Astronomie

Existují zjednodušené rovnice M-L, M-R a doživotní pro hvězdy jiné než hlavní posloupnosti?

Existují zjednodušené rovnice M-L, M-R a doživotní pro hvězdy jiné než hlavní posloupnosti?


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.

Abych uvedl nějaký kontext - snažím se vytvořit jednoduchý program, který vydá hvězdné vlastnosti hvězdy, když dostane svou počáteční hmotnost a aktuální věk.

např.

Vstup

  • Počáteční hmotnost = 2e30kg
  • Věk = 4,6 miliardy let

Výstup

  • Typ = hlavní posloupnost
  • Třída = G2V
  • Poloměr = 7 e5 km
  • Teplota povrchu = 5778K

nebo

Vstup

  • Počáteční hmotnost = 2e30kg
  • Věk = 10,2 miliardy let

Výstup

  • Typ = červený obr
  • Třída = K4V
  • Poloměr = 4 e7 km
  • Teplota povrchu = 4000K

Mým problémem je, že rovnice, které jsem použil k výpočtu těchto výstupních vlastností, jsou použitelné pouze pro hlavní sekvenci, takže je nelze použít pro jiné typy, jako jsou červení obři, superobři nebo bílí trpaslíci (např. Vztah Mass-Luminosity).

Neměl jsem štěstí najít ekvivalentní rovnice po mnoha hodinách googlení, takže bych opravdu ocenil jakoukoli pomoc nebo dokonce klíčové slovo google, které mohu vyhledat, abych mě dostal na správnou cestu.


Poslední výzkum v oblasti formování planet naznačuje, že Mars se formoval během několika milionů let (Myr) a zůstal jako planetární embryo, které nikdy nevyrostlo na masivnější planetu. Z dynamických modelů lze také očekávat, že většina stavebních bloků Mars & # x27 sestávala z materiálu, který se vytvořil na orbitálních místech těsně za ledovou linií, která mohla obsahovat

0,1 - 0,2 hm. % H2O. Použitím těchto omezení odhadujeme těkavé obsahy zachycené mlhovinou a katastroficky odplyněné během tuhnutí oceánu magmatu Mars & # x27 a použijeme hydrodynamický model horní atmosféry pro studium měkkého rentgenového záření a extrémního ultrafialového záření (XUV) tepelný únik marťanské protoatmosféry během rané aktivní epochy mladého Slunce. Množství plynu, které bylo zachyceno z protoplanetárního disku do planetární atmosféry, se vypočítá řešením rovnic hydrostatické struktury v protoplanetární mlhovině. V závislosti na vlastnostech mlhoviny, jako je faktor vyčerpání prachového zrna, planetesimální akreční rychlosti a svítivost, mohly být z mlhoviny kolem raného Marsu zachyceny vodíkové obálky o hmotnosti ≥ 3 × 10 19 g až ≤ 6,5 × 10 22 g. V závislosti na výše zmíněných parametrech, kvůli planetám nízká gravitace a sluneční tok XUV, který byl

Naše výsledky 100krát silnější ve srovnání se současnou hodnotou naznačují, že brzy Mars by ztratil svůj nebulárně zachycený vodíkový obal poté, co se plyn mlhoviny odpařil, během rychlého období

0,1 - 7,5 mil. Po ztuhnutí raného oceánu magmatu Mars & # x27 katastroficky odplynily těkavé látky množstvím

10 - 55 bar CO2 během dne mohlo dojít ke ztrátě

0,4 - 12 mil. Let, pokud by energetický tok velkých planetosimál a malých embryí na povrch planety a # x27s související s nárazem trval dostatečně dlouho, bylo možné zabránit kondenzaci parní atmosféry. Pokud tomu tak nebylo, pak naše výsledky naznačují, že časové rámce pro H2O kondenzace a tvorba oceánu mohly být ve srovnání s časovým harmonogramem odpařování atmosféry kratší, takže lze spekulovat o sporadických obdobích, kdy mohlo být na povrchu planety přítomno určité množství kapalné vody. V závislosti na množství odplyněných těkavých látek však kvůli nárazům a vysokým rychlostem úniku atmosféry poháněného XUV nemusí takové sporadicky mokré povrchové podmínky také trvat mnohem déle než

0,4 - 12 mil. Po ztrátě zachyceného vodíkového obalu a odplynění těkavých látek během prvních 100 Myr období mladého Slunce se mohlo vyvinout teplejší a pravděpodobně vlhčí období kombinací vulkanického odplyňování a nárazem dodaných těkavých látek

Před 4,0 ± 0,2 Gyr, kdy sluneční tok XUV poklesl na hodnoty, které byly & lt 10krát vyšší než dnes & # x27s Sun.


Článek METHODS

Krátce byla popsána nelokální a časově závislá teorie konvekce. Tato teorie byla použita k výpočtu struktury zón sluneční konvekce, vývoje hmotných hvězd, vyčerpání lithia v atmosféře Slunce a trpaslíků pozdního typu a hvězdných oscilací (v části & # x02161). Výsledky ukazují, že: 1) teoretická turbulentní rychlostní a teplotní pole v atmosféře a tepelná struktura konvekčního obalu Slunce souhlasí s pozorováním a závěry helioseismické inverze velmi dobře. 2) Takzvaný polokonvekční rozpor v evolučních výpočtech hmotných hvězd byl odstraněn automaticky, jak jsme předpovídali. Stopy teoretické evoluce hmotných hvězd běží s vyšší svítivostí a hlavní pásmo sekvence se znatelně rozšiřuje ve srovnání s pásmy vypočítanými pomocí místní teorie směšovací délky (MLT). To znamená, že evoluční hmota pro danou svítivost byla nadhodnocena a šířka pásma hlavní sekvence byla podhodnocena místním MLT, což může být součástí důvodu rozporu mezi evoluční a pulzující masou cefeidských proměnných a rozporu mezi teoretické a pozorované rozdělení světelných hvězd v HR diagramu. 3) Předpokládané vyčerpání lithia obecně souhlasí s pozorováním Slunce a galaktických otevřených hvězdokup různých věkových skupin. 4) Naše teoretické výsledky pro neadiabatické oscilace jsou v dobré shodě s pozorovanou nestabilitou módu od klasických proměnných červených obrů s vysokou svítivostí. Byly reprodukovány téměř všechny proužky nestability klasických pulzujících proměnných (včetně pásek Cepheid, & # x003b4 Scuti, & # x003b3 Doradus, & # x003b2Cephei a SPB) (část & # x02161).


1. Úvod

Pokud jsou trpasličí planety dobrými cíli při hledání života, stále existuje otevřený problém vysoké složitosti. Existuje několik faktorů, díky nimž jsou tyto planety slibnými cíli - především detekovatelnost a hojnost. Kameny kolem těchto hvězd s nízkou hmotností (0,5–0,08) lze snáze detekovat M) se současnými technikami a nástroji. Rudí trpaslíci se hojně vyskytují ve sluneční oblasti, v hlavním sledu stráví ∼10 10 let a biosignatury jako N2O a CH4 může být hojnější a potenciálně snadněji detekovatelný (Segura a kol.,2005 viz také recenze Scala a kol.,Tarter 2007 a kol.,Štíty 2007 a kol.,2016 Louky a kol.,2018a). Množství trpasličích hostitelů M, a tedy potenciálně obyvatelných planet, je přínosné, protože planety obíhající kolem těchto hostitelů v jejich nejbližších obytných zónách se setkávají s podmínkami, které by mohly obývat obyvatelnost.

Trojrozměrné planetární atmosférické modely rozptýlily obavy ze zhroucení atmosféry extrémními teplotními rozdíly mezi osvětlenou a temnou hemisférou (např., Dole, 1964) pro tidally uzamčené planety obíhající kolem trpasličích hostitelů M v obytné zóně modely aplikované na tento problém ukázaly, že atmosférická cirkulace může distribuovat hvězdnou energii a snížit teplotní rozdíl (např., Joshi a kol.,1997 Joshi, 2003 Turbet a kol.,2016). Aktivní M trpasličí hostitelské hvězdy však vykazují magnetickou aktivitu vzniklou interakcí jejich atmosfér s jejich magnetickými poli poháněnými jejich většinou nebo zcela konvektivními interiéry. Jedním z důsledků magnetické aktivity jsou erupce, nepředvídatelné uvolňování energie, které se pohybují od „mikroplamenů“ (∼10 29 erg měřeno v pásmu U, ∼3320–3980 Å) až po vysokoenergetické erupce s celkovou energií až 10 34 erg (např., Hawley a Pettersen, 1991 Hawley a kol.,2014). Vzhledem k tomu, že obytná zóna kolem těchto hvězdných hostitelů se nachází na zlomku astronomické jednotky, energetický tok z těchto událostí, které mají dopad na potenciálně obyvatelné světy, se ve srovnání se Zemí zvyšuje alespoň o řád.

Aktivní M trpaslíci vykazují vzplanutí s velmi proměnlivými vzplanutími energiemi a frekvencemi, ale obecně sledují rozdělení pravděpodobnosti podle zákona (např., Hilton, 2011 Hawley a kol.,2014). Bylo pozorováno, že nejaktivnější z těchto hvězd dM3 – dM5 produkují desítky světlic za den s celkovou energií ≥ 10 30 erg a potenciálně katastrofickými událostmi, jako je Velká erupce AD ​​Leonis při 10 34 erg (Hawley a Pettersen, 1991) při frekvence jednou za měsíc. Porovnejte to s průměrnou sluneční aktivitou s nejvyšší frekvencí jedné události za den energie - 10 27 erg, až přibližně jedna událost 10 31 erg za rok (např., Crosby a kol.,1993). Jedna z největších pozorovaných událostí sluneční erupce, známá jako Carringtonova událost z roku 1859, měla odhadovanou celkovou energii ∼10 32 erg (např., Cliver a Dietrich, 2013), o celé 2 řády nižší než nejenergetičtější události pozorované u aktivních M. trpaslíků.

Existují dva aspekty světlic, které by mohly negativně ovlivnit obyvatelnost planety změnou složení atmosféry: zvýšení elektromagnetického toku a erupce nabitých nabitých částic. Energie vstřikovaná světlicí do hvězdné atmosféry má za následek vzestup a vrchol fotometrického jasu, známého jako impulzivní fáze. Následuje postupná fáze rozpadu vzplanutí, kdy vstup energie klesá, dokud se hvězda pomalu nevrátí do klidového stavu. Během událostí vzplanutí se svítivost hvězdy v rentgenovém, UV a viditelném světle zvyšuje až o 3 řády (Scalo a kol.,2007), které mohou fotochemicky změnit horní atmosféru planety (Segura a kol.,2010). Pro planetu, která nemá atmosférické složky (např., Ó2, O3, CO2), aby absorboval toto záření o krátké vlnové délce, mohl být povrch pravidelně ozařován.

Druhý významný aspekt událostí vzplanutí zahrnuje hvězdné energetické částice (SEP), které lze urychlit během impulzivní fáze vzplanutí. Naše znalosti o těchto událostech pocházejí pouze ze slunečních korelací, protože nemáme žádnou metodu, pomocí které by je bylo možné vzdáleně pozorovat. Jejich vliv na atmosféru obyvatelné planety pravděpodobně závisí na několika faktorech: energií částic, přítomnosti a orientaci planetárního magnetického pole a chemickém složení atmosféry. Pravděpodobnost, že protonová událost bude spojena s hvězdnou erupcí, závisí na energii erupce, přičemž sluneční mikrovlny (≤10 27 erg) jen zřídka produkují slabé částicové události (např., Hudson, 2011). Šance na velký tok energetických částic dosahuje téměř jistoty u světlic ∼10 28,3 erg (GOES třída X2) a výše (např., Yashiro a kol.,2006 Dierckxsens a kol.,2015). I když ne každá protonová událost zasáhne potenciálně obyvatelnou planetu díky kombinované geometrii aktivních oblastí hvězdy a planetární oběžné dráhy (např., Chodačenko a kol.,2007), trpasličí planety, které považujeme za vážně ohrožené. Tyto planety obíhají kolem zlomku astronomické jednotky a hvězdní hostitelé vykazují vysokofrekvenční a vysokoenergetické události vzplanutí, což naznačuje, že účinky více dopadajících protonových událostí mohou být významné.

Studie účinků vesmírného počasí na obyvatelnost se staly zásadními při objevu planet, jako je Proxima Centauri b (Anglada-Escudé a kol.,2016) a TRAPPIST-1 (Gillon a kol.,2016, 2017) systémů několika obyvatelných zónových planet. Planetární atmosférický únik může být způsoben XUV zářením, které ohřívá exosféru planety a pohání hydrodynamický vítr, který odnáší planetární atmosféru (např., Luger a Barnes, 2015) netepelné procesy, jako je zvýšený únik polárního větru a iontů, mohou potenciálně odstranit obrovské množství těžkých iontů, jako jsou N + a O + z atmosféry (např., Ribas a kol.,2016 Airapetian a kol.,2017 Garcia-Sage a kol.,2017) zvýšené vynucení magnetosféry buď ustáleným stavem, nebo přechodnými událostmi hvězdného větru může mít vliv na ztráty atmosféry a následný atmosférický odtok (např., Garraffo a kol.,2016, 2017 Dong a kol.,2018). Přestože se mnoho článků zaměřilo na ztrátu atmosféry pro planety obíhající kolem M trpaslíků, menší výzkum se zaměřil na účinky událostí vesmírného počasí na chemický vývoj planet, které si zachovávají svou atmosféru, a na to, jak tyto procesy ovlivňují obyvatelnost.

