vremenski zavisno, pokvarljivo utiskivanje staničnog stanja u metamateriju postaje dostupno budućim ćelijama koje zapleću ovu metamaterija, istovremeno ograničavajući njegove mogućnosti zapletanja na ćelije odgovarajućeg stanja. Prolazak vremena raspada otisak ostavljen na metamateriji uzrokujući povratak u stanje najbolje opisano kao matična metamaterija (o čemu će biti riječi kasnije u ovom dijelu). Ovaj prijenos informacija o stanju ćelije može utjecati na ponašanje i razvoj ćelije, a u mjeri u kojoj ove utisnute informacije pokazuju prednost za ćeliju, mogu pružiti korist za preživljavanje. Ovo je evolucijski mehanizam koji je koristio rani život koji je prethodio razvoju molekula DNK i RNK. QE komunikacijom, ergo životom, proto-ćelija je postala laboratorij evolucijskih inovacija koje danas vidimo iz kojih je proizašlo mnoštvo korisnih staničnih struktura i procesa, ali što je najvažnije, jasna korist da se mehanizam za skladištenje u oblaku metamaterije proširi sa više lokalni, proširiviji i fleksibilniji mehanizam za skladištenje informacija koji je postao RNA i na kraju DNK. Ovo je rođenje moderne žive ćelije. Mnogo toga još treba naučiti, ali implikacije ovog procesa su ogromne i raširene.

Stupanj u kojem je metamatter utisnut svojim zapletenim domaćinom i jedinstvenim QEF-om odredit će, nakon deinstancijacije (smrti), vjerojatnost da će vaš utisnuti metamatter neko vrijeme odbiti mogućnosti zapletanja iz različitih ćelija domaćina (čak i iste ili slične vrste) ), u korist zapletanja sa ćelijama koje sadrže vašu porodičnu DNK. To su stanice koje su kompatibilnije sa njihovim utiskivanjem. Povećavajući time vjerovatnoću da vas vrate u vašu bivšu porodičnu liniju, ili ako je manje fino utisnuto, u bilo koju slučajnu liniju vaše prethodne vrste ili ako je manje fino podešena, u potpunosti u drugu vrstu. Dugovječnost može biti faktor u tom pogledu. Također kada otkrijemo molekul zapletenosti u prirodi ili unutar ćelije, baš kao što smo na kraju otkrili molekul DNK u ćeliji desetljećima nakon što je Darwin predstavio svoju teoriju evolucije prirodnom selekcijom, isto tako to nam može omogućiti da razvijemo tehnologije sposobne za otkrivanje i praćenje svaki pojedinac jedinstveni QEF u ovom životu ili u više instanci. Ovo će promijeniti svijet, u najmanju ruku će promijeniti način na koji pišemo svoje oporuke. Što se tiče praktičnih implementacija, otkrivanje i upotreba metamaterije moglo bi sve promijeniti. Sateliti Metamatter bili bi vrlo različiti, ali slični redovnim orbitalnim satelitima, iako će boraviti izvan ovog prostor-vremena, omogućit će trenutnu komunikaciju s bilo kojom tačkom u kosmosu. To će zauvijek izmijeniti ljudski odnos ne samo jedni prema drugima, već i prema svim živim bićima biološkim ili drugim vrstama. Također po prvi put u ljudskoj historiji, mogli bismo početi poduzimati praktične radnje u životu koje bi utjecale na izglede za ponovnu uspostavu pojedinaca u sljedeći život, čime bismo prilagodili vašu sljedeću instancu prije vremena, minus mističnost i ideologija.


Sadržaj

U radu iz 1959. godine fizičari sa Sveučilišta Cornell Philip Morrison i Giuseppe Cocconi pretpostavljali su da bi bilo koja vanzemaljska civilizacija koja pokušava komunicirati putem radio signala to mogla učiniti koristeći frekvenciju od 1420 megaherca (21 centimetar), koju prirodno emitira vodonik, najčešći element u svemiru i stoga vjerovatno poznat svim tehnološki naprednim civilizacijama. [5]

1973. godine, nakon završetka opsežnog istraživanja ekstragalaktičkih radio izvora, Državni univerzitet Ohajo dodijelio je danas ugašeni Radio-opservatorij Državnog univerziteta države Ohio (nadimak "Veliko uho") u naučno traženje vanzemaljske inteligencije (SETI), u najdugovječnijem programu. ove vrste u istoriji. [6] Radioteleskop se nalazio u blizini Perkins opservatorije u kampusu Ohio Wesleyan University u Delawareu, Ohio. [7] [8]

Do 1977. godine, Ehman je radio na projektu SETI kao volonter, čiji je posao uključivao ručnu analizu velikih količina podataka obrađenih od računara IBM 1130 i zabilježenih na papir za linijski printer. Dok je pregledavao podatke prikupljene 15. avgusta u 22:16 EDT (02:16 UTC), uočio je niz vrijednosti intenziteta i frekvencije signala zbog kojih su on i njegove kolege bili zapanjeni. [5] Direktor opservatorije događaj je kasnije detaljno dokumentovao u tehničkim detaljima. [9]

Niz 6EQUJ5, koji se obično pogrešno tumači kao poruka kodirana u radio signalu, zapravo predstavlja varijaciju intenziteta signala tokom vremena, izraženu u određenom mernom sistemu usvojenom za eksperiment. Činilo se da je sam signal nemodulirani kontinuirani talas, iako bilo koja modulacija s periodom kraćim od 10 sekundi ili dužim od 72 sekunde ne bi bila otkrivena. [10] [11]

Intensity Edit

Intenzitet signala mjeren je kao odnos signal-šum, s prosjekom buke (ili osnovne linije) tokom prethodnih nekoliko minuta. Signal se uzorkovao 10 sekundi, a zatim ga je obrađivao računar, što je trajalo 2 sekunde. Prema tome, svakih 12 sekundi rezultat za svaki frekvencijski kanal izlazio je na ispisu kao jedan alfanumerički znak, koji predstavlja prosječni intenzitet od 10 sekundi, umanjen za osnovnu liniju, izražen kao bezdimenzionalni višekratnik standardne devijacije signala. [12]

U ovoj određenoj skali intenziteta, razmak je označavao intenzitet između 0 i 1, odnosno između osnovne linije i jedne standardne devijacije iznad nje. Brojevi od 1 do 9 označavali su odgovarajuće numerirane intenzitete (od 1 do 9), intenzitete od 10 i više označavali su slovom: "A" odgovara intenzitetima između 10 i 11, "B" do 11 do 12 itd. Wow! Najviša izmjerena vrijednost signala bila je "U" (intenzitet između 30 i 31), odnosno trideset standardnih odstupanja iznad pozadinske buke. [2] [12]

Uređivanje frekvencije

John Kraus, direktor zvjezdarnice, dao je vrijednost od 1420,3556 MHz u sažetku iz 1994. godine napisanom za Carla Sagana. [9] Međutim, Ehman je 1998. godine dao vrijednost od 1420,4556 ± 0,005 MHz. [13] Ovo je (50 ± 5 kHz) iznad vrijednosti vodonične linije (bez pomicanja crvene ili plave boje) od 1420.4058 MHz. Ako bi zbog pomicanja plave boje odgovarao izvoru koji se kreće oko 10 km / s (6,2 mi / s) prema Zemlji.

Objašnjenje razlike između Ehmanove vrijednosti i Krausove vrijednosti može se naći u Ehmanovom radu. Oscilator, koji je postao prvi lokalni oscilator, naručen je za frekvenciju od 1450,4056 MHz. Međutim, univerzitetski odjel za nabavke napravio je tipografsku pogrešku u narudžbi i napisao 1450.5056 MHz (tj. 0,1 MHz više od željenog). Tada je napisan softver korišten u eksperimentu kako bi se prilagodila ovoj pogrešci. Kada je Ehman izračunao frekvenciju Wow! signal, uzeo je u obzir ovu grešku. [ potreban citat ]

Uređivanje širine pojasa

Wow! signal je bio uskopojasna emisija: njegova širina pojasa bila je manja od 10 kHz. Teleskop Veliko uho bio je opremljen prijemnikom sposobnim za mjerenje pedeset kanala širine 10 kHz. Izlaz iz svakog kanala predstavljen je u računarskom ispisu kao stupac alfanumeričkih vrijednosti intenziteta. Wow! signal je u osnovi ograničen na jedan stupac. [13]

Varijacija vremena Uredi

U vrijeme posmatranja, radio ugao Velikog uha bio je podesiv samo za nadmorsku visinu (ili visinu iznad horizonta) i oslanjao se na rotaciju Zemlje za skeniranje po nebu. S obzirom na brzinu rotacije Zemlje i prostornu širinu promatračkog prozora teleskopa, Veliko uho je moglo promatrati bilo koju datu tačku samo 72 sekunde. [3] Stoga bi se očekivalo da će se kontinuirani vanzemaljski signal registrirati tačno 72 sekunde, a zabilježeni intenzitet takvog signala prikazivat će postepeni porast u prvih 36 sekundi - vrhunac u središtu promatračkog prozora - a zatim postepeno smanjivanje kako se teleskop udaljavao od njega. Sve ove karakteristike prisutne su u Wow! signal. [14] [15]

Precizna lokacija na nebu odakle je signal očigledno proizišao je neizvjesna zbog dizajna teleskopa Big Ear, koji je imao dva napojna roga, svaki primajući snop iz malo različitih smjerova, dok je pratio Zemljinu rotaciju. Wow! signal je otkriven u jednom snopu, ali ne i u drugom, a podaci su obrađeni na takav način da je nemoguće utvrditi koji je od dva roga primio signal. [16] Stoga postoje dvije moguće vrijednosti uspona (RA) za lokaciju signala (izražene u nastavku u smislu dva glavna referentna sistema): [17]

B1950 ravnodnevica J2000 ravnodnevica
RA (pozitivni rog) 19 h 22 m 24,64 s ± 5 s 19 h 25 m 31 s ± 10 s
RA (negativni rog) 19 h 25 m 17,01 s ± 5 s 19 h 28 m 22 s ± 10 s

Suprotno tome, deklinacija je nedvosmisleno utvrđena na sljedeći način:

B1950 ravnodnevica J2000 ravnodnevica
Deklinacija −27°03′ ± 20′ −26°57′ ± 20′

Galaktičke koordinate pozitivnog roga jesu l =11.7°, b = −18,9 °, a za negativni rog l =11.9°, b = −19,5 °, pri čemu su oba oko 19 ° prema jugoistoku galaktičke ravni i oko 24 ° ili 25 ° istočno od galaktičkog centra. Reč o nebu u pitanju leži sjeverozapadno od kuglastog jata M55, u sazviježđu Strijelac, otprilike 2,5 stepena južno od zvijezde pete magnitude Chi Strelci, i oko 3,5 stepena južno od ravni ekliptike. Najbliža lako vidljiva zvijezda je Tau Strijelac. [18]

Nijedna obližnja zvijezda slična suncu nije bila unutar koordinata antene, iako bi u bilo kojem smjeru antenski obrazac obuhvaćao oko šest udaljenih zvijezda. [10]

Iznesene su brojne hipoteze o izvoru i prirodi Wow! signal. Nijedan od njih nije postigao široko prihvaćanje. Međuzvjezdana scintilacija slabijeg kontinuiranog signala - slično po efektu treperenja u atmosferi - mogla bi biti objašnjenje, ali to ne bi isključilo mogućnost da signal bude umjetnog porijekla. Značajno osjetljiviji vrlo veliki niz nije detektirao signal, a vjerovatnoća da Veliko uho može detektirati signal ispod praga detekcije vrlo velikog niva zbog međuzvjezdane scintilacije je mala. [19] Ostale hipoteze uključuju rotirajući izvor nalik svjetioniku, frekvenciju pomeranja signala ili jednokratni rafal. [17]

Ehman je rekao: "Trebali smo ga ponovno vidjeti kad smo ga tražili 50 puta. Nešto sugerira da je to signal iz Zemlje koji se jednostavno odbio od komada svemirskog otpada." [20] Kasnije je donekle odustao od svog skepticizma, nakon što su dalja istraživanja pokazala da je signal koji se prenosi Zemljom vrlo malo vjerojatan, s obzirom na to da su zahtjevi svemirskog reflektora vezani za određene nerealne zahtjeve kako bi se dovoljno objasnio signal. [13] Također je problematično pretpostaviti da signal od 1420 MHz potiče sa Zemlje, jer je on unutar zaštićenog spektra: širine pojasa rezervirane za astronomske svrhe u kojoj je zemaljskim odašiljačima zabranjeno prenošenje. [21] [22] U radu iz 1997. godine Ehman se opire "izvlačenju opsežnih zaključaka iz upola opsežnih podataka" - priznajući mogućnost da je izvor mogao biti vojni ili na neki drugi način proizvod Zemlje vezanih ljudi. [23]

Predsjednik METI-a Douglas Vakoch rekao je za Die Welt da se svi navodni detektori SETI signala moraju replicirati radi potvrde, a nedostatak takve replikacije za Wow! signal znači da ima malu vjerodostojnost. [24]

Diskreditirane hipoteze Uredi

2017. godine Antonio Paris, učitelj s Floride, predložio je da je oblak vodonika koji okružuje dvije komete, 266P / Christensen i 335P / Gibbs, za koje se danas zna da su bili u istoj regiji neba, mogao biti izvor Wow! signal. [25] [26] [27] Ovu su hipotezu odbacili astronomi, uključujući članove izvornog istraživačkog tima Velikog uha, jer navedene komete nisu bile u zraku u tačno vrijeme. Nadalje, komete ne emitiraju snažno na uključenim frekvencijama i nema objašnjenja zašto bi se kometa promatrala u jednom zraku, ali ne i u drugom. [28] [29] [30]

Nekoliko pokušaja Ehmana i drugih astronoma bilo je da se oporave i identifikuju signal. Očekivalo se da će se signal javljati u razmaku od tri minute u svakom od napojnih rogova teleskopa, ali to se nije dogodilo. [15] Ehman je bezuspješno tražio recidive koristeći Veliko uho u mjesecima nakon otkrivanja. [19]

1987. i 1989. Robert H. Gray tražio je događaj pomoću niza META u opservatoriji Oak Ridge, ali ga nije otkrio. [19] [31] [ potrebna stranica ] U julu 1995. godine na testu softvera za otkrivanje signala koji će se koristiti u predstojećem Project Argusu, izvršni direktor SETI lige H. Paul Shuch izvršio je nekoliko opažanja skeniranja drifta Wow! koordinate signala sa 12-metarskim radio-teleskopom na Nacionalnoj opservatoriji za radio astronomiju u Green Bank, Zapadna Virginia, takođe postižući nula rezultat.

