Astronomie

Warum findet die Wasserstoffionisierung in HII-Regionen statt?

Warum findet die Wasserstoffionisierung in HII-Regionen statt?

Warum findet die Wasserstoffionisierung in HII-Regionen statt? Warum ist der Wasserstoff dort ionisiert?


Stars sind dafür verantwortlich.

HII-Regionen$^dagger$ können sich auf mehrere Dinge beziehen, aber normalerweise denkt man wohl an die Volumina um Sternentstehungsregionen. Je massereicher ein Stern ist, desto schneller verbrennt er seinen Brennstoff und das bei einer höheren Temperatur, was bedeutet, dass die Spitzen seiner Spektren mehr in Richtung der hohen Frequenzen liegen. Die massereichsten Sterne einer Sternpopulation - die sogenannten O- und B-Sterne - produzieren genügend Photonen mit Wellenlängen unterhalb der Wasserstoff-Ionisationsschwelle von $lambda = 912$ they, dass sie in ihren umgebenden HI-Wolken Blasen bilden, wodurch HII-Regionen.

Recht: Die HII-Region NGC 604 (aus Wikipedia). Links: Die Spektren von drei verschiedenen Sternen. Nur der B-Stern hat einen signifikanten Teil seines Spektrums über der Wasserstoffionisierungsschwelle. Beachten Sie die logarithmische Skala der Intensität (ab hier).

Aufgrund der hohen Dichten rekombiniert das HII schnell zu HI. Geht die Rekombination direkt in den Grundzustand über, wird ein neues ionisierendes Photon emittiert, das wiederum von einem Wasserstoffatom absorbiert wird, geht es jedoch in einen der höheren Zustände über, ist die emittierte Strahlung nicht mehr in der Lage, das Gas zu ionisieren. Auf diese Weise wird die ionisierende Strahlung in Photonen bestimmter Wellenlängen umgewandelt, die den Energieunterschieden zwischen dem angeregten Wasserstoffniveau entsprechen, insbesondere der Lyman-$alpha$-Emissionslinie mit $lambda = 1216$ Å.

Da Wasserstoff das häufigste Element im Universum ist und Lyman $alpha$ der häufigste Übergang ist, ist die Lyman $alpha$-Linie eine ausgezeichnete Sonde für die am weitesten entfernten Galaxien, in denen andere Wellenlängen nicht beobachtbar sind. Dies vor allem deshalb, weil die am weitesten entfernten Galaxien auch die frühesten sind und sich daher noch im Entstehungsprozess befinden, was eine hohe Sternentstehungsrate bedeutet, was wiederum bedeutet, dass die kurzlebigen OB-Sterne noch vorhanden sind.

Zusätzlich zu diesen unterschiedlichen Regionen von HII existiert ionisierter Wasserstoff auch in einer diffuseren Komponente zwischen den Sternen einer Galaxie, in riesigen Blasen, die durch stellare Rückkopplung und Supernovae verursacht werden, und im intergalaktischen Medium.

$^dagger$Die Begriffe HI und HII beziehen sich auf neutralen bzw. ionisierten Wasserstoff.


Warum findet die Wasserstoffionisierung in HII-Regionen statt? - Astronomie

Die Meister des stellaren Populationssynthesecodes (der Aufbau einer Galaxie aus einzelnen Sternen) sind Bruzual & Charlot. Den Kennicutt-Atlas der optischen Galaxienspektren verschiedener Typen finden Sie hier. Ein beliebter Satz von UV-Galaxievorlagen sind die von Coleman, Wu & Weedman. Hier ist eine kurze Einführung in die Sternpopulationen, die in typischen Galaxienspektren gefunden werden.

Galaxienspektren sind typischerweise durch eine starke Kontinuumskomponente gekennzeichnet, die durch die Kombination einer Reihe von Schwarzkörperemittern verursacht wird, die einen Temperaturbereich überspannen. Dies erzeugt ein ziemlich flaches Gesamtspektrum. Ein Hauptmerkmal ist der starke Bruch bei 4000 A (Angström), der durch die flächendeckende Absorption hochenergetischer Strahlung von Metallen in stellaren Atmosphären und durch einen Mangel an heißen blauen Sternen verursacht wird. An Spektren lässt sich leicht eine stufenlos variierende Funktion mit einem deutlichen Intensitätsabfall bei 4000A anpassen. Einige Spektren vom Sterntyp zeigen den Bruch bei 4000 A deutlich, während andere dies aufgrund des Fehlens von Metalllinien und einer starken Blau-/UV-Komponente nicht tun. Basierend auf der Korrelation zwischen der Stärke des Merkmals und dem Sterntyp, in welchem ​​Galaxientyp würden Sie einen starken 4000A-Bruch erwarten - Ellipsen, Spiralen oder Unregelmäßigkeiten?