Segura et al. (2010) provedli první studii, která zkoumala účinek jediného vysokoenergetického erupce (a souvisejících SEP) na chemii atmosféry obyvatelné planety. Jejich studie zkoumala dopad události ekvivalentní erupci z 12. dubna 1985 od M trpaslík AD Leonis (AD Leo) (Hawley a Pettersen, 1991) na planetě podobné Zemi, která se nachází v její obyvatelné zóně. Planetární atmosféra měla podobné složení jako současná Země (0,21 ° C)2, 1 bar povrchový tlak) a přijal stejný integrovaný hvězdný tok jako naše planeta. K simulaci účinků UV záření i protonů na chemii atmosféry hypotetické obyvatelné planety použili 1D fotochemický model spojený s 1D radiačním / konvekčním modelem. Pozorování dostupná pro tuto erupci zahrnovala UV spektroskopii (1150–3100 Å) a optickou spektroskopii (3560–4440 Å), ale nejsou k dispozici žádné údaje o protonových událostech. Chcete-li zahrnout částice, Segura et al. (2010) použili vztah nalezený pro intenzitu sluneční rentgenové erupce a protonové toky (Belov a kol.,2005). Intenzity rentgenového erupce byly vypočítány pomocí Neupertova jevu, empirického vztahu mezi energií erupce emitovanou v UV a rentgenovou špičkovou svítivostí (Hawley a kol.,1995 Mitra-Kraev a kol.,2005). Odhadli protonový tok spojený s erupcí 5,9 × 108 protonů cm −2 sr −1 s −1 pro částice s energiemi & gt10 MeV. Poté vypočítali hojnost oxidů dusíku produkovaných erupcí změnou produkce těchto sloučenin během velké sluneční protonové události zvané Carringtonova událost (např., Cliver a Dietrich, 2013).

Výsledky Segury et al. (2010) naznačují, že UV záření emitované během vzplanutí neprodukuje významnou změnu v hloubce ozonového sloupce planety. Když byly zahrnuty SEP, dosáhlo vyčerpání ozonu maxima 94% 2 roky po vzplanutí planety bez magnetického pole. Na vrcholu erupce povrchový UV tok v rozmezí vlnových délek, které poškozují život, překračoval tok přijímaný na Zemi po dobu kratší než 100 s. Atmosférický sloupec se poté zotavil a znovu se ekvilibroval během ~ 50 let. Segura et al. (2010) dospěli k závěru, že erupce nemusí představovat přímé nebezpečí pro život na povrchu obíhající obyvatelné planety.

Byly provedeny nedávné studie ke stanovení účinku elektromagnetické energie vzplanutí na obyvatelnost planetárních systémů. Systém TRAPPIST-1 byl zkoumán společností Vida et al. (2017) v nedávné studii Kepler / K2 ukazující minimálně 0,75 kumulativního vzplanutí energie za den mezi 1,26 × 10 30 a 1,24 × 10 33 erg. To by mohlo způsobit škodlivý UV tok na potenciálně obyvatelných planetárních površích TRAPPIST-1b – h. O'Malley-James a Kaltenegger (2017) zkoumali potenciální povrchovou obyvatelnost systému TRAPPIST-1 související s UV a zjistili, že oxický stav atmosféry je klíčem k ochraně povrchu, dokonce i v atmosféře s tenkým kyslíkem (∼0,1 bar) dostatečné k tomu, aby UVC nedosáhlo na povrch jakékoli intenzity. Estrela a Valio (2017) identifikovali superflares v systému Kepler-96 až do ∼1,8 × 10 35 erg, simulovali účinky jak na archeanskou, tak na dnešní zemskou atmosféru a zjistili, že přítomnost O3 vrstva je zásadní pro ochranu života za takových vysoce ozařujících událostí.

Kromě Segury et al. (2010), tyto předchozí studie nezkoumají účinky protonových událostí spojených s hvězdnou magnetickou aktivitou a nezkoumají odolnost a vývoj O3 sloupec potenciálně obyvatelné planety k těmto událostem. AD Leonis, hvězda použitá pro studium Segurou et al. (2010), je jedním z nejvíce magneticky aktivních M trpaslíků. V posledních několika desetiletích byly studovány pouze erupce od nejaktivnějších M trpaslíků, protože UV záření ze středních a nízkoaktivních červených trpaslíků klesá pod prahovou hodnotu detekce dostupných nástrojů. Pozorování prováděná pomocí Hubblova kosmického dalekohledu ukázala, že UV záření z chromosférické aktivity bylo přítomno také u hvězd obvykle klasifikovaných jako neaktivní (Walkowicz a kol.,2008 Francie a kol.,2012, 2013), zatímco mise Kepler / K2 (např., Davenport a kol.,2014 Hawley a kol.,2014) a NEJVĚTŠÍ nástroje (Davenport a kol.,2016) ukázal podrobnější pohled na frekvenci vzplanutí od hvězd s nízkou hmotností.

Tato práce rozšiřuje výsledky Segury et al. (2010) k určení vlivu několika M vzplanutí trpaslíků a energetických protonových událostí na potenciálně obyvatelný svět využitím výhod výše uvedených pozorovacích kampaní. Aktualizovali jsme modely používané v Seguře et al. (2010) (viz část 2.1) ke studiu vlivu více událostí na atmosféru podobnou Zemi za účelem stanovení potenciálních účinků na O3 kolona a související biologicky relevantní UV tok na povrchu planety.


Nadzemní biomasa

14.4.3 Vesmírné stereoskopické obrazy

Stereoskopické (nebo fotogrammetrické) obrazy byly původně použity pro extrakci terénních výšek měřením paralaxy obsažené ve dvou obrazech získaných s různými úhly pohledu. Přesnost výšek extrahovaných ze stereoskopických obrazů je určena prostorovým rozlišením a rozdílem úhlu pohledu dvou obrazů. Před 90. léty je prostorové rozlišení obrazů dálkového průzkumu pořízených vesmírnými senzory příliš nízké na to, aby bylo možné přesně měřit paralaxu. Například multispektrální skener na palubě Landsat 1–3 má nominální prostorové rozlišení 78 m (Slater, 1979), zatímco na palubě Landsat 4–5 je 30 m (Malila et al., 1984). Většina studií proto musí v minulém století pracovat na leteckých obrazech.

Od začátku tohoto století se prostorové rozlišení vesmírných obrazů dálkového průzkumu Země výrazně zlepšilo, zejména u komerčních satelitů. Například Quickbird může pořídit 2,44 m multispektrální obrazy a 0,61 m panchromatické obrazy (Noguchi a Fraser, 2004) IKONOS může poskytnout 3,28 m multispektrální obrazy a 0,82 m panchromatické obrazy (Zhou a Li, 2000). Ačkoli to nejsou speciálně navržené fotogrammetrické systémy, mohou poskytovat podélné a protisměrné stereoskopické obrazy změnou postojů. St-Onge a kol. (2008) zkoumali stereofonní obrazy IKONOS získané se stejným elevačním úhlem (67,4 °), ale s různými úhly azimutu (27,8 ° a 180,52 °). Digitální model elevace povrchu byl nejprve extrahován stereoskopickým zpracováním. Model výšky lesa byl dále odvozen pomocí výškové úpravy terénu z údajů lidarů o malém půdorysu. Konečné výsledky prokázaly, že AGB lesa odhadovaná pomocí vytěžené výšky lesa velmi korelovala s polním měřením s R 2 = 0.79.

Vesmírné fotogrammetrické systémy v posledních dvou desetiletích rychle rostou. ASTER na palubě satelitu Terra je navržen pro získávání stereoskopických snímků pomocí dvou kamer směřujících k nejnižšímu a zpětnému směru. Snímky pořízené společností ASTER byly použity pro globální model digitální elevace (ASTER GDEM) (Ni et al., 2015). Pokročilý pozemský pozorovací satelit (ALOS), který zahájila Japonská agentura pro průzkum letectví a kosmonautiky v roce 2006, nesl přístroj Panchromatic Remote-Sensing Instrument for Stereo Mapping (PRISM). Tři kamery ALOS / PRISM, směřující dopředu, nadir a dozadu s nominálním úhlovým intervalem 24,0 °, mohou pořizovat 2,5 m stereoskopické obrazy. Přesná globální digitální 3D mapa byla vytvořena pomocí stereoskopických snímků ALOS / PRISM (Tadono et al., 2016). Čína také v roce 2012 vypustila své první civilní vesmírné fotogrammetrické satelity, označované jako ZY-3, které mají tři kamery stejným způsobem jako ALOS / PRISM. Na druhém satelitu ZY-3, který byl vypuštěn v roce 2016, bylo vylepšeno prostorové rozlišení předních a zpětných kamer z 3,5 na 2,5 m.

Ve srovnání s většinou studií zaměřených na extrakci nadzemních povrchových výšin vědci v oblasti dálkového průzkumu lesa postupně věnovali pozornost zkoumání měření prostorové struktury lesních prostorových stereoskopických snímků v posledním desetiletí. Ve srovnání s daty lidaru Ni a kol. (2015) zjistili, že výška lesů byla obsažena v ASTER GDEM, ačkoli prostorové rozlišení ASTER je pouze 15 m a ASTER GDEM je kombinovaný produkt po dobu 10 let mezi lety 2000 a 2010.

Typicky jsou prostorové stereoskopické snímky získávány kamerou pushbroom, zatímco stereoskopické snímky ve vzduchu jsou získávány kamerami s rámem. Jedním z největších rozdílů mezi nimi je zorné pole a počet pozorovacích úhlů. Kamery se vzdušným rámem mají velké zorné pole a tisíce pozorovacích úhlů podél i napříč tratí. U pushbroom kamery je zorné pole napříč tratí pouze několik stupňů, zatímco počet pozorovacích úhlů podél trati je určen počtem kamer. Proto je automatická identifikace společných bodů pro pushbroomovou kameru mnohem obtížnější než rámové kamery. Jak plně využít omezené pozorovací úhly k získání více společných bodů je kritickým problémem pro vesmírné stereoskopické snímky. Ni a kol. (2014) analyzovali mračno bodů extrahované z různých kombinací pohledů a zjistili, že se vzájemně doplňují v horizontálním i vertikálním rozdělení. Syntetizovaný mračno bodů může poskytnout lepší popis prostorových struktur lesa než kterákoli z nich.

Teoreticky mají vesmírné stereoskopické snímky velký potenciál pro odhad lesních AGB jako lidarová data. Současné studie se zaměřovaly pouze na měření prostorových struktur lesů. K regionálnímu mapování lesních AGB pomocí vesmírných stereoskopických snímků je ještě dlouhá cesta. Velké úsilí by mělo být vynaloženo na pochopení účinků environmentálních faktorů na distribuci mračna bodů ze stereoskopických snímků, jako jsou sezónní efekty (Montesano et al., 2019), terénní efekty, geometrie pozorování (Montesano et al., 2017), a tak dále. Kromě analýzy využívající co nejvíce stereoskopických obrazů je teoretický model také důležitým nástrojem pro provádění tohoto druhu studií (Ni et al., 2019).


Vývoj gradientu radiální hojnosti a studeného plynu galaktického disku ☆, ☆☆

Abychom pochopili formovací mechanismus gradientu radiální abundance galaktického disku a vývoj studeného plynu, vytvořili jsme model chemické evoluce galaktického disku, ve kterém zákon o formování hvězd zabývající se molekulárním diskem vodíky a je vypočítán vývoj hmotové povrchové hustoty pro molekulární a atomové vodíky samostatně, poté jsou porovnány modelové předpovědi a pozorované radiální distribuce některých fyzikálních veličin. Výsledek naznačuje, že predikce modelu je citlivá na přijatou časovou osu infall, model, který přijímá zákon o tvorbě hvězd zabývající se molekulárními vodíky, může dobře souhlasit s hlavními pozorovanými vlastnostmi galaktického disku, zejména může přirozeně získat gradient radiální kyslíkové abundance galaktického disku a profil radiální povrchové hustoty studeného plynu. Předpoklad okamžité aproximace okamžité recyklace má malý vliv na vývoj studeného plynu, zejména v případě poměrně nízké hustoty plynu.