U 1995. i 1996. Gray je ponovo tražio signal koristeći Very Large Array, koji je znatno osjetljiviji od Big Ear. [19] [31] [ potrebna stranica ] Gray i Simon Ellingsen su kasnije tražili ponavljanje događaja 1999. godine koristeći 26-metarski radio teleskop na Radio-opservatoriji Mount Pleasant Univerziteta u Tasmaniji. [32] Šest 14-satnih promatranja obavljeno je na položajima u blizini, ali ništa poput Wow! signal je otkriven. [15] [31] [ potrebna stranica ]

2012. godine, na 35. godišnjicu Wow! signala, zvjezdarnica Arecibo preusmjerila je digitalni tok prema Hipparcos 34511, 33277 i 43587. [33] Prijenos se sastojao od približno 10 000 Twitter poruka koje je u tu svrhu zatražio National Geographic Channel, s oznakom # #ChasingUFOs (promocija za jednog TV serije). [34] Sponzor je također uključio seriju video vinjeta s verbalnim porukama raznih poznatih ličnosti. [35]

Da bi povećali verovatnoću da će bilo koji vanzemaljski primaoci prepoznati signal kao namernu komunikaciju iz druge inteligentne forme života, naučnici Areciba su svakoj pojedinačnoj poruci dodali zaglavlje sa ponavljajućim redosledom i prenosili prenos s otprilike 20 puta većom snagom od najmoćnije reklame radio predajnik. [34]


ISEE je NASA / ESA suradnički program koji se sastoji od tri satelita namijenjena proučavanju dinamičkih svojstava Zemljine magnetosfere i sunčevog vjetra ispred magnetosfere (proučavanje interakcije međuplanetarnog medija s neposrednim okolišem Zemlje i proučavanje magnetosferskog pramčanog šoka i magnetosput da bi se dobio bolji model interakcije). Specifični ciljevi misije bili su: 1) 2) 3) 4)

i bik da istraže solarno-zemaljske odnose na najudaljenijim granicama Zemljine magnetosfere

i bika da detaljno ispitaju strukturu sunčevog vjetra u blizini Zemlje i udarnog vala koji čini vezu između sunčevog vjetra i Zemljine magnetosfere

& bull za istraživanje kretanja i mehanizama koji djeluju u plazemskim folijama

i bik da nastave istraživanje kosmičkih zraka i emisija sunčevih bljeskova u međuplanetarnoj regiji blizu 1 AU.

Svemirske letjelice ISEE-1 i ISEE-3 bili su glavni doprinos NASA-e, dok je ISEE-2 izgradila i njima upravljala ESA. Više od 100 istražitelja, koji predstavljaju većinu magnetosferske zajednice, iz 33 instituta bilo je uključeno u misiju ISEE i njena 32 instrumenta.

Tri svemirske letjelice nosile su niz komplementarnih instrumenata za mjerenje plazme, energetskih čestica, valova i polja. Misija je na taj način proširila istrage prethodnih svemirskih letelica IMP (međuplanetarna platforma za nadzor).

Slika 1: ISEE poster za misiju (zasluga za sliku: UCLA) 5)

Ukupni ciljevi bili su promatranje magnetosfere u blizini Zemlje i njezinih granica, bolje razumijevanje mnogih pojava, poput Zemljinog pramčanog udara, magnetoploha i magnetopauze, interakcija između repa i polarnih svjetlosti, populacija i protoka čestica u repu.

Svemirske letjelice ISEE-1 i ISEE-3 temelje se na uzorku dizajna IMP-a, a izgradila ih je NASA kao njihov glavni doprinos IMS-u. Svemirska letjelica ISEE-1 bila je stabilizirana centrifugom, imala je masu od 340 kg (minisatelit) i nominalnu snagu od 175 W. 6) 7) 8) 9)

Misija ISEE-1 također ima oznake ISEE-A i Explorer 56.

Slika 2: Pogled umjetnika na svemirsku letjelicu ISEE-1 u orbiti (zasluga za sliku: NASA)

Slika 3: Crtanje linija konfiguracije svemirske letjelice ISEE-1 (zasluga za sliku: NASA)

Svemirska letjelica klase Explorer, ISEE-2, bila je dio misije majka / kćerka / heliocentrična misija (ISEE-1, ISEE-2, ISEE-3). Dio misije za majku i kćer sastojao se od dvije svemirske letjelice (ISEE-1 i ISEE-2) sa sposobnošću čuvanja stanica u istoj visoko ekscentričnoj geocentričnoj orbiti.

Minisatelit ISEE-2 imao je cilindričnu sabirnicu stabiliziranu centrifugom sa tri postavljena nosača instrumenata. Slijedile su se stroge mjere kako bi se eliminirale smetnje svemirske letjelice u nekim eksperimentima: cijela je vanjska strana provedena kako bi se smanjila razlika potencijala na 1 V, upotreba nemagnetskih materijala ograničila je ISEE i rsquos DC polje na

Kontrola položaja / orbite: 20 okretaja u minuti, stabilizirano okretanjem oko uzdužne osi, okomito na ekliptičku ravninu. Pogonsko gorivo za hladni plin: 10,7 kg, freon-14. Stav su odredila dva zemaljska albedo i solarna senzora aspekta.

EPS (Elektroenergetski podsistem) koristio je silicijumske ćelije na cilindričnim pločama pružajući snagu od> 100 W (65 W nakon 10 godina), a 27 W je bilo potrebno za naučni teret. EPS je podržavala NiCd baterija koja je otkazala nakon dvije godine (kao što je i predviđeno).

Slika 4: Fotografija svemirske letjelice ISEE-2 u dinamičkoj komori za odmor u ESTEC-u (kredit: ESA)

ISEE-2 S / C izradio je Dornier-System GmbH (glavni izvođač), na čelu konzorcija STAR. Svemirska letelica ISEE-2 imala je masu od 166 kg (naučni teret od 27,7 kg) sa projektnim vijekom trajanja od 3 godine.

RF komunikacija: Podaci S-opsega vraćeni su brzinama podataka od 8192 bit / s (visoka) ili 2048 bit / s (niska). Letjelicom je upravljala NASA / GSFC (Goddard Space Flight Center).

Slika 5: Spajanje ESA-inog ISEE-2 (gore) s NASA-om i rsquos ISEE-1 S / C na rtu Canaveral (zasluga za sliku: ESA, NASA)

Lansiranje: ISEE-1 i ISEE-2 lansirani su u tandemu (raketa-nosač Delta-2914, zajedničko lansiranje osigurala NASA) 22. oktobra 1977. s rta Canaveral u visokoeliptične geocentrične orbite. Sateliti su prolazili kroz magnetosferu i u magnetni omotač tokom svake orbite pružajući dobru pokrivenost svih karakteristika magnetosfere tokom perioda godine.

Orbita: HEO (visokoeliptična orbita) sa apogejem od 23 RE (137.806 km) i perigej od 1,04 R.E (6.600 km), nagib = 28,76 i red. Obje letjelice prodrle su u međuplanetarni medij do 3/4 orbitalnog perioda, ovisno o dobu godine.

ISEE-1 i ISEE-2 bili su u gotovo slučajnim orbitama oko Zemlje s periodima od otprilike 57 sati (3441 minutu), a njihovo vremensko odvajanje u ovoj orbiti moglo bi se mijenjati manevriranjem ISEE-2. Ove dvije svemirske letjelice, odvojene promjenljivom udaljenostom (50 -5000 km) i sa sličnim instrumentima, mogle su razbiti prostorno-vremensku dvosmislenost koja je neizbježno povezana s mjerenjima jednom svemirskom letjelicom na tankim granicama koje bi mogle biti u pokretu, poput pramčani šok i magnetopauza. 11)

Status misija ISEE-1 i ISEE-2:

& bull Obje letjelice ponovno su ušle u Zemljinu atmosferu 26. septembra 1987 - završivši 1517 orbita Zemlje (osigurano je gotovo 10 godina operativnog života).

& bull ISEE-1 djelovao je u pomalo degradiranom načinu rada zbog gubitka jednog eksperimenta i djelomičnog gubitka četiri druga od ukupne dopune 13 eksperimenata. Baterija je otkazala zbog normalnog trošenja nakon 4 1/2 godine službe, međutim, to nije smanjilo operacije zbog toga što je letjelica bila u orbiti punoj sunčeve svjetlosti.

& bull ISEE-2: Nijedna jedinica nije otkazala, osim očekivanog gubitka baterije.

& bull Nakon ponovnog ulaska ISEE-1 i -2 1987. godine, poduzeti su posebni napori da se u NSSDC arhiviraju visokokvalitetni podaci visoke razlučivosti o česticama, poljima i valovima za određena vremenska razdoblja za koja se smatra da su od interesa naučnoj zajednici. Za ISEE-1, ova posebna arhivska razdoblja su:

1) rane godine misije (12. avgusta 1978 - 17. februara 1980) 12)

2) period kada je ISEE-3 bio u Zemljinom magnetorepu (15. oktobra 1982. - 25. decembra 1983)

3) period kampanje & quotPROMIS & quot (29. marta 1986. - 16. juna 1986).

Dopuna senzora ISEE-1 i ISEE-2:

Posebno izdanje o instrumentima za međunarodnu svemirsku letjelicu Sun-Earth Explorer objavljeno je u IEEE Transactions on Geoscience Electronics, Vol. GE-16, juli 1978.

ANM / AND (Elektroni i pojačala protoni)

PI: K. A. Anderson, UCB, instrument se leti na ISEE-1 i -2. Ciljevi: Proučavanje pojava različitih energetskih čestica koje se nalaze u Zemljinoj magnetosferi, magnetopauzi, magnetoplastu, pramčanom šoku i uzvodnom medijumu. Mjerenje u širokom spektru energija, od

1,5 do 300 keV i za elektrone i za protone.

Instrument je razvijen u UCB-u, a sastoji se od para površinskih barijernih poluprovodničkih detektorskih teleskopa (jedan s folijom i jedan bez folije) i četiri analizatora čestica električnog polja sa fiksnom energijom. Analizatori se koriste za odvojeno mjerenje elektrona i protona na 2 i 6 hiljada elektrona volta.

LEPEDEA (niskoenergetski analizator protona i elektrona diferencijalne energije):

PI: Louis A. Frank, Univerzitet u Iowi. Instrument je poznat i pod oznakom FRM / FRD i leti se na ISEE-1 i ISEE-2. Cilj: proučavanje usmjerenih intenziteta pozitivnih jona i elektrona pod velikim čvrstim uglom. Raspon energije: 1 eV & le E / Q & le 50 keV u 63 opsega sa 17% rezolucije. 13)

Instrument je kvadrisferni analizator protona i elektrona diferencijalne energije niske energije (LEPEDEA), koji koristi sedam multiplikatora elektrona s kontinuiranim kanalom u svakom od svoja dva (jedan za protone i jedan za elektrone). Sve osim 2% čvrstog ugla od 4 & pi sr bilo je pokriveno vektorima brzine čestica. Uključena je i GM cijev, s konusnim vidnim poljem od 40 ° punog kuta, okomito na os centrifuge. Ovaj detektor je bio osjetljiv na elektrone sa E> gt 45 keV i na protone sa E> gt 600 keV. Masa instrumenta = 5 kg, snaga = 5 W.