Aufgrund der Absorption von Atomen (Metallen) und Molekülen in stellaren Atmosphären und kalten, interstellaren Gaswolken, die Strahlung bei Schlüsselfrequenzen absaugen, sind dem Kontinuum Absorptionsmerkmale überlagert. Dies impliziert das Vorhandensein alter Sternpopulationen, die typisch für elliptische Galaxien und in den Bulges von Spiralgalaxien sind. Zu den wichtigsten Merkmalen gehören die Calcium-H- und K-Linien (bei 3934A und 3969A), das G-Band (4304A) und die Magnesium- (5175A) und Natrium-(5894A)-Linien.

Elliptische Galaxienspektren
Elliptische Galaxienspektren sind durch starke Absorptionslinien gekennzeichnet, die auf Metalle in den stellaren Atmosphären der stellaren Population mit geringer Leuchtkraft zurückzuführen sind. Wir sehen wenige bis keine Emissionslinien ([OII]3727A und/oder [NII]6583A sind gelegentlich vorhanden), da es im Wesentlichen keine jungen Sterne und kein Gas gibt.
[Steward-Observatorium, R. Kennicutt]

Man wird auch Emissionsmerkmale sehen, die darauf zurückzuführen sind, dass Gas erhitzt wird und dann Energie bei bestimmten Wellenlängen wieder abstrahlt. Junge Sterne bilden sich in Gaswolken, die sie dann ionisieren. Die Emission des Orionnebels wird beispielsweise von vier hellen O-Sternen angetrieben, die die meisten ionisierenden Photonen (E > 13,6 eV) emittieren, die die umgebende HII-Region mit Energie versorgen.

Das Zentrum des Orionnebels ist eine aufgewühlte, turbulente Sternenfabrik inmitten eines Strudels aus fließendem, leuchtendem Gas. Obwohl diese 2,5-Lichtjahre-Ansicht ein kleiner Teil des gesamten Nebels ist, enthält sie einen Sternhaufen und fast das gesamte Licht der hell leuchtenden Gaswolken, aus denen der Nebel besteht. [NASA/HST]

Emissionsmerkmale weisen daher auf sehr heißes Gas und Sterne vom Typ OB, von den Scheiben von Spiralgalaxien und von irregulären Galaxien hin. Zu den Hauptmerkmalen gehören das [OII]-Dublett (3737A), [OIII] (4959A und 5007A) und die Balmer-Serie (6563A, 4861A, 4340A, 4103A, . ).

Unregelmäßige Galaxienspektren
Unregelmäßige Galaxienspektren sind durch starke Emissionslinien gekennzeichnet, die auf heiße junge Sterne und die umgebenden HII-Regionen zurückzuführen sind.
[Steward-Observatorium, R. Kennicutt]

Die meisten Galaxienspektren sind rotverschoben (die Spektralmerkmale haben sich zu längeren Wellenlängen verschoben als die restlichen Wellenlängenwerte), obwohl einige wenige blauverschoben sind. Dies wird ähnlich einer Dopplerverschiebung interpretiert und impliziert, dass sich die Galaxien von uns weg (rotverschoben) oder auf uns zu (blauverschoben) zubewegen. Was ist die räumliche Lage der meisten blauverschobenen Galaxien?