Abstraktní

Vývoj obyvatelných planet podobných Zemi je složitý proces, který závisí na geodynamickém a geofyzikálním prostředí. Zejména je nutné, aby desková tektonika zůstala aktivní po miliardy let. Tato geofyzikálně aktivní prostředí jsou silně spjata s parametry hostitelské hvězdy planety, jako je hmotnost, svítivost a aktivita, poloha oběžné dráhy v obyvatelné zóně a počáteční zásoby vody na planetě. V závislosti na záření hostitelské hvězdy a vývoji toku částic, složení v termosféře a dostupnosti aktivního magnetického dynama jsou atmosféry planet podobných Zemi v jejich obyvatelných zónách různě ovlivňovány tepelnými a netermálními únikovými procesy. U některých planet by silný atmosférický únik mohl dokonce ovlivnit stabilitu atmosféry. Klíčová slova: Pozemské planety - Vývoj atmosféry - Geofyzika - Obyvatelnost. Astrobiologie 10, 45–68.


Existují zjednodušené rovnice M-L, M-R a doživotní pro hvězdy jiné než hlavní posloupnosti? - Astronomie

6krát větší pole oproti aktuálnímu systému přijímače. Velké pole bolometru TES je čteno upgradovaným digitálním multiplexním systémem s frekvenční doménou schopným multiplexovat 40 bolometrů prostřednictvím jediného supravodivého kvantového interferenčního zařízení (SQUID). Je vyroben první přijímač POLARBEAR-2, POLARBEAR-2A, a v laboratoři se provádí end-to-end testování k vyhodnocení integrovaného výkonu detektoru, odečtu a optického systému s různými typy testovacích zařízení. Nasazení POLARBEAR-2A je naplánováno na rok 2018 v poušti Atacama v Chile. Pro další zvýšení citlivosti měření budou brzy po zavedení nasazeny další dva přijímače typu POLARBEAR-2 (projekt Simons Array). Simons Array pokryje čtyři frekvenční pásma na 95GHz, 150GHz, 220GH a 270GHz pro lepší kontrolu signálu v popředí. Promítnutá omezení tenzor-skalárního poměru (amplituda inflačního signálu B-režimu) jsou σ (r = 0,1) = 6,0 $ krát 10 ^ <-3> $ po odstranění popředí (4,0 $ krát 10 ^ <- 3 > $ (stat.)) a citlivost na součet hmot neutrin v kombinaci s daty průzkumu spektroskopické galaxie DESI je 40 meV při 1-sigma po odstranění popředí (19 meV (stat.)). Představíme vám přehled návrhu, montáže a stavu laboratorního testování přijímacího systému POLARBEAR-2A i přehled projektu Simons Array.

16 000 bolometrů senzoru přechodové hrany citlivých na polarizaci. Tuto velkoformátovou ohniskovou rovinu umožnilo několik klíčových technologických vývojů, včetně pokroků v detektorech, odečítací elektronice a optice velkých milimetrových vlnových délek. Diskutujeme o implementaci těchto technologií v přijímači SPT-3G i o výzvách, které představili. Na konci roku 2017 byly implementace všech tří těchto technologií upraveny tak, aby optimalizovaly celkový výkon. Zde uvádíme aktuální stav přístroje přijímače SPT-3G.

3 500 detektorů používáme multiplexování ve frekvenční doméně (FDM) se zpětnou vazbou v základním pásmu. V každém multiplexovacím kanálu čte dvoustupňový předzesilovač SQUID 160 detektorů. Popíšeme detektorový systém a probereme některé úvahy, které informovaly o jeho návrhu.

Funkce v měřítku 0,1 parsec, které jsou zásadní pro pochopení původu struktur v mezihvězdném médiu.

BLAST-TNG je vybaven třemi detekčními poli pracujícími na vlnových délkách 250, 350 a 500 m (1200, 857 a 600 GHz), které zahrnují 918, 469 a 272 pixelů s dvojitou polarizací. Každý pixel je tvořen dvěma zkříženými mikrovlnnými kinetickými indukčními detektory (MKID). Tato pole jsou v kryogenním přijímači ochlazena na 275 mK. Každý MKID má jinou rezonanční frekvenci, což umožňuje čtení stovek rezonátorů na jedné přenosové lince. Tato inherentní schopnost multiplexování ve frekvenční doméně zjednodušuje hardware pro kryogenní odečet, ale vyžaduje pečlivé optické testování, aby se zmapovalo fyzické umístění každého rezonátoru v ohniskové rovině. Optické testování na úrovni přijímače bylo prováděno za použití jak kryogenního zdroje namontovaného na pohyblivém xy-stupni s uzávěrem, tak zdroje paprskem naplněného, ​​zahřátého černého tělesa schopného poskytnout teplotní řez 10 - 50 ° C. Byly měřeny šumové vlastnosti pole ohniskové roviny, citlivost, účinnost polarizace, přístrojová polarizace. Představujeme předletovou charakterizaci kryogenního systému BLAST-TNG a optické testování pole detektorů MKID v letovém přijímači na úrovni pole.

Zde popisujeme některé klíčové konstrukční prvky přístroje MUSCAT, jako je nové použití chladniček s kontinuální sorpcí a miniaturní ředidlo pro kontinuální chlazení ohniskové roviny o 100 mK, širokopásmová optická vazba na hliníková pole LEKID pomocí vlnovodných tlumivek a anti- reflexní nátěrové hmoty a také s obecným mechanickým a optickým designem MUSCAT. Vysvětlíme, jak je MUSCAT navržen tak, aby byl snadno upgradovatelný, a možnosti změny jednotky ohniskové roviny, která umožňuje MUSCAT v budoucnu působit jako demonstrátor pro další nové technologie, jako jsou pixely citlivé na polarizaci s více chroickou polarizací a spektrometrie na čipu. Nakonec informujeme o aktuálním stavu uvádění MUSCATu do provozu.

1 pW, s optickým šumem omezeným optickým šumovým ekvivalentem s výkonem 1-2 x 10 ^ -16 W Hz ^ -0,5. Od října do listopadu 2017 byla DESHIMA instalována na experiment Atacama Submillimeter Telescope Experiment (ASTE), anténa o průměru 10 m v poušti Atacama v Chile. Citlivost přístroje DESHIMA měřená uvnitř kabiny ASTE je podobná laboratorním výsledkům. V době odeslání abstraktu DESHIMA úspěšně detekovala několik astronomických zdrojů, a to jak v kontinuu, tak v liniové emisi. Na konferenci budeme informovat o zkušenostech získaných při první skutečné operaci spektrometru s filtrem na čipu na dalekohledu, včetně vlivu tepelných cyklů na filtry, náchylnosti systému k prostředí a pohybu dalekohledu, vzoru paprsků na obloze a citlivost na kontinuum a liniové emise.

100 000. Bude používat dvě pole bolometrů Transition Edge Sensed (TES). Jedno z polí se skládá z 8 16pixelových proužků pro režim s vysokým rozlišením, kde jsou pixelová oblast a backshorty optimalizovány pro 8 různých režimů vlnových délek. Druhý detektor se skládá z pole 16x64 s vynikající citlivostí v celém rozsahu vlnových délek a bude použit pro střední rozlišení (R

19 000) a nízkým rozlišením (R.

600) pozorovacích režimů. Obě pole detektorů budou mít omezený výkon na pozadí s NEP <2E-17 W / Hz ^ (1/2) pro pole s nízkým rozlišením a <3E-18 W / Hz ^ (1/2) pro pole s vysokým rozlišením . HIRMES použije několik Fabry-Perotových interferometrů (FPI) pro nízké (R.

19 000) a vysoké rozlišení (R.

100 000) pozorovacích režimů. Kromě toho tři mřížky s rozlišením R.

600 bude použito k seřazení špiček přenosu FPI a také k získání širokopásmových spekter s nízkým rozlišením. Hlavními vědeckými cíli společnosti HIRMES je studium vývoje protoplanetárních disků a zkoumání původu vodíku a deuteria ve sluneční soustavě. Pozorování s vysokým spektrálním rozlišením linie HD 1-0 R (0) na 112 mikronech určí hmotnost a kinematiku plynu v protoplanetárních discích, zatímco pozorování linií [OI] 63 mikronů a H2O odhalí množství kyslíku a H20 uvnitř sněhové linie. Pozorování nízkého spektrálního rozlišení prvků ledu H20 v pevné fázi při

63 mikronů určí množství vodního ledu za hranicí sněhu. Měření linie molekulárního vodíku a mnoha linií HD ve středním rozlišení pomohou odhadnout poměr H / D ve sluneční soustavě. Kromě toho je FPI s nízkým rozlišením vhodný pro mapování liniové emise jemné struktury z blízkých galaxií.

300), širokopásmová průzkumná spektroskopie galaxií s vysokým rudým posuvem pro atmosférické okno o průměru 1 mm. SuperSpec cílí na žebříček CO v rozsahu červeného posuvu z = 0 až 4, čáru [CII] 158 um od z = 5 do 9 a čáru [NII] 205 um od z = 4-7. Všechny tyto řádky nabízejí úplné pokrytí rudým posuvem od z = 0 do 9. SuperSpec využívá novou architekturu, ve které jsou detektory spojeny s řadou rezonančních filtrů podél jediné mikrovlnné napájecí linky namísto použití disperzní optiky. Tato konstrukce umožňuje vytvoření plného spektrometru, který zaujímá pouze 20 cm2 křemíku, což je ve srovnání se standardními mřížkovými spektrometry zmenšení o několik řádů. Tento malý profil umožňuje výrobu budoucích víceobjektových spektroskopických přístrojů požadovaných při dozrávání pole spektroskopie milimetrových vln. SuperSpec používá anténu spojenou s objektivem k dodávání astrofyzikálního záření do přenosového vedení mikropáskového vedení. Radiace se pak šíří dolů touto přenosovou linkou, kde po blízkosti navázané rezonátory mikropáskové poloviční vlnové délky snímají specifické frekvence záření. Pečlivé vyladění blízkosti rezonátorů k napájecí lince vytočí požadovanou rozlišovací sílu filtrační banky SuperSpec vyladěním faktoru kvality spojky. Poloviční vlnové rezonátory jsou poté připojeny k indukčnímu meandru detektorů kinetické indukčnosti (KID), které slouží jako výkonové detektory pro filtrační banku SuperSpec. Každá filtrační banka SuperSpec obsahuje stovky TiN nitridů titanu KID a přirozená multiplexibilita těchto detektorů umožňuje odečítání velkého počtu požadovaných detektorů. Unikátní spojovací schéma využívané SuperSpec umožňuje vytváření neuvěřitelně malého objemu (2,6 kubických mikronů), vysoké odezvy, TiN KID. Protože citlivost je úměrná inverzní hodnotě objemu obsazeného kvazičásticemi, umožňuje to SuperSpec dosáhnout nízkých NEP požadovaných spektroskopií se středním rozlišením, aby byla omezena fotony z nejlepších pozemních pozorovacích míst. Představíme nejnovější výsledky ze zařízení SuperSpec. Zejména detektor NEP, měřená účinnost banky filtrů (včetně ztrát na přenosovém vedení) a spektrální profily v plném rozsahu

300kanálová banka filtrů. Nakonec podáme zprávu o efektivitě celého systému a celkovém NEP systému.

Citlivost 10 ^ -20 W / √Hz povolená observatoří. Jedním z cílů tohoto zařízení jsou rychlé spektroskopické průzkumy vesmíru s vysokým rudým posuvem při 420 - 800 μm pomocí polí integrovaných spektrometrů se středním rozlišením (R = λ / Δλ

1000), prozkoumat vývoj galaxií a růst struktury ve vesmíru. Druhým cílem je provést spektroskopické průzkumy s vyšším rozlišením (R> 100 000) při 20–300 μm za účelem zkoumání distribuce složek pro život na protoplanetárních discích. A konečně, OST si klade za cíl udělat citlivou střední infračervenou (5–30 μm) spektroskopii atmosféry skalních planet v obyvatelné zóně pomocí tranzitní metody. Tyto cíle představují dobře organizovanou komunitní dohodu, ale nelze jich dosáhnout bez významného skoku vpřed v technologii detektorů a OST se pravděpodobně nedoporučuje, pokud neexistuje cesta k vhodným detektorům. Náš tým vyvíjí pro OST detektory kinetické indukčnosti (KID) počítající fotony. Vzhledem k tomu, že KID jsou ve své podstatě vysoce multiplexovatelné, bude jejich škálovatelnost významným zlepšením oproti současným technologiím, které jsou kvůli malému počtu pixelů výrazně omezeny v rychlosti sledování. Kromě toho jsou KID zavedeným silným konkurentem TES a dosáhly NEP

1,5—3x10 ^ -19 W / √Hz v plně funkčním 1000pixelovém poli vědecké kvality vyrobeném společností SRON v rámci programu SpaceKID. Abychom dosáhli citlivosti na OST, vyvíjíme KID vyrobené z velmi tenkých hliníkových fólií na monokrystalických křemíkových substrátech. Za správných podmínek se cívky malého objemu vyrobené z těchto filmů mohou stát velmi citlivými na jednotlivé fotony> 90 GHz. Pochopení materiálové fyziky a elektrodynamiky excitací v těchto supravodičově-dielektrických systémech je pro výkon zásadní. Dosáhli jsme světových rekordů v materiálových vlastnostech, které jsou v rámci požadavků na počítání fotonů: faktor kvality mikrovlnné trouby 0,5 x 10 ^ 6 pro 10 nm hliníkový rezonátor při jediném mikrovlnném výkonu fotonového pohonu, zbytková hustota tmavých elektronů s účinností 95% při Je možné dosáhnout 0,5 - 1,0 THz. V kombinaci s µ-Spec - naším Goddardovým založeným na čipovém far-IR spektrometru - tyto detektory umožní první výše zmíněný první vědecký cíl OST a poskytnou jasnou cestu i pro cíle kratších vlnových délek.