RUM / RUD (eksperiment s magnetskim fluksgate):

PI: C. T. Russell, UCLA. Magnetometri fluksgate RUM / RUD leteli su na ISEE-1 i ISEE-2. Sveukupni cilj bio je steći kvantitativno razumijevanje dinamičke plazme i poljskog okruženja Zemlje. 14)

Tri NOL (Naval Ordnance Laboratory) prstenasta senzora jezgre u anortogonalnoj trijadi zatvorena su u mehanizam za prevrtanje na kraju nosača magnetometra, 3 m od kože svemirske letjelice na ISEE l i 2 m na ISEE 2. pokreće se zagrijavanjem bimetalne trake koja okreće senzor iz jednog stabilnog položaja u kojem se drži opruga kroz 90 & ordm u drugi položaj. Tokom rada & quotflip lijevo & quot; senzor koji je u početku anti paralelan osi centrifuge u položaju okretanja, okreće se u ravninu centrifuge kako bi gledao u smjeru suprotnom rotaciji svemirske letjelice. Senzor 3 se okreće iz rotacijske ravni gledajući u smjeru rotacije svemirske letjelice u pravac koji je paralelan osi okretanja svemirske letjelice. Preokret traje oko 4 minute na sobnoj temperaturi u vakuumu i treba oko 5 W.

Masa sklopa senzora, elektronika

3,9 W (uobičajeni rad)
7,8 W (tokom okretanja)

21 cm x 12 cm x 15 cm (elektronika)
11 cm x 9 cm (promjer) senzora

Tabela 1: Karakteristike instrumenta

Slika 6: Konfiguracija RUM / RUD senzora (zasluga za sliku: UCLA)

I magnetometri ISEE l i 2 uključeni su nekoliko sati nakon lansiranja i od tada rade kontinuirano, osim kratkih perioda tokom ispitivanja smetnji. Jedine operativne anomalije bile su nekoliko statusnih promjena ISEE 2 instrumenta kojima nije zapovijedalo sa zemlje. Oboje su se dogodili tokom prve dvije sedmice i nisu se ponovili. Peraje se vježbalo svakih pet dana na obje svemirske letjelice, ukupno do danas preko 50 okretanja, bez dokaza starenja. 15)

Instrument ima dva naredljiva opsega & plusmn256 & gama i & plusmn8192 & gama sa tačnošću od 0,025%.

FPE (brzi eksperiment sa plazmom):

PI: S. J. Bame, znanstveni laboratorij Los Alamos, G. Paschmann, MPI Garching. Identični brzi eksperimentalni eksperimenti s plazmom (FPE) postavljeni su na svemirskim brodovima ISEE-1 i ISEE-2. Tri elektrostatička analizatora (sa sfernim presjekom od 90 & ordm) pružaju mjerenja elektrona i protona. Svaki instrument koristi podijeljeni sistem sekundarnog emitera za presretanje analiziranih čestica. ISEE-1 takođe sprovodi eksperiment solarnog vjetra (SWE) za mjerenje jona solarnog vjetra s visokom rezolucijom. SWE se sastoji od dva 150Â sferna analizatora sekcija koji koriste isti set ploča. Dva ventilatora za prihvat su nagnuta jedan prema drugom tako da se mogu izvesti 3D karakteristike distribucije jona. 16)

WIM / KED (eksperiment sa česticama srednje energije):

PI: D. J. Williams, JHU / APL, Laurel, dr. Med. Cilj: Proučiti i identificirati fizičke mehanizme čestica srednje energije povezane sa ubrzanjem, procesima izvora i gubitaka te graničnim i interfejs fenomenima kroz orbite ISEE-1 i -2. Instrument ima i oznaku MEPE (Eksperiment sa česticama srednje energije) 17)

Eksperiment se sastoji od WIM instrumenta (širokokutni spektrometar čestica i teški jonski teleskop) na ISEE-1 i instrumenta KED (pet senzorskih sistema montiranih u različitim kutnim položajima u odnosu na S / C centrifugu) na ISEE-2.

- Protoni: 20 keV - 2 MeV u 8 kanala, u 16 kanala na ISEE-1

- Elektroni: 20 keV - 1,2 MeV u 8 kanala, u 16 kanala na ISEE-1

- Protoni: 20 keV - 2 MeV u 12 kanala na ISEE-2

- Elektroni: 20 keV - 300 keV (do 1,2 MeV za 90 & ordm jedinicu) na ISEE-2

GUM / GUD (istraživanje vala plazme):

PI: D. A. Gurnett, Univerzitet u Iowi. GUM / GUD se leti na ISEE-1 i ISEE-2. Cilj: Proučavanje interakcije talasa i čestica u Zemljinoj magnetosferi i sunčevom vjetru. Instrument na ISEE-1 koristi tri električne dipolne antene dužine 215 m, 73,5 m i 0,6 m za mjerenje električnog polja i antenu sa triosnim namotajem za mjerenje magnetskog polja.

Instrument ISEE-2 koristi dva električna dipola duljine 30 m i 0,6 m, i jednosusnu antenu zavojnice za mjerenje magnetskog polja. Instrumentacija plazemskog vala ISEE-2 sastoji se od 16-kanalnog analizatora spektra koji pokriva frekvencijski opseg od 5,62 Hz do 31,1 kHz i širokopojasnog prijemnika talasnih oblika s mogućnošću mjerenja talasnih oblika u odabranim frekvencijskim opsezima do 2,0 MHz. 18) 19)

10 - 100 kHz (3 osi, 16 kanala)

10 Hz - 10 kHz (3 ose, 12 kanala)

10 kHz - 200 kHz (128 koraka), analiza signala električnog polja

Tabela 2: GUM / GUD parametri

HEM (VLF eksperiment širenja valova)

PI: R. A. Helliwell, Univerzitet Stanford, instrument se leti na ISEE-1. Cilj: Proučavanje interakcija VLF-talas-čestica u magnetosferi (napomena: VLF = vrlo niska frekvencija u opsegu 10 - 30 kHz). Drugi cilj je utvrđivanje efekata na energetske čestice u magnetosferi zračenja dalekovoda. 20)

Postavljanje instrumenta sastoji se od tri odvojena elementa:

- širokopojasni VLF prijemnik na ISEE-1

- širokopojasni VLF predajnik koji se nalazi na stanici Siple na Antarktiku

- zemaljske stanice na Antarktiku i u Kanadi

Tokom IMS-a (Međunarodne studije o magnetosferi), svemirska letelica ISEE-1 bila je važna komponenta eksperimenata ubrizgavanja talasa VLF za proučavanje interakcija između koherentnih VLF valova i energetskih čestica. Koherentni valovi ubrizgavaju se u magnetosferu zemaljskim odašiljačima poput stanice Siple, Antarktika i Omega navigacione mreže.

EGD (eksperiment sa sunčevim vjetrom):

PI: E. Egidi, G. Moreno, CNR Frascati, Italija instrument se leti na ISEE-2, a ima i oznaku SWE (eksperiment sa solarnim vjetrom). Cilj: Proučavanje prolaznih pojava u sunčevom vjetru kako bi se dobili prostorni gradijenti interplanetarne plazme. Instrument mjeri pravce protoka i energetski spektar pozitivnih jona u solarnom vjetru. Predviđena su dva načina rada, jedan se koncentrira na visoku ugaonu rezoluciju, a drugi na visoku energetsku rezoluciju. Glavno područje od interesa za ovaj instrument je prema i uključujući magnetopauzu.

Instrument se temelji na dva identična hemisferična elektrostatička selektora energije za mjerenje pozitivnih jona u dva različita energetska prozora.

HPM (eksperiment električnog polja istosmjerne struje):

PI: J. P. Heppner, GSFC instrument se leti na ISEE-1. Cilj: Proučavanje mehanizama prijenosa (mase, impulsa i energije u magnetopauzi), posebno prostornog opsega i varijabilnosti zone jakih električnih polja ili brze konvekcije u susjednim magnetosferskim regijama.
Instrument: 8-kanalni analizator spektra. Opsezi mjerenja: 0,1 Hz - 3200 Hz u 9 koraka.

Dvostruka sonda, instrumenti s plutajućim potencijalom na ISEE-1 daju pouzdana direktna mjerenja električnog polja istosmjernog istosmjernog polja pri pramčanom udarcu, u magnetopauzi i kroz cijelu magnetoplohu, repnu plazmu i plazmasferu. U sunčevom vjetru i u područjima srednje geografske širine polja magnetne svemirske letjelice zaklanjaju ambijentalno polje pod uslovima niskog protoka plazme, tako da se valjana mjerenja ograničavaju na periode umjereno intenzivnog fluksa. Inicijalni rezultati pokazuju: 21)

i bik a) da je istosmjerno električno polje pojačano otprilike dva puta u uskom području sprijeda, povećavajući B, rub pramčanog udara

i bik b) da su duljine skale za velike promjene E u podsolarnoj magnetopauzi znatno kraće od duljine skale povezane s magnetnom strukturom magnetopauze

i bik c) da poprečna raspodjela B-poravnanih E-polja između vanjske razine magnetosfere i jonosfere mora biti vrlo složena da bi se uzeo u obzir slučajni turbulentni izgled magnetosferskih polja i nedostatak odgovarajućih varijacija vremenskog prostora na nivoima jonosfere.

HOM (eksperiment sa kosmičkim zrakama niske energije):

PI: Dieter K. Hovestadt, MPI Garching, Njemačka. Instrument se leti na ISEE-1 i ISEE-3. Cilj: Mjerenje elementarnih obilja, sastava stanja naelektrisanja, energetskih spektra i kutnih raspodjela energetskih jona u rasponu energije od 2 keV / naboj do 80 MeV / nukleon i elektrona između 75 - 1300 keV. Instrument se sastoji od tri senzorska sistema: 22)

- ULECA je elektrostatički analizator otklona, ​​čiji se raspon energije kreće od oko 3 do 560 keV / naboj

- ULEWAT je dvostruki dE / dX nasuprot E protočnog proporcionalnog brojača / čvrstog detektorskog teleskopa tankog prozora koji pokriva raspon energije od 0,2 do 80 MeV / nukleon (Fe).

- ULEZEQ senzor sastoji se od kombinacije elektrostatičkog analizatora otklona i proporcionalnog brojača tankog prozora. Raspon energije je od 0,4 MeV / nukleon do 6 MeV / nukleon. Cilj: prikupljanje podataka o sastavu u zarobljenoj zoni zračenja.

MOM (eksperiment kvazi-statičkog električnog polja):

PI: F. S. Mozer, UCB. Instrument se leti na ISEE-1. Ciljevi: 23)

- proučavanje kvazistatičnog električnog polja u dinamičkom opsegu od 0,1 - 200mV / m

- proučavanje električnih polja talasa na frekvencijama & lt1000 Hz sa osjetljivošću & lt 1 & microV / m (Hz) 1/2 na svim frekvencijama

- proučavanje gustine i temperature plazme

Mjere se potencijalne razlike između para viterovih ugljeničnih sfera promjera 8 cm koji su postavljeni na krajeve žičanih nosača i odvojeni su u ravni centrifuge satelita na 73,5 m.

OGM (eksperiment brzih elektronskih spektrometara):

PI: K. W. Ogilvie, GSFC. Instrument se leti na ISEE-1. Cilj: Proučavanje trodimenzionalne raspodjele plazme u sunčevom vjetru, magnetoplastu, vanjskoj magnetosferi i u blizini repa. Instrument pruža tri opsega energije: 7,5-512 eV, 11-2062 eV i 109-7285 eV. Dvokanalni multiplikatori elektrona koriste se na izlazu svakog od šest cilindričnih elektrostatičkih analizatora. Ukupna masa dva senzora i jedinice za obradu podataka je 4,9 kg, a potrošnja energije 3,5 W. Potrebno je dvjesto brzina telemetrije informacijskih bitova / s. 24) 25)

SHM (eksperiment sa sastavom jona):

PI: R. D. Sharp, Lockheed, Palo Alto, CA. Instrument se leti na ISEE-1. Cilj: Proučavanje sastava vruće magnetosferske plazme. Sastav jona prstenaste struje, plazme, plazmasfere, magnetoploha i sunčevog vjetra kako bi se utvrdilo podrijetlo plazme u različitim režimima magnetosfere i identificiralo ubrzanje, transport i gubici ovisni o masi i naboju procesi. 26)

Instrument se sastoji od dva jonska masena spektrometra kojima se može raditi nezavisno. Spektrometri su usmjereni na 5 & ordm iznad i 5 & ordm ispod ravnine okretanja ISEE & iquest1. Opsezi mjerenja: 1 AMU do> 150 AMU u 64 kanala na svakom od 32 energetska kanala koji pokrivaju raspon energije po punjenju od 0 do

Misija ISEE-3 / ICE (International Cometary Explorer)

Svemirska letjelica ISEE-3 imala je dva nosača od 3 m za magnetometar i senzore plazemskog vala i četiri 49 m žičane antene za studije radio i plazemskih valova. Svemirska letjelica u obliku bubnja stabilizirana je okretanjem s nominalnom brzinom vrtnje od 20 o / min. Par senzora sunca pružio je znanje o stavu

0,1 i naredba Za pogon i DeltaV manevre korišten je pogonski sistem hidrazina. Postoji 12 potisnika, četiri radijalna, četiri okretaja okretaja, dva gornje aksijalna i dva donja aksijalna. Osam konosfernih rezervoara držalo je 89 kg hidrazina pri lansiranju, pružajući ukupni i DeltaV kapacitet od oko 430 m / s. Budući da misija tačke vibracije nikada prije nije bila izvedena, ovaj veliki kapacitet pružio je marginu u slučaju da su stvarni troškovi održavanja stanice veći od predviđenih teorijskih modela. 27) 28) 29) 30)

Veličina svemirske letjelice: promjer 1,77 m, visina = 1,58 m. Masa lansiranja svemirske letelice ISEE-3 bila je 479 kg (uključujući 89 kg hidrazina) i snage 173 W.