Im zirkumgalaktischen Medium regnen lassen

Es kann leicht sein, sich Galaxien als Inseln im Universum vorzustellen, die isoliert herumschweben. Eine Galaxie ist jedoch tatsächlich von einem riesigen Meer aus Gas geringer Dichte umgeben, das sich bis zu ihrem Virialradius und darüber hinaus erstreckt. Dieses Gas ist als zirkumgalaktisches Medium (CGM) bekannt, und immer mehr Forschungen zeigen, dass das CGM eine entscheidende Rolle bei der Entwicklung von Galaxien spielt. Die Beobachtung des CGM hat sich jedoch aufgrund seiner extrem geringen Dichte als schwierig erwiesen, sodass Simulationen eine große Rolle beim Verständnis der Physik dieser Region gespielt haben. In der heutigen Arbeit beschreiben die Autoren die Auswirkungen einer CGM-Simulation mit deutlich erhöhter Auflösung, die in der Lage ist, kühles Gas aufzulösen, das im CGM ausfällt und auf die Galaxie niederregnet.

Was wissen wir über das CGM?

Das CGM befindet sich etwas außerhalb der Galaxie und beherbergt großräumige Gasströme, die die Entwicklung der Galaxie vorantreiben. Diese Gasströme liefern Treibstoff für die Sternentstehung, regulieren die Wechselwirkungen zwischen Halos aus Dunkler Materie und dem intergalaktischen Medium und enthalten die Energie, Masse und Metalle großer Ausflüsse aus einer Galaxie. Tatsächlich wird vorhergesagt, dass das CGM mindestens so viele Baryonen und schwere Elemente enthält wie Galaxien selbst, und die meisten Metalle im Universum befinden sich im CGM. Diese Metalle (was in astronomischen Begriffen schwerer als Wasserstoff oder Helium bedeutet), die durch galaktische Ausflüsse abgelagert werden, dienen als dominierendes Kühlmittel für das CGM. Sie sind in der Lage, Energie leichter abzustrahlen als Elemente wie Wasserstoff, so dass eine erhöhte Menge an Metallen zu kühlerem Gas führen kann. Folglich trägt dieser Einstrom von Metallen dazu bei, zwei Gasphasen zu erzeugen: “cool” (10.000 Kelvin) Gas, das aus neutralem Wasserstoff und anderen Elementen in niederenergetischen Ionisationszuständen besteht, und “hot” (300.000 – 1.000.000 .). Kelvin) Gas, das Sauerstoff, Stickstoff und Neon in hochenergetischen Ionisationszuständen enthält.

Leider hat die Computerarbeit die beobachteten Häufigkeiten dieser Ionen bei Rotverschiebungen um Größenordnungen chronisch unterproduziert. Neuere Arbeiten haben gezeigt, dass die AGN-Rückkopplung die Häufigkeiten von Sauerstoff und anderen Ionen im heißen Gas erhöhen kann, aber die Diskrepanz bleibt für Wasserstoff und andere Ionen im kalten Gas bestehen. In der heutigen Arbeit diskutieren die Autoren die Auswirkungen einer erhöhten Simulationsauflösung auf diese Diskrepanzen.

Beheben des Lösungsproblems

Vielleicht liegt ein Grund dafür, dass Simulationen Schwierigkeiten haben, Beobachtungen des CGM zu reproduzieren, in ihren Auflösungsgrenzen. Ähnlich wie die Verwendung von mehr Pixeln in einem Fernseh- oder Computerbildschirm zu einem besseren Bild führt, bedeutet eine Erhöhung der Auflösung in einer Simulation, dass mehr Zellen oder Partikel verwendet werden, um ein besseres physikalisches Bild von dem zu erhalten, was vor sich geht. Jede Erhöhung der Auflösung erhöht jedoch den Rechenaufwand der Simulation. Dies bedeutet, dass Ihre Simulation, deren Ausführung einige Tage dauerte, stattdessen einige Monate dauern kann.

Folglich wenden die meisten Galaxiensimulationen ihre höchste Auflösung auf Regionen mit hoher Dichte an, in denen sich die meiste Materie befindet. Dies ist großartig, um herauszufinden, was in der dichten Scheibe einer Galaxie passiert, aber nicht ideal, um das CGM mit niedriger Dichte zu studieren. Der heutige Artikel führt Simulationen durch, die dem CGM eine hohe Auflösung aufzwingen und Auflösungen erreichen, die mit denen vergleichbar sind, die normalerweise in der Scheibe der Galaxie erhalten werden. Diese Technik wird passenderweise Enhanced Halo Resolution (EHR) genannt. Abbildung 1 zeigt die Auflösungen, die sowohl durch eine normale kosmologische Simulation als auch durch eine EHR-Simulation für eine Region erhalten wurden, die eine Galaxie und ihre umgebenden Filamente umfasst.