Zde informujeme o návrhu nového 4,7 THz přijímače pro GUSTO. Přijímač se skládá hlavně ze dvou subsystémů: kvazi-optického směšovače HEB 4 & times2 HE a vícepaprskového LO 4,7 THz. Popíšeme pole směšovače, které je navrženo jako kompaktní monolitická jednotka. Ukážeme například 10 potenciálních detektorů HEB se špičkovou citlivostí 720 K měřenou při 2,5 THz. Mají malou odchylku v citlivosti, jsou menší než 3%, a zároveň splňují požadavky na uniformitu LO. U vícepaprskového LO demonstrujeme kombinaci fázové mřížky a jednoho QCL při 4,7 THz, který generuje 8 sub-LO paprsků, kde fázová mřížka vykazuje účinnost 75%. Je představen předběžný koncept integrované jednotky LO, včetně QCL, fázové mřížky a optiky přizpůsobení paprsku.

10 000–100 000 na kameru) subkelvinových senzorů, například jak je navrženo pro experiment CMB-S4, bude vyžadovat podstatné zlepšení technik odečítání za studena i za tepla. Aby se snížily náklady na odečet na senzor a složitost integrace, je v současné době úsilí zaměřeno na dosažení vyšší hustoty multiplexování při zachování subdominantu šumu načtení na vnitřní šum detektoru a na zvládnutí tepelného zatížení. Vysoce multiplexované technologie studeného odečtu v aktivním vývoji zahrnují mikrovlnné kinetické indukční senzory (MKID) a mikrovlnné rf-SQUID. Oba využívají vysoce kvalitních faktorů supravodivých mikrovlnných rezonátorů k husté kanalizaci subkelvinových senzorů do šířky pásma mikrovlnného přenosového vedení. V případě mikrovlnného SQUID multiplexování se pole senzorů s přechodovým okrajem (TES) multiplexují spojením každého TES s jeho vlastním supravodivým mikrovlnným rezonátorem přes rf-SQUID. Představujeme pokroky ve vývoji nového teplého odečítacího systému pro mikrovlnné SQUID multiplexování, SLAC Superconducting Microresonator RF electronic nebo SMuRF, přizpůsobením společné platformy FPGA SLAC National Accelerator Laboratory (ATCA). SMuRF si klade za cíl přečíst 4000 mikrovlnných SQUID kanálů mezi 4 a 8 GHz na RF linku. Každý kompaktní systém SMuRF je zabudován do jedné nosné čepele ATCA.Dceřiné desky na blade implementují vysokofrekvenční multiplexování pomocí FPGA, rychlých DAC a ADC a analogového řetězce převodu nahoru a dolů. Systém čte změny toku v každém rf-SQUID spojeném s rezonátorem sledováním změn v přenášené amplitudě a frekvenci RF tónů produkovaných na základní frekvenci každého rezonátoru. Systém SMuRF je jedinečný svou schopností sledovat každý tón a minimalizovat celkový RF výkon potřebný k odečtení každého rezonátoru, čímž výrazně snižuje požadavky na linearitu u studeného a teplého odečtu. Zde uvádíme měření šumu a linearity prvního plného systému SMuRF, včetně demonstrace sledování tónů v uzavřené smyčce na 528kanálovém kryogenním mikrovlnném multiplexeru SQUID. SMuRF je zkoumán jako potenciální řešení odečtu pro řadu budoucích projektů CMB, včetně Simons Observatory, BICEP Array, CCAT-prime, Ali-CPT a CMB-S4. Kromě toho probíhá paralelní vývoj platformy pro přizpůsobení SMuRF pro čtení jak pole MKID, tak rychlých rentgenových kalorimetrických polí TES.

6000) ve srovnání s nástrojem druhé generace, ACTPol. Čtvrté pole, určené k pozorování na 39 a 27 GHz, bude nasazeno jako poslední. Zvýšení počtu detektorů a pokrytí širokého kmitočtu umožňuje širokou škálu vědeckých cílů, mezi něž patří zlepšení omezení temné energie, součtu hmotností neutrin a prvotních gravitačních vln. Velení a řízení dalekohledu se provádí na dálku. Tým členů spolupráce, označovaný jako vzdálení pozorovatelé, se formoval, aby během sezóny ovládal dalekohled. Každá směna trvá 24 hodin, během nichž je přidělený vzdálený pozorovatel odpovědný za plánování denních pozorování, koordinaci s inženýrskou posádkou na místě a obnovení dalekohledu, pokud by ukončil provoz. Pro usnadnění těchto úkolů jsme navrhli sadu webových nástrojů. Užitečnost těchto nástrojů sahá od monitorování dalekohledových systémů, toku dat a stavu počítače až po plánování pozorování a ovládání samotného dalekohledu. Nové nástroje se snadno integrují a přidávají se podle potřeby. Sběr, zpracování a přenos údajů z oblasti vědy a hospodaření jsou do značné míry autonomní. Ovládací nástroje dalekohledu ovládají odečtenou elektroniku, která je v kontaktu s detektory. Data jsou shromažďována na jednom ze tří počítačů, jednom pro každé pole detektorů a před uložením do pole RAID poblíž místa jsou zpracována do standardizovaného komprimovaného formátu. Kopie se poté automaticky vytvoří na transportním disku, který se použije k přenosu dat do Severní Ameriky, kde se poté vytvoří další kopie pro analýzu dat. AdvACT je nyní ve své druhé sezóně pozorování. V této práci popisujeme stav projektu AdvACT a diskutujeme o dalekohledových systémech a operacích.

1500 při 230 μm. Přístroj pracuje ve čtyřech vlnových délkách a současně pokrývá celý rozsah 34 - 230 μm. Každé pásmo má tři pole přibližně 300 senzorů TES poskytujících tři prostorové a 300 spektrálních výstupů. K omezení počtu signálních vodičů mezi studeným ohniskovým plánem a teplými elektronickými jednotkami je použito schéma multiplexování frekvenční domény 160 pixelů / kanál.

310 a vejde se na čip 3,5 a 5,5 cm. SuperSpec používá objektiv a širokopásmovou anténu pro spojení záření do niobového mikropásku, který napájí banku niobových mikropáskových půlvlnných rezonátorů pro frekvenční selektivitu. Každý půlvlnný rezonátor je spojen s induktorem detektoru kinetické indukčnosti se soustředěným prvkem nitridu titanu (LEKID), který detekuje dopadající záření. Zařízení bylo navrženo pro použití v demonstračním nástroji u Velkého milimetrového dalekohledu (LMT).

16 000. Ohnisková rovina SPT-3G se skládá z deseti detektorových modulů, každý s řadou 269 trichroických pixelů citlivých na polarizaci na šestipalcovém křemíkovém plátku. V každém pixelu je širokopásmová duální polarizační vinutá anténa, signál z každé ortogonální lineární polarizace je rozdělen do tří kmitočtových pásem soustředěných na 95, 150 a 220 GHz pomocí in-line soustředěných prvků filtrů a přenášených přes supravodivý mikropásk na Ti / Au bolometry s přechodovým okrajem (TES). Vlastnosti filmu TES, mikropáskových filtrů a bolometrového ostrova musí být přísně kontrolovány, aby se dosáhlo optimálního výkonu. Již druhý rok provozu SPT-3G jsme nahradili všech deset destiček v ohniskové rovině novými detektorovými poli vyladěnými pro zvýšení rychlosti mapování a zlepšení celkového výkonu. Zde diskutujeme supravodivou teplotu přechodu TES a normální odpor, výkon nasycení detektoru, pásmové propusti, optickou účinnost a výtěžek celého pole pro ohniskovou rovinu 2018.

Přijímač dalekohledu s velkou aperturou (LATR) je připojen k šestimetrovému zkříženému dalekohledu Dragone SO a bude mít průměr 2,4 m, vážit přes 3 tuny a bude mít pět kryogenních stupňů (80 K, 40 K, 4 K, 1 K a 100 mK). LATR je spojen s dalekohledem prostřednictvím 13 nezávislých optických trubic obsahujících kryogenní optické prvky a detektory. Kryostat bude chlazen dvěma Cryomech PT90 (80 K) a třemi Cryomech PT420 (40 K a 4 K) pulzními trubicovými kryochladiči s chlazením stupňů 1 K a 100 mK komerčním ředicím chladicím systémem. Druhý komponent, dalekohled s malou clonou (SAT), je optická tubusová refrakční kamera o průměru 42 cm. Chlazení SAT stupňů bude zajišťováno dvěma Cryomech PT420, z nichž jeden je určen pro ředicí chladicí systém, který ochladí ohniskovou rovinu na 100 mK. SO nasadí celkem tři SAT.

Aby bylo možné odhadnout dobu ochlazení kamerových systémů vzhledem k jejich velikosti a složitosti, byl napsán kód konečné diference založený na implicitním řešiči, který simuluje přechodné tepelné chování obou kryostatů. Výsledek simulací zde uvedených předpovídá 35denní ochlazení LATR. Simulace naznačují, že další tepelné spínače mezi fázemi by byly účinné při ochlazování distribuční energie a zkrácení doby potřebné k tomu, aby LATR dosáhla svých základních teplot. Předpokládá se, že SAT se ochladí za jeden týden, což splňuje cíle návrhu SO.

Technickým demonstrátorem je zmenšená verze modulu 1, pokud jde o počet detektorů, vstupní houkačky a pulzní trubice a zmenšení průměru kombinovaných zrcadel a filtrů, ale je jinak podobný. Demonstrátor bude upgradován na plný modul v roce 2019. V tomto příspěvku uvádíme přehled projektu a nástroje QUBIC.

0,03. V našem příspěvku diskutujeme hlavní požadavky na strategii skenování (překrytí pokrytím SWIPE, distribuce citlivosti, pozorování kalibračních zdrojů) a ukážeme, jak získáme kompromis otáčením dalekohledu kolem osy azimutu s konstantní výškou a úhlovou rychlostí. Kombinace pohybu dalekohledu s rotací Země zaručí přístup k velkým úhlovým měřítkům. Pravidelně budeme pozorovat Krabí mlhovinu i molekulární mrak Perseus. Krabí je jedním z nejznámějších polarizovaných zdrojů na obloze a bude pozorován pro účely kalibrace. Druhý zdroj je zdrojem anomálních mikrovlnných emisí, který lze charakterizovat jak intenzitou, tak polarizací.

Celý nástroj QUBIC je popsán jinde 1,2,3,4 v tomto článku, přičemž se zaměříme zejména na simulace optického kombinátoru (mimoosý gregoriánský imager) a pole feedhorn. Modelujeme optický výkon jak plného modulu QUBIC, tak zmenšeného technologického demonstrátoru, který bude použit k ověření úplného designu přístroje. Optické modelování se provádí pomocí plné vektorové fyzikální optiky s kombinací komerčního a interního softwaru. Ve vysokofrekvenčním kanálu musíme být opatrní při zvažování režimů vyššího řádu, které mohou být přenášeny polem klaksonu. Funkce okna přístroje se používá jako měřítko výkonu a zkoumáme účinek například tolerancí zarovnání a výroby, zkrácení optickými součástmi a odchylek mimo osu. Rovněž informujeme o laboratorních zkouškách provedených na technologickém demonstrátoru QUBIC před nasazením na pozorovací místo v Argentině.

15 000 stupňů 2). Tato měření jsou navržena tak, aby charakterizovala strukturu vesmíru ve velkém měřítku, testovala kosmologické modely a omezovala součet hmot neutrin. Jak se zvyšuje citlivost těchto širokých průzkumů, stává se kontrola a validace odezvy vzdáleného laloku stále důležitější a je obzvláště náročná, protože je obtížné modelovat a charakterizovat více odrazů, přelévání, difrakci a rozptyl na požadovaných úrovních. V této práci uvádíme paprskový stopový model horní struktury ACT, který se používá k popisu velké části pozorovaného vzoru vzdáleného laloku. Tento model kombinuje měření sekundárního zrcadlového přelévání s 3D CAD modelem založeným na fotogrammetrických měřeních, aby simuloval paprsek kamery a protahovací zemní štít. Tato simulace ukazuje kvalitativní shodu s nástroji a vlastnostmi fyzikální optiky pozorovanými při měřeních vzdáleného laloku. Tuto metodu prezentujeme jako efektivní výpočet prvního řádu, který, i když nezachycuje všechny difrakční efekty, informuje o interakcích mezi strukturálními složkami dalekohledu a optickou cestou, které lze poté kombinovat s výpočetně náročnějšími výpočty fyzikální optiky. Tuto metodu lze použít k předpovědi vzorů postranních laloků ve fázi návrhu budoucích optických systémů, jako je Simonsova observatoř, CCAT-prime a CMB Stage IV.