RF komunikacija: Komunikacija se pruža u S-opsegu.

Slika 7: Umjetnikov pogled na svemirsku letjelicu ISEE-3 u orbiti (zasluga za sliku: NASA)

Slika 8: Fotografija svemirske letelice ISEE-3 tokom ispitivanja i integracije na GSFC-u (zasluga za sliku: NASA)

Slika 9: Svemirska letjelica ISEE-3 u konfiguraciji leta (zasluga za sliku: JHU / APL)

Lansiranje: ISEE-3 je lansiran 12. avgusta 1978. sa rta Canaveral i potom umetnut u "quatalo orbitu" oko tačke libriranja koja se nalazi oko 240 zemaljskih radijusa (Re) uzvodno između Zemlje i Sunca.

Orbita: ISEE-3 je prvi put postavljen u halo orbitu oko Lagrangijeve tačke L1, koja se nalazi

240 polumjera Zemlje, Re) prema suncu od Zemlje. Na L1 svemirska letelica se rotirala sa Zemljom oko Sunca tokom svake godine.

ISEE-3 je koristio tehniku ​​strogog upravljanja u pokušaju da održi svoju putanju što bliže nominalnoj halo orbiti. Ova misija, koja je prva krenula u kružnu točku Sunca i Zemlje, imala je luksuz velikog zaliha goriva kako bi se omogućile nesigurnosti u postavljanju i održavanju nove orbite. Relativno male greške koje su se dogodile prilikom umetanja u halo orbitu ostavile su veliku količinu goriva koje se moglo koristiti posebno za čuvanje stanica. Tokom četiri godine kada je ISEE-3 uspostavljen na tački L1, izvedeno je 15 manevriranja SK (zadržavanje stanice), ukupne brzine 30,06 m / s, u proseku 2,00 m / s po manevru. Prosječno vrijeme između manevara iznosilo je 82 dana.

Sistem Zemlja-Mjesec-Sunce korišten je kao katapult za manevrisanje svemirske letjelice u njene različite faze misije (slike 11 i 12).

Slika 10: Izometrijski prikaz halogene orbite ISEE-3 oko tačke L1 Sunce-Zemlja (zasluga za sliku: JHU / APL, Ref. 29)

Kronologija i status ISEE-3 / ICE misije:

& bull Prvobitna misija ISEE-3: ISEE-3 je bila prvi umjetni objekt smješten u halo orbiti oko tačke L1 Sunce-Zemlja, dokazujući da je takva suspenzija između gravitacionih polja moguća. - Plazma koja prolazi ovu točku stiže na Zemlju otprilike 1 sat kasnije, gdje može prouzrokovati promjene koje mogu primijetiti instrumenti na ISEE-1 i ISEE-2 (Ref. 29).

& bull U junu 1982., nakon završetka svoje prvobitne misije, ISEE-3 započeo je faze susreta magnetorepa i komete. U to vrijeme svemirska letjelica je preimenovana u ICE (International Cometary Explorer) za svoje 2.d razdoblje misije.

- Izveden je manevar 10. juna 1982. godine kako bi se svemirska letelica uklonila iz halo-orbite oko tačke L1 i postavila u prelaznu orbitu koja uključuje niz prolaza između Zemlje i tačke Lgra (magnetorepa) Lagrangia.- Nakon nekoliko prolazaka kroz Zemljin magnetni rep, uz gravitacijske asistencije sa mjesečevih muha u martu, aprilu, septembru i oktobru 1983. godine, posljednji bliski prolazak Mjeseca (119,4 km iznad Mjesečeve površine) 22. decembra 1983. izbacio je svemirsku letjelicu iz sistem Zemlja-Mjesec i u heliocentrična orbita ispred Zemlje, na putanji koja presreće onu komete Giacobini-Zinner.

- Ukupno petnaest pogonskih manevara (od kojih su četiri bila planirana) i pet lunarnih muha bilo je potrebno za izvođenje prenosa sa halo-orbite na putanju bijega iz sistema Zemlja-Mjesec u heliocentričnu orbitu.

Slika 11: Pregled putanje svemirskih letjelica ISEE-3 od halo orbite do geomagnetskog repa

& bull Primarni naučni cilj ICE Misija (International Cometary Explorer) bila je proučavanje interakcije između sunčevog vjetra i atmosfere komete. Kao što je planirano, svemirska letjelica je prešla plazmeni rep Kometa Giacobini-Zinner 11. septembra 1985. godine i izvršili in situ mjerenja čestica, polja i valova. Predstavljao je prvi ikada susret komete svemirskom letjelicom. 31) 32)

& bull ICE je takođe prolazio između Sunca i Kameta Halley krajem marta 1986. godine, kada su se i druge svemirske letelice (Giotto, Planet-A, MS-T5, VEGA) takođe nalazile u blizini komete Halley tokom svojih misija randevua kometa početkom marta. ICE je postala prva svemirska letjelica koja je direktno istražila dvije komete.

& bull Od siječnja 1990. ICE je bio u heliocentričnoj orbiti u trajanju od 355 dana s afelom 1,03 AU, perihelom 0,93 AU i nagibom 0,1 & ordm. To će ga vratiti u blizinu sistema Zemlja-Mjesec u avgustu 2014.

& bull Proširenu misiju ICE odobrila je NASA 1991. godine za kontinuirano istraživanje izbacivanja koronalne mase, nastavak istraživanja kosmičkih zraka i koordinirana opažanja s Ulyssesom.

& bull 5. maja 1997. NASA je završila misiju ICE i zapovjedila deaktiviranje sonde, dok je radio samo signal nosača.

& bull 1999. NASA je uspostavila kratak kontakt kako bi provjerila signal svog nosača.

& bull 18. septembra 2008. NASA je uspješno locirala i reaktivirala ICE koristeći mrežu dubokog svemira. Provjera statusa otkrila je da su svi osim jednog od njegovih 13 eksperimenata još uvijek funkcionirali i da još uvijek ima dovoljno goriva za 150 m / s & DeltaV-a. NASA-ini naučnici razmatraju ponovnu upotrebu sonde za promatranje dodatnih kometa u 2017. ili 2018. 33)

Misija ISEE-3 dokazala je korisnost orbite oko tačke L1 Sunce-Zemlja za mjerenja fizike svemira (posebno uzvodnog sunčevog vjetra). Orbite oko L2 tačke Sunca i Zemlje mogle bi se koristiti za mjerenje geomagnetskog repa, ali već je ISEE-3 pokazao da su dvostruke lunarne ljuljačke orbite bolje za tu svrhu. Međutim, krajem 1980. godine, mnogi planeri misija naučili su vrijednost orbita u blizini L2 tačke Sunce-Zemlja za astronomska promatranja. Tamošnji satelit imao bi nesmetan pogled na više od polovine neba bez ometanja Sunca, Zemlje ili Mjeseca, a sve bi to ostalo unutar 15-tak metara od pravca prema Suncu. Naročito bi dobro došlo posmatranje u infracrvenom zraku, jer bi geometrija i konstrukcija svemirske letjelice omogućila pasivno hlađenje na vrlo niske temperature, paneli solarnih ćelija usmjereni prema Suncu mogli zasjeniti naučne instrumente. Lissajousova orbita male amplitude oko L2 bila bi bolja od one velike amplitude koja bi bila potrebna periodičnoj halo orbiti (Ref. 29).

NASA-ini naučnici, uključujući tim koji predvodi Robert Farquhar, razmatraju nekoliko mogućnosti za budućnost ICE-a, uključujući njegovo preusmjeravanje prema dodatnim susretima s kometama u 2017. ili 2018. Ipak, moguće su i druge misije za ovu robusnu, ponovno korištenu svemirsku letjelicu prije nego što ona opet zanosi natrag u međuplanetarni svemir i potom se vraća u blizinu Zemlje negdje 2040-ih (Ref. 30).

Slika 12: Pogled umjetnika na različite faze putanje ISEE-3 (žuta, crvena) i ICE misija (zelena, plava), zasluga slike: NASA 34)

Dopuna senzora ISEE-3:

Korisni teret ISEE-3 sastojao se od 13 instrumenata koje su pružale američke i europske grupe.

ANH (instrument za rendgenske zrake i elektrone):

PI: K. A. Anderson, UCB (Univerzitet u Kaliforniji, Berkeley). Ovaj instrument predstavlja prvi uspješan let detektora germanijuma visoke čistoće na satelitu. Pružio je poboljšanje reda veličine u mjerenju spektralnih svojstava izbijanja gama zraka nego bilo koji prethodno leteći detektor. 35)

- Mjerenje sunčevih zračenja i prolaznih kozmičkih eksplozija gama zraka. Proporcionalni brojač i scintilacijski detektor pokrivaju raspon energije od 5 - 228 keV.

- Mjerenje elektrona iz

1MeV s visokom energijom i kutnom rezolucijom. (Proučavanje međuplanetarnih i solarnih elektrona u rasponu energije između sunčevog vjetra i galaktičkih kosmičkih zraka).

BAH (eksperiment sa plazmom solarnog vjetra):

PI: S. J. Bame, Los Alamos Scientific Lab. Dva elektrostatička analizatora (sa sferičnim presjekom 135 & ordm) pružaju mjerenja elektrona i jona. Svaki instrument koristi podijeljeni sistem sekundarnog emitera za presretanje analiziranih čestica.

HKH (eksperiment kozmičkih zraka visoke energije):

PI: H. H. Heckman, UCB. Multidetektorski eksperiment sa kosmičkim zrakama za identifikaciju naboja i mase upadnih jezgara kosmičkih zraka od H do Fe vrsta (preko energije se kreće od 20 do 500 MeV / nukleon).

HOH (eksperiment sa kosmičkim zrakama niske energije):

PI: D. Hovestadt, MPI Garching, Njemačka. Cilj: Proučavanje nuklearnog i jonskog sastava solarnih, međuplanetarnih i magnetosferskih ubrzanih i zarobljenih čestica. Merenje elementarnih obilja, sastava stanja naelektrisanja, energetskih spektra i kutnih raspodela energetskih jona u energetskom opsegu od 2 keV / naboj do 80 MeV / nukleon, i elektrona između 75 - 1300 keV.

DFH (niskoenergetski protonski eksperiment):

PI: R. J. Hynds, Imperial College, London. Cilj: Proučavanje protona niske energije iz solarne baklje kako bi povezali flukseve čestica izmjerene u blizini Zemlje sa fluksima u gornjoj koroni (istraživanje bruto skale koronalne kontrole). DFH eksperiment za mjerenje protona sa niskom energijom u rasponu energije od 35-1600 keV. Instrument su dizajnirali i izradili Imperial College, Odjel za svemirske nauke ESA-e i Institut za svemirska istraživanja iz Utrechta. 36) 37) 38)

Napomena: DFH je poznat i pod oznakom EPAS (Spektrometar energijske anizotropije čestica). EPAS se sastoji od sistema od tri identična poluvodička teleskopa sa česticama postavljenih na tijelo svemirske letjelice i nagnutih na 30 & ordm (teleskop 1), 60 & ordm (teleskop 2) i 135 & ordm (teleskop 3) na os vrtnje svemirske letjelice koji se održava okomito na ekliptičke ravni (unutar 1 & ordm). Period okretanja letjelice je 3,04 s. Svaki teleskop ima konusno vidno polje od polukoničnog kuta od 16 orm i geometrijski faktor od 0,05 cm 2 sr. 39)

Teleskopi detektiraju jone (elektrone isključuju magneti "quotbroom") i mjere svaku njihovu ukupnu kinetičku energiju (ali ne i masu) pomoću stoga od dva silicijska površinska zaštitna detektora. Prednji detektor (A) je debeo 33 i mikrometra, dok je drugi (B) debeo 150 i mikrometra. Broj čestica definiran je antiincidencijom (A ne B), tj. Joni svu svoju energiju talože u detektoru A i ne presreću i ne aktiviraju detektor B. Amplituda signala proizvedenog u detektoru A ovisi o energiji koja se taloži u silicijumu, a time i o energiji upadnih jona. Ovaj signal se šalje diskriminatorima visine impulsa koji definiraju 8 primarnih energetskih kanala, E1 do E8.

Pored toga, daljnji kanal, E0, nadgleda toplotnu buku instrumenta, ali može registrovati jone iznad pozadine ako je protok jona dovoljno visok. Nije potrebna korekcija brzine prebrojavanja pozadinske buke ni u jednom od primarnih energetskih kanala, tj. Zabilježeni brojevi su stvarni brojevi čestica. Rasponi energije kanala neznatno ovise o masi jona. To je uglavnom zbog gubitaka energije koji ovise o masi kada joni prolaze kroz tanku zlatnu elektrodu na prednjoj površini A detektora.

