Astronomie

Co omezuje použití H-R diagramu k měření vzdálenosti (přizpůsobení hlavní sekvence), pro jaké vzdálenosti je to užitečné?

Co omezuje použití H-R diagramu k měření vzdálenosti (přizpůsobení hlavní sekvence), pro jaké vzdálenosti je to užitečné?


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.

Je možné měřit pouze objekty, které se tvoří zhruba ve stejnou dobu? Je možné měřit shluky ze vzdálených galaxií jiných než našich vlastních?


Záleží na tom, jak přesný musíte být. Přizpůsobení hlavní sekvence předpokládá, že dotyčné hvězdy jsou na hlavní sekvenci. Pokud máte hvězdokupu (ve stejném věku), pak definování toho, co je v hlavní posloupnosti a co ne, se stává mnohem, mnohem jednodušší a samozřejmě máte spoustu hvězd, s nimiž můžete porazit statistickou nejistotu.

Ve skutečnosti se pro koevální skupiny hvězd zřídka dělá to, co nazýváte „hlavní posloupnost sekvencí“. Tento proces je přizpůsobení „izochronu“ (čáry, která spojuje body v HR diagramu v jednom věku), takže jak vzdálenost, věk (také zánik, tak i metalicita) jsou možné volné parametry.

Jemné rozlišení zde spočívá v tom, že to, co se nazývá „hlavní sekvence“, v praxi ve skutečnosti neexistuje, nebo alespoň ne jako jednoznačně definovaný lokus v HR diagramu. Hvězda začíná svou hlavní sekvenci žít na „hlavní posloupnosti nulového věku“ (ZAMS) a končí svou kariéru hlavní posloupnosti na „hlavní posloupnosti koncového věku“ (TAMS), přičemž postupně mění svoji svítivost a teplotu.

Zde je diagram od Martignoni et al. (2014) ukazující ZAMS a TAMS pro hvězdy různých hmot. mezi nimi je obvykle faktor 2–3 ve svítivosti (větší rozdíl u větších hmot). To znamená, že ať už používáte ZAMS, TAMS nebo něco mezi tím k určení vzdálenosti od svislého posunutí v HR diagramu, můžete svou odpověď na vzdálenost změnit o $ sqrt {2} $ na $ sqrt {3} $. Jinými slovy vy potřebujete znát věk hvězdy hlavní sekvence, než vám „přizpůsobení hlavní sekvence“ může poskytnout přesnou vzdálenost.

Hvězdy s nižší hmotností samozřejmě žijí déle. Cokoli, například 0,7 sluneční hmoty nebo méně, se ve věku galaxie stěží přesunulo ze ZAMS, takže při předpokládání místa ZAMS by došlo k malé chybě. Naopak, účinky věku jsou mnohem rychlejší, a proto mnohem důležitější pro hlavní sekvenci u vyšších hmot.

Pokud byste se pokusili odhadnout vzdálenost pomocí hlavní posloupnosti individuální hvězdy, pak existuje několik nebezpečí. Pro jednoho je téměř nemožné odhadnout věk jednotlivé hvězdy. Pokud tedy má hmotu větší než 0,7 hmotnosti Slunce, bude v její poloze v absolutním HR diagramu nejistota, která povede k nevyhnutelné nejistotě v odhadované vzdálenosti. Vnitřní poloha v HR diagramu dále závisí na chemickém složení hvězdy. Tyto doplňující informace mohou být k dispozici, ale nemusí, v takovém případě se jedná o další zdroj chyb. Dalším zdrojem systematické nejistoty je hvězdná rotace. Rychle rotující hvězdy mají prodlouženou životnost hlavní sekvence a poněkud odlišné vnitřní polohy v HR diagramu; opět zdroj systematické nejistoty, která je zvláště problematická pro hvězdy s vysokou hmotností. Nakonec se může stát, že to, co si myslíte, že je izolovaná hvězda hlavní sekvence, je ve skutečnosti binární systém. Společník může zvýšit svítivost systému a způsobit, že se hvězda objeví blíže, než ve skutečnosti je (až o faktor $ sqrt {2} $).


Pomocí supernov k měření vzdáleností

Metody, které jsme dosud popsali, se mohou dostat pouze k nejbližším shlukům galaxií. Pokud chceme sondovat hlouběji do vesmíru, musíme najít nové způsoby, jak odhadnout vzdálenosti. Metody, které dnes popíšu, mají silné a slabé stránky.

Co je to supernova?

Krátká odpověď je „hvězda, která exploduje.“

Nyní existuje několik mechanismů, které způsobují explozi hvězdy, a objekt před výbuchem může mít několik různých forem. O některých z těchto otázek budeme diskutovat později.

Ale z pozorovacího hlediska je supernova hvězdou, která se najednou objeví v galaxii, září několik měsíců nebo měsíců tak jasně jako celá galaxie, a pak postupně mizí. Zde je několik pěkných příkladů nedávných supernov.


Snímky SN 2011fe v M101 s laskavým svolením PTF a B. J. Fultona


Snímky SN 2014J v M82 s laskavým svolením Scotta McNeila

SN 2017eaw v NGC 6946 - což je jasné právě teď!

Tyto obrázky nyní neukazují, jak jasná může být supernova. V mnoha případech může supernova na krátkou dobu zastínit všechny hvězdy ve své hostitelské galaxii. Například dřívější obrázky SN 2011fe v M101 budí dojem, že SN byl jen jedním malým blokem světla mezi mnoha jinými.


Obrázek SN 2011fe v M101 s laskavým svolením PTF a B. J. Fultona a oříznutý mnou.

Pokud ale použijeme malý dalekohled, jako je můj 12palcový Meade LX200 na observatoři RIT, a uděláte jen krátkou expozici, pak můžeme jasněji porovnat světlo z jádra galaxie a spirálních ramen se světlem ze supernovy. Níže je snímek v pásmu R (červené světlo) pořízený 25. září 2011, kdy již SN 2011fe dosáhl svého maximálního jasu a začal mizet.


Snímek pásma R 2011fe SN 2011fe v M101 s laskavým svolením Michaela Richmonda a observatoře RIT

A níže je obrázek pořízený filtrem v pásmu B (modré světlo). SN samo o sobě produkuje mnohem, mnohem více modrého světla než miliardy hvězd v jádru této galaxie!


B pásmový snímek SN 2011fe v M101 s laskavým svolením Michaela Richmonda a RIT Observatory

Dobré a špatné aspekty supernov jako indikátorů vzdálenosti

    Dobrý
      Velmi zářivé, takže je vidět na velmi velké vzdálenosti. Astronomové našli supernovy daleko za z = 1, přičemž nejvzdálenější událost byla z = 3,9! To znamená, že supernovy se mohou dostat mnohem dále do vesmíru než jakákoli jiná metoda, o které jsme diskutovali.

Hvězda „S Andromeda“ byla explozí typu Ia v galaxii Andromeda, ale stalo se to jen několik desítek let, než byli astronomové připraveni na vybavení dostatečně výkonné, aby je mohli správně studovat.

Tolik odrůd.

Existuje velmi široká škála tříd a podtříd supernov. Je snadné se ztratit v různých typech a označeních. Pro naše účely nejsou všechny tyto jemné rozdíly nutné. I když se VZHLEDUJE mnoho různých typů, nakonec je lze rozdělit na dvě různé varianty.

Chcete nějakou praxi? Podívejte se na následující obrázky a pokuste se rozdělit čtyři různá zvířata na dva druhy. Všichni jednotlivci na obrázku mají dvě nohy, jednu hlavu a stojí asi dva metry vysoký.


Obrázek pštrosa s laskavým svolením berniedup a Wikipedia. Obrázek Roba Gronkowského s laskavým svolením Wellslogan a Wikipedia. Obrázek astronauta Apolla s laskavým svolením NASA. Obrázek Cao Yuan s laskavým svolením Fernanda Frazãa / Agência Brasil a Wikipedia

(Doufám, že máš pravdu)

Existují pouze dva druhy, i když všechny obrázky vypadají úplně jinak.

Tři různí lidé vypadají odlišně, protože nosí na těle různá množství materiálu, pokud byste mohli rozdělit každého člověka na polovinu, uvnitř byste našli stejné věci: kosti, svaly, krev atd.

  1. střed jádra (obvykle) se zhroutí do neutronové hvězdy nebo černé díry
  2. (relativně masivní) vnější vrstvy hvězdy jsou zahřáté na

50 000 K a odletět do vesmíru rychlostí


Autorská práva na obrázek David Hardy vznikají ze systémů binárních hvězd, ve kterých je obyčejná hvězda hlavní posloupnosti blízko bílého trpaslíka uhlík-kyslík jediný zdegenerovaný scénář). Materiál hvězdy hlavní sekvence může - za správných okolností - uniknout z vnější atmosféry a vytvořit akreční disk kolem bílého trpaslíka. Pokud rychlost narůstání hmoty na bílého trpaslíka spadne do správného rozsahu, pak hmotnost bílého trpaslíka může nakonec dosáhnout limitu Chandrasekhar, asi 1,4 hmotností Slunce. V tomto bodě mohou malé oblasti termonukleárních reakcí blízko středu bílého trpaslíka vstoupit do nestability uprchlíků, obrátit většinu bílého trpaslíka z prvků skupiny CO do skupiny Fe a produkovat dostatek energie k vyfouknutí celé hvězdy do vesmíru.

To je jedna z možností. Dalším důvodem je, že se mohou nakonec spojit DVA bílí trpaslíci na blízké oběžné dráze ( zdvojnásobit scénář). Fúze vytvoří jeden objekt, který opět překročí limit Chandrasekhar, a opět Ka-Boom.

  1. celý bílý trpaslík je zničen, takže zde není žádný zbytek
  2. (relativně malé) těleso hvězdy je zahřáté na

50 000 K a odletí do vesmíru rychlostí

V obou případech je velmi zhruba 10 51 ergů energie uvolněno, hm, komplexními procesy probíhajícími v centrálních oblastech progenitorové hvězdy. Takže k velmi velmi přibližné aproximaci v obou případech vidíme totéž: rozpínající se oblak extrémně horkého plynu, létající ven velmi vysokou rychlostí a dosahující absolutní velikosti Mproti

Jak můžeme použít tuto velkou explozi k měření vzdálenosti?

Rozšíření metody Photosphere o typ IIP

  • nejvnitřnější jádro se stane neutronovou hvězdou nebo černou dírou
  • obrovské množství neutrin okamžitě odletí do vesmíru
  • rázová vlna se pomalu (v průběhu hodin) tlačí skrz obálku do fotosféry

Rázová vlna ohřívá převážnou část hvězdy a zrychluje ji směrem ven, na rychlosti daleko nad únikovou rychlostí. Jedním slovem, hvězda exploduje. Pokud se však podíváme pozorněji, zjistíme, že rychlosti různých vrstev hvězdy se mění systematicky: materiál z vnitřních oblastí má relativně malou rychlost, zatímco materiál z vnějších oblastí má relativně vysokou rychlost. Říkáme tomu homologní expanze. (Animujte kliknutím na obrázek níže)

Rázová vlna ohřívá materiál na velmi vysoké teploty, výrazně přes 100 000 Kelvinů, ionizuje veškerý vodík. Nejvzdálenější vrstvy emitují rentgenové záření a UV záření několik hodin po výbuchu šoku z hvězdy, ale poté rychle vychladnou. Když teplota plynu klesne na zhruba 6000 Kelvinů, začne se vodík rekombinovat. V tomto okamžiku, kdy vnější vrstva přechází z ionizované na neutrální, její opacita klesá: neutrální plynný vodík je mnohem transparentnější než ionizovaný plyn.

Když se nejvzdálenější vrstva rekombinuje, stane se v podstatě transparentní a my můžeme vidět do vrstvy pod ní. Tato vrstva je stále dostatečně horká, aby došlo k ionizaci vodíku. ale za krátkou dobu se také ochladí na asi 6000 Kelvinů a rekombinuje. Když se stane průhledným, můžeme vidět do DALŠÍ vrstvy hvězdy a tak dále a tak dále.

  • nejvzdálenější „viditelný“ materiál je definován oblastí, ve které se začíná rekombinovat vodík
  • tato nejvzdálenější vrstva bude mít přiměřeně dobře definovanou teplotu asi 6000 K
  • vrstva se rychle pohybuje ven

Jak čas plyne a my vidíme dále do hvězdy, rychlost této speciální vrstvy se sníží. Níže uvedený graf ukazuje vývoj počítačového modelu supernovy typu II - čáry jsou nakresleny zhruba v týdenních intervalech.


Obrázek převzatý od Kasena a Woosleyho, ApJ 703, 2205 (2009)

Plná křivka na obrázku níže ukazuje vývoj počítačového modelu explodující hvězdy, zatímco kruhy ukazují měření skutečných supernov.


Obrázek převzatý od Kasena a Woosleyho, ApJ 703, 2205 (2009)

Poloměr jakékoli konkrétní vrstvy materiálu v určitou dobu t lze psát jako

kde t0 je čas výbuchu a R0 je poloměr této vrstvy v době výbuchu. S vysoce kvalitním spektrem supernovy můžeme měřit rychlost jedné konkrétní vrstvy hvězdy - vrstvy, která v tuto chvíli působí jako fotosféra.

Protože fotosféra je v tak jednoduchém stavu - téměř čistý vodík, při teplotě blízké 6000 K - není příliš obtížné vypočítat záření, které vydává. Nejprve se fotosféra chová jako „zředěné černé tělo“ a vyzařuje tok

kde T je teplota

6000 K a & xi je „faktor ředění“, vložený do běžné rovnice černého tělesa, aby zohlednil několik faktorů, které způsobují, že se spektrum skutečné hvězdy liší od spektra dokonalého černého tělesa.

Pomocí spektroskopie a fotometrie můžeme měřit v (t) a pozorovaný tok f (t). Pokud provádíme měření v několika různých časech, kdy má fotosféra různé velikosti a svítivost, máme dostatek informací k vyřešení doby výbuchu, počáteční velikosti hvězdy a také k určení vzdálenosti, jde jen o srovnání svítivosti F (t) k pozorovanému toku f (t) a použití zákona inverzního čtverce (a doufat, že nedošlo k zániku atd.).

Je hezkou náhodou, že rychlost, s níž rekombinační vlna probíhá hlouběji do hvězdy, je zhruba stejná jako rychlost, jakou se hvězda rozšiřuje, jinými slovy, poloměr zdánlivé fotosféry se příliš nemění, zatímco vlna se stále pohybuje obálkou. Výsledkem je, že svítivost supernov typu IIP zasáhne a plošina (odtud „P“) a zůstává téměř konstantní po dobu jednoho či dvou měsíců.


Obrázek převzatý z Jones a Hamuy, RMxAC, 35, 310 (2009)

Jako příklad této techniky se podívejme na blízkou SN IIP 2013ej v M74. Jeho světelné křivky ukazují jasný důkaz „náhorní plošiny“, jak fotosféra ustupuje do ejecty.


Obrázek 3, Richmond, JAVSO 42, 333 (2014)

Pro tento rychlý malý výpočet ve třídě použijeme pouze měření v pásmu V. Pojďme si vybrat datum JD = 2456510, což je jen trochu po čase maximálního světla.


Převzato z obrázku 3 Richmondu, JAVSO 42, 333 (2014)

Pokud předpokládáme, že fotosféra vyzařuje jako černé těleso, pak lze odhadnout teplotu přizpůsobením měřených toků spektru Planckových funkcí pro různé teploty. Teplota se časem obecně sníží.


