Astronomía

¿Cuál es el significado de la resolución de la velocidad en las observaciones de líneas espectrales que utilizan interferometría de radio?

¿Cuál es el significado de la resolución de la velocidad en las observaciones de líneas espectrales que utilizan interferometría de radio?


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Siempre he tenido problemas para conceptualizar el término "resolución de velocidad" en las observaciones espectrales. En principio, es sencillo de calcular. Por ejemplo, se puede tomar el ancho espectral y dividirlo por el número de canales. es decir. Una ventana de 16 MHz de ancho con 4096 canales produce una resolución de velocidad de canal de 3,906 kHz. Para una observación centrada en la línea espectral H1, obtenemos 0,82 km / s / canal utilizando la velocidad de la luz y la energía del fotón en la línea H1 de 21 cm ~ 1,42 Hz.

Entonces, ¿por qué hay una "velocidad" definida en el término de resolución? Entiendo que dimensionalmente proviene de la velocidad de la luz, pero ¿qué significa la velocidad final? ¿Tiene algo que ver con cómo se mueve la fuente (es decir, el objeto de interés se mueve) con respecto al observador? ¿Es mejor tener una resolución de velocidad mayor o menor o depende? En general, ¿por qué es importante el valor? ¡Gracias por adelantado!


Versión corta: la resolución de velocidad es la velocidad más pequeña diferencia puede medir entre dos objetos en movimiento, utilizando un espectro dado.

Más detalles:

Como probablemente sepa (basado en su uso implícito de la fórmula en su pregunta), podemos medir velocidades usando el desplazamiento Doppler. Para hacer eso, necesitamos medir una característica (una línea de absorción o emisión) en el espectro de un objeto, y luego determinar cuánto se desvía de la longitud de onda o frecuencia de "reposo" conocida.

Ahora imagina que hay dos nubes de gas a lo largo de la línea de visión cuando tomas un espectro, ambas emitiendo luz en alguna línea espectral. (Esto es bastante común cuando se observa hidrógeno neutro en el plano de la Vía Láctea, por ejemplo). Si tienen la misma velocidad, entonces sus espectros de emisión estarán exactamente uno encima del otro y no podrá ver que hay dos nubes ahí. Si tienen velocidades ligeramente diferentes, los diferentes cambios Doppler de las dos líneas les darán longitudes de onda ligeramente diferentes. Puedes medir las dos velocidades diferentes Si el cambio entre ellos es mayor que la resolución de su espectrógrafo, es decir, si el ancho finito de las características espectrales impuestas por su óptica y detector no las difumina demasiado.

Probablemente pueda ver en esto que una resolución de velocidad menor es mejor. Una resolución de 1 km / s significa que puede distinguir características tan cercanas como eso, mientras que 10 km / s significa que una diferencia de 1 km / s en dos características sería indetectable. Es similar a la resolución espacial en este sentido. Una resolución espacial de 1 segundo de arco es mejor que una resolución de 10 segundos de arco, ya que significa que puede distinguir detalles más finos.

Tenga en cuenta que una resolución de velocidad dada no no significa que esa es la velocidad de desplazamiento Doppler más pequeña que puede medir para un solo objeto. Esto se debe a que generalmente puede encontrar la longitud de onda central de una característica espectral determinada (que es lo que necesita para una medición de desplazamiento Doppler) con mucha precisión, incluso si la característica es amplia. Por ejemplo, los espectrógrafos utilizados para medir velocidades radiales en búsquedas de planetas extrasolares (por ejemplo, HARPS) suelen tener una resolución espectral del orden de 1 parte en 100.000, es decir, la resolución es 1 / 100.000 de la longitud de onda de observación. Si pones eso en la fórmula de desplazamiento Doppler, eso se traduce en una resolución de velocidad de 1 / 100.000 de la velocidad de la luz, o aproximadamente 3 km / s. Sin embargo, esos instrumentos miden rutinariamente las velocidades de unos pocos metros por segundo, que es 1.000 veces menor que su resolución de velocidad nominal.

Como nota técnica final, en su pregunta calculó el ancho de velocidad de un canal en el espectro, pero la resolución de velocidad sería dos veces mayor que esto, debido a la necesidad de que Nyquist muestrea el espectro. Una forma de pensar en eso sería imaginar una serie de características espectrales que estuvieran separadas exactamente por el ancho de velocidad de un canal. Si ese fuera el caso, entonces cada canal tendría una función y su espectro simplemente parecería plano. (Incluso si solo tuviera dos características en canales consecutivos, se combinarían para aparecer como una.) Pero si las características estuvieran separadas por el doble de esa velocidad, entonces solo todos los demás canales tendrían una característica y podría ver que hay características distintas. allí. Por lo tanto, la resolución espectral es siempre al menos el doble del ancho de su canal, pero otras partes de su instrumentación podrían limitarla para que sea más grande que eso.


Línea espectral

A línea espectral es como una huella digital que se puede utilizar para identificar los átomos, elementos o moléculas presentes en una estrella, galaxia o nube de gas interestelar. Si separamos la luz entrante de una fuente celeste usando un prisma, a menudo veremos un espectro de colores cruzado con líneas discretas.

Línea espectrals
Los átomos y las moléculas pueden emitir y absorber radiación en distintas longitudes de onda, provocando la aparición de línea espectrals.

Varias series diferentes de línea espectralSe muestran s, correspondientes a las transiciones de electrones desde o hacia ciertas órbitas permitidas. Cada serie de líneas que termina en una órbita interior específica lleva el nombre del físico que la estudió.

disminución del ancho de la corona solar: conversión de energía resonante de Alfv n a ondas acústicas p. L13
T. V. Zaqarashvili, R. Oliver y J. L. Ballester
DOI:.

s en la sección de Química.

: Luz emitida a una frecuencia determinada por un átomo o una molécula. Cada tipo diferente de átomo o molécula emite luz en su propio conjunto de frecuencias. Por lo tanto, los astrónomos pueden buscar gas que contenga un átomo o molécula en particular sintonizando el radiotelescopio a una de las frecuencias del gas.

- Longitud de onda específica de la luz que corresponde al intercambio de energía de un átomo o molécula.
Espectrógrafo / espectrómetro: instrumento acoplado a un telescopio que registra el espectro de un objeto astronómico.
Espectroheliógrafo: instrumento para fotografiar el sol en una sola longitud de onda de luz.

Un rango estrecho de color espectral, emitido (o absorbido) por un átomo (o molécula) específico. La energía de su fotón corresponde a la diferencia entre dos niveles de energía del átomo, y tales fotones se emiten cuando el átomo "cae" de el nivel superior al inferior.

. Una longitud de onda de luz particular correspondiente a la transición de energía de un átomo o molécula específicos.
Tipo espectral. La designación de una estrella en función de su espectro, que está determinado por la temperatura de su superficie.

es una línea oscura o brillante en un espectro óptico por lo demás uniforme y continuo, que resulta de un exceso o deficiencia de fotones en un rango de frecuencia estrecho, en comparación con las frecuencias cercanas.
emisión.

s en el espectro solar etiquetado con las letras A a K por Joseph Fraunhofer a principios del siglo XIX. Las líneas de sodio D y las líneas de calcio H y K son los ejemplos más comunes de este uso en la actualidad.

s de xenón
Propiedades generales Nombre, símbolo
xenón, Xe
Apariencia
gas incoloro, que exhibe un brillo azul cuando se coloca en un campo eléctrico de alto voltaje
Pronunciación
/ ˈZɛn 'n / [1] o / ˈziːn 'n / [2]
ZEN-on o ZEE-non
Xenon en la tabla periódica.

Emisiones de átomos y moléculas
Capitulo siete
Mecanismos no térmicos.

representa la luz emitida a una frecuencia específica por un átomo o una molécula.

Característica radiativa observada en emisión (brillante) o absorción (oscuridad) a una frecuencia o longitud de onda específica.
espectrómetro Instrumento utilizado para producir espectros detallados de objetos cósmicos. Por lo general, un espectrómetro registra un espectro en forma electrónica en una computadora.

so bandas que se originan a partir de la absorción de gases como O2, H2O o CO2 en la atmósfera terrestre. [H76]
Telurio.

s en el UV visible y cercano del hidrógeno producido por transiciones cuya órbita más baja es la segunda (Balmer).

s que corresponde a esa especie.