Slika 13: Sistem niskoenergetskih čestica na ISEE-3 (kredit: Imperial College, London)

MEH (elektroni i jezgra kosmičkih zraka):

PI: P. Meyer, Univerzitet u Čikagu). Cilj: Proučavanje dugoročne i kratkoročne varijabilnosti elektrona i jezgara kosmičkih zraka. Mjerenje energetskog spektra kosmičkih elektrona u rasponu od 5-400 MeV. Pored toga, određivanje energetskog spektra i relativne zastupljenosti jezgara iz protona u grupi gvožđa (energije od 30 MeV / n do 15 GeV / n). 40)

OGH (eksperiment sa sastavom plazme):

PI: Keith W. Ogilvie, NASA / GSFC. Cilj: Proučavanje dinamike i energetike regiona ubrzanja sunčevog vjetra. Jonski maseni spektrometar za merenje jonskog sastava sunčevog vetra.

SCH (instrument plazmatskog vala):

PI: Šal F. L., TRW, Los Angeles. Cilj: Proučavanje međuplanetarnih interakcija talas-čestica u spektralnom opsegu od 1 Hz do 100 kHz. Mjerenja magnetskog polja i komponenata električnog polja na dugim nosačima (90 m vrh do vrha). Razine magnetskog polja: 8 kanala, opseg 60 dB, 20 Hz - 1 kHz. Nivoi električnog polja: 16 kanala, opseg 80 dB, 20 Hz - 100 kHz.

SBH (eksperiment za mapiranje radija):

PI: J. L. Steinberg, Meudon Opservatorij, Pariz. Ciljevi: a) praćenje protoka sunčevog vjetra i poremećaja magnetskog polja zajedno sa istovremenim mjerenjima na ISEE-1 i -2 (pramčani udar, magnetopauza, neutralni sloj) i b) studije širenja tokova čestica i udarnih valova u solarni vjetar (struktura magnetskog polja velikih razmjera).
Mjerenje međuplanetarne scintilacije prirodnih radio izvora pomoću dvije dipolne antene, jedne u ravni centrifuge (90 m od vrha do vrha) i jedne duž osi spina (15 m od vrha do vrha). Svaka od ovih antena pokreće dva radiometra (širina opsega 10 kHz i širina opsega 3 kHz).

SMH (Helijev vektorski magnetometar):

PI: E. J. Smith, JPL. Cilj: Kontinuirano promatranje interplanetarnog magnetskog polja u blizini 1 AU (struktura, pravac, komponenta polariteta sjever-jug, veličina, dinamički fenomeni). Senzor magnetometra montiran na nosač (3 m) sa sljedećim karakteristikama: 41)

- frekvencijski odziv: 0 - 3 Hz u okviru tri opsega (0,1 - 1, 1 - 3 i 3 - 10 Hz) za merenje fluktuacija paralelnih sa S / C osi spina.

STH (teleskop za teški izotopski spektrometar, HIST):

PI: E. C. Stone, CIT (Kalifornijski institut za tehnologiju). Cilj: mjerenje izotopskog sastava i energije sunčevih, galaktičkih i međuplanetarnih jezgara kosmičkih zraka za elemente Li do Ni u rasponu energije od

5 do 250 MeV / nukleon. Raspon napunjenosti, izotopa i energije: Z 3 - 28 (Li do Ni) A 6 - 64 (6 Li do 64 Ni). Rezolucija mase: Li 0,065 - 0,83 protonske mase Fe 0,18 - -0,22 protonske mase. 42) 43)

Instrument HIST sastoji se od teleskopa solid-state detektora i pridružene elektronike za obradu signala. Teleskop se sastoji od 11 silicijskih čvrstih detektora graduirane debljine. Dva prednja detektora (M1 i M2) su dvodimenzionalni detektori osjetljivi na položaj koji mjere putanje pojedinih čestica koje ulaze u teleskop. Korištenje ovih informacija o putanji rezultira značajnim poboljšanjem rezolucije mase u odnosu na teleskope sa sličnim uglovima otvaranja koji nemaju sposobnost mjerenja putanje.

Slika 14: Fotografija spektrometra solarnog izotopa (zasluga slike: NASA / JPL)

TYH (eksperiment sa kosmičkim zrakama srednje energije):

PI: Tycho T. von Rosenvinge, NASA / GSFC. Cilj: mjerenje sastava naboja nuklearnih energetskih čestica u rasponu energije

1 - 500 MeV / nukleon, a naboji od Z = 1 do Z = 28.

Eksperiment se sastoji od dva teleskopa. Kombinovani intervali naboja, mase i energije koji pokrivaju ova dva teleskopa su kako slijedi: 44)

- Nukleusni naboj energetskih spektra: Z = 1-30, raspon energije 1-500 MeV / nukleon

- Izotopi: Z = 1, & DeltaM = 1, od 4-70 MeV / n Z = 2, & DeltaM = 1 od 1-70 MeV / n Z = 3-7, & DeltaM = 1 od 30-140 MeV / n

- Anizotropije: Z = 1-26 (1-150 MeV / n za Z = 1,2) Elektroni: 2-10 MeV.

3) KW Ogilvie, T. von Rosenvinge, AC Durney, & ldquoInternational Sun Earth Explorer - program od tri svemirske letelice, & rdquo Science, 198, br. 4313, str. 131-138, oktobar 1977, DOI: 10.1126 / science.198.4313. 131

4) K. W. Ogilvie, et al., & LdquoInternational Sun-Earth Explorer: A Three-Spacecraft Program, & rdquo Science, Vol. 198, br. 4313, 14. oktobra 1977, str. 131-138

8) AC Durney, KW Ogilvie, & ldquoUvod u ISEE misiju (članak objavljen u specijalnim izdanjima: Napredak u magnetosfernoj fizici sa GEOS-1 i ISEE - 1 i 2), & rdquo Recenzije svemirskih nauka, svezak 22, izdanje 6, decembar 1978, str. 679, DOI: 10.1007 / BF00212618

12) B. M. Walsh, T. A. Fritz, N. M. Lender, J. Chen, K. E. Whitaker i & ldquoEnergetske čestice koje su posmatrali ISEE-1 i ISEE-2 u dijamagnetskoj šupljini na vrhu 29. septembra 1978, i rdquo Annales Geophysicae, sv. 25, 2007, str. 2633-2640, URL: http://www.ann-geophys.net/25/2633/2007/angeo-25-2633-2007.pdf

13) & ldquoMeđunarodni istraživač Sun-Earth (ISEE) 1 i 2 opažanja LEPEDEA, & rdquo URL: http://www-pi.physics.uiowa.edu/www/lep/

14) C. T. Russell, & ldquoMagnetometri s fluksitetom ISEE 1 i 2, & rdquo Transakcije na Geoscience Electronics, Vol. GE-16, br. 3, juli 1978, takođe na URL-u: http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/ISEE_fluxgate/

15) X. M. Zhu, M. G. Kivelson, R. J. Walker, C. T. Russell, M. F. Thomsen, D. J. McComas i ldquoAn ISEE-1/2 studija o svemirskim brodovima o neobičnom događaju prenosa fluksa, & rdquo Advances in Space Research, Vol. 8, br. 9-10, str. (9) 259- (9) 262, 1988, URL: http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/isee1-2_event.pdf

16) SJ Bame, JR Asbridge, HE Felthauser, JP Glore, G .. Paschmann, P. Hemmerich, K. Lehmann, H. Rosenbauer i ldquoSEE-1 i ISEE-2 eksperiment brze plazme i ISEE-1 eksperiment solarnog vjetra, & rdquo Transakcije na Geoscience Electronics, Vol. 16, broj 3, juli 1978, str. 216-220

17) D. J. Williams, E .. Keppler, T. A. Fritz, B. Wilken, G. Wibberenz, & ldquoEksperiment ISEE 1 i 2 sa srednjim energetskim česticama, & rdquo IEEE Transakcije na Geoscience Electronics, Vol. GE-16, br. 3, str. 270-280, juli 1978.

18) D. A. Gurnett, F. L. Šal, R. W. Fredricks, E. J. Smith, IEEE Transactions on Geoscience Electronics, Vol. GE-16, izdanje 3, juli 1978. str .:225 - 230

19) D. A. Gurnett, R. R. Anderson, F. L. Scarf, R. W. Fredricks, E. J. Smith, & ldquoPočetni rezultati istraživanja ISEE-1 i -2 valova plazme, & rdquo Space Science Reviews, svezak 23, broj 1, mart 1979, str.

20) TF Bell, američki Inan, RA Helliwell i & ldquoISEE-1 satelitske opservacije VLF signala i pridruženih aktiviranih emisija iz odašiljača stanice Siple, & rdquo NIPR (Nacionalni institut za polarna istraživanja), 1980, URL: http: //vlf.stanford .edu / sites / default / files / publication / 236.pdf

21) J. P. Heppner, N. C. Maynard, T. L. Aggson, & ldquoRani rezultati mjerenja električnog polja ISEE-1, & rdquo Recenzije svemirskih znanosti, svezak 22, br. 6, prosinac 1978, str. 777-789

22) D. Hovestadt, G. Gloeckler, CY Fan, LA Fisk, FM Ipavich, B. Klecker, Oapos, JJ Gallagher, M. Scholer, H. Arbinger, J. Cain, H. Hofner, E. Kunneth, P. Laeverenz, E. Tums, & ldquoEksperimenti raspodele čestica nuklearnog i jonskog naboja na svemirskim letjelicama ISEE-1 i ISEE-C, & rdquo IEEE Transactions on Geoscience Electronics, Vol. 16, izdanje 3, juli 1978, str. 166-175

23) F. S. Mozer, R. B. Torbert, U. V. Fahleson, C. G. Falthammar, A. Gonfalone, A. Pedersen, & ldquoMjerenja kvazistatičnih i niskofrekventnih električnih polja sferičnim dvostrukim sondama na ISEE-1 svemirskoj letjelici, & rdquo IEEE Transakcije na Geoscience Electronics, Vol. 16, izdanje 3, juli 1978, str. 258-261

24) K. W. Ogilvie, J. D. Scudder, H. Doong, & ldquoEksperiment elektronskog spektrometra na ISEE-1, & rdquo IEEE Transaction on Geoscience Electronics, Vol. 16, izdanje 3, juli 1978, str. 261-265

25) K. W. Ogilvie, J. D. Scudder, & ldquoPrvi rezultati šestoosnog elektronskog spektrometra na ISEE-1, & rdquo Space Science Reviews, sv. 23, br. 1, mart 1979, str. 123-133

26) M. A. Coplan, K. W. Ogilvie, P. A. Bochsler, J. Geiss, & ldquoIon Composition Experiment, & rdquo IEEE Transaction on Geoscience Electronics, Vol. 16, izdanje 3, juli 1978, str. 185-191

28) Robert W. Farquhar, & ldquoLet ISEE-3 / ICE: podrijetlo, povijest misija i naslijeđe, & rdquo Časopis za astronautičke nauke, ISSN 0021-9142, sv. 49, br. 1, januar-mart 2001., str. 23-73 i prethodno predstavljeno na AIAA / AAS konferenciji o astronomiji, Boston, Massachusetts, 11. avgusta 1998 (AIAA-in dokument 98-4464).

30) Andrew J. LePage, & ldquoICE misija: prvi susret s kometom, & rdquo The Space Review, 20. septembra 2010., URL: http://www.thespacereview.com/article/1697/1

31) Robert Farquhar, Daniel Muhonen, Leonard C. Church, & ldquoTrajektori i orbitalni manevri za misiju komete ISEE-3 / ICE, & rdquo Američki institut za aeronautiku i astronautiku i Američko astronautičko društvo, Konferencija o astronomiji, Seattle, WA, 20. i 22. avgusta , 1984., Rad: AIAA-1984-1976

35) K. A. Anderson, S. R. Kane, J. H. Primbsch, R. H. Weitzmann, W. D. Evans, R. W. Klebesadel, W. P. Aiello i eksperiment s ldquoX-spektrometrom na svemirskoj letjelici ISEE-C (& heliocentrična) i rdquo IEEE Transactions on Geoscience Electronics, Vol. GE-16, izdanje 3, juli 1978, str. 157

36) A. Balogh, R. J. Hynds, J. J. van Rooijen, G. A. Stevens, T. R. Sanderson, K. P. Wenzel i & ldquoEnergetske čestice u heliosferi - rezultati ISEE-3 svemirske letjelice, & rdquo ESA Bilten 27., 1981, str. 4-12

37) A. Balogh, G. Van Dijen, J. Van Genechten, J. Henrion, R. Hynds, G. Korfmann, T. Iversen, J. Van Rooijen, T. Sanderson, G. Stevens, KP Wenzel i ldquo The Low Eksperiment energetskog protona na ISEE-C, & rdquo IEEE transakcije na Geoscience Electronics, Vol. GE-16, izdanje 3, juli 1978, str. 176-180

40) P. Meyer, P. Evenson, & ldquoEksperiment sa kosmičkim zrakama sveučilišta u Čikagu na svemirskoj letjelici H, & rdquo IEEE Transactions on Geoscience Electronics, GE-16, br. 3, juli 1978., str. 180-185

41) A.M.A. Frandsen, B. V. Connor, J. Van Amersfoort, E. J. Smith, & ldquoVektorski helij-magnetni metar ISEE-C, & rdquo IEEE Transakcije o geoscience Electronics, GE-16, br. 3, juli 1978., str.