Převzato z obrázku 8 Richmondu, JAVSO 42, 333 (2014)

Abychom zjistili její velikost, budeme potřebovat znát rychlost této části ejecty. Pozorování a modelování řady vědců naznačují, že k výbuchu došlo 2.456.494 JD, takže naše zvolené datum 2 456 510 je asi 16 dní po výbuchu.


Obrázek 2a mírně upravený od Valenti et al., MNRAS 438, L101 (2014)

  • Při odhadované teplotě asi 8 procent záření černého tělesa spadá do propustného pásma V.
  • Objekt zjevné velikosti V = 0 má tok nad zemskou atmosférou zhruba 3,16 x 10-6 erg na čtvereční cm za sekundu
  • v tomto případě je „faktor ředění“ přibližně & xi = 0,5

Nyní byste tedy měli být schopni udělat hrubý odhad vzdálenosti od této supernovy.

Když jsem prošel složitějším postupem s využitím dat z této supernovy, zjistil jsem, že metoda Expander Photosphere poskytla vzdálenost asi 9,1 +/- 0,4 Mpc. Jiné metody naznačují podobnou vzdálenost. Jak je na tom vaše hodnota?

    slabé stránky
    • skutečná fotosféra není černé tělo
    • vrstva plynu produkující většinu světla nemusí být stejná jako vrstva produkující absorpční linie, ze kterých měříme rychlost

    Tuto techniku ​​můžeme použít na velké vzdálenosti, protože Typ IIP SNe jsou velmi světelné: jejich typické absolutní veličiny jsou mezi -15 a -18. Podívejte se na příklad SN 2013eq!


    Tabulka 4 převzatá z Gall et al., A&A 592, 129 (2016)

    Typ Ia: standardizovatelné svíčky

    Uvažujme nyní o supernovách „Bílého trpaslíka“. Základní myšlenka jejich použití jako indikátorů vzdálenosti je velmi jednoduchá:

    Za starých časů (70. a 80. léta) byl sběr měření relativně malý a nehomogenní. V té době se zdálo možné - v rámci nejistot - že všechny typy Ia SNe měly stejnou absolutní svítivost jinými slovy, zdálo se možné, že by mohly být standardní svíčky.


    Abstract from Branch and Bettis, AJ 83, 224 (1978)

    Jak však astronomové nashromáždili lepší měření a větší vzorky, bylo jasné, že SNe Ia nejsou všechny identické. Zdá se, že se tyto supernovy systematicky mění.

    Například, když změříme množství, o které supernovy poklesnou jas 15 dní po maximálním světle v pásmu B,


    Obrázek převzatý z Richmond et al., AJ 111, 327 (1996)

    a porovnáme-li ji s absolutní velikostí události, najdeme jasnou korelaci.

    Pokud dokážeme změřit dostatek SNe Ia, abychom určili tyto vztahy mezi absolutní velikostí a jinými pozorovatelnými veličinami, můžeme SNE Ia proměnit v standardizovatelné svíčky ne tak hezké jako skutečně standardní svíčky, ale přesto užitečné. Na tomto problému pracuje několik skupin s mírně odlišnými technikami a obě dosáhly určitého úspěchu. Procedura SALT zahrnuje výběr jedné ze sady šablon, které nejlépe vyhovují světelné křivce konkrétního pozorovaného SN Ia.


    Obrázek převzatý z Guy a kol., A&A 443, 781 (2005)

    Použitím těchto metod k opravě vztahu mezi rychlostí poklesu a svítivostí lze snížit nejistotu v měřeních modulu vzdálenosti pro SNe Ia na asi 0,15 magnitud.

    Pokud se podíváme na SNe v H-pásmu blízké infračervené oblasti, mohou být skutečně téměř identické, Hubbleův diagram níže používá měření, která NENÍ korigována na efekt poklesu rychlosti. Abych byl spravedlivý, mnohem méně práce bylo provedeno v oblasti blízkého IR než v optickém.


    Obrázek převzatý z Wood-Vasey et al., ApJ 689, 377 (2008)

    Jedním z důvodů, proč astronomové tráví tolik času snahou porozumět typu Ia SNe, je to, že jsou opravdu, opravdu světelní: jejich absolutní velikosti jsou kolem -19 nebo -20! To znamená, že je lze vidět na VELMI velké vzdálenosti, což znamená, že mohou být schopni testovat různé kosmologické modely.


    Obrázek převzatý z Amanullah et al., ApJ 716, 712 (2010)

    • utrpěl malé vyhynutí mezihvězdným materiálem ve své hostitelské galaxii nebo v Mléčné dráze
    • vykazovalo „typické“ nebo „normální“ spektrální rysy
    • bylo objeveno velmi brzy po výbuchu a měřeno často v několika optických pásmech

    Část světelné křivky pásma B měřená Richmondem a Smithem, JAVSO 40, 872 (2012) je znázorněna na obrázku níže.


    Mírně upraveno na obrázku 3 Richmonda a Smitha, JAVSO 40, 872 (2012)

    1. paralaxa, pomocí které můžeme dosáhnout.
    2. RR Lyr nebo TRGB nebo Cepheids, se kterými se můžeme dostat.
    3. Typ Ia SNe

    I s touto výhradou však supernovy typu Ia poskytují mocný nástroj, protože je můžeme vidět (a měřit jejich vlastnosti) SO FAR AWAY!

    Pro více informací

    Autorská práva a kopie Michael Richmond. Tato práce podléhá licenci Creative Commons License.


    Autor: Martin Hardcastle [email protected]>

    Vzdálenosti galaxií musí být měřeny složitou řadou závěrů
    známý jako žebřík vzdálenosti. Můžeme měřit vzdálenosti k
    nejbližší hvězdy paralaxou, tj. zdánlivým pohybem hvězdy v
    obloha v důsledku pohybu Země kolem Slunce. Tato technika
    je omezena úhlovým rozlišením, které lze získat. The
    satelitní Hipparcos poskytne nejlepší měření, přičemž
    paralaxa pro zhruba 100 000 hvězd. V současné době lze použít paralaxu
    přesně určit vzdálenosti hvězd v řádu několika desítek
    parseky ze Slunce. [1 bod = 3,26 l. Rok]

    Lze použít statistické metody aplikované na hvězdokupy
    techniku ​​dále, stejně jako `dynamickou paralaxu ', ve které
    vzdálenosti dvojhvězd lze odhadnout z jejich oběžné dráhy
    parametry a svítivost. Tímto způsobem nebo jinými metodami
    lze odhadnout vzdálenost k nejbližším „otevřeným hvězdokupám“ hvězd
    tyto mohou být použity k určení hlavní sekvence (nerozvinutá)
    Hertzsprung-Russellův diagram), který lze namontovat na další vzdálenější
    otevřené klastry, čímž se vzdálenostní žebříček pohybuje kolem 7 kpc.
    Vzdálenosti ke `globulárním shlukům ', což jsou mnohem kompaktnější shluky
    starších hvězd, mohou také takto určovat své vzdálenosti
    při zohlednění jejich odlišného chemického složení
    do H-R diagramu těchto asociací může umožnit odhady vzdálenosti
    do 100 kpc. Všechny tyto techniky lze porovnat s jednou
    jiný a jejich konzistence ověřena.

    Důležitost tohoto určení vzdálenosti v naší vlastní galaxii
    je to, že nám umožňuje kalibrovat použité indikátory vzdálenosti
    odhadnout vzdálenosti mimo něj. Nejčastěji používaný primární
    indikátory vzdálenosti jsou dva typy periodických proměnných hvězd (cefeidy
    a hvězdy RR Lyrae) a dva typy explodujících hvězd (nové a
    supernovy). Cefeidy ukazují korelaci mezi jejich obdobím
    variabilita a jejich střední svítivost (hraje také barva hvězdy
    část), takže pokud je známa perioda a velikost, vzdálenost může
    v zásadě vypočítat. Cefeidy lze pozorovat na zemi
    dalekohledy ven na asi 5 Mpc a s Hubbleovým vesmírným dalekohledem na na
    nejméně 15 Mpc. Hvězdy RR Lyrae jsou proměnné s dobře stanovenými hodnotami
    jsou příliš slabé na to, aby byly užitečné na velké vzdálenosti, ale jsou
    umožňují nezávislé měření vzdálenosti do galaxií do 100
    kpc, jako jsou Magellanova mračna, pro srovnání s Cefeidy. Novae
    ukázat vztah mezi svítivostí při maximálním světle a rychlostí
    pokles velikosti, i když ne příliš těsný, jsou
    jasnější než cefeidy, takže tato metoda může umožnit odhady vzdálenosti pro
    vzdálenější objekty. Nakonec supernovy umožňují určení vzdálenosti
    na velkých měřítcích (protože jsou tak jasné), ale metoda vyžaduje nějaké
    vstup z teorie o tom, jak by se měli chovat při rozšiřování. The
    výhodou použití supernov je, že odvozené vzdálenosti jsou
    nezávisle na kalibraci z galaktických měření nevýhodou
    spočívá v tom, že závislost chování supernovy na typu hvězdy
    který ji vytvořil, není zcela pochopen.

    Lze použít nejlepší primární indikátory vzdálenosti (obecně cefeidy)
    ke kalibraci hlavně empirických sekundárních indikátorů vzdálenosti
    zahrnují vlastnosti oblastí H II, planetárních mlhovin a
    kulové hvězdokupy ve vnějších galaxiích a vztah Tully-Fisher
    mezi šířkou čáry 21 cm neutrálního vodíku a
    absolutní velikost spirální galaxie. To vše lze použít v
    ve spojení s supernovami typu Ia vytlačit žebřík vzdálenosti ven
    nejbližší velká kupa galaxií (Panna, kolem 15-20 Mpc)
    a dále (dalším hlavním cílem je klastr Coma zhruba 5krát
    dále). Další empirické odhady, jako je galaxie
    vztah velikosti a svítivosti nebo konstantní svítivost pro nejjasnější
    shlukové galaxie mají nejistou hodnotu.

    Cílem toho všeho je dostat se nad rámec pohybů našich místních
    skupina galaxií a určovat vzdálenosti pro mnohem vzdálenější
    objekty, o nichž lze důvodně předpokládat, že se pohybují společně s
    rozpínání vesmíru v kosmologii velkého třesku. Protože víme
    jejich rychlosti z jejich rudých posunů, to by nám umožnilo
    určit Hubblovu konstantu, v současnosti její „svatý grál“
    pozorovací kosmologie, kdyby to bylo známo, věděli bychom
    vzdálenosti do _všech vzdálených galaxií přímo z jejich recese
    rychlost. Bohužel různé metody tohoto stanovení, použití
    různé kroky podél žebříku vzdálenosti, dávají různé výsledky
    to vede k běžně používanému rozsahu pro H mezi 50 a 100
    km / s / Mpc, přičemž konkurenční tábory podporují různé hodnoty. Existují
    počet probíhajících pokusů o snížení složitosti vzdálenosti
    žebřík, a tedy nejistota v H. Jedním z nich byl nedávný (a
    pokračování) použití Hubblova kosmického dalekohledu k měření Cepheid
    proměnné přímo v klastru Panny, čímž se eliminuje několik
    kroky vede k vysoké (80--100) hodnotě H, i když s velkou
    nejistota (která by se snad měla snížit, jakmile bude více výsledků
    přijet). Další skupiny pracují na odstranění žebříčku vzdáleností,
    s velkou nejistotou a empirickými předpoklady dohromady a
    přímé určení vzdáleností ke vzdáleným galaxiím nebo kupám,
    například pomocí efektu Sunyaev-Zeldovich společně s rentgenem
    údaje o vzdálených klastrech nebo využití časových zpoždění gravitačních
    čočky. První výsledky mají tendenci podporovat nižší hodnoty H, kolem
    50.


    Co omezuje použití H-R diagramu k měření vzdálenosti (přizpůsobení hlavní sekvence), pro jaké vzdálenosti je to užitečné? - Astronomie

    Vzdálenosti do galaxií a AGN jsou důležité, ale přímé prostředky pro měření vzdáleností mohou být obtížné a časově velmi náročné. Odtud tedy pouhá možnost něčeho podobného jako Hubbleův tok cz = H0 D by bylo opravdovým požehnáním, protože jsme pak mohli odhadnout vzdálenost (do chyb způsobených zvláštním pohybem) z jediného přímého měření. Myšlenka pak je, že pro „dostatečně velký“ D, Hubbleova rychlost přemůže jakékoli zvláštní pohyby a uvidíme plynulý, čistě radiální tok.

    Nalezení hodnoty H0 byla důležitou součástí výzkumu galaxií od jejího založení, s nedávnou další možností mapovat systematické odchylky od plynulého toku HST. Postup obvykle následuje a distanční žebřík, ve kterých se objekty známých vlastností používají ke kalibraci větších / jasnějších druhů objektů, které lze zase použít ke kalibraci dalších indikátorů, které lze vidět na větší vzdálenosti, až nakonec máme indikátory, které jsou užitečné v oblasti údajně čistý kosmologický pohyb. Indikátor vzdálenosti musí mít následující atributy:

    Velká část debaty o stupnici vzdálenosti vychází z velkých vzdáleností, které musíme překonat, abychom se ujistili, že jsme za hranicí zvláštních rychlostí, jako je Virgocentrický tok. Nakonec zjistíme, že jsou použitelné pouze globální vlastnosti galaxií a jejich korelace. V žebříčku ukazatelů vzdálenosti se stává dominantní šíření chyb. Viz Rowan-Robinson, Kosmologický distanční žebřík (Cambridge 1987), pro úplnou diskusi. Moderní metody jsou popsány v Vzdálenosti galaxií a odchylky od univerzální expanze, vyd. B. Madore a R.B. Tully (NATO ASI 180). Postupně zvážíme metody v tradičním žebříčku vzdáleností.

    Trigonometrická paralaxa. To je užitečné pro několik stovek počítačů pro jednotlivé hvězdy, pokud máme přesnost na miliarsekundy, což Hipparcos doručeno za desítky tisíc hvězd. Toto je jediná (téměř) naprosto spolehlivá technika pro vzdálenosti, protože dobře známe velikost oběžné dráhy Země. Statistické aplikace lze aplikovat na celé skupiny hvězd pomocí generování (například) slunečního pohybu přes galaktický disk sekulární paralaxa. Ty stále zkoumají pouze malou oblast galaxie, a zejména nedosahují ani velmi světelných hvězd, ani cefeidských proměnných (ačkoli Hipparcos statisticky užitečné paralaxy pro některé cefeidy).