Los s en el espectro de una estrella están uniformemente desplazados al rojo, esto indicaría un movimiento de recesión relativo entre el observador y la estrella. La cantidad de corrimiento al rojo dependería de la velocidad de la recesión. Un factor de complicación es el hecho de que el movimiento puede no estar directamente lejos de nosotros.

s apareció en experimentos de laboratorio. Usando una rendija y un prisma, los físicos descubrieron que cuando un gas sólido, líquido o denso se calienta para que brille, emite un espectro de luz uniforme sin líneas: un continuo.

firmas.
Diferentes propiedades químicas.
Otros átomos tienen más electrones y, por tanto, estructuras orbitales electrónicas más complejas.

Los datos de ondas de radio destacan el hidrógeno neutro que revela la verdadera extensión gaseosa de la galaxia, que incluye la larga cola de marea de hidrógeno neutro liberada por la interacción de estas dos galaxias durante cientos de millones de años.

Los s de la capa superior de las enanas blancas se desplazan significativamente en una cantidad predicha para los objetos compactos de masa solar.

s
Espectroscopia Doppler: el método que funciona
Método de velocidad radial
Detección de otros mundos: el método del bamboleo.

Una línea brillante u oscura que se encuentra en el espectro de alguna fuente radiante. Ver línea de absorción, línea de emisión. Las líneas brillantes indican emisión, las líneas oscuras indican absorción. espectrógrafo Ver espectroscopio. espectroheliograma Ver espectroheliograma.

Mientras observaban, los científicos necesitaban desarrollar un modelo del átomo mejor que el que tenían en ese momento. Niels Bohr estudió los espectros del hidrógeno y fue el primero en dar una explicación que encajara con las observaciones.

s proporcionan información sobre la temperatura y la densidad del plasma caliente en la atmósfera del Sol y sobre los movimientos del plasma a lo largo de la línea de visión. El SXT toma imágenes de rayos X en el rango de 0.25-1.0 keV y puede resolver características de hasta 2 ".5 de tamaño.

medido en un laboratorio, cuando no hay movimiento relativo entre la fuente y el observador.
movimiento retrógrado - (n.).

s, una disminución de la intensidad de la línea desde el centro del disco solar hasta el limbo, provocada por la existencia de un gradiente de temperatura en el sol y la línea de visión a través de la atmósfera solar. llamarada de la extremidad.

Además, puede ver que un determinado

es "borroso". Si un objeto gira rápidamente, el espectro del lado que se acerca a usted será más azul de lo habitual y se alejará más rojo de lo habitual, una vez más debido al desplazamiento Doppler, y una vez más, medir el desenfoque le indica qué tan rápido gira el objeto.

Imágenes Doppler: una técnica para tomar imágenes usando el desplazamiento de una estrella

s hacia el espectro rojo.
Eclipse: fenómeno que se produce cuando un objeto celeste, como un planeta o satélite natural (como la Luna, por ejemplo), se esconde detrás de otro (el Sol, por ejemplo).

Un binario espectroscópico no puede verse como dos estrellas separadas, incluso con los telescopios más potentes, pero

Los s del par muestran un efecto Doppler periódico que indica una revolución mutua.

Las erupciones solares a menudo se observan usando filtros para aislar la luz emitida por los átomos de hidrógeno en la región roja del espectro solar (el H-alfa

). La mayoría de los observatorios solares tienen telescopios H-alfa y algunos observatorios monitorean el Sol en busca de erupciones solares capturando imágenes del Sol cada pocos segundos.

corrimiento al rojo: un cambio aparente de

s, generalmente corrimientos al rojo entre 0 y 10.

Kierein justifica su modelo utilizando el efecto limbo en solar

s, que normalmente se atribuye a la convección: el material caliente se eleva y es más brillante que el material frío que cae, por lo que el efecto neto es un desplazamiento hacia el azul en el centro del disco solar que desaparece en la extremidad.

En 1912, Vesto Slipher hizo el notable descubrimiento de que el

s de la mayoría de las galaxias se desplazan al rojo alejándose de sus longitudes de onda de reposo, lo que implica que se están alejando de la Vía Láctea. Edwin Hubble, trabajando con el nuevo telescopio de 100 pulgadas en el monte.

Capella Ab es una estrella gigante amarillo-naranja de tipo espectral y luminosidad G1 III, con ampliación rotacional

s. Aunque ha estado evolucionando de la secuencia principal a la fase de gigante roja, la estrella tiene un núcleo de helio que se contrae y puede que aún no haya encendido la fusión de helio. Star Ab tiene alrededor de 2.

Las líneas de absorción visibles en los espectros de diferentes estrellas son diferentes, y podemos clasificar las estrellas en diferentes grupos según la apariencia de sus

Las clases de luminosidad se definen espectroscópicamente por el ancho de la observada

Los s observados son más nítidos y estrechos.

Son objetos distantes parecidos a un cuásar sin

s que a menudo son muy variables (hasta un factor de 100 en unos pocos meses). Presentan una emisión de alta intensidad de radio a longitudes de onda de rayos gamma. Un ejemplo es PKS 2155-304, uno de los emisores de rayos X más brillantes.

Mediciones recientes y muy precisas de variaciones en las velocidades radiales de las estrellas y

s han revelado oscilaciones multi-periódicas con períodos que van desde unas pocas horas hasta varios días.

Las ideas de Bohr dieron una fórmula precisa para la frecuencia de

s en muchos casos y fueron de gran ayuda en la codificación y comprensión de los espectros.

"Para resolver el misterio de la nube molecular pigtail, llevamos a cabo observaciones espectroscópicas de alta resolución de

s para otras seis moléculas ", explicó Matsumura, autor principal de un artículo publicado en Astrophysical Journal (versión arXiv.org).

creado por un átomo de hidrógeno cuando un electrón cae del tercer nivel de energía más bajo al segundo más bajo. Esta línea corresponde a la longitud de onda de 656,28 nm. La presencia de esta línea en el espectro de cualquier objeto celeste, como las nebulosas, es evidencia de que el hidrógeno allí está ionizado.

Los investigadores están utilizando espectroscopía de transmisión, también conocida como espectroscopía de absorción, en la que analizan el

s en la luz que se filtra a través de la atmósfera de un planeta cuando el planeta transita o pasa frente a su estrella anfitriona.

radiación de gas ionizado, y a menudo se denominan regiones HII porque están compuestas en gran parte de hidrógeno ionizado. Por el contrario, las nebulosas de reflexión no emiten cantidades significativas de luz visible, pero siguen siendo luminosas porque reflejan la luz de las estrellas cercanas.

Las variaciones en la velocidad radial de la estrella, es decir, la velocidad con la que se acerca o se aleja de la Tierra, se pueden detectar a partir de los desplazamientos en la estrella.

s debido al efecto Doppler. Se pueden observar variaciones de velocidad radial extremadamente pequeñas, de 1 m / so incluso algo menos.

& # 9733 Blue Shift Cuando una estrella se mueve hacia un observador, su

s se desplazan hacia el extremo azul de su espectro (longitudes de onda más cortas).
& # 9733 Bólido Una bola de fuego muy brillante y de larga duración que explota o parece fragmentarse. Son bastante raros.
& # 9733 Brillo ver Magnitud.

s hacia el extremo rojo del espectro, debido al retroceso del movimiento o la gravedad.
Telescopio reflectante Un telescopio con un espejo primario reflectante cóncavo.
Reflexión: retorno de la radiación de una superficie, sin cambios en la longitud de onda.

Todas las estrellas de este universo se dividen en clases espectrales basadas en su

s. Hay 10 clases espectrales. La clase espectral de una estrella y la temperatura de una estrella están relacionadas. Entonces, la clase espectral se puede encontrar para una estrella ya que conocemos su temperatura. Las diez clases espectrales son:.