Polarizační modulátory s proměnlivým zpožděním (VPM) se používají v dalekohledech Cosmology Large Angular Scale Surveyor (CLASS) jako první prvek v optickém řetězci k rychlé modulaci příchozí polarizace. VPM se skládají z lineárně polarizujícího drátěného roštu před pohyblivým plochým zrcadlem. Změnou vzdálenosti mezi mřížkou a zrcadlem vznikne měnící se fázový posun mezi polarizačními stavy rovnoběžnými a kolmými k mřížce, který moduluje Stokesovu U (lineární polarizace při 45 °) a Stokesovu V (kruhová polarizace). Dalekohledy CLASS mají jako první optický prvek z oblohy VPM, což současně umožňuje měření polarizace ve stylu uzamčení a oddělení polarizace oblohy od jakékoli instrumentální polarizace dále podél optické dráhy.

Drátěné mřížky CLASS VPM používají měděný pozlacený wolframový drát 50 & maminka s roztečí 160 & maminka přes 60 cm čirý otvor. Zrcadlo je namontováno na ohybovém systému s jedním stupněm translační volnosti, což umožňuje požadovaný pohyb zrcadla při zachování vynikající rovnoběžnosti s drátěnou mřížkou. Drátěné mřížky a zrcadla jsou drženy navzájem rovnoběžně, aby lépe než 80 maminek, a mřížky drátu mají chyby RMS plochosti pod 50 maminek přes otvor 60 cm. Q-band CLASS VPM byl prvním VPM, který začal pozorovat CMB na plný úvazek, počínaje na jaře roku 2016. První W-band CLASS VPM byl instalován na jaře roku 2018.

Měříme CE7 na a) supravodivost pod kritickou teplotou přechodu, TC,

1,2 K, b) mají profil tepelné kontrakce mnohem blíže k Si než kovy, což umožňuje jednoduché párování, ac) mají nízkou tepelnou vodivost, kterou lze zlepšit pokovením Au. Naše výzkumy také ukazují, že CE7 lze obrobit dostatečně dobře, aby bylo možné vyrobit malé struktury, jako jsou otvory se závitem # 0-80, do malých tolerancí (

25 maminka) na rozdíl od čistého křemíku a podobných substrátů. Vyrobili jsme základní desky CE7 nasazené v polarimetrických ohniskových rovinách 93 GHz používaných v kosmologickém velkém úhlovém měřítku (CLASS). 1 Rovněž informujeme o vývoji hladkých stěn polí feedhorn vyrobených z CE7, která budou použita v ohniskové rovině dichroických detektorů 150/220 GHz pro vysokofrekvenční kameru CLASS.

Zde diskutujeme o matematickém rámci použitém v analytickém potrubí vyvinutém pro zpracování komplexních měření radiačního obrazce pole. Tato rutina určuje a kompenzuje vychýlení přístroje a skenovacího systému. Začínáme s přehledem formalizmu Gaussova paprsku a jeho vztahu ke komplexním měřením pole. Dále probereme strategii skenování pomocí offsetu v z podél optické osy, která umožňuje odstranění optických stojatých vln prvního řádu mezi skenovaným zdrojem a optickým systémem v následném zpracování. Diskutována je také metoda, kterou lze ko- a křížově polarizační pole extrahovat jednotlivě pro každý pixel otáčením dvou ortogonálních měřících rovin, dokud není signál co-polarizační mapa maximalizována (a signál v křížově polarizačním poli) je minimalizován). Podrobně uvádíme funkci minimalizace, která dokáže přizpůsobit naměřená data libovolnému modelu tvaru paprsku. Na závěr diskutujeme metodu spektrálního spektra úhlové rovinné vlny (APWS) pro šíření paprsku, včetně transformace blízkého pole na vzdálené pole.

Teleskop jižního pólu (SPT) je dalekohled o průměru 10 metrů a milimetrové vlně, který je vybaven pro bolometrické pozorování kosmického mikrovlnného pozadí. Abychom umožnili pozorování VLBI pomocí SPT, zkonstruovali jsme koherentní signální řetězec vhodný pro prostředí jižního pólu. Dvoufrekvenční přijímač obsahuje nejmodernější směšovače SIS a je instalován v kabině přijímače SPT. Signální řetězec VLBI také zahrnuje záznamový systém a generátor referenčních kmitočtů spojený s vodíkovým masérem. Zde podrobně popisujeme návrh systému SPT VLBI a prezentujeme jak laboratorní měření, tak výsledky na obloze.

V této práci jsme zkonstruovali malý 16prvkový digitální tvarovač paprsků s šířkou pásma 384 MHz, který vyhodnotil výkon NRC Advanced Focal Array Demonstrator (AFAD) pracujících od 750 do 1 500 MHz. Porovnáváme výsledky naměřené citlivosti s předchozími měřeními provedenými pomocí analogového formovače paprsku. Digitální formovač paprsků je implementován pomocí platformy NRCs Kermode, výpočetní blade založené na Virtex6. Přijímáme přístup založený na standardech, používáme tvarový faktor AdvancedTCA (ATCA) pro desku Kermode, rámování ANSI / VITA-49.0 pro veškerou komunikaci mezi čipy a čipy a hostiteli a formát AXI4-Stream pro všechny interní datové cesty. Systém Kermode lze rozšířit o standardní síťovou backplane ATCA, která podporuje až 128 vstupů s šířkou pásma přes 1 GHz.

Tato rozšířená schopnost bude nakonec použita k vyhodnocení výkonu plného 96prvkového AFAD PAF namontovaného na rektorovou anténu. Abychom tohoto cíle dosáhli, musíme dobře vyvinout systém digitalizátoru, který zvládne nejméně 96 prvků s šířkou pásma až 1,5 GHz na prvek. Představujeme přehled systému digitalizátoru v kontextu systému PAF beamformer a poskytujeme aktuální informace o dosavadním pokroku.

Na konci roku 2017 bylo dosaženo významného vylepšení dalekohledu APEX, což vyžaduje úplné odstranění nástrojů v kabině C. Do té doby byla kamera ArTeMiS v bezpečí v budově ALMA Operations Support Facility (OSF). Tuto reinstalaci jsme využili, abychom ještě více vylepšili optickou vazbu detektorů. Představujeme zde aktuální stav kamery.

Vzhledem k tomu, že provoz APEX je nyní zaručen do konce roku 2022, je naší perspektivou včas instalovat nové detektory vyvinuté v CEA / Léti v rámci vývoje R & ampD pro budoucí vesmírnou misi SPICA. Prezentovány jsou také detektory, které mají nové polarizační schopnosti.

V tomto článku popisujeme testování a instalaci nového a vylepšeného designu tepelně blokujícího filtru do přístroje a reportujeme výslednou změnu výkonu na základě údajů z prvních 12 měsíců vědeckého provozu s novými filtry. Prezentujeme také kombinované profily propustnosti filtru měřené in-situ s FTS-2.

200 ve frekvenčním rozsahu 186–324 GHz. Rozptýlené světlo je detekováno pomocí 2-D matic bolometrů snímače přechodové hrany. Přístroj je umístěn v kryostatu s uzavřeným cyklem 4K – 1K – 300mK. Spektrometry a detektory jsou chlazeny pomocí dvoustupňové chladničky 250/300 mK.

300) a vysoké rozlišení, (HR) (R

2000-11000). SAFARI poskytne bodovou zdrojovou spektroskopii s difrakčně omezenou schopností ve čtyřech spektrálních pásmech nad 34–230 mm a zorné pole (FoV) na obloze nad 2 „a časy 2“. Vzhledem ke složitosti optického designu přístroje SAFARI byl zvolen modulární design. Jsou definovány čtyři hlavní moduly: kalibrační modul (CS), vstupní optický modul (IOM), distribuce paprsků a režimů (BMDO) a mřížkové moduly (GM). Tato práce je zaměřena na poslední modul. Disperzní optické systémy neodmyslitelně vyžadují potřebu alokace objemu optického systému, protože tato skutečnost je nějakým způsobem úměrná vlnové délce a požadované rozlišovací schopnosti. Klíčovým prvkem v této optické modulární konstrukci jsou vzorkování obrazu a velikost prvků detektoru. Proces optimalizace byl proveden s ohledem na koncepční konstrukční parametry získané během této fáze, jako jsou ohniskové vzdálenosti kolimátoru a kamerové optiky, průměry a periody subsystému a AOI difrakčních mřížek.

6 m) clonové dalekohledy a budou umístěny v poušti Atacama v Chile. Tato práce je součástí řady článků studujících kalibraci, citlivost a systematické chyby pro SO. V tomto článku pojednáváme o současných snahách modelovat optické systematické efekty, o tom, jak byly použity k vedení návrhu přístroje SO a jak lze tyto studie použít k informování o návrhu přístroje o budoucích experimentech, jako je CMB-S4. Zatímco probíhají studie optické systematiky jak u dalekohledů s malou aperturou, tak u velkých apertur, omezujeme zaměření tohoto článku na zralejší design dalekohledu s velkou aperturou, pro který naše studie zahrnují: chyby ukazování, optické zkreslení, eliptičnost paprsku, cross-polar response , instrumentální polarizační rotace a různé formy snímání postranního laloku.

Zkoumáme pozorovací strategie pro malé (0,42 m) aperturní dalekohledy (SAT) a velké (6 m) aperturní dalekohledy (LAT). Studujeme strategie zaměřené na malé oblasti oblohy za účelem hledání inflačních gravitačních vln, stejně jako strategie pokrývající zhruba polovinu oblohy s nízkým popředím, abychom omezili efektivní počet relativistických druhů a měřili součet hmot neutrin pomocí signálu gravitační čočky kvůli velkému měřítku struktura. Představujeme tyto strategie konkrétně s ohledem na hardware dalekohledu a vědecké cíle SO, umístěné na 23 ° jižní šířky, 67,8 ° západní délky.

Pozorování v blízkosti Slunce a Měsíce mohou přinést další systematičnost tím, že dodají další energii do přístroje prostřednictvím postranních laloků dalekohledu. K významné kontaminaci postranního laloku v datech může docházet dokonce i v desítkách stupňů nebo více ze zdrojů světla. Proto uvádíme několik strategií, které implementují omezení vyhýbání se Slunci a Měsíci do plánování dalekohledu.

Strategie skenování mohou být také mocným nástrojem k diagnostice a zmírnění instrumentální systematiky, a to buď pomocí více skenů k průměrnému snížení systematičnosti, nebo poskytnutím nulových testů k diagnostice problémů. Diskutujeme o metodách kvantifikace schopnosti strategie pozorování k dosažení tohoto cíle.

Diskutovány jsou strategie řešení konfliktů mezi současně viditelnými poli. Zaměřujeme se na maximalizaci času dalekohledu stráveného na vědeckých pozorováních. Bude rovněž nutné naplánovat kalibrační měření, avšak to je nad rámec této práce. Výstupy této studie jsou algoritmy, které mohou generovat specifické plánovací příkazy pro přístroje Simons Observatory.

Průměr 700 mm) a čočky (

Polokulové čočky o průměru 5 mm v ohniskové rovině) používané v těchto systémech jsou vyrobeny z materiálů s vysokým indexem lomu (jako je křemík nebo amorfní oxid hlinitý), které odrážejí téměř třetinu dopadajícího záření. Aby se maximalizoval slabý signál CMB, který se dostává k detektorům, musí být čočky a čočky potaženy antireflexním materiálem (AR). Povlak AR musí maximalizovat přenos záření ve vědecky zajímavých pásmech a být kryogenně stabilní. Takový povlak byl vyvinut pro kameru třetí generace, SPT-3G, experimentu South Pole Telescope (SPT), ale materiály a techniky použité při vývoji jsou obecné pro AR povlaky pro optiku s vlnovými vlnami. Třívrstvý povlak AR na bázi polytetra-uoroetylenu je širokopásmový, levný a lze jej vyrobit pomocí jednoduchých nástrojů. Povlak je testován v terénu Prvky ohniskové roviny potažené AR byly nasazeny v australském létě 2016-2017 a reimagingová optika potažená AR byla nasazena v 2017-2018.

Popíšeme proces výroby niobových supravodivých induktorů a kvalifikační testy provedené v našem 300 mK kryogenním zařízení v INFN Pisa na PCB ve tvaru bumerangu hostujících LC řetězce a gradiometrické SQUIDy, které se chystají namontovat na zadní stranu SWIPE ohnisková letadla. Představen je vývoj teplé odečítané elektroniky spolu s firmwarem pro generování a odečítání předpěťového frekvenčního hřebene.