    Shlukové konvergentní body. Pro blízké hvězdokupy se znatelným úhlovým rozsahem (jako Hyades) perspektiva činí správné pohyby jednotlivých hvězd ne paralelní, ale směřující k bodu na obloze rovnoběžně se středním pohybem hvězdokupy ve vztahu ke Slunci. To dává úhel mezi naší přímkou ​​a pohybem hvězdokupy, a tedy, jaký zlomek vesmírného pohybu hvězdokupy je považován za správný pohyb a jaký za radiální rychlost. Měření průměrné radiální rychlosti pak umožňuje určení vzdálenosti, protože vzdálenost, pro kterou je radiální rychlost a správný pohyb v souladu s úhlem mezi přímkou ​​a vesmírným pohybem. To nám umožňuje kalibrovat absolutní velikosti pro všechny členy klastru - včetně horní hlavní posloupnosti a červených obřích hvězd. Klasickým příkladem je klastr Hyades, který je zde vidět pomocí Hipparcos správné návrhy od Perrymana a kol. (1998 A&A 331, 81):

    Přizpůsobení hlavní sekvence. U ještě vzdálenějších hvězdokup (které mohou obsahovat například OB hvězdy nebo cefeidy) odhadujeme vzdálenosti tak, že předpokládáme, že hvězdy v hlavní posloupnosti stejného spektrálního typu mají stejnou absolutní velikost. To se rovná například posunutí umístění hlavní sekvence clusteru, dokud se neshoduje s umístěním nějakého referenčního clusteru, jako je Hyades. Aby to fungovalo, musí být rudnutí přiměřeně dobře rozhodnuto. To lze provést pro systémy tak vzdálené jako Magellanovy mraky, což je nejjednodušší místo pro kalibraci cefeidů. Za tímto účelem lze každý Magellanovo mračno považovat za obří shluk.

    Cefeidovy proměnné. Jedná se o supergianty v pruhu nestability na diagramu H-R, které procházejí pravidelnými pulzacemi, které jsou vyjádřeny světelnými a teplotními změnami. Díky jejich vysoké optické svítivosti je snadné je vybrat (i když jsou poměrně hmotnými hvězdami, v eliptických galaxiích se nevyskytují). Nedávná data dávají vztah perioda-svítivost formy & # 60MPROTI& # 62 = -3,53 log P + 2,13 (& # 60B0& # 62 - & # 60V0& # 62) + & phi kde & phi

    -2,25 je nulový bod. P je zde ve dnech a závorky označují průměrování v průběhu cyklu světelné křivky. Vztahy pro SMC a LMC ukazují Mathewson, Ford a Visvanathan 1986 (ApJ 301, 664) následovně z obr. 3 (s laskavým svolením AAS):

    Abyste mohli efektivně využívat cefeidy, musíte se vypořádat s následujícími body:

    Cefeidy byly měřeny ze země v celé místní skupině (což by Hubble mohl udělat - astronom, nikoli dalekohled), a lze je detekovat ve skupinách M81 a Sochař, a nověji v M101 ve vzdálenosti 7 Mpc (Cook, Aaronson a Illingworth 1986 ApJLett 301, L45), a dokonce i úžasná detekce páru ve spirále Panny NGC 4751 pozdního typu, kdy vidění a hvězdné shlukování fungovaly společně (Pierce et al. 1994 BAAS 26, 1411). Pamatujte, že je tradiční citovat modul vzdálenosti m-M = 5 log D - 5 spíše než samotná vzdálenost v mnoha publikacích na stupnici vzdálenosti - například DM LMC se blíží 18,5. K dnešnímu dni hlásil klíčový projekt HST na stupnici vzdálenosti detekce cefeidů na 25 Mpc a v zásadě může jít daleko za Pannu. Skutečná škoda, že v jádru komatu nejsou žádné spirály, u nichž by bylo prokázáno, že žijí. Nejznámější zpráva o této práci byla pro NGC 4321 = M100 v Panně od Ferrarese et al (1996 ApJ 464, 568), viz také Freedman et al 1994 (Nature 371, 757). Projekt využívající cefeidy ke kalibraci sekundárních indikátorů vzdálenosti prostřednictvím společné galaxie a členství ve skupině popsali Kennicutt, Mold a Freedman 1995 (AJ 110, 1476). Některé z jejich světelných křivek Cepheid jsou zobrazeny níže - pouze pro M100 detekují již více Cepheidů, než je známo v LMC, takže kalibrace LMC se stává slabým článkem. Projekt získal všechna svá data a nedávné shrnutí (Mold et al. 2000 ApJ 529, 7867) dává velkou průměrnou hodnotu H0= 71 & # 177 6 km / s Mpc na základě vzdáleností HST Cepheid do 25 galaxií, ve směšně těsné shodě s výsledky přizpůsobení WMAP výkonového spektra fluktuace CMB.

    Tento graf shromažďuje vzdálenosti klíčových projektů Cepheid. Všimněte si velkých zvláštních pohybů uvnitř Panny, že jedna galaxie ležící přímo na střední linii v této vzdálenosti je NGC 7331, téměř naproti Panně na obloze.

    RR Lyrae hvězdy. Jedná se o hvězdy s nižší svítivostí, kde pás nestability prochází vodorovnou větví. Mohou se objevit na H-R diagramech klastru vynecháním „mezery RR Lyrae“, protože proměnné obvykle nejsou zakresleny. Absolutní velikost všech proměnných RR Lyrae se zdá být téměř konstantní na & # 60MPROTI = 0,75 & # 177 0,1. Může existovat nějaká špatně určená závislost na metaličnosti. Není zde nutné žádné stanovení periody, pouze určení, že hvězda je tohoto typu (což znamená, že periodu stejně získáte). Problémy jsou: RR Lyraes jsou ve své podstatě asi o 2 magnitudy slabší než Cefeidy a podobně obtížně kalibrovatelný pouze pár je dostatečně blízko pro měření paralaxy s Hipparcos, takže statistické paralaxy jsou stále důležité.

    Automatická detekce obrazu se osvědčila při hledání těchto hvězd v rámci místní skupiny, dokonce i před HST. Saha a Hoessel (1990, AJ 99, 97) uvádějí nález 151 v malém eliptickém NGC 185, jak je vidět na obr. 5 se svolením AAS:

    Nejsvětlejší (modré / červené) hvězdy. Mezi absolutní velikostí galaxie a nejjasnějšími jednotlivými hvězdami existuje empirický vztah - to znamená předpokládat konstantní formu horního konce funkce svítivosti a nechat statistiku fungovat. Pohodlně se jedná o první hvězdy, které se mají vyřešit. Možné problémy: záměna s kompaktními kupami (jako u 30 Doradus), neznámá variace s typem galaxie.

    Všechny výše uvedené hvězdné indikátory pro jiné galaxie se nejsnadněji používají v systémech s podstatnými složkami populace I a v poměrně otevřených galaxiích, takže se snižuje hustota. Jeden se proto pokouší vypořádat se s vnějšími oblastmi galaxie a spíše s galaxiemi pozdního typu (viz atlas Sandage a Bedke pro ilustrace rozlišení do hvězd pro takové galaxie, což byl bod jejich výroby tohoto objemu). Existuje také několik dočasných nebo nepřímých hvězdných indikátorů vzdálenosti:

    Novae. Jak je nejlépe patrné z místní skupiny, existuje vztah mezi absolutní velikostí a rychlostí slábnutí pro nováčka. Mohou být snadno vybrány jako přechodné zdroje H & alfa a zdá se, že dva byly tímto způsobem detekovány tak daleko jako M87 (Pritchet a van den Bergh 1987 ApJLett 288, L41), datové řady dostatečné k nalezení Cefeidů je mohou najít jako zdroje kontinua. Ciardullo a kol. (1990 ApJ 356, 472) diskutují 11 dobře pozorovaných nov v M31. Vztah mezi rychlostí vyblednutí a absolutní velikostí B je pouze částečně sledován H & alfa, takže nejúčinnějším přístupem se jeví kombinace objevů H & alfa, pozorování kontinua blízko maxima a pozorování H & alfa na slabé úrovně. Slabá měření kontinua jsou nemožná, protože nova splývá s celkovým hvězdným pozadím. Tuto techniku ​​lze použít pro systémy populace II.

    Planetární mlhoviny. Mohou také vystopovat složky populace II, protože je mohou produkovat staré hvězdy. Jejich užitečnost jako indikátoru vzdálenosti závisí na skutečnosti, že jejich funkce světelnosti se jeví jako neměnná a je snadno pochopitelná z hvězdného vývoje (Jacoby 1989 ApJ 339, 39). Velký počet planet lze detekovat v blízkých galaxiích pomocí úzkopásmových obrazů kolem linie [O III] & lambda5007, která je extrémně silná v planetách, ale ne ve většině oblastí H II. Bylo zjištěno dostatečné množství planetářů pro odhady vzdálenosti k Panně (Jacoby et al. 1990, ApJ 356, 332). Techniku ​​přizpůsobení funkci neúplné svítivosti ilustruje obr. 3 Ciardullo et al. 1989 (ApJ 339, 53) pro M31 (s laskavým svolením AAS):

    Supernovy. Supernovy typu I (populace II) lze rozpoznat (a rozdělit do podskupin a, b a možná c) na základě jejich spektra a světelných křivek. Dostupné důkazy jsou v souladu s tím, že špičková svítivost je zhruba fixována alespoň pro typ Ia (ale pozor, nové chápání subluminózních jako 1987A to může změnit). Supernovy lze vidět a dlouho cesta pryč (jako z= 1,7, pokud se díváte tvrdě), takže by vytvořili skvělé indikátory vzdálenosti, pokud (1) skutečně známe tuto špičkovou svítivost, (2) je skutečně konstantní a (3) můžeme vysvětlit zatemnění prachu (ahoj IR) . Špičkový jas je dán modely supernov, ale SN v galaxiích poblíž dost pro kontrolu jsou vzácné. U kosmologicky vzdáleného SN je rychlost roztažení prodloužena faktorem dilatace (1 + z). Jedná se o objekty, které jako první poskytly silné důkazy pro zrychlení expanze HST (snad je lze identifikovat pomocí Einsteinovy ​​kosmologické konstanty).

    Přímé měření vzdálenosti pro rozpínající se nebo pulzující objekty je v zásadě možné pomocí metody Baade-Wesselink. Měří se změna bolometrické svítivosti a integrální (změna relativní) radiální rychlosti během této doby. Poté, s použitím aproximace černého tělesa nebo realističtějšího spektra, je odvozen rozdíl úhlové velikosti mezi dvěma epochami, který dává vzdálenost tím, že vyžaduje, aby byla konzistentní se změnou poloměru z radiálních rychlostí. Problémy se soustřeďují na to, jak je sledovaná rychlost vážena napříč fotosférou a zda se struktura opacity mezi epochami mění.

    Kolísání povrchového jasu. Ještě předtím, než se galaxie skutečně rozdělí na dokonce i své nejjasnější hvězdy, bude obraz skvrnitý například statistickými fluktuacemi, pokud je povrchový jas takový, že na disk vidí 100 červených gigantů, očekává se 10% Poissonovo kolísání. Ty lze odlišit od fotonového šumu, protože tyto fluktuace mají stejné prostorové výkonové spektrum jako vidící disk (nebo obecněji systémová odezva, tj. PSF), nikoli bílý šum (Tonry a Schneider 1988 AJ 96, 807). Jako ukázka tento obrázek ukazuje data M32 HST převzorkovaná, jako by byla viděna na postupně větší vzdálenosti (každý krok se zvyšuje o faktor 2). Tato technika je překvapivě silná, pokud lze porovnávat galaxie s podobnými hvězdnými populacemi - v zásadě je třeba předpokládat charakteristickou (dobře definovanou) střední svítivost hvězd. Tato metoda již byla rozšířena na Pannu, což poskytuje vynikající souhlas s určováním planetárních mlhovin a prvními náznaky, které galaxie jsou na blízké a vzdálené straně (Tonry et al. 1989 ApJ 346, L57).

    H II regiony. Podle potřeby to vyžaduje aktivní tvorbu hvězd a OB hvězdy. Jsou světelné a měřitelné na velmi velké vzdálenosti. Prvním přístupem (Sandage a Tammann 1974 ApJ 190, 525) bylo předpokládat, že průměr nejjasnějších oblastí H II souvisí s absolutní velikostí galaxie. Kennicutt 1979 (ApJ 228, 704) však ukázal, že vidění účinků kompromituje vizuální a izofotické průměry tak silně, že to nemůže fungovat jako indikátor vzdálenosti.Novější práce se zaměřily na svítivost emisních linií, přičemž se v podstatě předpokládá, že čím více hvězdných formací, tím jasnější je galaxie a statisticky jasnější je několik největších oblastí H II. To by mohlo být považováno za variantu metody nejjasnějších modrých hvězd.

    Byly rovněž uvažovány šířky emisní čáry s tvrzením Terlevicha a Melnicka (1981 MNRAS 195, 839), že vztah L - & sigma 4 platí pro oblasti superobrého H II, tj. Že jsou vázány vlastní gravitační hmotou na ( ionizující-UV) intenzita hvězdného světla. To by bylo užitečné stejným způsobem jako vztah Tully-Fisher nebo analogický vztah pro eliptické galaxie. Avšak další práce (Gallagher a Hunter 1983 ApJ 274, 141 Roy a kol. 1986 ApJ 300, 624) zatemnili obraz pro více rozšířených vzorků, korelace je mnohem méně nápadná a pohyby plynu jsou do značné míry nadzvukové, poháněné hvězdnými větry a SN, spíše než gravitační.

    Upřesnění, včetně druhého parametru týkajícího se jasu povrchu, bylo použito Sedm samurajů k sestavení velké sady vzdáleností nezávislých na červeném posuvu pro mapování lokálního rychlostního pole (Dressler et al. 1987 ApJ 313, 42 data ve Faber et al. 1989 ApJSuppl 69, 763).

    Globální vlastnosti galaxií: Musí být použity pro stále vzdálenější systémy, které vyžadují rozsáhlou kalibraci z výše uvedených technik. Mezi konkrétní ukazatele patří:

    Opravy pozorovaných veličin musí být použity pro (1) měření velikosti clony (2) redshifting propustného pásma, tzv. K.-korekce (3) redshifting energie fotonů i rychlosti příletu a (4) jakýkoli předpokládaný vývoj - musí probíhat alespoň pasivní vývoj hvězdné populace.

    „Exotické“ indikátory vzdálenosti

    Všechny výše uvedené metody se spoléhají na přímou aplikaci zákona inverzních čtverců nebo vztahu úhlového průměru a vzdálenosti. Existuje také řada technik, které používají více zapojené nebo nepřímé kombinace pozorovatelných. Některé příklady jsou:

    Hubbleův čas: u jednoduchých modelů velkého třesku se hranice věků objektů (hvězdy, radioaktivní jádra) stanoví H0. Věk vesmíru je řádu Hubbleova času a tauH =1/H0, v rámci faktoru jednotné objednávky v závislosti na historii zpomalení expanze. Pro H0= 50 km / s Mpc, a tauH= 2 x 10 10 let na 100 km / s Mpc, 10 10 let. To musí být větší než věk určený z geologických a hvězdně-evolučních časových měřítek, jaderných izotopových hodin jako 235 U / 238 U a musí odpovídat dynamickému stavu galaxií a klastrů. Malé množství evoluce pozorované v eliptických galaxiích asi z = 1 upřednostňuje menší H0 v jednoduchých modelech (Hamilton 1985 ApJ 297, 371). Jeden by si měl dávat pozor na nenápadně kruhové argumenty - věky globulárních hvězdokup byly nádherně v souladu H0= 50, ale vypočítali je lidé, kteří znají odpověď, kterou očekávali, a podle toho vyladili několik parametrů. Mezi společností & tau byl několik let široce publikovaný rozporH z výsledků HST Cepheid a stáří globulárních klastrů, ale nedávné výpočty účinků míchání na hvězdný vývoj a Hipparcos revize vzdálenosti k cefeidům obě směřují ke snížení problému.

    Gravitační čočky: potřebujeme znát hmotnost čočky (například prostřednictvím disperze rychlosti shluku) a časové zpoždění mezi snímky (řekněme z variability QSO). Pak můžeme odvodit správnou vzdálenost objektivu. Diferenční časové zpoždění zde může být nejtěžší částí, zejména v přítomnosti mikročoček.