Es una estrella Be, aquella que exhibe emisiones variables en su hidrógeno

s. También se clasifica como una variable de tipo Gamma Cassiopeiae, o una estrella de caparazón, lo que quiere decir que es una estrella de rotación rápida con un disco de gas que la rodea en el ecuador.

Leyes que rigen la radiación de objetos calientes. Cada gas suficientemente caliente emitirá un espectro continuo. Un gas caliente emitirá una serie de

Por ejemplo, la línea alfa del hidrógeno tiene una longitud de onda de laboratorio de 656,285 nm. Si esto

a la luz de una estrella cercana es de 656,315 nm, podemos calcular la velocidad de retroceso de la estrella de la siguiente manera:
Por lo tanto, la estrella se aleja de nosotros a 13,7 kilómetros por segundo:
Desplazamiento al rojo en las galaxias.

Edward Pickering descubrió el primer binario espectroscópico en 1899 cuando observó la división periódica de la

s de la estrella Mizar en un período de 104 días. Astrónomos como William Struve y S. W. recopilaron observaciones detalladas de muchos sistemas estelares binarios.

Otro documento de 2001 señaló que el sistema es "uno de los pocos que muestran el efecto Struve-Sahade", refiriéndose a los cambios en el

s en la estrella más pequeña. Las líneas se vuelven más fuertes cuando la estrella más pequeña se mueve hacia el observador y luego se debilitan cuando se aleja.
Lo último en Spica: The Close Binary.

de carbono ionizado a 158 & microm es una transición de enfriamiento fundamental para las galaxias primordiales y con estallido de estrellas y sería visible con un observatorio lunar hacia corrimientos al rojo mucho más allá de 3.

en dos o más componentes cuando los átomos o moléculas que emiten la línea están ubicados en un campo magnético
Cenit: el punto de la esfera celeste directamente encima de un observador.

Los científicos concluyen que Achernar debe rotar más rápido (y por lo tanto, más cerca de la velocidad "crítica" (ruptura) de unos 300 km / s) de lo que muestran las observaciones espectrales (unos 225 km / s desde la ampliación de la

s) o debe violar la rotación del cuerpo rígido.

El diagrama HR se vuelve inmensamente valioso como herramienta para determinar distancias a estrellas lejanas cuando la información adicional proporcionada por la clasificación de

La historia del cuásar comenzó a principios de la década de 1960, cuando se definió con gran precisión la posición de una fuente de radio potente y se descubrió que su diámetro angular era inferior a un segundo de arco. El desplazamiento al rojo del objeto del

s indica una distancia de 3.000 millones de años luz.

El nombre del físico holandés Pieter Zeeman, es el efecto de dividir un

en varios componentes en presencia de un campo magnético estático.
Cenit
Un punto directamente sobre la cabeza de un observador.

De las formas y profundidades de

s, el astrónomo puede calcular las cualidades fundamentales de una estrella, como la rapidez con que los gases se mueven a través de la atmósfera estelar o la temperatura efectiva de la estrella.

Cada átomo tiene una huella digital única porque cada uno solo puede emitir o absorber ciertas longitudes de onda de energía. Por lo tanto, la huella dactilar, como se ve en la ubicación y el espaciado de

s - es único para cada átomo. Los espectrómetros son los instrumentos que construyen los ingenieros para detectar las huellas dactilares.

Para comprender cómo una estrella inicialmente esférica puede crear una nebulosa tan intrincada, los PAC toman imágenes en

s para ver cómo el viento de la estrella da forma a la nebulosa en tres dimensiones.

Mirando a través del registro histórico de placas espectrográficas estelares en un intento de encontrar anomalías

s que pueden significar una señal de baliza láser.
SETI.

- el hidrógeno ionizado domina en muchas nebulosas de emisión que brillan en rojo debido al hidrógeno más fuerte

) Las nebulosas oscuras no emiten ni reflejan luz, pero son visibles en silueta sobre un fondo más brillante de estrellas o nebulosas difusas.

la idea de que estos eran límites entre diferentes colores. Cuando estudió el espectro de luz del sol, encontró 574 líneas oscuras en el espectro solar. Estas líneas se llamaron líneas de Fraunhofer en su honor. Curiosamente, descubrió que la estrella Sirio y varias otras estrellas diferían en sus

Clasificación estelar Las estrellas reciben una designación que consta de una letra y un número de acuerdo con la naturaleza de su

s que corresponde aproximadamente a la temperatura de la superficie. Las clases son: O, B, A, F, G, K y M Las estrellas O son las más calientes M las más frías.

corrimiento al rojo el desplazamiento de

s hacia longitudes de onda más largas (el extremo rojo del espectro) en la radiación de galaxias distantes y objetos celestes. magnetismo remanente la magnetización que queda en un medio después de que se elimina un campo magnético externo.


El sistema solar en longitudes de onda de radio

2.2. Emisión de radio de un planeta y # x27s (sub) superficie

Las observaciones de radio se pueden utilizar para extraer información sobre las capas (sub) superficiales de los cuerpos planetarios. La estructura de la temperatura de las capas (sub) superficiales de los cuerpos sin aire depende de un equilibrio entre la insolación solar, el transporte de calor dentro de la corteza y la reradiación hacia el exterior. La fracción del flujo solar absorbida por la superficie depende del albedo del objeto, A, mientras que la energía irradiada por la superficie (a una temperatura determinada) depende de su emisividad. mi (que es 1 para un cuerpo negro, e = 1 - A). Durante el día, la superficie de un planeta se calienta y alcanza su temperatura máxima al mediodía o temprano en la tarde (la hora exacta depende de la inercia térmica del cuerpo, ver más adelante) por la noche, el objeto se enfría. Su temperatura más baja se alcanza justo antes del amanecer. Debido a que se necesita tiempo para que el calor se lleve hacia abajo, habrá un desfase en el patrón de calentamiento diurno de las capas del subsuelo con respecto al de la superficie, y se suprimirá la amplitud de la variación. Por la noche, el calor se eleva y se irradia desde la superficie. Por lo tanto, mientras que durante el día la superficie es más caliente que las capas subsuperficiales, durante la noche ocurre lo contrario.

La amplitud y la fase de las variaciones de temperatura diurnas y el gradiente de temperatura con la profundidad en la corteza están determinadas en gran medida por la inercia térmica y la profundidad de la piel térmica del material. La inercia térmica, γ, mide la capacidad de las capas superficiales para almacenar energía y depende de la conductividad térmica K, la densidad ρ, capacidad calorífica C: γ = K ρ C.

La amplitud de las variaciones de temperatura diurnas es mayor en la superficie y disminuye exponencialmente en el subsuelo, con una longitud de escala de plegado electrónico igual a la profundidad de la piel térmica:

dónde PAG es el período de rotación.

Para los planetas terrestres, utilizando las propiedades térmicas de los suelos lunares y las velocidades de rotación adecuadas, las profundidades de la piel son del orden de unos pocos centímetros (Tierra y Marte) a unas pocas decenas de centímetros (Luna, Mercurio y Venus, debido a su lenta rotación. ). La profundidad 1 / e a la que una onda de radio en longitud de onda λ sondas en el subsuelo está dada por

donde ɛr es la parte real de la constante dieléctrica y tan Δ es la “tangente de pérdida” (o absortividad) del material, la relación entre la parte imaginaria y la parte real de la constante dieléctrica. Las ondas de radio típicamente sondean ∼10 longitudes de onda en la corteza. Observando a diferentes longitudes de onda, se puede determinar el patrón de calentamiento diurno del Sol en las capas del subsuelo. Estas observaciones se pueden utilizar para restringir las propiedades térmicas y eléctricas de las capas de la corteza. Las propiedades térmicas se relacionan con el estado físico de la corteza (por ejemplo, roca versus polvo), mientras que las propiedades eléctricas están relacionadas con la mineralogía de las capas superficiales (por ejemplo, metalicidad).