Napěťově předpjaté TES jsou čteny s Time Domain Multiplexing a bezprecedentním multiplexovacím (MUX) faktorem rovným 128. Tohoto MUX faktoru je dosaženo dvoustupňovým multiplexováním: tradičním využívajícím supravodivá kvantová interferenční zařízení (SQUID) při 1K nový SiGe aplikačně specifický integrovaný obvod (ASIC) při 60 K. První poskytuje faktor MUX 32, zatímco druhý poskytuje další 4. Každé pole TES se skládá z 256 detektorů a čte se čtyřmi moduly po 32 SQUID a dvěma ASIC. Vlastní software synchronizuje a spravuje činnost odečtu a detektoru, zatímco TES jsou vzorkovány při 780 Hz (rychlost 100 kHz / 128 MUX).

V této práci představujeme experimentální charakterizaci polí QUBIC TES a jejich multiplexování výstupního řetězce, včetně časové konstanty, kritické teploty a vlastností šumu.

Prozkoumáme dvě technologie magnetického stínění: kovy s vysokým a mu a supravodivé stínění. Vysoký a mu štít je krabička vyrobená z Amuneal A4K, slitiny určené pro vysokou propustnost při kryogenních teplotách. Geometrie skříně je polovina válce, která umožňuje současné testování stíněné a nestíněné odečítací elektroniky. Supravodivé stínění je kryt potažený NbN instalovaný kolem supravodivé filtrační sítě. S krabicí A4K jsme neviděli žádné zeslabení vazby na aplikované externí pole a štít NbN zesiluje tuto vazbu ve své současné implementaci. Zjistili jsme, že krabička A4K je účinná při izolaci určité vazby na magnetická pole, která je vlastní elektronice odečtu. Před hodnocením schopnosti izolace přeslechu štítu NbN je zapotřebí další testování, aby se odlišily sousední SQUID efekty od jiných intermodulových vazeb.

50 detektorových destiček, které SO bude pole, jsou spline profilované podavače, které nabízejí laditelnost mezi účinností vazby a kontrolou efektů úniku polarizace paprsku. Prezentujeme snahy o zvýšení produkce feedhornu pro SO a jejich životaschopnost pro budoucí experimenty CMB, včetně přímých obráběcích polí s kovovým feedhornem a laserového obrábění skládaných Si polí.


Slabý mladý sluneční paradox: Zjednodušený termodynamický přístup

2 Departamento de Formación Básica, Escuela Superior de Cómputo, Instituto Politécnico Nacional, Avenida Juan de Dios Batiz s / n. Esquina M. Othón de Mendizabal UP Adolfo López Mateos, 07738 Mexiko, DF, Mexiko

Abstraktní

Klasické modely Slunce naznačují, že energetický výkon v rané fázi jeho vývoje byl o 30 procent nižší než dnes. V této souvislosti samotná radiační rovnováha mezi Sluncem a Zemí nestačila k vysvětlení rané přítomnosti kapalné vody na zemském povrchu. Tato obtíž se nazývá slabý mladý sluneční paradox. Bylo vydáno mnoho návrhů, jak tento paradox vyřešit. V této práci navrhujeme zjednodušený termodynamický přístup v konečném čase, který popisuje vzduchové konvekční buňky v zemské atmosféře. Tento model zavádí dva atmosférické režimy termodynamického výkonu: první režim spočívající v maximalizaci výkonu konvekčních článků (režim maximálního výkonu) a druhý režim, který spočívá v maximalizaci funkčnosti představující dobrý kompromis mezi výkonem a výroba entropie (ekologický režim). V rámci předpokladů tohoto příliš zjednodušeného modelu uvádíme různé scénáře účinků albeda a skleníku, které se zdají realistické pro zachování tekuté vody na Zemi v rané fázi formování.

1. Úvod

Takzvaný slabý mladý paradox Slunce [1] je klíčovou nevýhodou v chápání časných podmínek Země i samotné historie Slunce [1, 2]. Takový paradox lze shrnout následovně: svítivost Slunce, přibližně před 4,5–3,8 gyru, byla přibližně 70–80 procent jeho současné hodnoty [1–7], což odpovídá pouze pozemským teplotám pod bodem mrazu vody . Jak je dobře známo, teplota povrchu Země je způsobena hlavně tokem slunečního záření, které přijímá, a interakcí záření s atmosférickými plyny. Ve skutečnosti má za následek radiační rovnováhu černého tělesa mezi mladým Sluncem a Zemí

[1], dostatečně nízká, aby udržovala zmrzlé velké části zemského povrchu do doby před 1–2 gyry [4]. Důkazy z několika nezávislých linií vyšetřování však naznačují, že Země si prakticky po celou dobu své historie udržovala povrchovou teplotu v rozmezí, ve kterém je voda kapalinou, což vyvolává otázku, jak tyto skutečnosti sladit. Mezi důkazy o dávných teplotách kapalné vody na zemském povrchu patří datování sedimentárních hornin, tj. Hornin položených pod vodou. Tyto horniny pocházejí nejméně ze 4 gyrů před současností (BP) [5–8]. Na druhé straně Cogley a Henderson-Sellers [9] na základě fosilních studií tvrdí, že k vysvětlení existence různých fosilií ve skalách s datem starším než 3,5 Gyr BP je nezbytná kapalná voda. V poslední době Watson a Harrison [10] studiem starověkých zirkonů ze západní Austrálie naznačují, že jejich výsledky potvrzují existenci mokrých podmínek minimálního tání při 4,55 až 4,0 Gyr BP. Dále naznačují, že Země se v této epochě usadila do vzorce tvorby kůry, eroze a recyklace sedimentů.

Bylo navrženo několik přístupů, jak se pokusit vyřešit slabý mladý paradox Slunce (FYSP) [1, 3–7, 11, 12]. Některá řešení obvykle zahrnovala vyšší množství skleníkových plynů než je tomu v současné atmosféře, aby se vyrovnalo chladnějšímu slunci, například zvýšené množství

[16]. V roce 2003 [4] navrhl Shaviv další řešení FYSP zvážením chladicího efektu, o kterém se předpokládá, že kosmické záření má na globální klima, a že mladší Slunce muselo mít silnější sluneční vítr (spojený s mírnou ztrátou hmotnosti), takže bylo účinnější zastavit kosmické paprsky v dosažení Země. Avšak Bada et al. [11] zdůraznili, že návrhy FYSP musí zahrnovat scénář s mechanismem tání kdysi zmrzlého oceánu. Navrhli, aby bolidové dopady před asi 4,0 až 3,6 roků gyra mohly epizodicky roztavit ledem pokrytý ranní oceán.

Jiný druh návrhů použil alternativní modely sluneční evoluce (AMSE) původně konstruované k vysvětlení anomálního vyčerpání lithia na Slunci a podobných hvězdách [5, 6, 17]. Tyto AMSE začleňují časnou ztrátu sluneční energie o 5–10 procent, což předpovídá vyšší časnou sluneční svítivost [5], které mají potenciál produkovat planetární teploty v rozmezí kapalné vody bez nutnosti velmi vysokých koncentrací [5]. Velmi nedávno Turck-Chièze et al. [18], na základě studie rotačního vnitřního profilu Slunce, prokázali, že magnetické pole bylo pravděpodobně přítomno v první fázi s povrchovou silnou aktivitou během prvních milionů let a s tím spojenou ztrátou hmotnosti. Tito autoři odhadují úbytek hmotnosti z pozorování mladých solárních analogů, který by mohl dosáhnout až 30 procent současné hmotnosti. I když tato fáze není dostatečně popsána, není vyloučeno, že počáteční svítivost by byla větší než výsledky standardního solárního modelu (SSM) [18]. Pokud jde o návrhy AMSE, ačkoli Gaidos et al. [6] pozorováním

Ursa Majoris, 300 milionů let stará hvězda sluneční hmoty (pravděpodobný analog raného Slunce) stanovila horní hranici míry úbytku hmotnosti, která možná vylučuje AMSE jako řešení FYSP, nedávné výsledky Turck-Chièze et al. [18] posílit proveditelnost modelů AMSE.

Většina předchozích řešení navrhovaných FYSP čelila určité formě rozporů nebo velké nejistoty, ať už z geologických údajů o atmosférických podmínkách nebo z atmosférického modelování [12]. Například velmi vysoké starověké koncentrace se mohou ukázat jako neslučitelné s odvozenými rychlostmi zvětrávání. Jak tedy Graedel a kol. [5] tvrdí, že zavedení vysokých koncentrací v prekambrických klimatických modelech je v souladu s teplotním záznamem, ale není to požadováno. Na druhou stranu Hessler et al. [19] analyzovali povětrnostní kůry na říčních štěrcích z doby 3,2 Gyr, což naznačuje spodní hranici parciálního tlaku v atmosféře pouze na několikanásobek současné hodnoty, což je o dva řády méně, než je nutné k udržení povrchové teploty Země nad zmrazení. Pokud jde o vysoké koncentrace [3, 15], Shaviv [4] tvrdí, že i když to není nemožné, není snadné zabránit nevratnému fotolyzování do a [20]. Shaviv také navrhuje, že řešení vyžaduje dlouhou dobu pobytu metanu v atmosféře a pravděpodobnou dominanci methanogenních bakterií, a dochází k závěru, že tento typ řešení nelze v tomto okamžiku ani vyloučit, ani dokázat.

Nedávno von Paris et al. [12] znovu zvážili úlohu oteplování rané Země. Došli k závěru, že množství potřebné k ohřátí povrchu rané Země mohlo být nadhodnoceno předchozími studiemi. K získání koncentrací kompatibilních s množstvím odvozeným ze studií sedimentů použili velmi podrobný jednorozměrný radiačně-konvektivní model založený na několika klimatických modelech.

Stručně řečeno, existuje řada možných řešení FYSP vycházejících z odlišných přístupů, tj. Zřetelných návrhů, které dávají teploty kapalné vody pro povrch rané Země.

V této práci také získáváme teploty kapaliny a vody pomocí zjednodušeného termodynamického modelu v konečném čase bez nutnosti vysokých koncentrací skleníkových plynů. Tento přístup je založen na vysoce idealizovaném modelu, jehož cílem není poskytnout kvantitativně přesný nebo fyzicky úplný popis FYSP, tj. Jde o model hračky v klasifikaci Randalla a Wielickiho pro modely ve vědách o atmosféře [21]. Je nutné zdůraznit, že konvektivní buňky našeho modelu (jako v GZ-modelu [22]) jsou pouze virtuální buňky, které se pokoušejí poskytnout termodynamicky ekvivalentní schéma skutečné konvekce pomocí zohlednění globálních termodynamických omezení energetických toků . Musíme však zmínit, že další zjednodušené modely lze najít v knihách o klimatické dynamice [23]. Těmito přístupy mohou být modely 0D založené na změně opacity a počtu účinných vrstev atmosféry, které kompenzují i ​​velmi velké změny solární konstanty, aby se udržela konstantní povrchová teplota. Podívejte se například na cvičení s sebou domů

z klasického textu Hartmanna [23], kde se FYSP zvyšuje z hlediska výpočtu skleníkového efektu, což vede k velmi vysokému normalizovanému skleníkovému koeficientu (kolem

). Tento výsledek odpovídá scénáři, který není v souladu s geologickými důkazy [12, 24]. Tato práce je uspořádána následovně. V oddíle 2 uvádíme krátký přehled některých základních pojmů termodynamiky v konečném čase (FTT) v oddíle 3, jednoduchý model větrné energie jako solárního tepelného motoru je popsán v oddíle 4, přístup FTT k FYSP je konečně navržen v oddíle 5, uvádíme několik závěrečných poznámek.