    Světelné ozvěny: toto dalo LMC nezávislou vzdálenost pomocí doby osvětlení okolního prstence (při pohledu z IUE, Panagia et al. 1991 ApJL 380, L23), aby se získala absolutní velikost přední a zadní strany a úhlová velikost prstenec (od HST) pro příčné měření. Tento příklad provedl například Gould (1995 ApJ 452, 189). Podobný přístup lze také použít (s polarizací k určení, kde je kruh) pro vzdálené supernovy (Sparks 1994 ApJ 433, 19).

    Emisní / absorpční opatření: zde se používají různé závislosti emise a absorpce na hustotě v závislosti na délce dráhy. Příkladem je IGM v klastrech pozorovaných v emisi rentgenovým zářením a v absorpci (přesněji rozptylu nahoru) na mikrovlnném pozadí (efekt Sunyaev-Zeldovich). To funguje, protože z astrofyzikálních důvodů očekáváme, že horký plyn bude plynule distribuován skrz shlukový potenciál shluku, což by bylo užitečnější pro sondování struktury než vzdálenosti. Zatím to není dost přesné na to, aby se dalo použít více než jako argument konzistence, protože absorpce je velmi slabá, ale v zásadě je prostá mnoha předpokladů jiných metod (plyn 10 7 K by měl být distribuován velmi hladce). Tato technika pro zjišťování atmosféry horkých klastrů je téměř stejně citlivá pro všechny červené posuny klastru z> 0,5 protože se jedná o plošné měřítko, probíhají průzkumy, jejichž cílem je najít shluky s vysokým rudým posunem jako místa S-Z.

    Správné pohyby: maser v oblasti vytvářející hvězdy by měl být detekovatelný pomocí VLBA až k Panně. Jeho správný pohyb v důsledku rotace typické spirály by měl být řádově 3 mikrosekundy za rok, což by mělo být měřitelné asi za deset let. Jeden pak určí vzdálenost, ve které odpovídá rychlosti otáčení disku v příslušném poloměru. Doposud nejvzdálenější skutečnou aplikací byla masers v jaderném disku NGC 4258 (Herrnstein et al. 1999 Nature 400, 539).

    Vzdálenosti do blízkých galaxií nejsou vážným sporem, ale role zvláštní rychlosti na těchto stupnicích je. Některé užitečné vzdálenosti jsou (v Mpc)

    To znamená, že H (Panna) je asi 60 km / s Mpc, ale je tato hodnota globálně použitelná? Dlouho existovaly dva hlavní tábory: Sandage v 50 (stupnice „dlouhé“ vzdálenosti) a de Vaucouleurs ve stovce („krátké“ měřítko). Data se v této záležitosti občas utopí v invektivách. Při systematické léčbě chyb Hanes 1981 (MNRAS) a Rowan-Robinson ve své knize zjistili, že rychlost 80 km / s Mpc splňuje všechny chybové pruhy a je to, co dává vztah IR T-F na velké vzdálenosti. Toto je v zásadě také globální hodnota Klíčového projektu, přičemž globální kování CMBR dává hodnotu 71. Možná, že kompromisní hodnota 75, kterou mnoho lidí použilo, byla ve skutečnosti víc než posezení u plotu.

    Aaronson, Huchra a Mold našli důkazy o systematických odchylkách od toku HST směrem k Panně, takže vztah rudého posuvu - vzdálenost je nelineární a na některých místech dvojí nebo trojí.

    Prvním náznakem takových narušení byla studie Rubina a Forda (1987 AJ 81, 719) o 96 galaxiích Sc I, která ukázala asymetrii na obloze v prostoru o velikosti červeného posuvu, takže jsme se pravděpodobně pohybovali asi 500 km / s s ohledem na těžiště těchto galaxií. To se nakonec proměnilo v odvětví, přičemž 7 Samurajů ohlašovalo v Centauru „Velkého přitažlivce“ (l=299°, b= -11 & # 176), která pokazí rychlostní pole na přibližně 3000 km / s (Lynden-Bell a kol. 1987 ApJLett 313, L37). Blížíme se k této hmotnosti rychlostí asi 700 km / s, což je ve skutečnosti v souladu s výsledkem Rubin a Ford, pokud je zahrnuta infiltrace Panny. Lauer a Postman (1994 ApJ 425, 418) najdou ještě jiný pohyb ve srovnání se 119 klastry Abell na z & # 60 0,05 - 561 & # 177 284 km / s směrem k l=220 °, b= -28 & # 176, přesto jiný směr a určitě neočekávaná velikost. Trochu odlišný pohyb je odvozen s ohledem na mikrovlnné pozadí, což je největší průměr, jaký můžeme najít - konečný soubor dat COBE dává 368 km / s směrem l=264.3, b= 48,1 s nezávislou analýzou nástrojů FIRAS a DMR v dobré shodě (Lineweaver et al. 1996 ApJ 470, 38). To bylo právě vylepšeno pomocí WMAP na l=263.8, b= 48,2 (Bennett et al. ApJ předloženo, astro-ph / 0302207). V určitém okamžiku se člověk diví, v jaké míře je adekvátně realizován kosmologický princip. To znamená, že samotný grál, H0, je třeba hledat na ještě větších vzdálenostech, než se dříve myslelo (do té míry, že by bylo samo o sobě užitečné, pokud by tok HST byl opravdu hrudkovitý, ačkoli těsnost Hubblova diagramu pro standardní svíčky naznačuje, že to není tak špatné) .

    Existují také izolované případy galaxií, které zjevně porušují tok HST. Snad nejlepší je ve směru NGC 1275. Hlavní galaxie má v = 5000 km / s, a má něco, co vypadá jako spirála pozdního typu prokazatelně dovnitř přední toho ale mít proti= 8100 km / s. Obrázky z Keel 1983 (AJ 88, 1579) izolují systémy popředí a pozadí v H & alfa:

    zatímco systém popředí je na tomto obrázku HST viditelný při absorpci prachem:

    To je příliš rychlé na to, aby to byl jen volný pád do jádra kupy - a pokud existuje mnoho galaxií střílejících rychlostí 3000 km / s, měl by být v Hubbleově diagramu obrovský rozptyl. Tudíž jich nemůže být mnoho, ale jak daleko bychom se pokazili, kdybychom viděli samotnou spirálu?


    2. Astrometrie Hubbleova kosmického dalekohledu Polaris B

    2.1. Pozorování FGS a analýza dat

    V rámci astrometrického programu na trigonometrické paralaxy overtonových cefeidů jsme pozorovali Polaris se systémem FGS na HST. FGS jsou sada tří interferometrů, které kromě zajištění vedení během zobrazování nebo spektroskopických pozorování mohou měřit přesné polohy cílové hvězdy a několika okolních astrometrických referenčních hvězd pomocí jednoho FGS, zatímco ostatní dva vedou dalekohled. Ukázalo se, že systém FGS je schopen v příznivých případech poskytnout trigonometrické paralaxy s lepší než ± 0,2 masovou přesností (např. Benedict et al. 2007, dále B07 Soderblom et al. 2005 Benedict et al. 2011, 2017 McArthur et al. 2011 Bond et al. 2013).

    Cepheid Polaris A je při střední jasnosti (Fernie et al. 1995) příliš jasná, než aby ji bylo možné pozorovat u systému FGS. Kvůli silným důkazům, že Polaris B je fyzickým společníkem ve stejné vzdálenosti jako Cepheid (viz výše), místo toho jsme si jej vybrali jako astrometrický cíl. Během dvou jsme provedli FGS pozorování Polaris B. HST návštěvy v každé z pěti epoch mezi 2003 říjnem a 2006 zářím (čísla programů GO-9888, −10113 a −10482 PI H.E.B.), v datech blízkých pololetním obdobím maximálního faktoru paralaxy. Pro měření jsme použili FGS1r v jeho širokoúhlém astrometrickém POSITION módu. V datech akvizice FGS nebyly žádné známky duplicity B. Kromě Polaris B jsme pozorovali síť 10 slabých referenčních hvězd pozadí ležící uvnitř cíle. Z 10 referenčních hvězd byly dvě odmítnuty z důvodu selhání akvizice, slabosti, binárnosti nebo interference z difrakčních hrotů Polaris A, a my jsme si ponechali osm (s magnitudy PROTI = 14,1–16,5) pro konečné řešení. Jsou uvedeny v tabulce 1.

    Stůl 1. Astrometrické referenční hvězdy a Polaris B

    ID R.A. (J2000) PROTI BPROTI PROTI Sp. Typ (mas yr -1) a (mas) b
    Odmítnout (J2000) (mas yr -1) a (mas) b
    R1 02:37:32.4 14.342 0.762 0.890 F8 V 0.9 ± 0.4 1.16 ± 0.15
    +89:20:00.1 ±0.003 ±0.007 ±0.003 −0.6 ± 0.4 1.14 ± 0.07
    R2 02:25:31.0 14.277 0.814 0.930 G2 V −7.9 ± 0.8 1.31 ± 0.17
    +89:18:09.5 ±0.003 ±0.004 ±0.004 7.0 ± 0.5 1.41 ± 0.13
    R3 02:34:04.9 16.504 0.734 0.820 F7: IV: 0.5 ± 0.8 0.28 ± 0.11
    +89:19:11.6 ±0.014 ±0.010 ±0.011 −0.7 ± 0.7 0.28 ± 0.04
    R7 c 02:30:48.2 14.147 0.825 G0 IV 5.4 ± 0.5 1.04 ± 0.35
    +89:14:30.2 ±0.003 ±0.007 0.5 ± 0.4 1.04 ± 0.13
    R8 02:25:26.6 15.304 1.116 1.237 G0 IV 9.7 ± 0.6 0.49 ± 0.16
    +89:14:26.2 ±0.015 ±0.011 ±0.009 −6.8 ± 0.5 0.49 ± 0.05
    R9 02:21:18.2 14.958 0.903 1.070 G1 IV 13.3 ± 1.0 0.76 ± 0.30
    +89:13:37.5 ±0.007 ±0.007 ±0.005 1.5 ± 0.7 0.73 ± 0.07
    R10 02:32:25.8 14.675 1.360 1.633 K5 V 35.0 ± 0.6 5.48 ± 0.70
    +89:12:09.2 ±0.004 ±0.008 ±0.007 15.6 ± 0.6 6.32 ± 0.42
    R13 02:25:58.3 15.940 1.051 1.140 G5: V: 3.5 ± 0.8 1.16 ± 0.15
    +89:12:12.9 ±0.006 ±0.020 ±0.010 −2.0 ± 0.7 1.12 ± 0.17
    B d 02:30:43.5 8.65 0.42 F3 V 41.1 ± 0.4
    +89:15:38.6 ±0.02 −13.8 ± 0.4 6.26 ± 0.24

    správné pohyby v R.A. a odmítnout. z našeho astrometrického řešení. b Zadejte odhadovanou absolutní paralaxu (horní položka) a upravenou absolutní paralaxu z astrometrického roztoku (spodní položka). c R7 je katalogizován jako Polaris D, který byl identifikován jako možný společník Polaris Burnhamem (1894), a nedávno o něm diskutovali Evans et al. (2002, 2010). Ten nezjistil emise rentgenových paprsků z Polaris D, což naznačuje, že nejde o mladého společníka Cepheid s nízkou hmotností. Náš spektrální typ a fotometrie s odhadovanou vzdáleností

    960 ks a náš měřený správný pohyb definitivně vylučují Polaris D jako fyzického společníka Polaris A a B. d Polaris B. PROTI velikost podle Evans et al. (2008) a BPROTI z literární kompilace Turnera (2005) spektrálního typu od Turnera (1977).

    Náš postup astrometrického řešení FGS je popsán v Bond et al. (2013) a podrobně je popsali B07 a Nelan (2017). Prvním krokem je korekce pozičních měření z FGS na odchylku diferenciální rychlosti, geometrické zkreslení, teplotně indukovaný drift kosmické lodi a chvění ukazující dalekohled. Z důvodu lomu prvků v optickém sledu FGS byla provedena další úprava na základě BPROTI použije se barva každé hvězdy. Kromě toho byl jako bezpečnostní opatření vzhledem k jeho blízkosti k Polaris A pozorován samotný Polaris B u atenuátoru neutrální hustoty F5ND, zatímco mnohem slabší referenční hvězdy byly pozorovány pouze u filtračního prvku F583W. Proto bylo nutné aplikovat korekce „cross-filter“ na polohy Polaris B vzhledem k referenčním hvězdám, korekce jsou mírně závislé na umístění hvězdy v poli FGS.

    Upravená měření ze všech 10 návštěv byla poté kombinována pomocí techniky se šesti parametry překrývající se desky, která řeší současně měřítko, translaci, rotaci a správný pohyb a paralaxu každé hvězdy. Veškeré podrobnosti, včetně rovnic podmínek, jsou uvedeny v B07, jejich části 4.1. Pro tuto analýzu jsme použili program nejmenších čtverců GAUSSFIT (Jefferys et al. 1988). Faktory paralaxy jsou získány z prediktoru oběžné dráhy Země JPL, verze DE405 (Standish 1990). Vzhledem k tomu, že měření FGS poskytují pouze relativní polohy hvězd, model vyžaduje zadání odhadovaných hodnot správných pohybů a paralaxy referenční hvězdy, aby bylo možné určit absolutní paralaxu cíle. Tyto odhady (část 2.2) byly do modelu vloženy jako pozorování s chybami, což umožňuje modelu upravit jejich paralaxy a správné pohyby (v rámci jejich specifikovaných chyb), aby našly globální řešení, které minimalizuje výsledek.

    2.2. Správné pohyby a paralaxy referenční hvězdy

    Počáteční odhady správného pohybu pro referenční hvězdy byly převzaty z katalogu UCAC5 (Zacharias et al. 2017). Abychom mohli odhadnout vzdálenosti k referenčním hvězdám, použili jsme spektrální klasifikaci a fotometrii a jako kritérium s nízkou hmotností jejich redukované správné pohyby. Pro spektrální klasifikaci jsme získali digitální spektra s dalekohledem WIYN 3,5 m a víceobjektovým spektrografem Hydra na Národní observatoři Kitt Peak (KPNO), v noci z 22. listopadu 2003. Klasifikace byly provedeny porovnáním se sítí MK standardní hvězdy získané stejným spektrografem za pomoci měření ekvivalentní šířky čar citlivých na teplotu a světelnost. Výsledky jsou uvedeny v šestém sloupci tabulky 1.

    Fotometrie referenčních hvězd v Johnson-Kron-Cousins BVI systém byl získán na KPNO za jednu fotometrickou noc v říjnu 2007 (dalekohled 0,9 m) a za tři fotometrické noci v říjnu 2008 (dalekohled 2,1 m). Každá hvězda byla měřena mezi 9 a 13 jednotlivými CCD snímky. Fotometrie byla kalibrována na standardní hvězdnou síť Landolta (1992) a výsledky jsou uvedeny v tabulce 1. Vnitřní chyby fotometrie uvedené v tabulce 1 jsou obecně poměrně malé, ale systematické chyby jsou pravděpodobně větší, protože (a) vysoké vzdušné hmoty, při které je třeba pozorovat pole Polaris, a (b) přítomnost velmi jasné hvězdy ve středu pole, která vede ke vzniku PSF křídel, difrakčních hrotů a sloupů odvádějících náboj napříč hodně z pole.