2. LA MUESTRA

Las 85 galaxias reportadas en este artículo son un primer conjunto de objetos extraídos del 2 Jy IRAS–Muestra de NVSS (Yun et al. 2001), que consta de 1809 IRAS fuentes que tienen S60 micras & # x2265 2 Jy con equivalentes de radio de 1,4 GHz de NRAO-VLA Sky Survey (NVSS Condon et al. 1998). Los criterios de selección para nuestra muestra completa son que (1) se encuentran dentro del área del cielo accesible al telescopio de Arecibo (es decir, −1 ° & lt declinación & lt38 °), (2) tienen LABETO & # x2265 7 & # x00d7 10 9 L, y (3) tienen velocidades heliocéntricas entre 0 y 50 000 km s −1. El número de galaxias que cumplen con estos criterios es 582. El presente estudio incluye 85 de estas galaxias dentro del rango de ascensión recta (B1950) de 20 h –00 h.

La Tabla 1 presenta las 85 galaxias reportadas en el artículo. La columna 1 da la IRAS nombres de las galaxias, y la Columna 2 enumera otras designaciones comunes, cuando corresponde. Las columnas 3 y 4 son las ascensiones y declinaciones rectas que se observan realmente en las coordenadas J2000. La columna 5 enumera los desplazamientos al rojo ópticos recuperados de la Base de datos extragaláctica (NED) de NASA / IPAC. La columna 6 enumera las densidades de flujo de 60 μm de la IRAS Catálogo de fuentes débiles (FSC), donde esté disponible. Las galaxias marcadas con un asterisco no tienen mediciones de densidad de flujo de 60 μm en el FSC, y para estas IRAS En su lugar, se proporcionan valores de Point Source Catalog (PSC). La columna 7 enumera las densidades de flujo de 1,4 GHz de la encuesta NVSS. La columna 8 proporciona las morfologías enumeradas en NED y en la base de datos HyperLeda (Paturel et al. 2003).

Tabla 1. Propiedades de muestra

IRAS Nombre Otros nombres REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES. (J2000) Decl. (J2000) z S60 micras S1,4 GHz Morfología
(Jy) (mJy)
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)
20082+0058 20 10 46.29 +01 07 13.6 0.0258 2.69 5.6 ¿S?
20093+0536 UGC 11522 20 11 49.36 +05 45 47.0 0.0175 3.96 44.9 Sbc
20178 − 0052 20 20 28.00 −00 42 36.5 0.0185 3.08 21.9 Hola yo
20198+0159 20 22 23.07 +02 09 19.1 0.0414 2.40 14.6 ¿S?
20210+1121 20 23 25.54 +11 31 37.2 0.0564 3.38 53.7 Sy2 / Sc
20230+1024 20 25 30.64 +10 34 21.5 0.0260 2.01 8.1 Sbc
20332+0805 20 35 39.16 +08 16 15.8 0.0279 3.11 19.2 ¿El es?
20369+0150 20 39 26.45 +02 01 04.1 0.0129 2.41 11.5 Sb / S0-a
20381+0325 20 40 39.34 +03 35 47.7 0.0259 2.07 18.5
20415+1219 NGC 6956, UGC 11619 20 43 53.46 +12 30 35.4 0.0156 3.18 35.9 SBb
20417+1214 UGC 11620 20 44 09.74 +12 25 05.0 0.0149 2.55 23.4 Sb / S0-a
20480+0937 20 50 29.09 +09 49 05.5 0.0147 2.34 10.9 SABa
20491+1846 UGC 11643 20 51 25.90 +18 58 04.8 0.0291 2.79 23.4 SBb
20550+1656 II Zw 096 20 57 24.14 +17 07 41.2 0.0361 13.30 43.2 H ii / S0-a
21052+0340 UGC 11680 21 07 45.88 +03 52 40.5 0.0259 2.80 16.9 Scd / H ii Sy2 / E-S0
21054+2314 21 07 43.36 +23 27 06.4 0.0487 2,23 una 11.6 ¿S?
21116+0158 IC 1368, UGC 11703 21 14 12.57 +02 10 41.2 0.0130 4.03 25.8 SaSy2
21271+0627 NGC 7074, II Zw 133 21 29 38.93 +06 40 57.3 0.0116 3.11 21.7 ¿S?
21278+2629 NGC 7080, UGC 11756 21 30 01.81 +26 43 05.3 0.0161 3.16 28.4 SBb
21396+3623 21 41 41.65 +36 36 47.4 0.1493 2,16 una 13.8
21442+0007 21 46 51.28 +00 21 13.5 0.0740 2.11 10.9 Hola yo
21561+1148 Mrk 0518, CGU 11865 21 58 36.09 +12 02 19.4 0.0311 2,73 una 29.1 ¿ES?
21582+1018 Mrk 0520, CGU 11871 22 00 41.40 +10 33 07.5 0.0266 4.15 57.9 SbSy1.9
22032+0512 22 05 47.08 +05 27 16.3 0.0383 2.43 5.1 ¿S?
22045+0959 NGC 7212 22 07 02.05 +10 14 02.7 0.0266 2.88 114.1 SabSy2
22171+2908 NGC 7253A, Arp 278, UGC 11984 22 19 27.94 +29 23 41.6 0.0152 5.86 72.1 SABc
22217+3310 UGC 12022 22 24 02.76 +33 26 08.9 0.0218 2.25 10.8 Sbc
22221+1748 22 24 33.40 +18 03 56.5 0.0204 2.66 21.0 S-I / Sc
22347+3409 NGC 7331, UGC 12113 22 37 04.67 +34 24 28.0 0.0027 23.10 217.6 SAbLIN / Sbc
22387+3154 Mrk 0917, CGU 12149 22 41 07.60 +32 10 11.1 0.0244 3.71 33.3 SBaSy2
22388+3359 UGC 12150 22 41 12.28 +34 14 57.4 0.0214 8.17 38.3 SB0-aH ii / LIN
22395+2000 22 41 56.03 +20 15 41.6 0.0233 2.56 16.9 Sy2H ii / S0
22402+2914 22 42 38.53 +29 30 23.2 0.0244 2.02 13.4 ¿S?
22449+0757 22 47 28.17 +08 13 37.6 0.0372 2.87 14.0 ¿S?
22472+3439 22 49 32.17 +34 55 09.2 0.0234 4.98 43.9 SbrstLIN
22501+2427 Mrk 0309, IV Zw 121 22 52 34.76 +24 43 44.8 0.0421 3.43 7.3 SaSbrst / Sy2
22523+3156 22 54 45.05 +32 12 47.8 0.0212 2.27 32.0 Sb / Sbc
22575+1542 NGC 7448, Arp 013, UGC 12294 23 00 03.60 +15 58 50.8 0.0073 7.23 81.5 SAbc / Sc
22586+0523 UGC 12304 23 01 08.21 +05 39 15.8 0.0116 2.06 13.5 Carolina del Sur
22595+1541 NGC 7465, Mrk 0313, UGC 12317 23 02 00.93 +15 57 51.2 0.0066 3.80 19.1 SB0Sy2
23007+2329 23 03 09.28 +23 45 32.3 0.0259 3.64 11.9 ¿S?
23007+0836 NGC 7469, Arp 298, Mrk 1514, UGC 12332 23 03 15.62 +08 52 26.1 0.0163 25.90 180.5 SABa / Sy1.2
23011+0046 23 03 41.29 +01 02 38.0 0.0420 2.58 13.3 Sm
23024+1203 NGC 7479, UGC 12343 23 04 56.63 +12 19 20.6 0.0079 12.80 99.0 SBcLIN / SBbcSy1.9
23024+1916 23 04 56.61 +19 33 08.1 0.0251 7.53 42.6 LIN / Sa
23031+1856 23 05 36.16 +19 12 29.6 0.0262 2.09 6.8 Sbrst / Sa
23050+0359 23 07 35.73 +04 15 59.8 0.0474 3.89 15.8 ¿El es?
23106+0603 NGC 7518, Mrk 0527, UGC 12422 23 13 12.67 +06 19 23.3 0.0118 4.20 10.7 SABa
23121+0415 NGC 7541, UGC 12447 23 14 44.00 +04 32 00.8 0.0090 19.30 162.4 SBbcH ii
23157+0618 NGC 7591, UGC 12486 23 18 16.32 +06 35 08.5 0.0165 7.22 52.1 SBbcSyLIN
23161+2457 Mrk 0319, UGC 12490 23 18 38.41 +25 13 58.4 0.0270 4.27 31.6 SBaSbrst
23176+2356 NGC 7620, Mrk 0321, UGC 12520 23 20 05.65 +24 13 15.9 0.0320 2.41 31.5 ScdSbrst / H ii
23179+2702 NGC 7624, Mrk 0323, UGC 12527 23 20 22.69 +27 18 55.7 0.0143 3.16 24.6 SBcH ii / Sbrst
23179+1657 NGC 7625, Arp 212, III Zw 102, UGC 12529 23 20 30.08 +17 13 32.4 0.0054 9.33 60.3 SAa / H ii
23201+0805 23 22 43.92 +08 21 34.7 0.0378 2.33 7.4 Sy2 / S?
23204+0601 III Zw 103 23 23 01.60 +06 18 05.8 0.0560 4.23 19.4 ¿El es?
23213+0923 NGC 7648, IC 1486, Mrk 0531, UGC 12575 23 23 53.86 +09 40 02.4 0.0119 4.84 16.9 S0
23252+2318 NGC 7673, Mrk 0325, IV Zw 149, UGC 12607 23 27 41.28 +23 35 22.5 0.0114 4.91 43.4 SACH II PRIMERO
23254+0830 NGC 7674, Arp 182, Mrk 0533, UGC 12608 23 27 56.70 +08 46 43.2 0.0289 5.59 220.9 SAbcH ii Sy2
23256+2315 NGC 7677, Mrk 0326, UGC 12610 23 28 06.22 +23 31 52.1 0.0119 3.96 16.8 SABbcSbrst
23259+2208 NGC 7678, Arp 028, UGC 12614 23 28 27.31 +22 25 07.3 0.0116 6.59 49.5 SABcSbrst Sy2
23262+0314 NGC 7679, Arp 216, Mrk 0534, UGC 12618 23 28 46.73 +03 30 41.3 0.0171 7,41 una 55.8 SB0H ii Sy1 / SB0-aSy2
23277+1529 UGC 12633 23 30 13.57 +15 45 40.6 0.0141 3.11 23.7 SB / Sbab
23327+2913 23 35 11.88 +29 30 00.3 0.1067 2.10 7.8 LIN
23336+0152 NGC 7714, Arp 284, Mrk 0538, UGC 12699 23 36 14.12 +02 09 18.1 0.0093 10.40 65.8 SBbH ii LIN
23365+3604 23 39 01.24 +36 21 09.0 0.0645 7.09 27.2 SBaLIN
23381+2654 23 40 42.78 +27 10 40.9 0.0339 2.17 13.1 Sa / S0
23387+2516 23 41 16.13 +25 33 03.7 0.0314 3.02 37.3 Sb
23410+0228 23 43 39.65 +02 45 06.1 0.0912 2.28 6.0 Sy1 / S?
23414+0014 NGC 7738, UGC 12757 23 44 02.01 +00 30 59.5 0.0226 4.47 36.2 SBb
23433+1147 IC 1508, UGC 12773 23 45 55.04 +12 03 42.6 0.0142 3.28 30.1 Sdm / Scd
23446+1519 23 47 09.40 +15 35 49.4 0.0259 4.26 9.2 H ii Sy2 / SBab
23456+2056 UGC 12787 23 48 13.77 +21 13 03.5 0.0222 2.29 17.3 Sbc
23471+2939 UGC 12798 23 49 39.73 +29 55 55.1 0.0176 2.47 18.1 S? / Sc
23485+1952 NGC 7769, Mrk 9005, UGC 12808 23 51 04.02 +20 09 00.7 0.0140 4.34 59.9 SAbH ii LIN
23488+1949 NGC 7771, Mrk 9006, UGC 12815 23 51 24.90 +20 06 41.3 0.0143 19.00 141.4 SBaH ii / Sbrst
23488+2018 Mrk 0331, UGC 12812 23 51 26.79 +20 35 10.6 0.0185 18.60 70.7 H ii Sy2 / Sa
23532+2513 23 55 49.99 +25 30 21.9 0.0571 1.44 11.0 Hola yo
23560+1026 NGC 7794, UGC 12872 23 58 34.09 +10 43 42.2 0.0176 3.26 24.8 S? / Sbc
23564+1833 UGC 12879 23 59 01.32 +18 50 05.0 0.0180 2.64 18.2 S? / Sc
23568+2028 NGC 7798, Mrk 0332, UGC 12884 23 59 25.60 +20 45 00.1 0.0080 4.87 36.5 SBc / Sbrst
23587+1249 NGC 7803, UGC 12906 00 01 19.87 +13 06 40.5 0.0179 2.02 12.3 S0-a
23591+2312 III Zw 125 00 01 40.44 +23 29 34.0 0.0145 6.13 131.9 SBcSbrstLIN
23594+3622 00 01 58.39 +36 38 56.3 0.0321 4.48 75.0 Sy2 / S0-a
23597+1241 NGC 7810, UGC 12919 00 02 19.08 +12 58 18.0 0.0185 3.39 23.0 S0