Abbildung 1: Auflösungsdiagramme für eine traditionelle (AMR – adaptive Netzverfeinerung) und EHR-Simulation. Jedes dieser Gitter besteht aus vielen Zellen, und die räumliche Auflösung bezieht sich auf die physikalische Länge (in Kiloparsec) der kleinsten Zelle, die in einer Region vorhanden ist. Im linken Feld sind viele Galaxien vorhanden und eine besonders massereiche Galaxie liegt im Zentrum. Sein Virialradius wird durch die gepunktete weiße Linie angezeigt. Die Auflösung im CGM ist ungefähr 16-mal schlechter als in der Scheibe der Galaxie. Auf der rechten Seite erzwingt die EHR-Simulation eine hohe Auflösung ungefähr bis zum Virialradius, wodurch sichergestellt wird, dass Interaktionen innerhalb des CGM viel mehr rechnerische Aufmerksamkeit erhalten. Entnommen aus Abbildung 2 im Papier.

Was kostet Sie dieser Rechenaufwand?

Durch die bessere Auflösung des Gases im CGM stellen die Autoren fest, dass eine Reihe von physikalischen Effekten auftreten. Erstens verschiebt sich das Gleichgewicht zwischen kaltem und heißem Gas, so dass mehr kaltes Gas und weniger heißes Gas übrig bleiben als bei Simulationen mit geringerer Auflösung. Die sich bildenden kühlen Gaswolken sind ebenfalls größer und kleiner. Schließlich nimmt die Menge an neutralem Wasserstoff und anderen niederenergetischen Ionen im Kühlgas zu, während die Häufigkeit von Sauerstoff, Stickstoff und Neon in hochenergetischen Ionisationszuständen aufgrund der Abnahme des heißen Gases sinkt. In Verbindung mit den oben genannten Arbeiten zur AGN-Rückkopplung kann dies Simulationen den beobachteten Häufigkeiten dieser Ionen näher bringen.

Figur 2: Eine Galaxie und das CGM in einer AMR-Simulation und einer EHR-Simulation. In der EHR-Simulation ist ein deutlicher Anstieg des HI (neutraler Wasserstoff) zu erkennen. Denken Sie daran, dass neutraler Wasserstoff das kühle Gas verfolgt, das rechts zu vielen Klumpen kondensiert, die in einer herkömmlichen AMR-Simulation nicht aufgelöst wurden. Viele dieser Klumpen fallen in die Galaxie zurück, weil sie nicht mehr genug thermische Energie haben, um der Anziehungskraft der Galaxie zu widerstehen. Entnommen aus Abbildung 3 im Papier.

Mit anderen Worten, EHR bewirkt, dass sich mehr Gas im CGM abkühlt, zu Wolken kondensiert und möglicherweise in die Galaxie zurückfällt. Dies ist völlig analog zu Wasserdampf in unserer eigenen Atmosphäre, der sich oft abkühlt, Wolken bildet und auf die Erde zurückregnet. Auf diese Weise kann man sich das CGM als die Atmosphäre einer Galaxie vorstellen. Abbildung 2 zeigt, wie kühles Gas in diese Wolken kondensiert, von denen einige in die Galaxie fallen.

Warum führt eine Erhöhung der Auflösung zu mehr kühlem Gas? Die Antwort liegt darin, wie sich Gas in Simulationen vermischt. Bei geringerer Auflösung werden Wolken aus kaltem Gas typischerweise nur von wenigen Zellen aufgelöst, was eine künstliche Mischung zwischen dem heißen und kühlen Gas induziert. Um dies zu demonstrieren, führen die Autoren eine Testsimulation durch, die in Abbildung 3 dargestellt ist.

Figur 3: In dieser Testaufgabe sitzt eine 4 Kiloparsec breite Wolke aus kühlem Gas 260 Millionen Jahre lang in einem heißen Gasstrom. Im niedrigauflösenden Test wird die Begrenzung der Wolke nur durch wenige Zellen aufgelöst. Diese künstlich dicke Grenze bedeutet, dass sich ein Großteil des kühlen Gases schnell mit dem heißen Gas vermischt und den HI (neutralen Wasserstoff) eliminiert. Im hochauflösenden Fall wird die Grenze viel dünner, wodurch das kühle Gas im Inneren viel länger überleben kann. Entnommen aus Abbildung 13 im Papier.