    Ačkoli Polaris sám o sobě není nerdened (např. Fernie 1990 Laney & amp Caldwell 2007), nebo velmi slabě zarudlý (např. Gauthier & amp Fernie 1978 find a TKUG13 give), je známo, že leží těsně před molekulárním mrakem, „Polaris Cirrus Cloud "nebo" Polaris Flare "(např. Sandage 1976 Heithausen & amp Thaddeus 1990 Zagury et al. 1999 Cambrésy et al. 2001 Ward-Thompson et al. 2010 Panopoulou et al. 2016 a tam uvedené odkazy). Očekává se tedy výrazné zčervenání referenčních hvězd.

    Pro odhad jejich zarudnutí jsme porovnali pozorované BPROTI barva každé hvězdy s vnitřní barvou odpovídající jejímu spektrálnímu typu (Schmidt-Kaler 1982), ze které jsme vypočítali průměr. Použili jsme také mapu vyhynutí Schlafly & amp Finkbeiner (2011), jak je implementována na webových stránkách NASA / IPAC, 7 k určení zarudnutí ve směru za Polaris. Mapa Schlafly & amp Finkbeiner poskytuje rozsah zarudlých hodnot v celém poli pokrytém referenčními hvězdami až 0,30, což je celkový rudnutí pro hypotetickou hvězdu na velmi velkou vzdálenost. Pro všechny referenční hvězdy, s výjimkou R10, jsme přijali rudnutí, které jsme použili na základě jeho spektrálního typu a pozorovali jsme BPROTI.

    Vzdálenosti k referenčním hvězdám byly poté odhadnuty následovně: (1) U čtyř hvězd klasifikovaných jako trpaslíci jsme použili kalibraci vizuální absolutní velikosti, MPROTI, proti BPROTI a PROTI barvy odvozené pomocí polynomu zapadají do velkého vzorku blízkých hvězd hlavní posloupnosti s přesnou fotometrií a Hipparcos nebo USNO paralaxy, které jsou podrobněji popsány v Bond et al. (2013). Tento algoritmus koriguje účinky metalicity. (2) Pro ty čtyři subgianty jsme hledali Hipparcos data pro všechny hvězdy klasifikované se stejnými spektrálními typy, které měly paralaxy větší než 15 mas, a vypočítal jejich průměrnou absolutní velikost pro použití při odhadu vzdálenosti. Pro trpaslíky naše MPROTI proti BVI kalibrace reprodukuje známé absolutní velikosti vzorku blízkých trpaslíků s rms rozptylem 0,28 mag. Rozptyl v subgiantu MPROTI kalibrátory byly větší,

    0,8 mag. Naše konečné odhadované vstupní paralaxy a jejich chyby, založené na rozptylu v MPROTI kalibrátory, jsou uvedeny v posledním sloupci tabulky 1, spolu s výstupními paralaxami danými řešením.

    2.3. Paralaxa a správný pohyb Polaris B

    Výsledkem našeho řešení je absolutní paralaxa Polaris B 6,26 ± 0,24 mas (pc), jak je uvedeno ve spodní části tabulky 1. Nejistota zahrnuje příspěvky ze zbytkových chyb v kalibraci geometrického zkreslení FGS, chyby v HST ukazovací výkon a chyby v měření surové polohy hvězd. Komponenty správného pohybu pro Polaris B z řešení FGS jsou 8. Absolutní správný pohyb Polaris A určený Hipparcos is (van Leeuwen 2007), ale to zahrnuje offset kvůli orbitálnímu pohybu v blízkém páru A – Ab během relativně krátké astrometrické mise. Dlouhodobý správný pohyb A v systému FK5, korigovaný na Hipparcos rám, je podle Wielen et al. (2000). Jelikož nejistoty jednotlivých správných pohybů UCAC5 použitých ke stanovení referenčního rámce FGS jsou asi (Zacharias et al. 2017), je souhlas s výsledky FGS přiměřený.

    2.4. Rozpor s Hipparcos

    Náš výsledek pro paralaxu Polaris B (6,26 ± 0,24 mas) je o 1,28 mas menší, než našel Hipparcos pro Polaris A (7,54 ± 0,11 mas). Je pravděpodobné, že Hipparcos výsledek by mohl být omylem o tak velké množství?

    Hipparcos paralaxy obvykle souhlasily s výsledky HST/ FGS měření, nebo jiných paralaxních technik, do jejich příslušných chyb (např. Benedict et al. 2002 McArthur et al. 2011 Bond et al. 2013). Existuje však několik významných výjimek: (1) Pro shluk Plejád Melis et al. (2014) získali přesnou paralaxu klastru 7,35 ± 0,07 mas z astrometrie velmi dlouhé základní rádiové interferometrie (VLBI) čtyř členů rádiového záření. FGS paralaxy tří dalších hvězd Plejády poskytly průměrnou absolutní paralaxu 7,43 ± 0,17 (náhodně) ± 0,20 (systematicky) mas (Soderblom et al. 2005), v souladu s výsledkem VLBI. Avšak van Leeuwen (2009), na základě Hipparcos astrometrie více než 50 Plejád, zjistila průměrnou paralaxu klastru 8,32 ± 0,13 mas, větší o 0,97 mas než výsledek VLBI. (2) Benedict et al. (2011) použili FGS k měření paralaxy cefeidy typu II κ Pavonis 5,57 ± 0,28 mas Hipparcos paralaxa 6,52 ± 0,77 mas je větší o podobných 0,95 mas (i když to má nižší statistickou významnost kvůli relativně velké Hipparcos nejistota). (3) VandenBerg a kol. (2014) použili FGS k měření paralaxy tří halo subgiants. U dvou z nich výsledky velmi dobře souhlasily Hipparcos, ale pro HD 84937, Hipparcos hodnota 13,74 ± 0,78 mas byla větší o 1,50 mas než měření FGS 12,24 ± 0,20 mas. (4) Zhang et al. (2017) použili astrometrii VLBI k odvození paralaxy 4,42 ± 0,13 mas pro polopravidelnou proměnnou RT Virginis, pro kterou Hipparcos paralaxa je o 7,38 ± 0,84 mas nebo o 2,96 mas větší.

    Stručně řečeno, skutečně existují izolované příklady Hipparcos měření paralaxy se ukázalo být neobvykle příliš velké.

    2.5. Možné zdroje systematické chyby v paralaxe FGS

    V této podkapitole komentujeme možné příčiny systematické chyby v našem měření paralaxy FGS pro Polaris B, což by potenciálně mohlo vysvětlit nesoulad s Hipparcos hodnota pro Cepheid Polaris A.

    (1) Mohly by být naše vstupní odhadované paralaxy referenčních hvězd systematicky příliš nízké o

    1,3 mas? Vynecháme-li hvězdu R10, která je neobvykle poblíž, najdeme průměrnou odhadovanou paralaxu ostatních sedmi referenčních hvězd 0,89 mas. To docela dobře souhlasí s hodnotou 1,0 masy pro střední paralaxu polních hvězd na PROTI = 15, na galaktické šířce Polaris, doporučeno Altenou et al. (1995, jejich obrázek 2) na základě statistického modelu galaktické struktury. Zvýšení paralaxy referenčních hvězd o průměrně 1,3 masy by vedlo k vážnému nesouhlasu s van Altena et al. hodnoty modelu. Kromě toho by vyžadovalo, aby referenční hvězdy byly v absolutní velikosti systematicky slabší o 1,9 mag než v naší kalibraci, což se jeví jako astrofyzicky nepravděpodobné - vyžadovalo by to, aby všechny hvězdy v hlavní posloupnosti byly extrémními subdwarfy v rozporu s jejich spektrálními typy.

    (2) Byla naše pozemská CCD fotometrie ovlivněna přítomností jasné Polaris A v rámcích? Požadovaný smysl dát souhlas s Hipparcos by bylo, že referenční hvězdy jsou ve skutečnosti systematicky jasnější, než naznačují naše měření. Zde máme kontrolu, protože měření FGS poskytují nezávislé odhady PROTI velikosti založené na pozorovaných rychlostech počítání a přibližné absolutní kalibraci. Odložíme-li R7 a R8, které jsou úhlově nejblíže referenčním hvězdám k velmi jasné Polaris A, zjistíme, že naše naměřené hodnoty FGS jsou v průměru jen o 0,09 mag jasnější než pozemní PROTI veličiny. Takové množství pravděpodobně odpovídá kontaminaci fotometrických měření FGS světlem rozptýleným na pozadí z Polaris. (Rozptýlené světlo na pozadí není odečteno od naměřených počtů v redukcích FGS.)

    (3) Ovlivnil rozptýlený počet světel nebo tmy astrometrii FGS? Astrometrické pole Polaris je jedinečné mezi těmi, které byly měřeny pomocí HST/ FGS systém, kvůli přítomnosti extrémně jasného modelu Polaris A poblíž středu pole. Kromě měření velikosti zmíněných v předchozím odstavci skutečně vidíme důkazy rozptýleného světla po poli. To se projeví zvýšenou rychlostí počítání detekovanou, protože okamžité zorné pole FGS je přehozeno přes prázdnou oblohu z jedné referenční hvězdy na druhou. Toto pozadí je však slabé, nekoherentní se světlem z cílových hvězd FGS a nevykazuje žádný významný gradient po délce měřítka interferometrických měření FGS. Pozadí tedy pouze mírně snižuje amplitudu interferenčních proužků, aniž by významně posunovalo měřené polohy. Jedná se o stejný účinek, jaký mají temné počty z trubek fotonásobiče na okrajové amplitudě slabých hvězd (), ale rovněž bez systematického ovlivňování jejich měřených poloh. Abychom tyto závěry ověřili, provedli jsme rozsáhlé testy, při nichž byly z řešení odstraněny všechny referenční hvězdy, stejně jako páry a trojice referenčních hvězd, aby se odhalily neobvykle ovlivněné jednotlivé expozice. Odstranění referenčních hvězd zvýšilo chyby v měření paralaxy, ale systematicky nezměnilo paralaxu Polaris B o více než 0,3 masy. Proto jsme dospěli k závěru, že měření FGS paralaxy Polaris B nebylo významně ovlivněno přítomností Polaris A.

    (4) Jaké jsou důkazy Gaia poskytnout? Poslední první Gaia vydání dat (DR1 Gaia Collaboration et al. 2016a, 2016b) poskytuje další test našich výsledků. Polohy Polaris B a referenčních hvězd FGS byly uvedeny v tabulce DR1, ale žádná z nich není obsažena v Tycho-Gaia Astrometrické řešení (TGAS), a tedy žádný dosud nemá Gaia- paralaxa nebo správný pohyb. (Polaris A také nebyl zahrnut v DR1 nebo TGAS, protože je příliš jasný pro standard Gaia zpracování potrubí.) Použili jsme však epochu 2015.0 Gaia pozice pro referenční hvězdy a Polaris B, aby simulovaly další pozorovací sadu FGS, a poté je kombinovali se zbytkem našich dat. Zjistili jsme vynikající souhlas astrometrie FGS s Gaia katalogové pozice (na lepší než 1 mas), ale výsledkem je o něco menší paralaxa pro Polaris B o 5,90 ± 0,29 mas. Jelikož jsme si všimli, že DR1 označí polohy Polaris B a referenčních hvězd jako založené na „galaktickém bayesiánském předposledku pro paralaxu a správný pohyb uvolněný desetkrát,“ rozhodli jsme se nezahrnout Gaia měření v našem konečném řešení. Nicméně vynikající dohoda FGS a Gaia Astrometrie DR1 posiluje náš závěr, že naše měření nebyla kontaminována přítomností Polaris A.


    NGC 7635 (bublinová mlhovina)

    1,0 - 3,5 mK. Naše data jsou výsledkem dvou různých experimentů provedených, kalibrovaných a analyzovaných podobnými způsoby. Byl proveden průzkum C II při vlnové délce 3,5 cm, aby se získalo přesné měření rádiových rekombinačních linií uhlíku. V kombinaci s atomovými (C I) a molekulárními (CO) daty budou tato měření omezovat složení, strukturu, kinematiku a fyzikální vlastnosti fotodisociačních regionů, které leží na okrajích oblastí H II. Druhým průzkumem byla vlnová délka 3,5 cm, aby se určilo množství 3H v mezihvězdném prostředí Mléčné dráhy. Spolu s měřeními hyperjemné linie 3He + získáváme vysoce přesné parametry RRL pro H, 4He a C. Zde diskutujeme významné vylepšení těchto dat jak s delší integrací, tak s nově pozorovanými zdroji.

    149 stupňů (oblast 1) a čtyři pulsary směrem k l

    113 stupňů (Region 2) leží za oblastmi HII, které vážně ovlivňují opatření rotace pulsaru. Zdá se, že míra rotace PSR J2337 + 6151 je ovlivněna jeho průchodem zbytkem supernovy G114,3 + 0,3. Pro oblast 1 je možné omezit náhodnou složku magnetického pole na 5,7 μ G. U velkoobjemové složky galaktického magnetického pole určete intenzitu pole 1,7 +/- 1,0 mu G. Toto průměrné pole je na galaktické váhy ležící v rozsahu galaktické délky 85 stupňů

    3,7 × 10-6 erg s -1Å-1 cm-2 sr-1 poblíž 8300 A a s poměrem intenzity integrované intenzity ERE k rozptýlenému světelnému pásmu, I (ERE) / I (sca), asi 0,7. Ve vzdálenějších vzdálenostech, blížících se k široké, jasné oblasti H II, se pásmo ERE a intenzita píku posouvají k delším vlnovým délkám, zatímco intenzita integrovaná do pásma ERE, I (ERE), se zmenšuje a nakonec mizí na vnitřním okraji tohoto regionu H II. Radiální variace I (ERE) a I (ERE) / I (sca) neodpovídají optické hloubce modelu odvozeného pro prachovou linii. Podle kontrastu se zdá, že radiální variace I (ERE), I (ERE) / I (sca) a EREspektrální domény silně závisí na síle a tvrdosti osvětlovacího pole záření. Ve skutečnosti se I (ERE) a I (ERE) / I (sca) zmenšují a pásmo ERE se posouvá směrem k delším vlnovým délkám, když jak celková integrovaná rychlost fotonů Lymanova kontinua, Q (H0) TOT, tak charakteristická efektivní teplota, Teff, zvyšují se osvětlovací OB hvězdy. Q (H0) TOT a Teff se odhadují z poměru intenzity čáry Hα (λ = 6563 Å) a její intenzity [N II] (λ6583) / Hα a [SII] (λλ6716 + 6731) / Hα , respektive, a jsou v souladu s modelem a pozorovanými hodnotami typickými pro asociace OB. Bohužel nemáme datový zkrat 5300 Å, takže sčítání UV / optického toku je neúplné. Složitá radiální variace vrcholové intenzity ERE a vrcholné vlnové délky I (ERE) a I (ERE) / I (sca) s optickou hloubkou a silou UV / optického radiačního pole je konzistentně reprodukována prostřednictvím teoretické interpretace fotofyziky ERE nosič od společnosti Smith & Witt, který připisuje klíčovou roli experimentálně zavedenému uznání, že fotoionizace uhasí luminiscenci nanočástic. Při zkoumání v kontextu pozorování ERE v difuzním mezihvězdném prostředí (ISM) naší Galaxie a v různých dalších prašných prostředích, jako jsou reflexní mlhoviny, planetární mlhoviny a mlhovina Orion, dochází k závěru, že účinnost fotononverze ERE v NGC 4826 je stejná jinde, ale že velikost aktivně luminiscenčních nanočástic v NGC 4826 je asi dvakrát tak velká, jaká se předpokládá v difúzním ISM naší galaxie.