Nota. a Los valores de 60 μm se toman de la IRAS PSC en lugar del IRAS FSC.

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Medios de transmisión de datos

Transmisión por satélite XI.D

La transmisión por satélite consiste en una ruta de propagación con visibilidad directa desde una estación terrestre hasta un satélite de comunicaciones (enlace ascendente) y de regreso a una estación terrena (enlace descendente). El satélite generalmente se coloca en una órbita geosincrónica a unas 22,300 millas sobre la tierra para que parezca estacionario desde cualquier punto desde el que sea visible y actúe como un repetidor en el cielo. La estación terrestre incluye las antenas, los edificios y la electrónica necesaria para transmitir, recibir, multiplexar y demultiplexar señales. El espectro de frecuencia utilizado es similar al utilizado para la radio de microondas terrestre. La antena de la estación terrestre suele ser muy direccional, mientras que la antena del satélite tiene un haz de haz más ancho para cubrir una mayor parte de la superficie terrestre y para poder comunicarse simultáneamente con muchas estaciones terrenas muy separadas.

La capacidad de un satélite de actuar como repetidor para muchas estaciones terrenas diferentes se denomina acceso multiple (MAMÁ). Actualmente se utilizan tres métodos principales para lograr esto: acceso múltiple por división de frecuencia (FDMA), acceso múltiple por división de tiempo (TDMA) y acceso múltiple por división de código (CDMA). En FDMA, a los circuitos entre diferentes estaciones terrenas se les asignan diferentes bandas de frecuencia dentro del ancho de banda permitido. En TDMA, todo el ancho de banda se asigna a cada estación terrena durante un breve período de tiempo, al igual que en la multiplexación por división de tiempo. CDMA (también llamado acceso múltiple de espectro extendido) utiliza un código pseudoaleatorio y opera tanto en dominios de tiempo como de frecuencia. Es eficaz contra técnicas de interferencia y se utiliza principalmente en comunicaciones militares por satélite.

Los satélites han tenido un impacto dramático en las topologías de comunicación y los precios. Se pueden usar para la transmisión de señales de video, voz o datos de programas en casi cualquier lugar de la tierra, sin importar cuán remota sea la ubicación o si es fija o móvil como un barco. Proporcionan capacidades multicanal, amplios anchos de banda y altas velocidades de datos. El costo de transmisión es independiente de la distancia entre el origen y el destino. Además, solo se requiere un repetidor de satélite para la mayoría de las transmisiones. Esta característica de la transmisión por satélite puede hacerla superior a los sistemas terrestres como el microondas o el cable coaxial, ya que estos últimos requieren muchos repetidores en tándem para cubrir largas distancias, y la amplificación de la señal por cada repetidor tiende a incrementar los efectos de distorsión y ruido. .