Die Auflösung macht eindeutig einen großen Unterschied beim Verständnis der Physik des CGM und der Galaxien. So wie beispielsweise Pflanzen auf der Erde nach einem Regen sprießen, kann kühles Gas, das im CGM kondensiert und in eine Galaxie fällt, die Sternentstehung auslösen. Das Verständnis der Ökologie und Geologie der Erde erfordert ein detailliertes Bild der Atmosphäre, und vielleicht hängt die Entschlüsselung der Geheimnisse der Galaxienentwicklung ebenso stark von unserem Verständnis des CGM ab.


Im zirkumgalaktischen Medium regnen lassen

Anmerkung der Redaktion: Astrobites ist eine von Studenten geführte Organisation, die astrophysikalische Literatur für Studenten verdaut. Als Teil der Partnerschaft zwischen der AAS und Astrobites veröffentlichen wir gelegentlich Astrobites-Inhalte hier bei AAS Nova. Wir hoffen, dass Ihnen dieser Beitrag von astrobites gefällt. Das Original kann auf astrobites.org eingesehen werden.

Titel: Der Einfluss einer verbesserten Halo-Auflösung auf das simulierte zirkumgalaktische Medium
Autoren: Cameron B. Hummels, Britton D. Smith, Philip F. Hopkins et al.
Institution des Erstautors: TAPIR, California Institute of Technology
Status: Eingereicht an ApJ

Es kann leicht sein, sich Galaxien als Inseln im Universum vorzustellen, die isoliert herumschweben. Eine Galaxie ist jedoch tatsächlich von einem riesigen Meer aus Gas geringer Dichte umgeben, das sich bis zu ihrem Virialradius und darüber hinaus erstreckt. Dieses Gas ist als zirkumgalaktisches Medium (CGM) bekannt, und immer mehr Forschungen zeigen, dass das CGM eine entscheidende Rolle bei der Entwicklung von Galaxien spielt. Die Beobachtung des CGM hat sich jedoch aufgrund seiner extrem geringen Dichte als schwierig erwiesen, sodass Simulationen eine große Rolle beim Verständnis der Physik dieser Region gespielt haben. In der heutigen Arbeit beschreiben die Autoren die Auswirkungen einer CGM-Simulation mit deutlich erhöhter Auflösung, die in der Lage ist, kühles Gas aufzulösen, das im CGM ausfällt und auf die Galaxie niederregnet.

Was wissen wir über das CGM?

Das CGM befindet sich etwas außerhalb der Galaxie und beherbergt großräumige Gasströme, die die Entwicklung der Galaxie vorantreiben. Diese Gasströme liefern Treibstoff für die Sternentstehung, regulieren die Wechselwirkungen zwischen Halos aus Dunkler Materie und dem intergalaktischen Medium und enthalten die Energie, Masse und Metalle großer Ausflüsse aus einer Galaxie. Tatsächlich wird vorhergesagt, dass das CGM mindestens so viele Baryonen und schwere Elemente enthält wie Galaxien selbst, und die meisten Metalle im Universum befinden sich im CGM. Diese Metalle (was in astronomischen Begriffen schwerer als Wasserstoff oder Helium bedeutet), die durch galaktische Ausflüsse abgelagert werden, dienen als dominierendes Kühlmittel für das CGM. Sie sind in der Lage, Energie leichter abzustrahlen als Elemente wie Wasserstoff, so dass eine erhöhte Menge an Metallen zu kühlerem Gas führen kann. Folglich trägt dieser Einstrom von Metallen dazu bei, zwei Gasphasen zu erzeugen: “cool” (10.000 Kelvin) Gas, das aus neutralem Wasserstoff und anderen Elementen in niederenergetischen Ionisationszuständen besteht, und “hot” (300.000–1.000.000 Kelvin) Gas, das Sauerstoff, Stickstoff und Neon in hochenergetischen Ionisationszuständen enthält.