42) Edward C. Stone, Richard A. Mewaldt, & ldquoIstraživanje u odnosu na eksperiment teleskopa s teškim izotopskim spektrometrom, & rdquo Konačni izvještaj, 1. decembra 1985. - 30. novembra 1992., Kalifornijski institut za tehnologiju, Pasadena, Odjel za fiziku, matematiku i Astronomija

43) W. E. Althouse, A. C. Cummings, T. L. Garrard, R. A. Mewaldt, E. C. Stone, R. E. Vogt, & ldquoA spektrometar izotopa kosmičkih zraka, & rdquo IEEE Transactions on Geoscience Electronics, Vol. 16, izdanje 3, juli 1978, str.204

44) T. T. von Rosenvinge, F. B. McDonald, J. H. Trainor, M. A. I. Van Hollebeke, I. A.Fisk, & ldquo Eksperiment kozmičkih zraka srednje energije za ISEE-C, & rdquo IEEE transakcije na Geoscience Electronics, Vol. GE-16, br. 3, juli 1978, str. 208-212

Informacije prikupljene i uređene u ovom članku pružio je Herbert J. Kramer iz njegove dokumentacije o: & rdquoObservation of the Earth and its Environment: Survey of Missions and Sensors & rdquo (Springer Verlag), kao i iz mnogih drugih izvora nakon objavljivanja 4. izdanja 2002. - Komentari i ispravke na ovaj članak su uvijek dobrodošli za dalja ažuriranja.


2 Metode i instrumentacija

Scintilacija faza može se modelirati kao interferencija između različitih faza talasa koji izlaze iz ravni faznog ekrana (Chartier i sur., 2016 Rino, 1979a, 1979b), koje su u auroralnom području orijentirane okomito na magnetsko polje (Chartier i sur. , 2016). Ometanja gustine plazme tamo imaju skalu dužina veću od prvog Fresnelovog radijusa , stvarajući tako refraktivne izlazeće uzorke talasnog fronta (npr. Forte i sur., 2017. Kintner i sur., 2007). Kolebanja u fazi signala ΔΦ izravno su mjerenje prijemnika i proporcionalna su varijacijama integrirane elektronske gustine u plazmi. Fazne varijacije izazvane plazmom definirane su kao (1) gdje Q je naboj elektrona, f je radio frekvencija, me je masa elektrona, c je brzina svjetlosti i je integrirana gustina elektrona duž radio veze, koja se naziva ukupni sadržaj elektrona (TEC). Promjena faze je negativna (unaprijed) ili pozitivna (kašnjenje), što odgovara brzini (faza i grupa) širenja. (2) izmjereno u TEC jedinicama (TECU), gdje je 1 TECU = . Kosi TEC je funkcija elevacijskog kuta, koji se u ovoj studiji korigira faktorom kososti (Klobuchar, 1987) da bi se dobio vertikalni TEC (vTEC). Koristimo relativni vTEC, zanemarujući pristranosti sistema (Rideout & Coster, 2006) kao mjeru relativne gustine poremećaja uzrokovane taloženjem energetskih čestica iz magnetosfere. Pored toga, koristimo razliku prvog reda vTEC, ΔTEC (TECU / s), kao mjeru vremenske varijabilnosti TEC.

Fazna scintilacijska aktivnost obično se izražava kroz indeks fazne scintilacije σΦ. Van Dierendonck (1999) predložio je minimalnu širinu pojasa zaključane faze prijamnika od 15 Hz i preporučio izlaznu brzinu uzorkovanja od 50 Hz za monitor faznog scintilacijskog prijemnika. Prijemnici korišteni u ovoj studiji ne zadovoljavaju potonji kriterij, pa stoga koristimo srušenu fazu nosača na L1 kanalu da predstavimo faznu scintilaciju. Podaci o faznoj scintilaciji osjetljivi su na proces detrendiranja, kao što su istakli Forte i Radicella (2002) i Strangeways (2009). Koristimo standardno polinomsko uklanjanje trendova i visokopropusno filtriranje sa graničnom frekvencijom od 0,1 Hz. Amplitudna scintilacija nije predstavljena u našim rezultatima, jer nije zabilježena amplitudna scintilacija tokom predstavljenog događaja.

Pored GNSS-a i optičkih vidljivih, predstavljamo i LOS poređenje sa usklađenim PFISR-ovim zapažanjima. Za predstavljeni događaj postojala je povoljna geometrija svih čvorova daljinskog istraživanja. Konkretno, PFISR je radio režim Themis36 s uzorkom od 23 zrake. Šest njegovih zraka bilo je usmjereno prema PRN23 LOS, kao što je prikazano na slici 1. Koristimo dva nivoa ISR mjerenja. Prvo, koristimo primljene informacije o snazi, u prosjeku za 64 duga impulsa sa širinom impulsa 330 μs i interpulsnim periodom 5 ms, što rezultira vremenskom rezolucijom od H3 Hz. Drugo, koristimo izvedene vektorske parametre, E područje električnog polja i F region zanošenje izvedeno iz načina dugog pulsa (Heinselman & Nicolls, 2008).

Globalne mape jonosferskog vTEC-a obično se izrađuju pomoću podataka LOS TEC sa stotina prijemnika, od kojih svaki istovremeno gleda više satelita (Rideout & Coster, 2006 Vierinen et al., 2016). Za razliku od ovog konvencionalnog pristupa, naša studija zahtijeva izuzetno visoku prostorno-vremensku rezoluciju s jednoličnim kutom sondiranja. Stoga koristimo podatke snimljene između jednog satelita i više prijemnika. Ovaj pristup je ranije korišten u japanskom projektu GEONET (Tsugawa i sur., 2011) za otkrivanje koherentnih putujućih jonosferskih poremećaja koji se koncentrično šire od epicentra zemljotresa magnitude 9 Tōhoku 2011. godine.

Mahali GPS niz sastojao se od devet Trimble NetR9 GNSS prijemnika, raspoređenih u blizini PFRR-a. Slika 1 prikazuje lokacije niza Mahali i pripadajućih senzora. NetR9 prijemnici su multifrekventni GPS prijemnici, sposobni da istovremeno prate PRN fazu, fazu nosača i signal-šum (SNR) na opsezima L1, L2 i L5 (1176 MHz). Brzina izlaznih podataka prijemnika je 1 Hz, pohranjena u standardnom formatu razmjene nezavisnom od prijemnika. Za potrebe ove studije koriste se podaci faze nosača L1 i L2, budući da je cilj promatranja usredotočen samo na faznu scintilaciju, a satelitsko vozilo 23 ne radi u opsegu L5.

Zajedno sa GPS prijemnicima i ISR-om, koristimo optičke emisije i mjerenja magnetskog polja kako bismo dopunili studiju. Konkretno, koristimo emisiju zelene linije (558 nm) kako bismo prostorno povezali scintilaciju GPS faze sa obrascima padavina. Emisije crvene linije (630 nm) i plave linije (428 nm) koriste se za zaključivanje o karakterističnoj energiji taloženja elektrona duž cevi fluksa i za procenu nadmorske visine doprinosećih nepravilnosti u plazmi. ASI je kolociran Mahali prijemnikom br. 8 (MAH8), PFISR i magnetometrom na PFRR. ASI snima slike u kadenci od 12,5 s po talasnoj dužini, uz međusobno kašnjenje između različitih valnih duljina od ∼4 s. ASI upravlja Univerzitet na Aljasci koji je pružio podatke i kalibracijske datoteke. Također koristimo poremećenu komponentu magnetskog polja prema sjeveru Bx u našoj studiji, praćen kolokacionim troosnim fluxgate magnetometrom, kojim upravlja Aljaska Satellite Facility.


Šta je zapravo interplanetarna scintilacija ono što je tražio Interplanetarni scintilacijski niz? Da li je uspješno primijetio bilo koji? - Astronomija

- Luisa Bonolis

Anthony Hewish

Nobelova nagrada za fiziku 1974. zajedno s Martinom Ryleom "za njihova pionirska istraživanja u radioastrofizici: Ryle za njegova zapažanja i pronalaske, posebno tehniku ​​sinteze otvora, i Hewish za njegovu odlučujuću ulogu u otkrivanju pulsara".

Svjetlucanje, svjetlucanje male zvijezde: postajanje radioastronomom

Anthony Hewish rođen je u Foweyu u Cornwallu 1924. godine. Nakon pohađanja King's Collegea u Tauntonu, 1942. godine ušao je na Univerzitet Cambridge, ali je sljedeće godine napustio koledž radi ratnog posla. Prvo je radio na radio prijemnicima, ali nakon nekoliko mjeseci prebačen je u Zavod za istraživanje telekomunikacija u Malvernu (TRE), koji je bio strogo povjerljiv centar za razvoj radarskih uređaja u zraku. Vođa tima Malvern bio je Martin Ryle, oksfordski naučnik koji je u to vrijeme radio na dizajnu antena za radarsku opremu u zraku. Glavni posao Hewisha bio je posjetiti aerodrom Komande bombardera na kojem je ova oprema prvi put instalirana i uputiti RAF tehničare kako je koristiti. Smatrao je da je nastavničko iskustvo ispunilo i tokom tri godine ratne službe počeo je razvijati pravo razumijevanje fizike.
Nakon rata, Hewish se vratio u Cambridge i nakon što je diplomirao 1948. godine, ponuđeno mu je istraživanje u laboratoriju Cavendish. Bilo je to uzbudljivo doba, kada se radio astronomija počela razvijati od specijaliziranih fizičara i elektrotehničara u ključno područje savremene astronomije. Nakon Drugog svjetskog rata, brojne univerzitetske grupe započele su istraživanje prirode kosmičke radio emisije, koju je 1932. otkrio Karl Jansky. Otkrio je kozmičku radio buku iz središta Galaksije Mliječnog puta dok je istraživao radio smetnje koja je ometala prekookeansku telefonsku uslugu. Američki radioamater Grote Reber kasnije je sagradio prvi radio-teleskop i otkrio da radio-zračenje dolazi iz čitave ravni Mliječnog puta i sa Sunca. Po prvi put su astronomi mogli promatrati objekte u novom području elektromagnetskog spektra izvan područja vidljive svjetlosti. Glavne radio grupe uključene u poslijeratne istraživačke aktivnosti bile su one u Cambridgeu, Manchesteru i Sydneyu. Napore u Cambridgeu predvodio je Martin Ryle koji je upravo otkrio četiri radio "zvijezde". To su bili misteriozni objekti koji nisu imali očigledne veze sa vidljivim zvijezdama. Jack Ratcliffe, šef radiofizike u laboratoriju Cavendish, održao je odličan kurs o elektromagnetskoj teoriji tokom posljednje Hewishove dodiplomske godine i usmjeravao je njegove aktivnosti na TRE. Ratcliffe mu je rekao da Ryle traži novog studenta koji će raditi na čudnim radio zvijezdama. Hewish je već bio upoznat sa potrebnom tehnologijom i izuzetno je poštovao Ryleov naučni sjaj i nagon. Tako se pridružio Ryleovoj istraživačkoj grupi za radioastronomiju u slavnom laboratoriju Cavendish na Cambridgeu.
Prvi zadatak Hewisha kao novog učenika bio je piljenje velike gomile mesinganih cijevi na komade, a zatim njihovo lemljenje na bakrene žice kako bi se napravio dipolni niz. Ryleova specijalnost bila je upotreba dva takva niza odvojena znatnom udaljenostom i međusobno spojena u jedan interferometar. Radio interferometrija korištena je u to vrijeme za obavljanje prvih radio astronomskih opažanja visoke rezolucije. U ovoj tehnici, podaci sa svake antene se kombiniraju (ili „interferiraju“) i pridružuju istom prijemniku. Signali slučajnosti se međusobno ojačavaju, dok se sukobljeni signali međusobno poništavaju na način analogan načinu na koji se resice proizvode u optičkom interferometru. Princip rada radio interferometra isti je kao i kod optičkog interferometra, ali, budući da su radio valovi mnogo duži od svjetlosnih valova, opseg instrumenta je općenito odgovarajuće veći. Učinak je postizanje sabirne snage jednog velikog instrumenta koji obuhvata pojedinačne sakupljačke podkomponente. Danas se tehnika razvila u moćne radio-interferometre poput Vrlo velikog niza smještenog na ravnicama San Augustina u središtu Novog Meksika, koji se sastoji od 27 paraboličnih antena, svaka promjera 25 metara, sa ukupnom površinom sakupljanja ekvivalentnom jednoj 130-metarska antena.