Debido a la mayor distancia entre la tierra y el repetidor de satélite, los retrasos en la atenuación y la transmisión pueden causar problemas. La atenuación se puede superar utilizando alta ganancia, haces estrechos y ángulos de elevación de trayectoria superiores a 20 ° para las antenas terrestres. La elevada elevación de la trayectoria reduce la distancia que viajan las señales a través de la atmósfera para reducir la atenuación y el desvanecimiento. Sin embargo, la atenuación por lluvia puede seguir siendo un problema, especialmente en las frecuencias portadoras más altas, pero puede minimizarse mediante una forma de diversidad espacial, ya que es poco probable que llueva en dos estaciones terrestres muy separadas. El retardo total de transmisión es de aproximadamente 0,5 segundos. que es mucho más alto que para los medios de transmisión terrestres y se debe a la distancia mucho más larga que debe recorrer la señal (un mínimo de 2 × 22,300, o 44,600 millas). Este retraso puede afectar la calidad de la comunicación de voz, pero tiene el mayor efecto perjudicial en la transmisión de datos, a menos que los protocolos de comunicación estén diseñados para adaptarse a las características de este medio de transmisión. Los satélites de órbita baja (250 a 1000 millas sobre la tierra) pueden superar este problema de demora, y dichos sistemas están comenzando a implementarse a pesar de que el número de satélites requeridos es mayor y sus tiempos de vida son más cortos que los de los satélites geosincrónicos.


¿Cuál es el significado de la resolución de la velocidad en las observaciones de líneas espectrales que utilizan interferometría de radio? - Astronomía

Emisión de radio astronómica

3 METRO o . Los radios son típicamente de 10 a 30 km.

Los púlsares son estrellas de neutrones que giran rápidamente y tienen un campo magnético muy alto (concentrado durante el colapso del núcleo de una estrella en una estrella de neutrones) cuyos polos están desplazados de la dirección del eje de giro. Si el giro hace que los polos apunten a la Tierra, veremos estos polos brillantes brevemente como una intensa fuente emisora ​​de radio. La emisión se debe a la emisión sincrotrón de electrones en los campos magnéticos elevados. Los pulsos, por supuesto, se repiten en cada giro. Los pulsos sufren dispersión a medida que viajan a través del medio interestelar. Las propiedades de la dispersión permiten deducir la densidad de la columna de electrones entre nosotros y el púlsar.

Los púlsares giran en períodos que van desde 4 sa 1,6 ms. Así es como suenan:

Puedes imaginar las fuerzas en el púlsar más rápido. La velocidad de la superficie es v = 2 y piR / P , dónde PAG es el período del púlsar y R es el radio del púlsar (aproximadamente 10 km = 10 4 metro):

La emisión de máser de SiO se encuentra en atmósferas estelares, y la emisión de máser de agua proviene de H II y regiones de formación de estrellas, por lo que existe una sorprendente variedad de mecanismos de emisión de radio. Las moléculas de SiO que rodean a algunas estrellas con atmósferas frías extendidas se encuentran preferentemente en el estado de giro J = 1, y como la emisión de radio en la frecuencia correcta (43 GHz) estimula la transición de J = 1 a 0, emiten otro fotón. Este fotón, junto con el original, avanza hacia la nube de moléculas y estimula más transiciones, dando lugar a una emisión de líneas muy brillantes en pequeñas regiones. La dirección del campo magnético se puede deducir de la dirección de polarización lineal de la emisión. Lo mismo ocurre con el agua (H 2 O) maser, operando a 22 GHz.

Galaxia espiral cercana
"Nuestro mosaico de 21 cm proporciona la vista más detallada jamás obtenida del hidrógeno neutro en una galaxia espiral (que no sea la Vía Láctea). Las observaciones se caracterizan por una resolución espacial de 20 pc (5" a 840 kpc) y muestreo de velocidad
de 1,3 km / s. Por esta razón, nuestra base de datos se compara directamente con los estudios recientes de ATCA + Parkes de las Nubes de Magallanes Grandes y Pequeñas (Staveley-Smith et al. 1997, Stanimirovic et al. 1999, Kim et al. 1998). En el VLA, se observó M33 utilizando seis puntos de mosaico en las configuraciones B (48 h) y CS (6 h). Nuestros datos interferométricos se han complementado recientemente con observaciones de potencia total ultrasensibles obtenidas en WSRT, utilizando el instrumento holandés en un modo de autocorrelación en el que los 14 elementos se emplean como platos únicos incoherentes.

"La Figura 1 muestra una representación en color de nuestra imagen de temperatura de brillo máximo, en la que el tono se ha asignado en función de la velocidad en el pico? B en cada uno de los espectros. El patrón de rotación galáctica domina la impresión visual, pero no oscurece los movimientos localizados significativos, tal vez más aparentes como cambios de color abruptos dentro de los brazos espirales. Para esta imagen preliminar, no se ha aplicado ningún enmascaramiento al cubo. En su lugar, conservamos la sensibilidad reduciéndolo a una resolución de 40 pc (10 "FWHM). Ahora estamos desarrollando métodos para crear una versión de múltiples soluciones de este mapa, en la que el tamaño del haz depende de la posición y se amplía para mantener la relación señal-ruido en regiones débiles como el disco exterior y los espacios entre los brazos ".

Galaxia elíptica
"Observaciones de hidrógeno atómico VLA de la galaxia de capa NGC 2865. El gas se muestra como contornos amarillos en una imagen óptica del Digital Sky Survey. El cuerpo principal de la NGC 2865 es típico de las primeras galaxias de tipo, pero a niveles de luz más tenues la galaxia exhibe una morfología peculiar, con muchas conchas, ondas y bucles. Las observaciones de la línea espectral del VLA muestran gas dentro del cuerpo principal de la elíptica, pero también distribuidos en un anillo extendido a su alrededor ".

¿Por qué las espirales contienen gas y polvo y las elípticas no? La respuesta radica en nuestra nueva comprensión de cómo se forman las elípticas, a través de colisiones y fusiones de galaxias. Las estrellas en tal "colisión" no chocan, sino que simplemente se atraviesan entre sí. Sin embargo, el gas y el polvo chocan y terminan fuera de la galaxia.

Los quásares son núcleos galácticos activos (AGN), es decir, los centros de galaxias extremadamente activas. Durante un tiempo fueron objetos misteriosos porque solo aparecen como una estrella débil ópticamente (el término quásar es la abreviatura de objeto cuasi estelar), pero observaciones recientes muestran que tienen una leve "nebulosidad" a su alrededor, que en realidad es la luz de el resto de la galaxia en la que están incrustados. Ahora sabemos que están alimentados por agujeros negros supermasivos. Tienen chorros extremadamente bien colimados, vistos tanto ópticamente como en la radio (como se muestra a continuación). Los chorros culminan en lóbulos de radio gigantes (a veces en un solo lado), que son muchas, muchas veces el tamaño de la galaxia madre.


Imagen cortesía de NRAO / AUI "

Esta imagen muestra la emisión de radio de corrientes relativistas de partículas de alta energía generadas por el cuásar. Esta es una fuente de radio clásica de doble lóbulo. Los astrónomos creen que los chorros son alimentados por material que se acumula en un agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia anfitriona (que no se muestra en esta imagen). Las partículas de alta energía se limitan a chorros notablemente bien colimados y se disparan al espacio extragaláctico a velocidades que se acercan a la velocidad de la luz, donde finalmente se inflan en enormes lóbulos de radio. El tamaño lineal total de la estructura de radio es de 212 kpc (para una constante de Hubble de 100 km / s / Mpc), que se puede comparar con un diámetro típico de galaxia de aproximadamente 30 kpc. El quásar tiene lóbulos dobles con puntos calientes prominentes y tiene un chorro estrecho, pero no contra chorro. Es posible que solo veamos el chorro que apunta hacia nosotros, que puede tener un brillo "reforzado por Doppler" cuando las partículas que emiten la radiación de radio se mueven hacia nosotros a una velocidad cercana a la de la luz. El contra-chorro se alejaría de nosotros y, por lo tanto, no experimentaría un impulso Doppler. El chorro se ilumina y se dobla al entrar en su lóbulo ".

Un fenómeno interesante que se puede observar en los chorros es la presencia de fuentes "superlumínicas". ¡Estas son fuentes que parecen moverse a velocidades de hasta 45 veces la velocidad de la luz! Esta es solo una velocidad aparente, causada por la fuente que se mueve muy cerca de nuestra línea de visión casi a la velocidad de la luz. En efecto, vemos el tiempo comprimido, por lo que la fuente parece moverse más rápido que c.