    15deg2 mezi l = 108deg a 113 ° bylo podobně zjišťováno v 13CO. V oblasti pokryté oběma druhy izotopů najdeme nejméně sedm GMC s hmotami řádově 105 Msolar. Poloměr vážený podle intenzity dává větší smysluplnou míru velikosti mraku než jednoduchá geometrická plocha a je nejlépe použit k odhadu viriální hmoty. Poměr celkových oblačnosti v CO a 13CO, S12 / S13, se pohybuje od 6 do 10, s průměrem 8,5. Distribuce molekulárního plynu je velmi podobná v CO a 13CO a intenzity integrované do rychlosti v každém bodě úzce korelují. V diagramu (l, v) je Perseovo rameno kinematicky oddělené od lokálního ramene mezizubní mezerou, která je téměř bez CO, je kontrast v povrchové hustotě molekulárního plynu mezi ramenem Perseus a mezioblastí zjevně nejméně 20.

    1,2 x 10 ^ <-5> ergs s ^ <-1> cm ^ <-2> sr ^ <-1>, je zhruba jednou třetinou rozptýlené intenzity světla, což odpovídá nedávným měřením barev rozptýleného galaktického světla. Vrchol cirru ERE (lambda 0

    6000 A) je posunut směrem ke krátkým (modřejším) vlnovým délkám ve srovnání s ERE ve zdrojích buzených intenzivním ultrafialovým zářením, jako jsou oblasti H II (lambda0

    8000 A) takový trend lze pozorovat v laboratorních experimentech na hydrogenovaných amorfních uhlíkových filmech.


    Kabely používané v dolech: Rozvody, instalace a kabelové spoje (se schématem)

    Elektřina se používá k mnoha účelům na mnoha místech v dole, jak v podzemí, tak na povrchu. Požadovaná elektrická energie se získává buď z elektrárny na dolu, nebo častěji z místního napájení elektřinou prostřednictvím rozvodny.

    Je známou skutečností, že kabely používané v podzemí v dolech musí odolat nepříznivým podmínkám, musí být vystaveny pádům střechy, vlhkosti a dalším možným příčinám poškození.

    Důlní kabely musí být proto robustně vyrobeny, aby odolaly drsnému použití, které dostávají. K zajištění jejich bezpečnosti a spolehlivosti je dále nutná neustálá údržba. Spolehlivé a robustní kabely jsou ve skutečnosti nejdůležitější pro efektivní produkci uhlí.

    Kromě toho by tyto důlní kabely měly vyhovovat předpisům o uzemnění, konkrétně vodivosti uzemňovacího vodiče by měla být alespoň 50 procent vodivosti jednoho z výkonových vodičů.

    V dolech se nyní pro hlavní rozvodná vedení vysokého a středního napětí používají kabely izolované z PVC / XLP s metrickými rozměry. Před zavedením metrické velikosti kabelu byly použity stejné kabely v palcových velikostech. Ve skutečnosti se palcové nebo imperiální kabely stále používají. Také předtím, než byly použity kabely izolované z PVC, byl nejčastěji používaným kabelem olověný plášť s papírovou izolací.

    Značné množství tohoto typu kabelu se stále používá. K dispozici jsou kabely se dvěma až čtyřmi žilami nebo vodiči. Pro třífázové střídavé distribuce se běžně používají tři jádrové kabely, jedno jádro pro každou fázi napájecího systému.

    Make-up jader je následující:

    (a) Plochý měděný drát - lankový vodič.

    (b) Předtvarovaná pevná hliníková tyč a pevný vodič # 8211.

    (c) Obyčejné hliníkové dráty a # 8211 splétaný vodič a stydlivý.

    Průřez vodiče je tvořen sektorem kruhu. Jednotlivá jádra jsou izolována krytinou z barevné izolační směsi z PVC, přičemž barvy tří napájecích jader jsou červená, žlutá a modrá. Při použití čtyřžilových kabelů je čtvrté jádro neutrální a obarvené černou izolační směsí.

    Vodiče kabelu jsou uloženy společně ve spirále. Jakékoli mezery mezi nimi mohou být vyplněny odčervením, aby vznikl jednotný kruhový průřez. Sestavené vodiče jsou obvykle spojeny dohromady vrstvou pásky.

    Položený kabel je zakryt podestýlkou, tj. Pláštěm z extrudovaného PVC, aby se zabránilo pronikání vlhkosti. Dostupné kabely mohou být typu s jedním pancéřováním nebo s dvojitým pancéřováním. Každá vrstva pancíře se skládá z pozinkovaných ocelových drátů uložených spirálovitě podél kabelu.

    S dvojitým pancéřovaným kabelem odděluje oddělovač složené vláknité pásky dvě vrstvy pancíře a pozinkované dráty jsou spirálovitě opačné. Pancéřování tvoří zemnící vodič kabelu, a proto je to důležité z hlediska uzemnění.

    Kabel izolovaný papírem:

    Vodiče kabelů s papírovou izolací jsou pokryty vrstvami papírové pásky. Poté jsou položeny pomocí odčervení papírem nebo jutou a svázány další papírovou páskou. Položený kabel je impregnován neodvodňovací izolační hmotou.

    To je poté uzavřeno v extrudovaném olověném plášti, který je pokryt vrstvou vrstvy složené vláknité pásky. Tento typ kabelu může mít jedno nebo dvojité pancéřování přes olověný plášť, přičemž pancíř je celkově pokryt extrudovaným PVC pláštěm.

    Na povrchu dolu se používá několik způsobů instalace. Způsob instalace samozřejmě závisí na podmínkách konkrétního dolu.

    Metody obecně jsou:

    A) Pozastavení:

    Zavěšen na stoletém drátu nebo nástěnných hácích. K tomuto účelu se obvykle používají surové kůže nebo olověné pletené šle.

    B) Zarážky:

    Upevnění zarážky se nejčastěji používá tam, kde je kabel veden po boku budovy.

    C) Potrubí:

    Potrubí je vyrobeno vykopáním příkopu a jeho obložením z cihel nebo betonu, kabel je připevněn ke stěně potrubí pomocí konzol nebo příchytek.

    D) Nástěnné konzoly:

    Kabel spočívá v držácích přišroubovaných ke zdi. Tento typ instalace se obvykle používá, když kabel vede podél zdi uvnitř budovy.

    E) příkop:

    Výřez kabelu by měl mít dostatečnou hloubku s ohledem na provozní napětí kabelu a podmínky místa. Kabel by měl být položen do pískového lože ve výkopu a poté pokrytý pískem. Blokovací kabelové dlaždice by pak měly být uloženy na písku tak, aby poskytovaly souvislý kryt po celé délce zakopaného kabelu.

    Kabelové dlaždice by pak měly být pokryty zeminou bez kamenů, cizích předmětů atd., Potom bude výkop zasypán. Nakonec výkop kabelu „Marker Posts & # 8221 by měl být postaven k identifikaci trasy kabelového výkopu.

    F) Instalace hřídele:

    Běžným způsobem zajištění kabelu ve svislé poloze v hřídeli je jeho upnutí v pravidelných intervalech pomocí dřevěných zarážek. Dřevěné příchytky jsou k dostání v délkách od 2 do 6 stop. Volba příchytky samozřejmě závisí na zatížení, které musí nést.

    Boring the Cleat:

    Zarážky se nudí jednotlivě, aby vyhovovaly instalovanému kabelu, čímž je zajištěno jejich velmi pevné uchopení. Způsob vyvrtání zarážky spočívá v upnutí obou polovin dohromady mezi ně vloženou deskou 6,35 mm (1/4 palce).

    Poté je přes příchytku vyvrtán otvor se stejným průměrem jako kabel přes vnější drátěné pancéřování, tj. S vynecháním celkové porce. Po dokončení vrtání je deska odstraněna tak, aby příchytka měla 6,35 mm. při správném dotažení zacvakněte kabel.

    Jednobodové zavěšení:

    Alternativním způsobem instalace do šachty je zavěšení kabelu z jednoho bodu v horní části šachty. Používá se závěsný kužel. V místě, kde má být zavěšen, je kabel vybaven čtyřnásobným pancéřováním.

    Kabel je ve skutečnosti zavěšen dvěma vrstvami pancéřování, které jsou zdvojnásobeny, a je zasunut do kužele. Když je kužel sestaven, dutina nahoře je vyplněna sloučeninou. Závěsné jádro je připevněno k horní části hřídele těžkými řetězy. Tato metoda je vhodná pouze pro poměrně mělké hřídele a je metodou, která se často nepřijímá.

    Snížení kabelu:

    Normálním způsobem spouštění kabelu do hřídele je instalace bubnu do klece a rozložení kabelu při spouštění klece. Kabel je ukotven nahoře na hřídeli a uvolňován, jak klec postupně klesá. Pokud je buben příliš velký na to, aby se dostal do klece, je pod ním někdy postavena plošina, která pojme kabelový buben a muži by jej doprovázeli.

    Alternativním způsobem spouštění kabelu je připoutání k lanu, aby bylo možné kabel ovládat z horní části hřídele. Kabel je obvykle připoután k lanu v přibližně deseti stopových intervalech. Když byl kabel spuštěn, je nahoře přeříznuto několik upevňovacích prostředků a tato část kabelu je zajištěna zarážkami.

    Práce pak pokračuje dolů kabelem. V každém kroku je vyříznuto dostatečné množství upevňovacích prostředků, aby bylo možné nainstalovat zarážku. Příchytka je poté zajištěna před vyříznutím dalších řas.

    Instalace pod zemí:

    V blízkosti dna jámy lze k připevnění kabelů ke stěnám použít příchytky na konzolách, ale na vozovkách a branách je obvyklým způsobem instalace zavěšení kabelů na tyče nebo oblouky. Pod zemí se běžně používají podvazky z surové kůže nebo olověné opletení, jako jsou například šňůry s trolejovými dráty. Používají se také podvazky z plátna nebo měkké oceli.

    Kabel je zavěšen co nejvýše nad vozovkou, takže je minimalizována šance na jeho poškození činností níže. Kabelové úchytky jsou obvykle konstruovány tak, aby se rozbily v případě vážného pádu střechy, takže kabel spadne se střechou. Tímto způsobem je minimalizováno riziko poškození kabelů.

    Kabel nesmí být v žádném bodě pevně tažen. Po celé délce je nutná vůle, aby se přizpůsobila pohybům střechy.

    Délka kabelu, který může být veden pod zemí v jednom kuse, je omezena buď:

    (1) Velikost kabelového bubnu, který lze spustit dolů z hřídele a přepravovat v bye nebo

    (2) Množství kabelu, které může být stočeno a které je nezbytné pro odběr elektrického proudu ze dna jámy, a proto musí sestávat z délek kabelu spojeného dohromady pomocí kabelové spojky nebo spojovací krabice. Obě metody mají za následek uspokojivý spoj, pokud jsou naplněny sloučeninou.

    Kabelové spojky:

    Kabelová spojka je ve dvou stejných polovinách, přičemž jedna polovina je připevněna na konec každého ze spojovaných kabelů. Každá polovina spojky má kontaktní trubici pro každý kabelový vodič. Když jsou kabely na místě, obě poloviny kabelu se spojí a do kontaktních trubek se vloží kontaktní kolíky, aby se spojení dokončilo. Poloviny jsou potom sešroubovány dohromady, aby se vytvořil pevný spoj, jak je znázorněno na obr. 15.2.

    Pokud je nutné kabel znovu rozdělit, obě poloviny spojky se uvolní a oddělí. Veškerá práce s montáží polovin spojky na kabely se však provádí na povrchu. Každý kabel je veden pod zemí s připojenými spojkami.

    Spojovací skříňka:

    Pokud je použita spojovací skříňka, je každý vodič kabelu spojen s odpovídajícím vodičem druhého kabelu pomocí samostatné objímky nebo konektoru. Po dokončení spojení je pole vyplněno sloučeninou. Jakmile je spojovací skříňka naplněna, je obtížné kabely znovu rozdělit, protože jejich provoz zahrnuje roztavení směsi a její vypuštění ze skříně, aby se uvolnily konektory. Veškeré práce na montáži spojovací skříně musí být prováděny v podzemí v místě, kde má být instalována, nebo velmi blízko ní, a proto jsou spojovací skříně nyní méně běžně používány než kabelové spojky.

    Připojení kabelu ke kabelové spojce:

    Typický sled operací pro vytvoření kabelového spojovacího zařízení je následující:

    (1) Příprava kabelů:

    Délka porce, pancéřování, podestýlky a izolace vodičů, které jsou odstraněny z konce kabelu, závisí na výrobci spojky a lze ji najít v pokynech výrobce. Před odstraněním pancíře se protáhne pancířová svorka podél kabelu. Při demontáži pancíře neprovádějte průřez pilou, protože by bylo obtížné zabránit poškození podestýlky.

    Správným postupem je proříznout část cesty prameny a poté je odlomit ohnutím sem a tam. Po zkrácení kabelu je nutné odkryté pancéřování vyčistit, dokud nebude jasný, a pokud má kabel olověný plášť, musí se také důkladně vyčistit.

    (2) Montáž kabelové průchodky:

    Konce pancéřování & # 8217 jsou rozšířeny tak, aby pod ně bylo možné zasunout ucpávku vnitřního jádra, včetně šroubů ucpávky. Pokud existují dvě vrstvy pancéřování, mezi tyto vrstvy se vloží jádro mezi pancíři. Pancéřová svorka (která byla nasazena před rozřezáním pancíře) je tažena dopředu přes rozšířené pancíř a na obou šroubech ucpávky jsou šrouby poté utaženy, aby se zajistilo brnění v ucpávce. Pokud má kabel olověný plášť, měla by být ucpávka naplněna olověnou vlnou podle pokynů výrobce.

    (3) Montáž kontaktních trubek a tvarování vnitřního izolátoru:

    Izolace jednotlivých vodičů je nyní zkrácena na předepsanou délku. Ocelové podpěrné sloupky jsou připevněny k vnitřnímu ucpávce jádra a vnitřní část izolátoru s kontaktními trubkami je nabízena až k podpěrným sloupkům, což umožňuje kontrolu délek jádra.

    Pokud je to správné, lze nyní na kabelové žíly namontovat kontaktní trubice. V případě hliníkových vodičových žil mohou být tyto pájeny (speciálně v inertním plynu) nebo lisovány lisovacím nástrojem podle pokynů výrobce & # 8217.

    V případě vodičů z měděných vodičů mohou být připájeny nebo připevněny pomocí stavěcích šroubů. Po upevnění žil v kontaktních trubkách musí být na trubky namontována vnitřní izolační lišta a zajištěna k nosným sloupkům.

    (4) Montáž těla spojky:

    Tělo spojky může být nyní namontováno přes vnitřní izolátor a pro jeho přišroubování zkontrolujte F.L.P. mezeru, aby bylo zajištěno, že je nehořlavý.

    (5) Plnění pouzdra spojky:

    Plnicí a odvzdušňovací zátky se odstraní a nalije se izolační hmota. U kabelů z PVC se používá horká výplňová hmota (s teplotou nepřesahující 135 ° C) nebo směs za studena, aby se izolace kabelu neroztavila. Sloučenina se může smršťovat, jak se nastavuje, a je třeba ji doplnit. Když směs zatuhne, zátky se vymění.