Hewish je imao sreće da je sudjelovao u tim pionirskim naporima i podijelio timski duh, koji je postao značajna karakteristika Ryleove grupe dugi niz godina. Na prijedlog Rylea, započeo je postavljanjem jednostavne antene za mjerenje polarizacije intenzivnih naleta sunčevog zračenja emitiranog kad su bile prisutne velike sunčeve pjege, zračenje koje je ometalo radare 1942. Ali ubrzo mu je dosadilo čekati solarnu aktivnost koja se dogodila i uključila se u mnogo uzbudljiviji problem. Primijećeno je da nekoliko prvih radio zvijezda varira u intenzitetu - ponekad su se svjetlucale u vremenskom razmaku od sekundi do minuta, svjetlucajući prilično poput običnih zvijezda. Je li ovo bio svojstveni učinak zbog fizičkih promjena u izvorima ili je prouzrokovan širenjem kroz atmosferu?
Ryle je zamolio Hewisha da to prouči kao svoj prvi istraživački problem i otkrio je da je treptanje bilo izraženo tek tijekom nekoliko sati oko ponoći. Prateći ovaj fenomen, koji prije nije bio primijećen, Hewish je zatim otkrio da je pojava treperenja povezana s poremećenim uvjetima visoko u jonosferi - joniziranoj zoni gornje atmosfere, koja odražava radio valove i važna je za velike udaljenosti komunikacije. Jednom kada je Ryle shvatio da treptaj nije povezan sa samim radijskim zvijezdama, više nije bio previše zainteresiran i Hewish je vidio šansu da razvije vlastito polje istraživanja, koje se slučajno više odnosilo na rad koji je radio tim Ratcliffea. Edward Appleton, koji je 1947. godine dobio Nobelovu nagradu za istraživanje ionosfere, bio je pionir radiofizike u Cavendishu, a Ratcliffe je nastavio ovaj posao. Interes Hewisha privukla je činjenica da radiotalasi sa radio zvijezda moraju prelaziti cijelu debljinu jonosfere i zbog toga bi mogli dati informacije nedostupne pomoću standardnih metoda koje uključuju valove koji se prenose sa zemlje i odražavaju s donje strane jonosfere. Štaviše, odašiljači su po prirodi bili besplatni. Ali prvo je morao razraditi potrebnu teoriju. Inspiriran vrhunskim Ratcliffeovim predavanjima o Fourierovoj analizi, iznenada mu je palo na pamet da postoji tačna analogija između dobro poznate teoreme i njegovog problema u vezi sa radio-talasima koji prelaze jonosferu. Tada je shvatio kako se opažanja treperenja mogu kvantitativno povezati s veličinom i visinom turbulentnih oblaka u jonosferi koristeći Fourierove metode. Razvio je teoriju difrakcije zaslonima koji moduliraju fazu i postavio radio interferometre. Koristeći par jednostavnih radio-teleskopa razdvojenih oko 1 km i tempirajući varijacije intenziteta na svakom mjestu, uspio je izvršiti pionirska mjerenja visine i fizičke skale oblaka plazme u jonosferi, a također je mogao procijeniti brzinu vjetra u ovom području. region. Hewish se prisjetio kako je to bilo uzbudljivo: „Biciklizmom kući jedne mjesečine obasjane noći i uživajući u uzbuđenju shvaćajući da sam jedina osoba na cijelom svijetu koja zna kako vjetar puše na visinama od tristo kilometara.“
Ratcliffe je bio jako impresioniran Hewishovom teorijom i potaknuo ga je da napiše dva rada, koja su objavljena u Zborniku Kraljevskog društva u Londonu. Tako je ovo istraživanje postalo glavna tema njegove doktorske disertacije i rezultiralo daljnjim publikacijama.

Nakon doktorata za njegove radio studije gornjih slojeva atmosfere 1952. godine, istraživanje jonosfere moglo se nastaviti kao glavni interes, ali Hewish je bio preusmjeren drugim razvojem. Početkom pedesetih otkriveno je da je većina takozvanih radio zvijezda zapravo nova vrsta galaksije, rijetka, moćna i na ogromnim udaljenostima. Drugi jesu
ostaci eksplozivnih zvijezda nazvanih supernove, koje su za sobom ostavile radioemitirajuće oblake vrućeg plina. U to je vrijeme Ryle tragao za načinima izrade snažnijih radio teleskopa. Izgrađen je novi tip radio-teleskopa koji je dizajniran da poboljša tačnost položaja slabijih izvora i da tako omogući veći broj identifikacija, a takođe omogući promatranje znatno većeg broja izvora od u prethodnim anketama. Instrument je koristio četiri antene smještene na uglovima pravokutnika i rezultirajući obrasci smetnji u ravninama sjever-jug i istok-zapad omogućili su da se koordinate radio zvijezda odrede s velikom preciznošću. Pored toga, sistem bi mogao biti postavljen za otkrivanje izvora velikog ugaonog prečnika i za istraživanje opšteg pozadinskog zračenja. Prvi astronomski radio interferometar sa više elemenata korišten je za precizno lociranje slabih radio izvora. Uz poboljšanu opremu, Ryle je promatrao najudaljenije poznate galaksije svemira, vodeći Cambridge radio astronomsku grupu u izradi kataloga radio izvora. Treći Cambridgeov katalog (1959.) sadržavao je neke izvore, naročito 3C 273, koji su identificirani sa slabim zvijezdama. Američki astronom Maarten Schmidt je 1963. godine optičkim teleskopom opazio 3C 273 i otkrio da to nije zvijezda u Galaksiji Mliječni put, već vrlo udaljeni objekt udaljen gotovo dvije milijarde svjetlosnih godina od Zemlje, povlačeći se brzinom većom od brzine bilo kojeg drugi poznati nebeski objekt. Objekti poput 3C 273 tada su se nazivali kvazizvezdanim radio-izvorima ili kvazarima. Oni su najenergičniji i najudaljeniji pripadnici klase objekata koje se nazivaju aktivne galaktičke jezgre. Sada postoji znanstveni konsenzus da je kvazar kompaktno područje u središtu masivne galaksije, koja okružuje njegovu centralnu supermasivnu crnu rupu. Vjeruje se da energija koju emitira kvazar potječe od pada mase na akrecijski disk oko crne rupe.
Hewish je izveo veliki dio dizajna antena i testirao Ryleove prve radio teleskope zajedno sa vlastitim istraživanjima. Početkom 1950-ih, kolege iz njihove grupe, a takođe i ruski radio astronomi, otkrili su da je na radio-talase iz Rakove magline utjecala sunčeva korona nekoliko dana svakog juna, kada se taj izvor nalazio pod malim uglom od Sunca. Hewish je shvatio da solarna korona može utjecati na radio talase koji prolaze kroz nju slično kao na jonosferu. Postavio je posebna zapažanja koja su potvrdila da je odgovorna solarna atmosfera i primijenio je svoju teoriju kako bi naučio o oblacima u ovom vrućem plinu koji okružuje sunce. Otkrio je da je izvor zamućen, pa se umjesto treperenja prelomio u široki disk, baš kao kad se kroz udubljeno staklo prozora kupaonice vidi udaljena ulična svjetiljka. Do tada su optički astronomi mogli vidjeti koronu samo tijekom rijetkih potpunih pomrčina, a vrlo malo se znalo o sunčevoj atmosferi, pa je Hewish smatrao da bi bilo uzbudljivo vidjeti koliko se daleko u svemir proteže. Tako je prestao raditi na jonosferi i počeo graditi vlastite radio-antene na mjestima udaljenim deset kilometara od zvjezdarnice. To je bilo od suštinske važnosti, jer je morao koristiti interferometre za mjerenje malog prelamanja na velikim udaljenostima od sunca, a mjesto zvjezdarnice bilo je premalo da sadrži obje antene. Bilo je nevjerovatno uzbudljivo organizirati vlastiti mali tim i voditi neovisni istraživački program. Na kraju je Hewish mogao proučavati sunčevu atmosferu na polovini udaljenosti od Zemlje.

1964. godine došlo je do još jednog otkrića, kada je Ryleova grupa primijetila da neke radio galaksije pokazuju scintilaciju tokom dana, što ne može biti povezano s jonosferom. Pitao se je li možda sunčeva atmosfera uzrok ovog treptanja. Nekoliko ovih izvora podudaralo se s kvazarima. Kvazari su pokazali neočekivane varijacije intenziteta, a Hewish je shvatio da bi ti izvori zaista mogli imati dovoljno malu ugaonu veličinu da solarna atmosfera može prouzrokovati scintilaciju. Oni su to odmah provjerili posebnim zapažanjima i utvrdili da se brzina varijacije intenziteta prilično dobro uklapa u njegovu teoriju, pod uvjetom da je brzina sunčevog vjetra približno jednaka blizu sunca kao i oni dalje. Svemirske letjelice otkrivale su brzinu udaljenih solarnih vjetrova između kraja 1950-ih i početka 1960-ih. Svemirske letjelice, međutim, bile su ograničene na promatranja u ravni Zemljine orbite zbog ograničenja postavljenih zbog potrebe za energijom pri lansiranju. Ponavljanjem tehnika koje je ranije koristio za jonosferu, Hewish je uspio prevladati ovo ograničenje i izmjeriti vjetar emitovan iz polarnih područja Sunca. Budući da je solarni vjetar bio tako brz, bilo je potrebno postaviti radio teleskope na mjestima udaljenim stotinu kilometara i koristiti veće antene.Odabirom prikladno lociranih radio-galaksija tako da je vidokrug prelazio preko solarnog pola, pronašli su pojačanu brzinu vjetra u ovom regionu. Trebalo je proći trideset godina da bi svemirska sonda Ulysses, zajedničko ulaganje NASA-e i Evropske svemirske agencije, mogla kružiti oko Sunca i proučavati ga na svim geografskim širinama, potvrđujući njegovo otkriće.
Još jedna primjena međuplanetarne scintilacije koju je Hewish želio iskoristiti bila je njegova upotreba u pronalaženju još kvazara, jer se pokazalo da su oni izvori čudesne energije. Početkom 1960-ih radio-teleskopi nisu mogli dobiti dovoljno oštre slike da razlikuju kvazare od normalnih radio-galaksija, dok je scintilacija direktno ukazivala na njihovu malenu ugaonu veličinu. Za otkrivanje velikog broja slabih radio-galaksija bio je potreban izuzetno osetljiv radio-teleskop. Njegovo iskustvo s postavljanjem jednostavnih, ali efikasnih antena za proučavanje sunčevog vjetra pokazalo je kako se mnoštvo sličnih struktura može kombinirati kako bi se proizvela potrebna osjetljivost. Tako je 1965. Hewish izradio planove za radio teleskop s kojim je namjeravao izvesti opsežno istraživanje više od 1000 radio-galaksija koristeći interplanetarnu scintilaciju kako bi se osigurala visoka ugaona rezolucija. Da bi se postigla potrebna osjetljivost, bilo je potrebno pokriti površinu od 18 000 kvadratnih metara. Konačni dizajn bio je niz koji sadrži 2048 dipolnih antena raspoređenih u 16 redova od 128 elemenata. Svaki red bio je dugačak 470 m, a opseg niza sjever-jug 45 m. Kasnije te godine pridružio mu se novi apsolvent, Jocelyn Bell, koja je postala odgovorna za mrežu kablova koji povezuju dipole. Čitav niz bio je povezan žicom i kablom od 120 kilometara.

„Mali zeleni ljudi“. ili nova vrsta astrofizičkog objekta?

Puštanje u rad površine 4,5 hektara nastavljeno je tokom ljeta 1967. Hewish je predložio da Bell stvara nebeske karte za svaku traku neba svaki dan, bilježeći sve svjetlucave izvore. Ako su svjetlucavi izvori bili prisutni u slijedećim sedmicama na istim astronomskim koordinatama, oni bi vjerojatno bili stvarni izvori, dok bi, ako bi scintilacija bila jednostavno rezultat ometanja drugih izvora, oni se ne bi ponavljali na istim astronomskim koordinatama. Ovo je bio vrlo zahtjevan zadatak koji je zahtijevao veliku upornost, strpljenje i pažnju na detalje s Bellove strane jer je morala pratiti visoku brzinu kojom je teleskop stvarao karte. Radioteleskop je završen i testiran do jula 1967. godine i odmah su započeli snimanje neba, ponavljajući promatranja kako bi se interplanetarna scintilacija mogla promatrati u širokom rasponu ugaone udaljenosti od Sunca za bilo koju radio-galaksiju. Istraživali su čitav raspon dostupnog neba u intervalima od jedne sedmice. Kako bi održali kontinuiranu procjenu ankete, dogovorili su se da na nebeskoj karti prikažu položaje svjetlucavih radio izvora, kako je svaki zapis analiziran, i dodaju bodove dok su se posmatranja ponavljala u tjednim intervalima. Na taj bi se način izvorni izvori mogli razlikovati od električnih smetnji, jer se potonji vjerojatno neće ponoviti s istim nebeskim koordinatama. Ovo je karakteristika sve radio astronomije. Radio teleskopi su vrlo osetljivi instrumenti i potrebno je malo radio smetnji sa obližnje zemlje da bi potisnuli kosmičke signale.
Jednog dana, sredinom avgusta 1967. godine, Bell je postao svjestan da je povremeno na zapisima bilo malo "otpadaka" koji nisu izgledali baš poput svjetlucavog izvora, a pritom nisu izgledali baš kao miješanje koje je stvorio čovjek. Nadalje, pregledavajući prethodne snimke, shvatila je da je ovaj otpad bio viđen i ranije na istom dijelu zapisa, s istog dijela neba. Izvor je bio u tranzitu tokom noći, u vrijeme kada bi međuplanetarna scintilacija trebala biti minimalna.
Prvo su pomislili da bi signali mogli biti električne smetnje. Međutim, krajem septembra, zapisi o preusmjeravanju pokazali su da se izvor ponekad pojavio na nebeskoj mapi na istom položaju, ali povremeno nije bio prisutan. Detaljnijim ispitivanjem otkriveno je da emituje impulse radio talasa vrlo stabilne frekvencije. Još jedna neobična činjenica bila je da je prejako svjetlucala. Bez obzira na to odlučili su da to zaslužuje bliži pregled i da će to uključivati ​​brže snimanje grafikona dok prolazi. Pred kraj oktobra, Bell je počeo svakodnevno izlaziti u opservatoriju kako bi snimao brzo. Bili su beskorisni. Tjednima nije snimala ništa osim šuma prijemnika. "Izvor" je očigledno nestao. Zatim je jednog dana preskočila zapažanja da bi otišla na predavanje, a sutradan je vidjela da je otpad bio tamo. Nekoliko dana nakon toga, krajem novembra 1967. godine, dobila ga je na brzom snimanju i s ovom poboljšanom vremenskom rezolucijom pulsi su prvi put detektirani odvojeno. Odmah je vidjela da je signal niz kratkih impulsa koji se ponavljaju u pravilnim intervalima. Prva reakcija Hewisha bila je da ih moraju stvoriti ljudi. Pulsi su se pojavili sutradan i Hewish je provjerio snimak utvrdivši da se ovaj signal, kakav god bio, drži točno u sideričkom vremenu. Ali slijed impulsa s razmakom ponavljanja od 1,33 sekunde činio se sumnjivo umjetnim. Osim toga, bila je prebrza stopa pulsiranja za bilo što veliko poput zvijezde. Ne može biti ništa vezano za zemlju jer je zadržavalo sideričko vrijeme. Hewish nije mogao vjerovati da će bilo koji prirodni izvor zračiti na ovaj način i odmah je konzultirao astronomske kolege iz drugih zvjezdarnica kako bi se raspitali imaju li u upotrebi bilo kakvu opremu koja bi mogla generirati električne smetnje u fiksnom sideričkom vremenu blizu 19 h 19 m. Takođe su razmotrili i eliminirali radar koji se odbijao sa Mjeseca u njihov teleskop, satelite u neobičnim orbitama i druge anomalne efekte izazvane velikom, valovitom metalnom zgradom južno od područja teleskopa.