Leider hat die Computerarbeit die beobachteten Häufigkeiten dieser Ionen bei Rotverschiebungen um Größenordnungen chronisch unterproduziert. Neuere Arbeiten haben gezeigt, dass die AGN-Rückkopplung die Häufigkeiten von Sauerstoff und anderen Ionen im heißen Gas erhöhen kann, aber die Diskrepanz bleibt für Wasserstoff und andere Ionen im kalten Gas bestehen. In der heutigen Arbeit diskutieren die Autoren die Auswirkungen einer erhöhten Simulationsauflösung auf diese Diskrepanzen.

Beheben des Lösungsproblems

Vielleicht liegt ein Grund dafür, dass Simulationen Schwierigkeiten haben, Beobachtungen des CGM zu reproduzieren, in ihren Auflösungsgrenzen. Ähnlich wie die Verwendung von mehr Pixeln in einem Fernseh- oder Computerbildschirm zu einem besseren Bild führt, bedeutet eine Erhöhung der Auflösung in einer Simulation, dass mehr Zellen oder Partikel verwendet werden, um ein besseres physikalisches Bild von dem zu erhalten, was vor sich geht. Jede Erhöhung der Auflösung erhöht jedoch den Rechenaufwand der Simulation. Dies bedeutet, dass Ihre Simulation, deren Ausführung einige Tage dauerte, stattdessen einige Monate dauern kann.

Folglich wenden die meisten Simulationen von Galaxien ihre höchste Auflösung auf Regionen mit hoher Dichte an, in denen sich die meiste Materie befindet. Dies ist großartig, um herauszufinden, was in der dichten Scheibe einer Galaxie passiert, aber nicht ideal, um das CGM mit niedriger Dichte zu studieren. Der heutige Artikel führt Simulationen durch, die dem CGM eine hohe Auflösung aufzwingen und Auflösungen erreichen, die mit denen vergleichbar sind, die normalerweise in der Scheibe der Galaxie erhalten werden. Diese Technik wird passenderweise Enhanced Halo Resolution (EHR) genannt. Abbildung 1 zeigt die Auflösungen, die sowohl durch eine normale kosmologische Simulation als auch durch eine EHR-Simulation für eine Region erhalten wurden, die eine Galaxie und ihre umgebenden Filamente umfasst.

Abbildung 1: Auflösungsdiagramme für eine traditionelle (AMR – adaptive Netzverfeinerung) und EHR-Simulation. Jedes dieser Gitter besteht aus vielen Zellen, und die räumliche Auflösung bezieht sich auf die physikalische Länge (in Kiloparsec) der kleinsten Zelle, die in einer Region vorhanden ist. Im linken Feld sind viele Galaxien vorhanden und eine besonders massereiche Galaxie liegt im Zentrum. Sein Virialradius wird durch die gepunktete weiße Linie angezeigt. Die Auflösung im CGM ist ungefähr 16-mal schlechter als in der Scheibe der Galaxie. Auf der rechten Seite erzwingt die EHR-Simulation eine hohe Auflösung ungefähr bis zum Virialradius, wodurch sichergestellt wird, dass Interaktionen innerhalb des CGM viel mehr rechnerische Aufmerksamkeit erhalten. [Hummelset al. 2019]

Was kostet Sie diese Rechenkosten?

Durch die bessere Auflösung des Gases im CGM stellen die Autoren fest, dass eine Reihe von physikalischen Effekten auftreten.Erstens verschiebt sich das Gleichgewicht zwischen kaltem und heißem Gas, so dass mehr kaltes Gas und weniger heißes Gas übrig bleiben als bei Simulationen mit geringerer Auflösung. Die sich bildenden kühlen Gaswolken sind ebenfalls größer und kleiner. Schließlich nimmt die Menge an neutralem Wasserstoff und anderen niederenergetischen Ionen im Kühlgas zu, während die Häufigkeit von Sauerstoff, Stickstoff und Neon in hochenergetischen Ionisationszuständen aufgrund der Abnahme des heißen Gases sinkt. In Verbindung mit den oben genannten Arbeiten zur AGN-Rückkopplung kann dies Simulationen den beobachteten Häufigkeiten dieser Ionen näher bringen.