PROPIEDADES RADIATIVAS DE GASES MOLECULARES

10.5 MODELOS ESPECTRALES PARA CÁLCULOS DE TRANSFERENCIAS RADIATIVAS

Una sola línea espectral en una determinada posición espectral se caracteriza completamente por su fuerza (la intensidad, o coeficiente de absorción integrado) y la mitad de su ancho de línea (más el conocimiento del mecanismo de ensanchamiento, es decir, colisión y / o ensanchamiento Doppler).Sin embargo, una banda de vibración-rotación tiene muchas líneas espectrales poco espaciadas que pueden superponerse considerablemente. Si bien los coeficientes de absorción para líneas individuales pueden simplemente sumarse para obtener el coeficiente de absorción de una banda completa en cualquier posición espectral,

la función resultante tiende a girar violentamente a través de la banda (como se ve en la figura 10-8), a menos que las líneas se superpongan con mucha fuerza. Esta tendencia, más el hecho de que puede haber literalmente decenas de miles de líneas espectrales, hace que los cálculos de transferencia radiativa sean extremadamente difíciles de realizar, si se va a utilizar la relación exacta en la integración espectral para la intensidad total [ecuación (9.29)], flujo de calor radiativo total [ecuación (9.46)], o la divergencia del flujo de calor [ecuación (9.53)]. En la figura 10-9 se da un ejemplo, que muestra una pequeña parte del espectro artificial de 4.3 μm CO2 banda, también generada a partir de la base de datos HITRAN96 [42], y que contiene casi 900 líneas espectrales. El marco superior de la figura 10-9 muestra el coeficiente de absorción de CO basado en la presión2 a baja presión parcial en aire a una presión total de 10 mbar. Debido a la presión total relativamente baja, las líneas son bastante estrechas, lo que resulta en una pequeña superposición. Si la presión total se eleva a 1 bar, como se muestra en el cuadro central, las líneas se ensanchan mucho, lo que conduce a una superposición sustancial de líneas y una variación más suave en el coeficiente de absorción (con máximos y mínimos considerablemente más bajos). A las altas temperaturas que se encuentran normalmente durante la combustión, las líneas espectrales se estrechan considerablemente [ver ecuación (10.24)], la línea decreciente se superpone al mismo tiempo que las fuerzas de las líneas que eran más importantes a baja temperatura disminuyen de acuerdo con la ecuación (10.46) y finalmente, a altas temperaturas, las “líneas calientes”, que eran insignificantes a temperatura ambiente, se vuelven cada vez más importantes. El resultado es un coeficiente de absorción de aspecto bastante errático, como se muestra en el marco inferior de la figura 10-9. Si se combinan altas temperaturas con bajas presiones totales (no se muestra), el comportamiento espectral del coeficiente de absorción se asemeja al ruido electrónico de alta frecuencia. Afortunadamente, los cálculos de transferencia de calor en medios a baja presión total son raros (sin embargo, son importantes en aplicaciones meteorológicas relacionadas con la atmósfera superior de baja presión). Aún así, incluso para presiones más grandes, los cálculos que involucran a todo el espectro son una tarea verdaderamente formidable, que ha impulsado el desarrollo de varios modelos espectrales aproximados. Estos métodos aproximados pueden dividirse libremente en cuatro grupos (en orden de complejidad y precisión decrecientes): (1) cálculos línea por línea, (2) cálculos de banda estrecha, (3) cálculos de banda ancha y (4) modelos globales .

Cálculos línea por línea Recientemente, con el advenimiento de las computadoras potentes, se han realizado una serie de cálculos línea por línea, particularmente por el grupo de J. Taine en Francia [43, 44]. Dichos cálculos se basan en un conocimiento muy detallado de cada una de las líneas espectrales, generalmente tomadas de la base de datos HITRAN [42, 45]. Debido a la gran variación de los valores del coeficiente de absorción (véase la figura 10-9), el problema de la transferencia radiativa espectral debe resolverse para varios cientos de miles de números de onda, seguido de la integración sobre el espectro. Si bien estos cálculos pueden ser los más precisos hasta la fecha, requieren una gran cantidad de recursos informáticos. Esto es y seguirá siendo indeseable, incluso con la disponibilidad de computadoras potentes, ya que los cálculos radiativos generalmente son solo una pequeña parte de un sofisticado código general de incendio / combustión. Aún más importante, los datos de propiedades de gas de alta resolución (resolución mejor que 0.01 cm −1), que son necesarios para cálculos precisos línea por línea, simplemente no están disponibles y no estarán disponibles en un futuro previsible: la base de datos HITRAN96 es la culminación de muchos años-hombre de trabajo y se limita más o menos a las condiciones atmosféricas (presiones parciales bajas y temperatura ambiente). La dependencia de la temperatura y la presión del ensanchamiento de la línea espectral es muy complicada y simplemente no se comprende lo suficientemente bien como para extrapolar los datos de temperatura ambiente a las altas temperaturas importantes en los entornos de combustión, como se hizo en los cálculos línea por línea mencionados anteriormente. Muy recientemente, se ha puesto a disposición una versión de alta temperatura de HITRAN96 para dióxido de carbono y vapor de agua, llamada HITEMP [46], que incluye alrededor de 1 millón de líneas para CO2 y 1,2 millones de líneas para H2O. Esta nueva base de datos se basa en la extrapolación, más que en datos experimentales. Por lo tanto, su precisión no está probada hasta la fecha. Por estas razones, es justo suponer que, en el futuro previsible, los cálculos línea por línea solo se utilizarán como puntos de referencia para la validación de modelos espectrales más aproximados.

Modelos de banda estrecha Al calcular los flujos radiativos espectrales de un gas molecular, se encuentra que el coeficiente de absorción del gas (y con él, la intensidad radiativa) varía mucho más rápidamente a lo largo del espectro que otras cantidades, como la intensidad del cuerpo negro, etc. Es, por tanto, en principio posible reemplazar el coeficiente de absorción real (e intensidad) por valores suavizados apropiadamente promediados en un rango espectral estrecho. Varios de estos "modelos de banda estrecha" se desarrollaron hace unos 40-50 años, que se examinarán en la siguiente sección. En principio, los cálculos de banda estrecha pueden ser tan precisos como los cálculos línea por línea, siempre que se pueda encontrar un promedio de banda estrecha "exacto". Las principales desventajas de estos modelos de banda estrecha son que son difíciles de aplicar a gases no homogéneos y el hecho de que los cálculos de transferencia de calor, basados ​​en datos de banda estrecha y utilizando métodos de solución generales, se limitan a medios no dispersantes dentro de un recinto de paredes negras.

Una alternativa a los modelos de banda estrecha "tradicionales" son los llamados k-distribución." En este método se observa que, en un rango espectral estrecho, el coeficiente de absorción de oscilación rápida κη alcanza el mismo valor muchas veces (con números de onda ligeramente diferentes η), cada vez resulta en una intensidad idéntica Iη y flujo radiativo (siempre que el medio sea homogéneo, es decir, tenga un coeficiente de absorción independiente de la posición). Dado que los números de onda reales son irrelevantes (en el rango espectral pequeño), en el k-método de distribución el coeficiente de absorción se reordena, lo que resulta en una dependencia suave del coeficiente de absorción vs. número de onda artificial (que varía en el rango estrecho dado). Esto, a su vez, hace que la integración espectral sea muy sencilla. k-Las distribuciones son relativamente nuevas y aún requieren desarrollo. Si bien son atractivos, también son difíciles de aplicar a medios no homogéneos.

Modelos de banda ancha Los modelos de banda ancha aprovechan el hecho de que, incluso en toda una banda de vibración-rotación, la intensidad del cuerpo negro no varía sustancialmente. En principio, las correlaciones de banda ancha se encuentran integrando resultados de banda estrecha en toda una banda, lo que da como resultado una precisión ligeramente menor. Los cálculos de modelos de banda ancha han sido muy populares en el pasado, debido al hecho de que los cálculos necesarios son relativamente simples y que no se dispone de datos espectrales mucho mejores. Sin embargo, es bien sabido que las correlaciones de banda ancha tienen una precisión correlacional típica de ± 30% y, en algunos casos, pueden tener errores de hasta un 70%, pero se pueden esperar errores adicionales sustanciales, pero no cuantificados, debido a inexactitudes experimentales. Uno de los atractivos de los correlacionados k-distribuciones es que se pueden adaptar fácilmente a cálculos de banda ancha.