    Po sestavení vazebního členu a tvrdém tuhnutí se izolační odpor mezi každým párem vodičů a mezi každým vodičem a pouzdrem vazebního členu testuje vhodným testerem, jako je Megger nebo Metro-ohm.

    Když jsou připraveny oba konce kabelu, je testována kontinuita každého vodiče kabelem pomocí testeru kontinuity, aby bylo zajištěno, že jsou vnitřní spoje zajištěny a přiměřené.

    Je obzvláště důležité otestovat kontinuitu mezi pouzdry dvou vazebních členů, aby bylo zajištěno, že uzemňovací vodič odpovídá předpisům o uzemnění, konkrétně že vodivost zemnicího vodiče je alespoň 50% vodivosti silového vodiče.

    Pokud je uzemňovací vodič opatřen pancéřováním kabelu, pak bude spojitost uzemnění záviset na tom, jak bezpečně bylo pancéřování upnuto kabelovou průchodkou. Při testování takového kabelu je důležité měřit spojitost uzemnění mezi pouzdry kabelových spojek, aby byly správně testovány elektrické spoje mezi pancéřovými průchodkami a pancéřováním.

    Když byla spojka testována, je pevně zabalena do hessianů nebo plastových fólií a konec kabelu je připevněn ke sponce na bubnu. Osvědčeným postupem je na konec spojky přišroubovat záslepku, aby byla chráněna příruba bodu ohnivzdornosti. Pokud je kabel skladován, měl by být udržován co nejsuchší, aby se do izolace nedostala vlhkost.

    Vytvoření spojovací skříňky:

    Pořadí operací pro vytvoření spojovací skříňky je následující:

    Pokud to podmínky dovolí, je schránka nejprve přišroubována v poloze, ve které má být instalována, tj. Na cihlovém sloupu nebo vložce. Pokud je pozice těžko dosažitelná, může být box vyroben pod nebo vedle své konečné polohy a po dokončení je možné jej zaseknout.

    (2) Příprava kabelu:

    Způsob přípravy kabelů je podobný jako u kabelové spojky.

    Pancéřové spony a průchodky jsou podobné těm, které se používají u kabelových spojek. Před zahájením prací na vnitřních spojích je obvykle nutné svorky přišroubovat.

    (4) Provedení elektrického připojení:

    Izolace jednotlivých vodičů se zkrátí na požadované rozměry a zbývající izolace se zpevní ovinutím izolační pásky. Konce vodičů jsou v případě potřeby vytvarovány do kruhového průřezu. Lisovací dutinka nebo spoje jsou nyní připevněny na koncích vodičů a jsou utaženy jejich stavěcí šrouby. Celý spoj je poté spojen izolační páskou.

    U některých typů krabic je připojení přišroubováno k dřevěným nebo porcelánovým podkladům. U jiných typů jsou dutinky nepodporované, ale kabelové vodiče jsou drženy od sebe izolačními rozpěrkami. Někteří výrobci vyžadují, aby připojení bylo uvnitř krabice rozložené. Při přípravě kabelu bude požadavek očekáván rozměry uvedenými pro jednotlivé vodiče.

    Před uzavřením skříně musí být izolační odpor mezi každým párem vodičů a mezi každým vodičem a skříní otestován vhodným testerem izolačního odporu. Po naplnění krabice je vyžadována podobná zkouška z nepřipojeného konce jednoho z kabelů.

    Kryt je nyní přišroubován. Spoje mezi krytem a tělem skříně by měly být testovány spárovou měrkou, aby bylo zajištěno, že jsou nehořlavé. Pokud je k dispozici zemnící deska, ujistěte se, že je namontována bezpečně a s dobrými elektrickými kontakty.

    (8) Plnění směsí:

    Plnicí zátky a odvzdušňovací zátky jsou odstraněny a krabička naplněna směsí. Vzhledem k tomu, že sloučenina zapadá a kontrahuje, může být nutné ji doplnit. Po naplnění krabice se zátky vymění. Pokud je spojovací skříňka v podzemí nebo v šachtě, nelze sloučeninu ohřívat poblíž skutečného místa skříně.

    Pokud se má použít horká litá hmota, musí se na povrchu zahřát a nést v izolované konzole na místo, kde se má plnit. Minimální teplota lití pro mnoho sloučenin je kolem 150 ° C. Pokud je spojovací skříňka daleko pod zemí a potřebuje dlouhou cestu, aby se k ní dostala, pak nemusí být možné udržovat směs horkou tak dlouho, aby se do spojovací skříně nalila, až se jí konečně dosáhne.

    V takových případech a tam, kde je neproveditelné použití horké směsi, je vhodné krabici naplnit studenou licí směsí. Ve skutečnosti se směs pro nalévání za studena vyrábí smícháním tvrdidla s bitumenovým olejem. Jakmile se obě složky smísí, tvrdnutí směsi trvá až 24 hodin.

    Sloučeninu lze samozřejmě mísit i pod zemí. Ve většině praktických případů byl tento typ směsi pro nalévání za studena shledán velmi užitečnou. Chcete-li naplnit směs pro nalití za studena, nejprve nalijte bitumenový olej do čisté nádoby a poté do ní přidejte tužidlo. Směs musí být intenzivně míchána, dokud nejsou obě složky důkladně promíchány, aby nezůstal sediment.

    Sloučenina by měla být okamžitě nalita do krabice a měla by být vyměněna plnicí zátka. Jakmile je spoj vyplněn, mělo by se vyčistit veškeré množství směsi, které zbylo v kbelíku, protože zbývající sloučeniny nelze odstranit, jakmile je povoleno tuhnout.

    Instalace kabelových spojek a spojovacích skříněk:

    Spojovací skříně používané v podzemí se obvykle montují na cihlové sloupy nebo do vložek vyřezaných do boku vozovky. Kabely jsou obvykle připevněny ke zdi pomocí zarážek poblíž místa, kde vstupují do spojovacích boxů. Je ponechána velká vůle, takže v případě pádu střechy, který způsobí pád kabelu, bude na skříňku co nejméně namáháno.

    Kabelové spojky a někdy spojovací skříně jsou zavěšeny ze střechy pomocí kolébek. Dojde-li k pádu střechy, spojka nebo skříňka spadne s kabelem. Kabelové spoje se zřídka vyrábějí v šachtách, ale pokud jsou, box se obvykle umístí do vložky na boku hřídele. Některé typy spojovacích skříněk jsou navrženy tak, aby byly přišroubovány svisle ke straně hřídele.

    5. Typy flexibilních kabelů v dolech:

    Pružné kabely používané v elektrickém systému dolu spadají do dvou hlavních kategorií a vlečných kabelů # 8211 a ohebných drátěných pancéřovacích kabelů.

    (1) Koncové kabely:

    Většina moderních koncových kabelů má pět jader - tři napájecí jádra pro třífázový střídavý proud napájení, čtvrté jádro pro pilota a páté jádro pro Zemi. Jádra jsou vždy izolována syntetickou izolací, jako je C.S.P. (Chlorsulfonovaný polyethylen) nebo E.P.R. (Ethylen Propylen Rubber). Některá jádra mají izolaci E.P.R. která je poté pokryta vrstvou C.S.P. (dvě vrstvy izolace).

    Uzemňovací jádro u některých typů koncových kabelů není izolováno, ale je uloženo holé ve středu kabelu. Syntetická sloučenina C.S.P. je tvrdší izolační směs než guma, je odolnější proti průniku zlomených žil jádra nebo stínění. Má nízký izolační odpor a vysokou kapacitu s následnou dlouhou dobou nabíjení při měření izolačního odporu.

    Izolovaná jádra jsou uložena různými způsoby v závislosti na typu kabelu.

    V některých případech jsou jádra uložena ve spirále kolem středové kolébky, spirála je poměrně těsná, zejména v případě vrtacích kabelů, takže se kabel může snadno ohýbat, aniž by působil na jednotlivá jádra napětí. U jiných běží buď pilot, nebo zemské jádro ve středové kolébce s ostatními jádry položenými kolem něj.

    Většina moderních koncových kabelů je individuálně stíněného typu, kde jsou stínění uzemněna. Stínění poskytuje elektrickou ochranu kabelů v případě náhodného poškození a průniku kovovým předmětem, který nejprve přijde do styku s uzemněným stíněním, než se dotkne živého jádra.

    Proto je možnost zkratu mezi živými jádry atd. Značně snížena, protože ochrana proti zemnímu svodu detekuje zemní poruchu a vypne ovládací skříňku před provedením zkratu.

    Existují dva typy jednotlivě stíněných koncových kabelů:

    (1) Pletené síto z mědi a nylonu a

    (ii) Vodivé gumové síto.

    Tažné kabely s vodivými gumovými stíněními se smí používat pouze u systému s citlivým zemním svodem, který omezuje zemní poruchový proud na 750 m.a. na napájecích kabelech a 125 m.a. na vrtacích kabelech jsou vlečné kabely v P.C.P. (Polychloropren).

    (2) Ohebné drátěné kabely:

    Tyto kabely se skládají ze tří nebo čtyř žil se syntetickou izolací na žilách. Izolace jádra je obvykle C. S. P. nebo E.P.R. (nebo C.S.P. over E.P.R.) pro kabely pracující na systémovém napětí do 1100 napětí. U kabelů pracujících v systémech vyšších než 1100 voltů a až 6600 voltů je izolace jádra butylová nebo E.P.R.

    Jádra jsou uložena kolem středu, poté jsou uzavřena ve vnitřním plášti z P.C.P. Pancíř se ve skutečnosti skládá z vrstvy pružných pozinkovaných ocelových pramenů uložených ve spirále přes vnitřní plášť, kabel je celkově zakryt pláštěm z P.C.P.

    Měděné / nylonové pletené stínění je poskytováno kolem každého jednotlivého napájecího jádra. Podobným způsobem a z podobných důvodů jako u dříve zmíněných zemních jader nejsou stíněné tažné kabely.

    Tažné kabely jsou normálně připojeny k zařízení pomocí zástrčky, která je spojena s odpovídající zásuvkou na zařízení. Zástrčky a zásuvky jsou dvojího druhu, tj. Šroubové a omezené. Šroubované zástrčky a zásuvky mají odpovídající příruby, které se spojí, když je zástrčka plně zasunuta do zásuvky, příruby se potom sešroubují pomocí čepů, které se zašroubují do příruby zásuvky.

    Uzavřené zástrčky a zásuvky jsou taženy a drženy pohromadě pomocí vytahovacího šroubu. Šroub vytahovače zásuvky má západku (vačku), která zapadá do plošky na těle zástrčky stíněním šroubu v zástrčce, a je zatažena do zásuvky a držena na místě. Po správném smontování tvoří šroubované i připoutané typy pevné spojky. Zde je třeba znovu zkontrolovat dráhu vzplanutí a mezery.

    Používají se zástrčky a zásuvky s různým jmenovitým proudem a napětím, přičemž jmenovité hodnoty se používají v závislosti na zatížení zařízení, ke kterému je kabel připojen, a také s ohledem na systémové napětí. 150 amp. zdrženlivá zástrčka a zásuvka se nejčastěji používá při napětí do 660 voltů.

    Byly navrženy a nedávno zpřístupněny verze se zdvojeným napětím 150 ampérového omezeného konektoru a zásuvky. To je vhodné pro provoz na systémech 600/1100 voltů a navíc bylo aktualizováno na 200 ampérů. Pro rozlišení mezi 660 volty a 1100 volty má režim 1100 voltů své izolátory a kontaktní trubice otočené o 180 °. Režim 660 voltů je plně zaměnitelný s rozsahem 150 amp 660 voltů.

    Pro malý výkon je však k dispozici 30pólová 660 voltová šroubová zástrčka a zásuvka. zařízení, zástrčky a zásuvky různých výrobců jsou navrženy tak, aby se vzájemně zapojily. Existují také dřívější typy 1100 voltových zástrček a zásuvek 50 A a 150 A.

    Tyto starší typy nelze zaměnit za typy uvedené výše, také se nezaměňují s jinými produkty výrobce # 8217s. V dnešní době je zaměnitelnost designu nejdůležitější změnou.

    Toto je další důležitá vlastnost elektrotechniky. Standardní barevný kód pro identifikaci kabelového jádra se změnil kvůli metrikaci. Pro srovnání poskytuje následující tabulka nový metrický barevný kód spolu se starým imperiálním barevným kódem. To je důležité s ohledem na skutečnost, že staré kódy se stále používají a ty zůstanou v provozu i po další roky.

    Instalace:

    Kdykoli je to možné, jsou poddajné pancéřované a vlečné kabely zavěšeny na střešních nosičích nebo obloucích. Tam, kde musí běžet po podlaze, by měly být položeny na jednu stranu, kde budou z cesty projíždějícího provozu a vystaveny minimálnímu riziku poškození.

    Na hlavách silnic musí být kabely chráněny ocelovými kanály nebo trubkami. Tažné kabely stékající po tváři musí být umístěny tam, kde nebudou poškozovat strojní zařízení, zvedáky a podpěry střechy a kde je nejméně pravděpodobné, že budou poškozeny probíhající prací, pádem střechy nebo z jakéhokoli jiného důvodu.

    Mnoho dopravníků je vybaveno pancéřovým kanálem pro příjem kabelů a tam, kde se takový dopravník používá, je nutné zajistit, aby byl kabel řádně chráněn kanálem. Pokud je uhelný stroj vybaven zařízením pro manipulaci s kabely, ujistěte se, že s ním kabel správně zabírá. Kabely jsou vyráběny ve standardní délce a z tohoto důvodu může být kabel delší, než je délka, pro kterou má být použit.

    Rezervní délka kabelu by měla být využita číslem osm. Nikdy neprovádějte kruhovou cívku, protože to zavede zákruty, které by mohly vést k napnutí vodičů nebo pancéřování & # 8216 & # 8216bird-caging & # 8221. Cívky poskytují rezervu kabelu, který může být položen, pokud má být prodloužen běh, např. mezi rozvodnou in-bye a panely na konci brány, když se tvář pohybuje vpřed.

    Ve skutečnosti budou elektrotechnici v dolech vždy muset být ostražití, aby zvážili faktory, aby se zabránilo jakémukoli zpoždění, a tím zabránili jakékoli ztrátě výroby, a především aby nedošlo k nehodě.

    Hledání závady:

    Poruchy kabelů jsou obvykle detekovány kvůli jejich vlivu na zařízení, které obsluhují. Porucha pravděpodobně vypne stykač nebo jistič při ochraně proti zemnímu spojení nebo ochraně proti přetížení. Typ poruchy lze potvrdit a vodič nebo vodiče ovlivnit, lze je zjistit provedením zkoušek izolace a vodivosti.

    Poté, co byl znám typ poruchy, přetrvává problém s hledáním místa, kde k chybě došlo po celé délce kabelu. Najít závadu kontrolovanou osobou je pracné a bez závaží by mohlo dojít k nepozorovanému projití, pokud nebude provedena důkladná a podrobná kontrola. Jeden z následujících testů se proto používá k nalezení přibližné polohy poruchy před zahájením vizuální kontroly.

    Tyto testy se nejčastěji provádějí v dílně.Pokud dojde k poškození vlečného nebo ohebného pancéřovaného kabelu, je nahrazen zvukovým kabelem a přiveden na povrch k opravě. Pokud by se na hlavním distribučním vedení měla objevit porucha, může být nutné provést zkoušku s kabelem v poloze, aby bylo možné poruchu opravit na místě nebo vyměnit pouze malou část kabelu.