2. Termodynamika v konečném čase

Během posledních desetiletí termodynamika v konečném čase rozšířila své aplikace do mnoha oblastí [26–32]. Stejně jako raná klasická termodynamika v 19. století, počínaje studiem tepelných motorů, brzy dosáhla prakticky všech makroskopických systémů, FTT pokračovala v přijímání mnoha problémů, kde produkce entropie globálních procesů hraje nevyhnutelnou roli. Například v typickém modelu tepelného motoru FTT je celá produkce entropie připisována pouze vazbě mezi pracovní látkou a jejím okolím a je povoleno, aby pracovní tekutina procházela pouze reverzibilními transformacemi. Tento přístup se nazývá hypotéza endoreversibility (EH) [33]. Pomocí této hypotézy bylo možné stanovit realistické hranice nevratných procesů, které probíhají v konečném čase. V metodice FTT se obvykle počítá extrém nebo optimum termodynamicky významné proměnné nebo funkční [22]. Nedávno Fischer a Hoffmann [34] ukázali, že jednoduchý endoreverzibilní model (takzvaný Novikovův motor) může reprodukovat složité chování motoru kvantitativní dynamické simulace Ottoova motoru, mimo jiné včetně účinků ztrát způsobených teplem vedení, ztráty výfukem a ztráty třením. Na druhou stranu Curto-Risso et al. [35] publikovali model FTT také pro nevratný Ottův cyklus vhodný k reprodukci výsledků výkonu velmi propracovaného dynamického modelu skutečného zážehového tepelného motoru, včetně procesu šíření turbulentního plamene, překrývajících se ventilů, přenosu tepla přes válcové stěny a podrobnou analýzu příslušných chemických reakcí. V těchto dvou článcích je ilustrován duch DFT, který zdůrazňuje přednosti a omezení této metodiky. V těchto článcích je však nade vší pochybnost ukázána užitečnost modelů FTT. Ve skutečnosti můžeme tvrdit, že duch FTT je souběžný s duchem karnotovské termodynamiky ve smyslu hledání určitého druhu limitů pro termodynamické proměnné a funkcionály. Například v roce 1975 publikovali Curzon a Ahlborn (dále jen CA) [36] článek, kde navrhli druh Carnotova cyklu, který produkuje entropii pouze díky nevratnému newtonovskému přenosu tepla mezi dvěma tepelnými zásobníky při absolutních teplotách a

a dvě izotermické větve pracovní tekutiny při teplotách

a (viz obrázek 1) dané & # 13

& # 13 kde a jsou tepelné vodivosti materiálů, které oddělují zásobníky od pracovní látky, a jsou to tepelné toky za jednotku času. Tímto způsobem CA navrhla nevratný globální model s

ale vnitřně reverzibilní (EH). Integrací (1) získala CA periodu cyklu

a proto měli cyklus s nenulovou silou, na rozdíl od reverzibilního Carnotova cyklu s nulovou entropií i produkcí energie. U zmíněného modelu cyklu CA maximalizovala výstupní výkon a zjistila, že účinnost za podmínek maximálního výkonu je vyjádřena & # 13


Existují zjednodušené rovnice M-L, M-R a doživotní pro hvězdy jiné než hlavní posloupnosti? - Astronomie

6000 pro vidění limitu), spektropolarimetrie a Fabry-Perotova zobrazovací spektroskopie (R.

320-9 000). Časem vyřešené studie jsou důležitým aspektem celkových vědeckých faktorů SALT a bylo vyvinuto zvláštní úsilí, aby byla zajištěna schopnost běžet

10 Hz, s minimální mrtvou dobou, s využitím CCD pro přenos snímků. Nakonec představíme design a stav vláknového echelle spektrografu s vysokým rozlišením, SALTHRS, posledního z přístrojů „první generace“ SALT.

0,40 oblouku). Fotoaparát f / 4 používá 6palcové odrazné mřížky k získání spektroskopie při různých rozlišeních od R = 1350-9375. Fotoaparát f / 2 používá tři 6palcové mřížky k dosažení rozlišení R = 450, 600 a 900 na větších pole. Běžně jsme řezali stovky štěrbin ve štěrbinových maskách z nerezové oceli s kulovým pláštěm o průměru 30 palců pomocí komerčního laserového systému. Postupy zarovnání pro pozorování jsou jednoduché a efektivní, obvykle vyžadují 5-10 minut na nastavení. IMACS - neobvykle všestranný nástroj - zahrnuje IFU postavený na Durham University se dvěma otvory 5 "x 8" (f / 2) nebo 4 "x 7" (f / 4), každý vzorkovaný 1000 optickými vlákny. Režim Multi-Object Echelle, který může získat 10-15 plných vlnových délek R = 20000 spekter, byl plně otestován a nyní zahájil pravidelný provoz. Laditelný filtr Maryland-Magellan (MMTF) byl testován v laboratoři a bude uveden do provozu v červnu 2006. Na začátku roku 2007 bude připravena pro testování Gladder's Image-Slicing Multislit Option (GISMO) a druhá CCD kamera Mosaic - což zjednoduší operace, zvýšit citlivost a umožnit rychlý přístup k režimům f / 2 i f / 4 - je ve výstavbě. Podáváme zprávy o výzvách v oblasti designu, které představují a kterým čelí rozmanitost provozních režimů a přísné požadavky na výkon. Popíšeme některé problémy, s nimiž jsme se setkali v posledních dvou letech, když jsme do Magellanovy observatoře dostali takový složitý multimódový nástroj.

3000. MUSE spojuje objevovací potenciál velkého zobrazovacího zařízení s měřicími schopnostmi vysoce kvalitního spektrografu, přičemž využívá výhody zvýšeného prostorového rozlišení poskytovaného adaptivní optikou. Díky tomu je MUSE jedinečným a nesmírně výkonným nástrojem pro objevování a charakterizaci objektů, které leží mimo dosah i těch nejhlubších obrazových průzkumů. MUSE má také režim vysokého prostorového rozlišení se zorným polem 7,5x7,5 arcsec 2 vzorkované při 25 milli-arcsec. V tomto režimu by měl být MUSE schopen získat difrakčně omezené datové kostky v rozsahu vlnových délek 0,6-0,93 μm. Ačkoli byl design MUSE optimalizován pro studium formování a evoluce galaxií, má širokou škálu možných aplikací, např. monitorování atmosféry vnějších planet, prostředí mladých hvězdných objektů, superhmotných černých děr a aktivních jader v blízkých galaxiích nebo masivní spektroskopické průzkumy hvězdných polí v Mléčné dráze a blízkých galaxiích.

0,95 - 2,32 μm) pomocí duální zobrazovací kamery (IRDIS) a integrálního polního spektrografu (IFS) a ve viditelném stavu pomocí rychle modulační polarizační kamery (ZIMPOL). Přístroj využívá systém kompenzace turbulencí extrémní AO, korekci sklonu a ohniskové roviny a interferenční koronografy.Stručně popíšeme vědecké cíle nástroje a odvodíme požadavky nejvyšší úrovně. Je představena architektura systému, včetně stručných popisů každého z hlavních subsystémů. Očekávaný výkon je popsán pomocí end-to-end simulací a je představen semi-analytický nástroj pro odhad výkonu pro analýzu citlivosti na úrovni systému.

15 "pole. Přístroj byl od základu navržen s velkou hloubkou a rychlým odečtem termálního infračerveného záření (

3_5μm) Detektor InSb 320 x 256 pixelů, chlazená optika a přidružené masky ohniskové roviny a zornice (s možností koronografu) pro minimalizaci tepelného pozadí a maximalizaci propustnosti. Ve spojení s nízkým tepelným pozadím adaptivního sekundárního systému AO (dva teplé odrazy) MMT je tento nástroj v jedinečné pozici pro zobrazování blízkých teplých planet, které jsou nejjasnější v atmosférických oknech pásma L 'a M. Představujeme současný stav tohoto nedávno spuštěného nástroje, který fungoval výjimečně během prvního světla. Citlivost našich přístrojů je impozantní a je omezena na pozadí oblohy: za hodinu integrace získáváme detekční limit pásma L & 5 ​​& # 963 o velikosti 17,0

80%) a limit pásma M 14,5 (Strehl

90%). Naše citlivost v pásmu M je nižší kvůli nárůstu pozadí tepelné oblohy. Tyto citlivosti se promítají do nalezení relativně mladých planet pětkrát hmotnější než Jupiter (M.Jup) na 10 ks během několika AU od hvězdy. V současné době probíhá velký průzkum Clio blízkých hvězdných systémů, včetně hledání planet kolem hvězd slunečního typu, trpaslíků M a bílých trpaslíků. I s nulovým výsledkem můžeme na modely distribuce planet umístit silná omezení.

140 - 1200) v pásmových propustích 4,9 - 8,1 mikronů, 8,0 - 13,3 mikronů, 17,1 - 28,1 mikronů a 28,6 - 37,4 mikronů. FORCAST viděl první světlo na 200 palcovém dalekohledu Palomar. Bude k dispozici pro astronomická pozorování a testování zařízení při prvním letu SOFIA.

110 K. Při výběru režimu MOS manipulátor vytáhne z karuselu štěrbinovou masku do hlavního dewar MOIRCS a nastaví ji správně na ohnisko Cassegrain. Kolotoč je uzavřen uzavíracím šoupátkem, takže jej lze nezávisle zahřát a ochladit a během dne si vyměnit sady štěrbinové masky. Testovali jsme různé konfigurace 30 nebo více pozic s více štěrbinami v různých polích oblohy a zjistili jsme, že cíle jsou padány do středů štěrbin nebo vodicích otvorů v rozptylu asi 0,3 pixelu (0, "03). MOIRCS byl otevřen běžné použití speciálně pro zobrazovací pozorování od února 2006. Funkce MOS bude k dispozici v srpnu příštího roku.

3000 přes celý pásmový propust spektrografu. FLAMINGOS-2 je také kompatibilní se systémem adaptivní optiky Gemini Multi-Conjugate, který poskytuje víceobjektové spektroskopické schopnosti v poli 3 × 1 oblouku s vysokým prostorovým rozlišením (0,09 oblouku / pixel). Přezkoumáme návrhy optických, mechanických, elektronických, softwarových a subsystémů WaveFront Sensor na přístroji. Představujeme také aktuální stav projektu, který je v současné době ve finálním testování v polovině roku 2006.

400 a dokončení 0,75-2,5 μm pokrytí. Díky tomu je velmi univerzálním běžným uživatelským nástrojem, který bude trvale namontován a bude k dispozici na ohniskách Nasmyth-B v Telescopio Nazionale Galileo (TNG) umístěných na observatoři Roque de Los Muchachos (ORM) ve španělské La Palmě. Projekt je zrychlený a spoléhá se na dobře známé, relativně standardní technologie. Byl uznán jako jeden z nejdůležitějších instrumentálních projektů INAF (italský národní astronomický institut) a první financování studie fáze A získal v říjnu 2003. Zahájení integrace v laboratoři je plánováno do konce roku 2006 , uvedení do provozu u dalekohledu se předpokládá v roce 2007 a vědecké operace v roce 2008. Jedním z nejdůležitějších vědeckých cílů je hledání skalních planet s obyvatelnými podmínkami kolem hvězd s nízkou hmotností. Pokud bude GIANO dokončeno včas, bude prvním a jediným IR přístrojem fungujícím na celém světě, který poskytuje kombinaci účinnosti, spektrálního rozlišení, pokrytí vlnovými délkami a stability nezbytnou pro tento typ výzkumu. Díky své jedinečné kombinaci režimů vysokého a nízkého rozlišení bude GIANO také velmi flexibilním nástrojem pro běžné uživatele, který je ideální např. pro kvantitativní spektroskopii hnědých trpaslíků, hvězd a hvězdných hvězd, jakož i pro stanovení distribuce spektrální energie slabých / červených objektů, jako jsou galaxie s vysokým červeným posuvem. Očekávané mezní veličiny jsou takové, že GIANO bude schopno poskytovat kvalitní HR spektra jakéhokoli objektu 2MASS a LR spektra jakéhokoli objektu zjištěného při velkoplošném průzkumu UKIDSS.

3 m / s pro trpaslíka J = 9 M5V za 15 minut v dalekohledu APO 3,5 m.

1700 při vysokém rozlišení a R

900 při nízkém rozlišení. Toto rozlišení je lepší než u spektrometrů IRAS, ISO nebo KAO a pokrývá spektrální režim, který Spitzerův kosmický dalekohled nepřijal. Při použití na SOFIA umožní spektroskopický režim FLITECAM astronomické zkoumání funkcí blízkého infračerveného záření při nízkém nadloží vodní páry. Grismový spektroskopický režim byl demonstrován na 120palcovém dalekohledu Shane na observatoři Lick pozorováním sledovaných astronomických cílů, zejména funkce PAH v 3,3 mikronech v oblastech HII a mladých planetárních mlhovinách.

5 vedených režimů se kvalitativně liší od jednovidových vláken a sdílí řadu výhodných charakteristik vícevláknových vláken.

Stanice f / 2 prime-focus představuje výzvu pro normální koncepty polohování vláken. Řešení obvykle zahrnují zavedení limitů na hlídkové pole každého vlákna. Pomocí tohoto zjednodušení je navržen nový koncept, který přesouvá objekty na pevnou řadu vláken, spíše než přesouvat vlákno samotné. Takové schéma může zjednodušit výrobní a montážní procesy a může vyústit v robustnější řešení kompatibilní s náročným prostředím primárního zaměření. Popíšeme koncept POSM a představíme počáteční opto-mechanické uspořádání.