Modelos Globales En los cálculos de transferencia de calor, generalmente solo el flujo de calor radiativo total (integrado espectralmente) o su divergencia son de interés. Los modelos globales intentan calcular estos flujos totales directamente, utilizando propiedades radiativas integradas espectralmente. La mayoría de los primeros métodos globales emplean las emisividades y absortividades totales de las columnas de gas, pero más recientemente se correlacionan con el espectro completo k-También se han desarrollado distribuciones.

Durante el resto de este capítulo analizaremos el suavizado de las propiedades radiativas espectrales de los gases moleculares en bandas estrechas y bandas anchas, así como la evaluación de las propiedades totales. Los cálculos reales de transferencia de calor que utilicen estos datos se aplazarán hasta el Capítulo 19 (es decir, hasta después de la discusión de las propiedades de las partículas y de los métodos de solución para la ecuación de transferencia radiativa).


Grupo de Interferometría de Base Muy Larga y Radioastronomía en el MPIfR

La interferometría de línea de base muy larga (VLBI) es el único método para obtener imágenes directas de regiones en las inmediaciones de agujeros negros cósmicos supermasivos. Esto incluye el intento de obtener una imagen de la sombra alrededor de un agujero negro y su anillo de fotones circundante (horizonte de eventos), y así probar la Teoría de la Relatividad General de Einstein.

Dado que la resolución angular de un interferómetro aumenta al disminuir la longitud de onda y al aumentar la longitud de la línea de base, el VLBI milimétrico y el VLBI espacial proporcionan las resoluciones angulares más altas en astronomía (menos de 30 microsegundos de arco). Dado que las fuentes de radio compactas se vuelven más transparentes con el aumento de la frecuencia (menor opacidad en longitudes de onda mm), mm-VLBI nos permite sondear más profundamente en las regiones autoabsorbidas de AGN, lo que no es posible en longitudes de onda cm más largas. Nuestro grupo opera Global Millimeter VLBI Array (GMVA), que combina hasta 14 telescopios en observaciones VLBI regulares de 3 mm / 7 mm y es un socio clave para el Event Horizon Telescope (EHT), que realiza observaciones VLBI a una longitud de onda de 1.3 mm. Tanto las observaciones de VLBI de 3,5 mm como de 1,3 mm pueden incluir el telescopio ALMA. Uno de los principales objetivos de este esfuerzo es sondear las 'sombras de los agujeros negros' en el Centro Galáctico y en la radio-galaxia M 87. Otro tema importante es estudiar el origen de los chorros y la aceleración y colimación inicial del chorro en más radiogalaxias distantes y quásares (AGN) con una resolución sin precedentes.

Se supone que el candidato a doctorado participa activamente en la obtención de imágenes VLBI de núcleos galácticos activos (quásares, objetos BL Lac, radiogalaxias, etc.) con la resolución angular y espacial más alta posible. La investigación aborda cuestiones relacionadas con la actividad de los AGN, las relaciones estallido-eyección, el origen físico de los chorros, los detalles del lanzamiento del chorro y los procesos de aceleración del chorro primario. Para ello, se estudiará la cinemática de chorro, sus propiedades espectrales y polarimétricas utilizando imágenes mm-VLBI obtenidas de una variedad de fechas de observación, y en escalas espaciales lo más cercanas posible al motor central (escalas de unos 10 - 1000 gravitacionales radios).

Otro tema científico es el estudio de la estructura fina polarizada de AGN, que investiga la orientación y naturaleza de los campos magnéticos en la parte más interna de sus chorros relativistas. mm-VLBI tiene la ventaja de que las observaciones polarimétricas en las longitudes de onda más cortas solo se ven afectadas marginalmente por la rotación de Faraday y sondean la emisión intrínseca linealmente polarizada. Nuestro objetivo es sondear si los choques oblicuos en las regiones más internas del chorro son responsables de la emisión polarizada observada y de qué manera. El estudio detallado de la estructura compleja tridimensional y doblada espacialmente del chorro cerca de su boquilla nos ayudará a responder una de las preguntas más fundamentales en la física AGN, que es cómo Black Holes lanza chorros relativistas.


2. Campos magnéticos en la formación estelar de baja masa

La revolución de las observaciones interferométricas de polarización de alta resolución comenzó con BIMA y el Owens Valley Radio Observatory (OVRO). Estos dos conjuntos de antenas se combinaron posteriormente en CARMA (Bock et al., 2006). Las primeras observaciones con BIMA y OVRO 11 cubrieron una amplia gama de temas, incluidas las observaciones de polarización del polvo, SiO, CO y máseres de SiO hacia regiones icónicas en Orión (Rao et al., 1998 Plambeck et al., 2003 Girart et al., 2004 Matthews et al., 2005) así como observaciones de protoestrellas individuales (Girart et al., 1999 Cortes et al., 2006 Kwon et al., 2006). Estas primeras observaciones, combinadas con el extenso seguimiento de CARMA, el SMA, ALMA forman el cuerpo de trabajo que motivó esta revisión. A continuación, ponemos este trabajo en el contexto de una narrativa que aborda varias de las principales preguntas abiertas en el campo de la formación de 12 estrellas magnetizadas de baja masa.

2.1. El papel del campo magnético en el colapso protoestelar

En modelos de colapso protoestelar regulado magnéticamente (p. Ej., Mouschovias, 1976a, b, 1991 Mouschovias y Ciolek, 1999), un campo magnético fuerte y bien ordenado proporciona un soporte de presión hacia el exterior del material que cae. Esto se debe a que el campo está acoplado (o & # x0201Ccongelado & # x0201D) a la pequeña fracción de partículas cargadas en el gas débilmente ionizado. Sin embargo, en modelos no turbulentos, el efecto MHD no ideal de la difusión ambipolar (Mestel y Spitzer, 1956) permite que el material neutro (que comprende la mayor parte del núcleo de formación de estrellas) se deslice lentamente más allá de las líneas del campo magnético, por lo tanto eliminar el flujo magnético y eventualmente permitir que se produzca el colapso una vez que la relación masa-flujo exceda el valor crítico.

Una de las señales predichas de formación estelar altamente magnetizada es que a densidades suficientemente altas (& # x0227310 4 cm & # x022123), el colapso de gas fuertemente magnetizado debería pellizcar el campo magnético en una forma de & # x0201Chourglass & # x0201D con un eje de simetría perpendicular al eje mayor de un & # x0007E 1000 au & # x0201Cpseudodisk & # x0201D aplanado (Galli y Shu, 1993a, b). Se espera que el reloj de arena persista hasta escalas & # x0003C 1,000 au (Fiedler y Mouschovias, 1993 Galli y Shu, 1993b Allen et al., 2003 Gon & # x000E7alves et al., 2008 Frau et al., 2011 Kataoka et al., 2012 Mocz et al., 2017) ver Figura 1. Y de hecho, el reloj de arena predicho ahora se ha visto en una serie de observaciones interferométricas de núcleos protoestelares de baja masa (Girart et al., 1999, 2006, 2008 Rao et al., 2009 Stephens et al., 2013 Hull et al., 2014 Maury et al., 2018 Sadavoy et al., 2018a Kwon W. et al., En revisión, ver Figura 2), lo que sugiere que algunos núcleos protoestelares se forman en forma fuertemente magnetizada. regiones. Para una discusión sobre cómo restringir la formación de estrellas de campo fuerte a través de observaciones de campos magnéticos en forma de reloj de arena, consulte la sección 4.

Figura 1. Un modelo de Allen et al. (2003) que muestra una configuración de campo magnético en forma de reloj de arena en un núcleo de formación de estrellas magnetizado que colapsa. Reproducido con permiso de la American Astronomical Society (AAS).