    Zkoušky mají zvláštní hodnotu, když dojde k poruše zakopaného kabelu na povrchu.

    Porucha Země Test:

    Tento test se používá k vyhledání poruchy mezi vodičem a stíněním nebo pancéřováním. Používá se několik forem testu, nejjednodušší je test Murrayovy smyčky, který využívá princip Wheatstoneova můstku. Potřebné vybavení a připojení, které je třeba provést, je znázorněno na obr. 15.3.

    A a B jsou dva proměnné odpory (nebo části odporové skříňky).

    Zkouška zemního spojení je popsána níže:

    1. Odizolujte oba konce kabelu a uzemněte jej.

    2. Na jednom konci kabelu připojte vadný vodič ke zvukovému vodiči se stejným průřezem.

    3. Na druhém konci kabelu připojte zkušební zařízení, jak je znázorněno na obr. 15.3.

    4. Zapněte napájení a upravte odpor A a zesilovač B, dokud galvanometr nezobrazí nulu.

    5. Hodnoty odporů A & amp B, když je galvanometr na nule - se používají k nalezení poruchy, tj. Vzdálenost (X) k poruše = A / A + B × dvojnásobek délky kabelu.

    Tento test se používá k nalezení zkratu mezi dvěma vodiči kabelu. Jeden z vadných vodičů je uzemněn a chyba je zjištěna testem Murrayovy smyčky pomocí druhého vadného vodiče a zvukového vodiče, jak je znázorněno na obr. 15.4., Kde vidíme, že A & amp B jsou dva proměnné odpory (nebo části odporová skříňka).

    Galvanometr je vyvážen na nulu nastavením odporu.

    Otevřený obvod Test:

    Tento test se používá k nalezení přerušení jednoho z vodičů kabelu. Principem testu je srovnání kapacity jedné části vadného vodiče s kapacitou celého zvukového vodiče.

    Metody jsou následující:

    1. Odizolujte oba konce kabelu a uzemněte jej.

    2. Na jeden konec kabelu připojte zkušební zařízení, jak je znázorněno na obr. 15.5. Použitý zvukový vodič musí mít stejnou plochu průřezu jako přerušený vodič.

    3. Uzemněte oba konce přerušeného vodiče a všechny vodiče v kabelu, kromě zvukového vodiče, ke kterému má být připojen zdroj.

    4. Zapněte přívod zvukového vodiče a počkejte, až se vodič plně nabije.

    5. Ihned připojte nabitý vodič ke galvanometru a poznamenejte si čas potřebný k vybití vodiče. Doba vybíjení se měří od okamžiku, kdy je spínač připojen k okamžiku, kdy se ukazatel galvanometru vrátí na nulu.

    6. Odpojte zkušební zařízení od vodiče zvuku a uzemněte vodič.

    7. Odpojte zemnicí spojení od zkušebního konce přerušeného vodiče a připojte zkušební zařízení k vodiči.

    8. Nabijte přerušený vodič a najděte dobu vybíjení.

    9. Vzdálenost (X) k poruše

    = Doba vybíjení přerušeného vodiče x délka kabelu. / Doba vybíjení zvukového vodiče.

    Veškerý zemnící systém pro různé části dolu je ve skutečnosti spojen do jednoho systému, který končí někde na povrchu, kde je spojen s obecným tělesem Země jedním nebo více uzemňovacími spoji.

    Bezpečnost celého elektrického systému závisí na účinném uzemnění v daném bodě, a proto je nutné čas od času vyzkoušet připojení uzemnění. Zkoušku lze provést zemním testerem (např. Meggerem) nebo metodou poklesu potenciálu pomocí zařízení, jak je znázorněno na obr. 15.6, které podrobně vysvětluje testovací metodu nazvanou Earth Plate Test.

    Zemní deska Test:

    Toto je velmi důležitý test, metoda testování je následující:

    1. Odpojte testovanou uzemňovací desku od elektrického systému.

    Zajistěte, aby byl elektrický systém stále připojen k zemi jinými deskami. Pokud existuje pouze jedna uzemňovací deska, lze zkoušku provést pouze při vypnutém elektrickém systému.

    2. Vložte dva uzemňovací hroty do země a umístěte jeden asi dvakrát tak daleko od zemnící desky než druhý. Vhodné vzdálenosti by byly: PA 12 m, PB 24 m. Je zapotřebí velká vzdálenost, aby se zajistilo, že každá elektroda je dostatečně mimo oblast odporu testované uzemňovací desky. Zajistěte, aby každý hrot vytvářel dobré spojení se zemí.

    3. Připojte zařízení, jak je znázorněno na obr. 15.6. Správné připojení testeru uzemnění je dodáváno s přístrojem.

    4. Zapněte testovací zdroj a zaznamenejte hodnoty na obou přístrojích. Odečet na voltmetru vydělený odečtem na ampérmetru poskytuje hodnotu v ohmu pro odpor připojení uzemňovací desky k zemi. Odpor lze odečíst přímo z testeru uzemnění.

    5. Vypněte přívod a posuňte hrot B asi 6 m. blíže k uzemňovací desce, např. PA 12 m, PB 18 m.

    6. Zapněte napájení a znovu vyhledejte odpor uzemňovací desky.

    7. Zapněte přívod a přesuňte hrot B do polohy asi 6 m. dále od uzemňovací desky než do její původní polohy, např. PA 12 m, PB 30 m.

    8. Zapněte napájení a znovu vyhledejte odpor uzemňovací desky.

    9. Pokud tři hodnoty získané v krocích 4, 6 a 8 leží v rozmezí přibližně 0,25 ohmu od sebe, najděte průměr těchto tří hodnot a přijměte to jako odpor spojení uzemňovací desky se zemí.

    Pokud nyní tyto tři hodnoty vykazují větší odchylky, je pravděpodobné, že zkušební hroty nebyly umístěny mimo oblast odporu uzemňovací desky. Bude nutné opakovat celý test, abyste našli tři hodnoty, které se neliší o více než 0,25 ohmu. Začněte s testovacími hroty dále od sebe než dříve.

    Konečná hodnota 1 ohm nebo méně označuje dobré uzemnění. Maximální přijatelná hodnota je 2 ohmy.


    Typ 1: Teplota

    i) Termočlánek - jsou vyrobeny ze dvou drátů (každý z jiné homogenní slitiny nebo kovu), které spojením na jednom konci tvoří měřicí spoj. Toto měřicí spojení je otevřené pro měřené prvky. Druhý konec drátu je zakončen k měřícímu zařízení, kde je vytvořen referenční spoj. Proud protéká obvodem, protože teplota obou křižovatek je odlišná. Výsledné milli-napětí se měří k určení teploty na křižovatce. Schéma termočlánku je uvedeno níže.

    Evropské symposium o počítačově podporovaném procesním inženýrství-12

    Arnoud Nougues,. Rob Snoeren, Computer Aided Chemical Engineering, 2002

    Monitorování APC a kontroly základní vrstvy

    Společnost Shell vyvinula a je v procesu dalšího vývoje kompletní sady softwarových balíčků s názvem MD (Monitoring and Diagnosis) pro monitorování výkonu řídicích smyček a pro pomoc při řešení potíží se smyčkami, které nesplňují svůj výkonnostní cíl. Nástroje se vztahují na ovládací prvky s více proměnnými, na technologii Shell (SMOC) i na ovládací prvky s více proměnnými od jakéhokoli dodavatele APC a vztahují se na tradiční smyčky Single Input-Single Output (např. PID controller).

    Ústředním prvkem MD je informační systém klient-server pro sledování výkonu řídicí smyčky. MD je propojen s různými komerčními historiky dat o závodech (např. Yokogawa's Exaquantum, OSI PI), kde se nacházejí základní informace o stavu smyčky a výkonu v reálném čase. Statistiky výkonu každý den se automaticky počítají a ukládají do vyhrazené relační databáze. Kontrolní technici jsou upozorněni, pokud kontrolní smyčky fungují pod předdefinovanými cíli, prostřednictvím denních e-mailových souhrnných zpráv. Kromě toho může uživatel vstoupit do režimu hlášení, kde lze procházet statistické informace.

    Pro každou kontrolní smyčku a kontrolovanou proměnnou (CV) poskytuje MD následující statistické informace:

    % v provozu: sledují se volitelné značky dostupnosti řadiče a jednotky, aby se zjistilo, zda je řadič v provozu.

    % Uptime: doba provozu smyčky se určuje podle stavu režimu ovladače.

    % v souladu: tato statistika udává, zda se CV významně odchyluje od nastavené hodnoty nebo Min./Max. limity. Povinnost označit významnou odchylku se určuje z uživatelem stanovené tolerance (CL) pro každý životopis. Pokud je CV v mezích ± CL kolem kontrolních limitů (nastavený rozsah), považuje se CV za vyhovující. Informace se vykazují jako denní a měsíční průměry na základě výpočtů prováděných s použitím obvykle minutových údajů.

    % v provozu,% provozuschopnosti,% v souladu se společně s uživatelem definovaným nákladovým faktorem se používají k odvození pobídky k nákladům, která je uživateli nahlášena na denní a měsíční bázi (PONC: cena nesouladu).

    Monitorovací výkon smyčky není dostatečný. Jsou zapotřebí další nástroje, které vám pomohou analyzovat problémy spojené s výkonem smyčky a efektivně řešit problémy se smyčkami s nedostatečným výkonem. Společnost Shell vyvinula řadu inovativních proprietárních technik diagnostiky výkonu smyčky, které jsou součástí sady MD balíků:

    Průměrné křivky odezvy uzavřené smyčky: jsou vypočteny a vyneseny křivky odezvy CV chyby a MV. Průměrné křivky odezvy poskytují vizuální shrnutí tvaru a doby odezvy SISO i více proměnných regulačních smyček v reakci na skutečné poruchy ovlivňující proces a v reakci na změny požadované hodnoty. Průměrné křivky odezvy jsou odvozeny z přizpůsobení modelu ARMA (auto-regresivní klouzavý průměr) datům časové řady smyčky, obvykle během několika hodin nebo dnů běžného provozu uzavřené smyčky.

    Graf srovnání směrodatné odchylky chyby CV v posuvném okně s nejlépe dosažitelným výkonem ovladače minimální odchylky (MVC): směrodatná odchylka chyby CV se vypočítá v reprezentativním časovém rozpětí a poté se výpočet opakuje posunutím okna od začátku do konce časového rozsahu dat. Standardní odchylka, které by bylo dosaženo nejrychlejším možným řadičem zpětné vazby (MVC), je zobrazena na paralelním grafu. Grafy směrodatné odchylky chyby CV jsou užitečné při hodnocení výkonu smyčky v relativních hodnotách (dosažená směrodatná odchylka chyby CV a jak se vyvíjí v čase) i v absolutních hodnotách (srovnání s referenčním ovladačem MVC).

    Stupně volnosti a analýzy omezení: tato technika platí pro aplikace s více proměnnými. Myšlenkou je sledovat a hlásit, které řízené proměnné v systému s uzavřenou smyčkou s více proměnnými jsou aktivní (tj. Řízené na jejich horní nebo dolní mez specifikace) a jak často jsou aktivní. Odpovídajícím způsobem se uvádí stav aktivity manipulovaných proměnných, tj. Které MV jsou omezené nebo nedostupné a jak často. Tyto informace, prezentované ve formě sloupcových grafů a trendů, poskytují vhled do činnosti a výkonu komplexního řadiče s více proměnnými a pomáhají diagnostikovat problémy struktury řízení (např. Nedostatečná míra volnosti k dosažení požadovaných cílů kontroly).


    Automobilová technologie

    III.B.6 Elektronické systémy

    Existují čtyři pole, ve kterých se používají nové techniky elektronického sběru a zpracování dat:

    Ovládací funkce požadované pro provoz vozidla, které byly v minulosti částečně prováděny mechanicky, hydraulicky nebo pneumaticky. Příkladem jsou celkové systémy řízení motoru, které snižují spotřebu paliva nebo emise znečišťujících látek a také řízení převodovky, aby se zvolil optimální poměr převodovky nebo aby se zlepšila operace řazení v automatické převodovce.

    Ovládejte funkce týkající se pohybu vozidla po silnici, které rovněž zvyšují aktivní a pasivní bezpečnost, a to rozpoznáním, kdy řidič reaguje příliš pozdě nebo nevhodným způsobem, a včas upraví jeho manévry řízení a brzdění. Následují příklady kombinace náprav, řízení a brzd s elektronickým zpracováním dat. The protiblokovací brzdný systém (ABS část 4) je někdy zálohována brzdový asistent, což zkracuje brzdnou dráhu vozidla při nouzovém brzdění. Brzdový asistent rozpozná reakci vyvolanou strachem z rychlosti, při které řidič sešlápne brzdový pedál. Poté pokračuje vývojem maximálního zvýšení brzdné síly od začátku brzdění. The systém kontroly smyku zrychlení (ASR) zabraňuje prokluzu hnacích kol. ASR je elektronicky řízený zásah do výkonu motoru a brzd, který se stále častěji používá v osobních i užitkových vozidlech. The elektronický stabilizační program (ESP) (obr. 17B) drasticky snižuje tendence k smyku a klouzání v jedoucím vozidle. Systém detekuje potenciální nebezpečné situace na základě různých signálů senzoru (např. Rychlost otáčení kola, úhel vybočení a úhel řízení) rychleji, než dokáže i ten nejzkušenější řidič. ESP pak zasáhne s vysokou přesností a stabilizuje vozidlo přesně měřenou aktivací brzd nebo snížením výkonu motoru. Elektronické ovládání brzd a výkonu motoru pomáhá využívat všechny možné třecí síly mezi koly a vozovkou, ale pouze v jejich fyzických mezích. The elektronická kontrola vzdálenosti reguluje vzdálenost od vpředu jedoucího vozidla pomocí radaru nebo infračervených senzorů, zasahuje do řízení motoru a v případě potřeby aktivuje brzdy. Aktivace airbagu a předpínačů bezpečnostních pásů je ovládána a snímač zpomalení, který je pevně spojen s karoserií vozu v centrálním místě (část VI).

    Přenos informací a komunikace mezi vozidlem, řidičem a vnějším světem. Po celá desetiletí poskytovalo autorádio jediné - jednosměrné - spojení s vnějším světem a bylo to jednosměrné. Nedávno mobilní telefon zahájil éru obousměrné komunikace. Satelitní moderní navigační systémy pro sledování přesné polohy vozidla a monitor provozu a displeje, základní součásti komunikačního nebo telematického modulu ve vozidle, jsou nyní součástí moderního automobilu. To umožňuje celou řadu nových aplikací, včetně navigačních systémů, které navádějí řidiče na místo určení pomocí cestovní mapy CD-ROM. Pokud jsou aktuální dopravní data do vozidla přenášena také prostřednictvím datového rozhraní (obr. 17C), může doporučení trasy zohlednit dopravní situaci a pokud možno zabránit zpoždění.

    Monitorování všech důležitých funkcí vozidla, jako jsou ABS, airbagy, osvětlení atd. Tyto funkce jsou neustále kontrolovány. V případě poruchy obdrží řidič výstražnou indikaci a / nebo bzučák.

    I přes tyto pokroky však v dohledné budoucnosti neexistuje šance, že by elektronika zcela převzala řidiče. Řidiči si ponechají odpovědnost za samotné sledování dopravní situace a reakci v případě nebezpečí.


    Podívejte se na video: 10 Měření délky a chyby měření (Listopad 2022).