Proveli su čitav mjesec pokušavajući otkriti što nije u redu, tako neočekivan je bio signal za čiji je period utvrđeno da je stabilan i bolji od jednog dijela u 106. Nagađali su da bi signal mogao biti iz daleke civilizacije i nadjenuli mu nadimak „Mali zeleni ljudi“. Zatim je John Pilkington u njihovoj grupi izmjerio širinu pojasa signala iz kojeg je procijenio da je izvor bio izvan Sunčevog sistema, ali unutar galaksije, udaljenost je bila oko 100 svjetlosnih godina, dok su Paul Scott i njegov učenik RA Collins vršili zapažanja sa zasebni teleskop, sa sopstvenim prijemnicima, koji su eliminisali instrumentalne efekte. Budući da nisu pronašli zadovoljavajuće zemaljsko objašnjenje za impulse, oni su sada počeli vjerovati da ih može generirati samo neki izvor daleko izvan Sunčevog sistema. Kratko trajanje svakog impulsa sugerira da radijator ne može biti veći od male planete. U svom Nobelovom predavanju iz 1975. godine, Hewish kaže, „Morali smo se suočiti s mogućnošću da su signali zaista generirani na planeti koja kruži oko neke udaljene zvijezde i da su umjetni. Znao sam da će mjerenja vremena, ako se nastave nekoliko sedmica, otkriti bilo kakvo orbitalno kretanje izvora kao dopler-pomak, i osjećao sam se primoranim držati zavjesu tišine dok ovaj rezultat ne bude poznat sa izvjesnom sigurnošću. Bez sumnje, te sedmice u decembru 1967. bile su najuzbudljivije u mom životu. "
Kao što se Bell prisjetio: "Nismo zaista vjerovali da smo uhvatili signale druge civilizacije, ali očito nam je ideja prošla kroz glavu i nismo imali dokaza da je to bila potpuno prirodna radio emisija." Bila je vrlo zabrinuta: “. evo pokušavao sam doktorirati iz nove tehnike, a neki glupi puno malih zelenih ljudi moralo je odabrati moju antenu i frekvenciju da komuniciraju s nama. " Sljedećih dana, analizirajući snimak potpuno drugog dijela neba, među jakim, jako moduliranim signalom iz Kasiopeje A, učinilo joj se da je vidjela malo nabora. Ubrzo je provjerila prethodne snimke tog dijela neba, a povremeno je tamo bilo i ponegdje. Znajući da će otpad proći u ranim jutarnjim satima, otišla je rano ujutro u laboratorij i otkrila da je i ovaj otpad bio niz impulsa, ovoga puta u razmaku od 1,2 sekunde. Snimke je ostavila na Hewishovom stolu i otišla, puno sretnija, za Božić: „Bilo je vrlo malo vjerojatno da će dvoje puno zelenih čovječuljaka odabrati istu, nevjerojatnu frekvenciju i isto vrijeme, da pokušaju signalizirati na istoj planeti Zemlja." Preko Božića, Hewish je držao anketu u toku, stavljao je svježi papir u kartografske kartone, mastilo u bušotine s mastilom i analizirao karte na Bell-ovom stolu. Kad se vratila nakon odmora, smjesta se smjestila i napravila analizu grafikona. Ubrzo je na jednom komadu grafikona, udaljenom oko sat vremena u pravom usponu, ugledala još dvije gomile otpadaka. Prošlo je još dva tjedna ili nešto prije nego što je potvrđeno još jedno, a ubrzo nakon toga i treće i četvrto.

Početkom februara 1968. godine, rad „Posmatranje brzo pulsirajućeg radio izvora“, najavljujući prvi pulsar, dostavljen je Priroda. Potpisali su ga Hewish, Bell, Pilkington, Scott i Collins. U to su vrijeme bili sigurni da postoje još tri pulsara iako su njihovi parametri tada bili samo grubo poznati. Također su spomenuli da su u jednoj fazi mislili da signali mogu biti iz druge civilizacije. Sugerirali su da bi impulse mogla generirati bijela patuljasta zvijezda ili, što je vjerovatnije, hipotetička neutronska zvijezda. Postojanje neutronskih zvijezda prvi su put predložili Walter Baade i Fritz Zwicky 1934. godine, kada su tvrdili da će mala, gusta zvijezda koja se sastoji uglavnom od neutrona nastati eksplozijom supernove. Kasnih 1930-ih Robert Oppenheimer i njegovi suradnici predviđali su da će se, kad masivna zvijezda umre, srušiti u nevjerovatno gusto, vrtljivo tijelo, neutronsku zvijezdu. Godine 1967., malo prije otkrića pulsara, Franco Pacini je sugerirao da će rotirajuća neutronska zvijezda s magnetnim poljem emitirati zračenje. Nakon otkrića prvog pulsara, Thomas Gold je neovisno predložio rotacijski model neutronske zvijezde sličan onome kod Pacinija i izričito je tvrdio da pulsar prati izuzetno snažno magnetsko polje okruženo oblakom plazme, emitirajući rotirajuću zraku. Ovaj model bi mogao objasniti impulsno zračenje koje su primijetili Bell i Hewish. Kada je Stephen Hawking čuo njihove vijesti, obradovao se i nazvao Hewish-a kako bi rekao da ako postoje neutronske zvijezde, tada će se gotovo sigurno dogoditi i crne rupe. Otkrivanje impulsne svjetlosti zvijezde koja je prethodno identifikovana kao ostatak prvobitne eksplozije, primijećene 1054. godine, pružila je dalju impresivnu potporu hipotezi o neutronskoj zvijezdi. To bi, prema teorijama o evoluciji zvijezda, upravo trebalo biti mjesto stvaranja mlade neutronske zvijezde.
Do 1968. godine većina mišljenja se zasnivala na neutronskim zvijezdama kao najboljem rješenju za pulsare. Ove izuzetno guste zvijezde, koje nastaju od urušenih ostataka masivnih zvijezda nakon supernove, imaju jaka magnetska polja koja nisu poravnata s osom rotacije zvijezde. Vrte se vrlo brzo, do gotovo 1000 puta u sekundi. Snažno polje i brza rotacija proizvode snop zračenja koji se širi dok se zvijezda okreće. Mlaznice čestica koje se kreću gotovo brzinom svjetlosti istječu iznad svojih magnetnih polova. Ovi mlazovi proizvode vrlo moćne zrake svjetlosti i njihova radio emisija koncentrirana je duž uskog konusa. Iz sličnog razloga što se "pravi sjever" i "magnetni sjever" razlikuju na Zemlji, magnetska i rotacijska os pulsara također su neusklađene. Zbog toga se zrake mlaznica muljaju oko okretanja pulsara i na Zemlji, to vidimo kao niz impulsa, slično kao svjetiljka od rotirajuće svjetioničke svjetiljke. Pulsari se formiraju s određenom količinom ugaone količine gibanja. Kako ih gravitacija dovodi do smanjenja (i tako imaju manji radijus), oni se moraju brže vrtjeti kako bi sačuvali kutni zamah.

1968. Bell je doktorirala - pulsari su se pojavili u dodatku njene disertacije. Ubrzo je postalo jasno da se ovo otkriće mora svrstati među najveće događaje u astronomiji. Njihova jedinstvena svojstva učinila su ih gotovo idealnim sondama za širok spektar fizičkih studija, otvarajući nove horizonte u poljima raznolikim poput kvantno-degeneriranih fluida, relativističke gravitacije i međuzvjezdanih magnetskih polja. Izuzetna karakteristika promatranja pulsara je impulsna emisija i njena precizna periodičnost. Ova velika stabilnost daje osnovu za mnoge primjene pulsara u proučavanju fizičkih pojava. Neutronske zvijezde predstavljaju materiju u velikoj količini u nuklearnim gustoćama i nude mnoge izazove fizičarima i astrofizičarima.
1974. Antony Hewish i Martin Ryle postali su prvi astronomi kojima je dodijeljena Nobelova nagrada za fiziku, a Kraljevska švedska akademija nauka napomenuvši da je Hewish odigrao "presudnu ulogu u otkrivanju pulsara". U to je vrijeme više od 130 pulsara zacrtalo na nebesima, postojali su ogromni dokazi da je model "svjetionika" neutronske zvijezde bio ispravan. Nijedna druga zvijezda ne bi se mogla vrtjeti dovoljno brzo, bez fragmentacije. Međutim, znatne kontroverze bile su povezane s činjenicom da je Hewishu dodijeljena nagrada, dok Bell, koja je igrala ključnu ulogu u početnom otkriću dok je ona bila njegov doktorat, nije. Bell po ovom pitanju nije tvrdio gorčinu, podržavajući odluku Nobelovog odbora.
Iste godine, koristeći Opservatoriju Arecibo, Joseph Taylor, Jr. i Russell Hulse prvi su put otkrili pulsar u binarnom sistemu, PSR B1913 + 16. Ovaj pulsar kruži oko druge neutronske zvijezde s orbitalnim periodom od samo osam sati. Einsteinova teorija opće relativnosti predviđa da bi ovaj sistem trebao emitirati jako gravitaciono zračenje, što dovodi do toga da se orbita neprekidno smanjuje jer gubi orbitalnu energiju. Posmatranja pulsara ubrzo su potvrdila ovo predviđanje, pružajući prvi dokaz o postojanju gravitacionih valova. 1993. godine Nobelova nagrada za fiziku dodijeljena je Tayloru i Hulseu za otkriće ovog pulsara.
U PSR 1913 + 16 samo se jedna od para neutronskih zvijezda posmatra kao pulsar, ali u binarnom sistemu PSR J0737-3039, obje neutronske zvijezde se promatraju kao pulsari. Ovaj izvanredan sistem koji je 2003. godine na australijskoj Opservatoriji Parkes otkrio međunarodni tim pod vodstvom radioastronoma Marte Burgay, omogućava vrlo precizno određivanje parametara njihovih binarnih orbita. Binarni period oko centra impulsa sistema je samo 2,4 sata, najkraći još poznat za takav objekt (jedna trećina Taylor-Hulseova objekta). Efekti opšte relativnosti još su jači nego u PSR 1913 + 16, pa ovaj binarni sistem neutronskih zvijezda može pružiti neke od najstrožih testova opće relativnosti. Radio-promatranja iz Australije, Njemačke, Engleske i Sjedinjenih Država pokazuju da se kao rezultat gubitka energije uslijed gravitacijskih valova orbita smanjuje za 7 milimetara dnevno, tačno u skladu s onim što predviđa Einsteinova teorija. Dvije komponente će se spojiti za oko 85 miliona godina.

Bibliografija

Bell Burnell J. Mali zeleni ljudi, bijeli patuljci ili pulsari? Kozmička pretraga 1 (1), http://www.bigear.org/vol1no1/burnell.htm

Intervju sa Antonyem Hewishom, dobitnikom Nobelove nagrade za fiziku za 1974, Kourosh Ziabari. 17. oktobra 2012., http://www.countercurrents.org/ziabari171012.htm

Hewish A. (2001) Preludij za otkriće. The Kenyon Review 23 (2): 147-157

Longair M. (2011) Otkriće Pulsara i posljedice. Zbornik Američkog filozofskog društva 155: 147-157