2008. SOFIA zahájí provoz v roce 2008 a bude mít provozní životnost

20 let. Z výšek letadel bude možné pokrýt širokou škálu vlnových délek, zejména v kritickém pásmu 5–9 mikronů, kde detekce astrobiologicky zajímavých molekul má klíčové spektrální podpisy, které nejsou přístupné ze země. Sada grismů FORCAST se skládá ze šesti grism: čtyři monolitické Si grism a dva KRS-5 grism. Tato zařízení umožňují spektroskopické režimy s dlouhým rozříznutím a nízkým rozlišením (R = 100–300) a krátkým rozříznutím a křížovou disperzí ve vysokém rozlišení (R = 800–1200) na vybraných vlnových délkách ve spektrálním rozsahu 5–40 & # 956 m a umožnit pozorovacím programům shromažďovat jak obrazy, tak spektra v jednom letu SOFIA. Křemíkové mřížky ukazují novou rodinu disperzních prvků s dobrým optickým výkonem pro spektroskopii od 1,2 do 8 a # 956 metrů a dále od 18 a # 956 metrů. Poté, co SOFIA letí, režimy grism ve FORCASTu doplní další nástroje první generace na SOFIA a poskytnou schopnost sledování jasných zdrojů pozorovaných pomocí Infrared Spectrograph (IRS) na Spitzeru. Tento článek zdůrazňuje design sady grismů pro FORCAST a současný laboratorní kryogenní výkon křemíkových grismů.

10 čoček, což poskytuje potenciální zvýšení efektivity

20% a také výrazný nárůst kompaktnosti. K dispozici jsou nové systémy potlačení OH založené na technologiích ze světa fotoniky, které mohou nakonec umožnit snížit jas blízké IR oblohy o 2 až 4 velikosti, v závislosti na vlnové délce. Potenciální výkon ELT s potlačením OH je podobný při zobrazování a výrazně vyšší ve spektroskopii než JWST.

0,15 ", 80% obklopená energie) s pouhými čtyřmi prvky kolimátoru a pěti prvky kamery. Průměr kolimovaného paprsku je 300 mm a detektor je pole 6K na 10K. Spektrograf bude používat výměnné štěrbinové masky a sortiment VPH a konvenčních Mřížky s povrchovým reliéfem. Každé z celých pásem J, H nebo K lze pozorovat s rozlišením 3000. Vědecký potenciál adaptivní optiky pozemní vrstvy (GLAO) využívající souhvězdí sodíkových laserových vodicích hvězd se zdá být velmi vysoký v blízké infračervené záření. Simulace naznačují, že 0,2 "FWHM snímků lze dosáhnout v celém zorném poli spektrografu 7 'x 7'. Popíšeme design systému GLAO s univerzálním opto-mechanickým designem, který umožňuje rychlý přechod mezi GLAO a pozorováním omezeným na vidění.

5% se čtyřmi doplňkovými technikami. V průzkumu budou použity nové 3 čtvereční stupně. mozaiková kamera (DECam) namontovaná na hlavní ohnisko dalekohledu Blanco 4m v Mezinárodní observatoři Cerro-Tololo (CTIO). DECam obsahuje velkou mozaikovou kameru, pětičlenný optický korektor, čtyři filtry (g, r, i, z) a přidruženou infrastrukturu pro provoz v kleci s primárním ohniskem. Ohnisková rovina se skládá z 62 2K x 4K CCD modulů (0,27 "/ pixel) uspořádaných do šestiúhelníku vepsaných do zorného pole o průměru 2,2 stupně. Plánujeme použít 250 mikrony silné plně vyčerpané CCD, které byly vyvinuty na Lawrence Berkeley National Laboratory (LBNL). Ve Fermilab zřídíme továrnu na obaly na výrobu čtyřstranných buttabilních modulů pro zařízení LBNL a na testování a hodnocení CCD. Probíhá výzkum a vývoj a je plánována dodávka DECam do CTIO. pro rok 2009.

4-6krát lepší než to, čeho bylo dosaženo stávajícími MCC.

70%. Přístroj produkuje 292 spekter současně ve dvou kanálech pokrývajících pásmovou propust 390 Zobrazit abstrakt

30 čtverečních obloukových minut na pozorování, které poskytuje integrovanou spektroskopii pole od 340 do 570 nm současně z 35 670 prostorových prvků, každá 1 čtvereční oblouková sekunda na obloze. To odpovídá 15 milionům prvků rozlišení na expozici. VIRUS-145 bude namontován na dalekohled Hobby-Eberly a napájen novým širokoúhlým korektorem se zorným polem o průměru 22 úhlových minut. VIRUS představuje nový přístup k designu spektrografů a nabízí výhodu vědeckého multiplexu obrovského pokrytí oblohy pro integrální polní spektrograf spolu s výhodou technického multiplexu> 100 spektrografů tvořících celek. VIRUS je navržen pro Hobby-Eberly Telescope Dark Energy Experiment (HETDEX), který bude používat baryonické akustické oscilace otisknuté do rozsáhlé distribuce galaxií emitujících Lyman & # 945 k zajištění jedinečných omezení historie expanze vesmíru, která mohou omezovat vlastnosti temné energie.

200, spektroskopie. U přechodných jevů usnadní rychlá rychlost otáčení dalekohledu 10 ° / sekundu získávání dat o jakémkoli cíli do jedné minuty od přijetí oznámení. U umělých cílů pomůže simultánní dvoubarevné zobrazování při jedinečných stanoveních a monitorování celkového stavu. SIRVIS má dva kanály, kryogenní NIR kanál pokrývající 0,85-2,5 & # 956 m při 0,27 arcsec / pixel a viditelný kanál okolního tlaku a teploty pokrývající 0,39-1,0 & # 956m při 0,15 arcsec / pixel. Paprsek je rozdělen kryogenním, červeně procházejícím dichroickým zrcadlem umístěným mezi ohniskovou rovinou dalekohledu a příslušnými kolimátory. Oba kanály používají refrakční optiku. Přístroj je navržen tak, aby zpočátku fázoval ve viditelném kanálu, poté v kanálu NIR a snadno vyhověl upgradům. Pro odčítání oblohy kývl dalekohled mezi 30-60 sekundovými NIR integracemi. Dlouhé viditelné integrace jsou možné díky posunu náboje CCD v synchronizaci s kývnutím.

100 000) IR spektrograf na VLT. Prezentujeme také první výsledky kalibrace z laboratorního testování CRIRES. Nově zavedené standardy vlnových délek budou v budoucnu k dispozici také pro X-shooter a další spektrografy. Měření variace spektra lamp Th-Ar jako funkce provozního proudu nám umožňují optimalizovat spektrální výstup z hlediska relativní intenzity a hustoty čar pro provoz na dalekohledu. Protože intenzity vedení Th a Ar vykazují odlišnou odezvu s ohledem na pracovní proud, lze tato měření použít jako diagnostický nástroj pro rozlišení plynových a kovových vedení. Naše zjištění ukazují, že lampy Th-Ar slibují, že se stanou standardním zdrojem pro kalibraci vlnových délek v blízké infračervené astronomii.

20), který pracuje v blízké infračervené oblasti (0,95–1,35 & # 956 m), ideální rozsah vlnových délek pro pozemní detekci planetárních prvků. Jeho cílem je potlačit skvrnu na kontrast 10 7 s cílem 10 8 a současně poskytnout spektrální informace v zorném poli asi 1,5 × 1,5 arcsekců 2 v blízkosti cílové hvězdy. V tomto článku popisujeme celkovou koncepci návrhu IFS.

4000), navržený pro použití ve spojení se systémem adaptivní optiky laserového vedení Palomar (PALAO a jeho plánovanou modernizací PALM-3000). Staví na dvou nedávných novinkách (i) zlepšená schopnost systémů adaptivní optiky druhé generace korigovat atmosférické turbulence na vlnových délkách menších nebo rovných 1 & # 956 m mikronů a (ii) dostupnost detektorů CCD pole s vysokou kvantovou účinností při velmi červené vlnové délky (blízko okraje silikonového pásma). V kombinaci s nejmodernějším designem integrální polní jednotky pomocí celoskleněného obrazového kráječe poskytuje design SWIFT velmi vysokou propustnost a nízké rozptýlené světlo. SWIFT současně poskytuje spektra

4 000 prostorových prvků uspořádaných do obdélníkového zorného pole 44 × 89 pixelů. Má tři průběžné volitelné pixelové stupnice 0,24 ", 0,16" a 0,08 '. První světlo se očekává na jaře 2008.

70000 křížově dispergovaný režim a MCAO napájený téměř difrakčně omezený R

Režim 30000 více objektů do jediného kompaktního přístroje pracujícího v rozsahu 1 - 5 a # 956 metrů. Koncept HRNIRS byl vyvinut v reakci na návrhy vydané v rámci procesu Aspen instrument od Gemini. Zde přezkoumáme vědecké ovladače a klíčové funkční požadavky. Uvádíme obecný přehled přístroje a odhadujeme mezní výkon.

1,5 × 1,0 m hliníková lavice. Primárním cílem projektu je dosáhnout nejvyšší možné kvality obrazu a spektrální stability nezbytné pro přesná měření radiální rychlosti. Přístroj také zahrnuje další režimy pozorování, které se získají vložením plochého zrcadla nebo hranolu do různých poloh optické dráhy. Této flexibility je dosaženo bez ovlivnění stability a výkonu primárního režimu s vysokým rozlišením. Popíšeme zde kryo-mechanický design, který byl optimalizován pro tyto účely.

70000 se štěrbinou 0,4 oblouku na vlnové délce až o oktávu, čímž pokrývá většinu oken JHK nebo LM jediným pozorováním. V tomto režimu spektrograf přijímá vstup f / 16 Gemini omezený na malé pole. Integrovaný modulátor a polarizátor umožňují HRNIRS měřit lineární i kruhovou polarizaci. Druhým režimem je středně vysoké rozlišení (R.

30000) spektrograf pozorující více objektů současně v poli 2 arcmin napájených paprskem f / 33.2 Gemini MCAO. V tomto článku probereme úvahy o optickém designu, představíme výsledný design a ukážeme, že předpokládaný výkon splňuje požadavky na design.

70000 křížově dispergovaný režim a MCAO-krmený téměř difrakčně omezeným R

20000 víceobjektový režim do jednoho kompaktního přístroje pracujícího v rozsahu 0,9-5,5 & # 956 m. Popíšeme mechanické provedení a zdůrazníme náročné konstrukční požadavky a způsob, jakým byly splněny. Klíčovým prvkem filozofie designu byl přístup k vývoji optického a mechanického designu ve shodě s využitím osvědčených pracovních konceptů z Gemini Near Infra-Red Spectrograph. Liang a kol. poskytuje podrobnou diskusi o optickém designu, Hinkle a kol. popisuje vědecké případy a požadavky i obecný přehled a Eikenberry a kol. popisuje aspekty systémového inženýrství a výkonu HRNIRS.

1300 spekter v zorném poli 16x33 oblouků na ohnisku Cassegrain f / 15 4metrového dalekohledu KPNO nebo 6x12 oblouků v zorném poli ohnisek Nasmyth nebo Bent Cassegrain v Gran Telescopio Canarias 10.4 -metrový dalekohled. FISICA toho dosahuje pomocí tří sad „monolitických“ napájených zrcadlových polí, z nichž každá má 22 zrcadlených povrchů rozřezaných na jeden kus hliníku. Přezkoumáme optický a opto-mechanický design a výrobu FISICA, stejně jako výsledky laboratorních testů FISICA integrovaných s přístrojem FLAMINGOS. Na závěr uvádíme výsledky výkonu pozorování pomocí FISICA na dalekohledu KPNO 4 m a srovnání výkonu FISICA s jinými dostupnými IFU na dalekohledech třídy 4 m až 8 m.

1700, respektive 900. FLITECAM byl částečně uveden do provozu u 3m Shaneova dalekohledu Lick Observatory, kde optika f / 17 tohoto dalekohledu poskytuje téměř stejné měřítko desek jako SOFIA. Byly předvedeny požadavky na astronomické pozorování (skripty) a potrubí redukce dat v reálném čase (DRP) pro vzorky barevného obrazu. Je znázorněn výkon přístroje během pozemních zkoušek.

800 a světlá clona 60 mm a bude napájena systémem adaptivní optiky Multi-Conjugate dalekohledu. Systém je navržen tak, aby prováděl ultrahlubké hledání zdrojů „prvního světla“ při rudých posunech z = 7-10 pomocí gravitační čočky v popředí. Tento článek popisuje předběžnou charakterizaci a očekávaný výkon F2T2.

140, 250 při použití v nízkém pořadí se štěrbinou 3 arcseconds. Ilustrujeme aspekty výroby a testování během vývoje grismu a shrnujeme výkon mřížek při vlnových délkách blízkých a středních IR. Tyto mřížky se spoléhají na postupy, které lze použít pro skromné ​​velikosti (

10 cm) silikonové kousky, čímž poskytuje disperzní prvky s dobrým optickým výkonem a energetickými produkty s velkým rozlišením šířky štěrbiny od 1,2 do 8,1 & # 956 ma nad 17 & # 956 m.

V tomto poli lze současně přistupovat k průměru 2 oblouku. IRMOS poskytuje spektroskopii integrálního pole omezenou téměř difrakcí přes pásmovou propust 0,8-2,5 μm na R

1 000–20 000 pro každé cílové pole. Poskytujeme krátké shrnutí vědeckých případů Design Reference pro IRMOS. Poté představíme přehled základního návrhu nástroje IRMOS.