Abbildung 2: Eine Galaxie und das CGM in einer AMR-Simulation und einer EHR-Simulation. In der EHR-Simulation ist ein deutlicher Anstieg des HI (neutraler Wasserstoff) zu erkennen. Denken Sie daran, dass neutraler Wasserstoff das kühle Gas verfolgt, das rechts zu vielen Klumpen kondensiert, die in einer herkömmlichen AMR-Simulation nicht aufgelöst wurden. Viele dieser Klumpen fallen in die Galaxie zurück, weil sie nicht mehr genug thermische Energie haben, um der Anziehungskraft der Galaxie zu widerstehen. [Hummelset al. 2019]

Warum führt eine Erhöhung der Auflösung zu mehr kühlem Gas? Die Antwort liegt darin, wie sich Gas in Simulationen vermischt. Bei geringerer Auflösung werden Wolken aus kaltem Gas typischerweise nur von wenigen Zellen aufgelöst, was eine künstliche Mischung zwischen dem heißen und kühlen Gas induziert. Um dies zu demonstrieren, führen die Autoren eine Testsimulation durch, die in Abbildung 3 dargestellt ist.

Abbildung 3: In dieser Testaufgabe sitzt eine 4 Kiloparsec breite Wolke aus kühlem Gas 260 Millionen Jahre lang in einem heißen Gasstrom. Im niedrigauflösenden Test wird die Begrenzung der Wolke nur durch wenige Zellen aufgelöst. Diese künstlich dicke Grenze bedeutet, dass sich ein Großteil des kühlen Gases schnell mit dem heißen Gas vermischt und den HI (neutralen Wasserstoff) eliminiert. Im hochauflösenden Fall wird die Grenze viel dünner, wodurch das kühle Gas im Inneren viel länger überleben kann. [Hummelset al. 2019]

Über den Autor Michael Foley:

Ich bin ein Doktorand, der Astrophysik an der Harvard University studiert. Meine Forschung konzentriert sich auf die Verwendung von Simulationen und Beobachtungen, um stellare Rückkopplungen zu untersuchen – die Auswirkungen des Lichts und der Materie, die von Sternen in ihre Umgebung ausgestoßen werden. Ich bin daran interessiert zu erfahren, wie diese Effekte die weitere Sternen- und Galaxienbildung und -entwicklung beeinflussen können. Außerhalb der Forschung bin ich wirklich leidenschaftlich an Bildung, Musik und kostenlosem Essen interessiert.


Eine Möglichkeit, die Materie zu betrachten, besteht darin, zu erkennen, dass die Hauptfolge eine Reihe von stabilen Gleichgewichtszuständen für Sterne als Funktion der Masse darstellt. Das heißt, jeder Ball aus (meist) Wasserstoff, der aufgrund seiner Eigengravitation kollabiert, wird weiter kollabieren, bis er einen Zustand erreicht, in dem ihm ein Mittel zur Energieerzeugung zur Verfügung steht. Und diese Energiequelle liefert den thermischen Druck, der den Gravitationskollaps stoppt.

Die Existenz einer Hauptsequenz bedeutet, dass die Masse eines kollabierenden Protosterns die resultierende Leuchtkraft und Oberflächentemperatur bestimmt, bei der er einen stabilen Zustand erreicht.

In den 1860er Jahren argumentierten William Thompson, Lord Kelvin und Ludwig von Helmholtz, dass die Gravitationskompression die Quelle der Sonnenenergie sein könnte. ABER! Es stellt sich heraus, dass die vorhergesagte Lebensdauer der Sonne nur etwa eine Million Jahre betragen würde. Und es würde bedeuten, dass die Sonne schrumpft und in der Vergangenheit viel größer gewesen wäre. Sogar im 19. Jahrhundert schlossen geologische Datierungen und die Obergrenzen gemessener Änderungen des Sonnenradius die Hypothese aus, dass die Gravitationskompression die Quelle der Sonnenenergie sein könnte.

Verbrennung (Verbrennen von Kohle oder Öl usw.) setzt frei

im Vergleich zur Sonnenleuchtkraft von

Dies impliziert, dass die Verbrennungsrate

Nun, die Sonne enthält ungefähr Atome, also würde dies bedeuten, dass die Sonnenlebensdauer nur

Energieerzeugung in Hauptreihensternen stammt aus der Kernfusion. Dies folgt aus Albert Einsteins Spezielle Relativitätstheorie, und wurde in den 1930er Jahren verstanden. Eines der grundlegenden Ergebnisse der Spezielle Relativitätstheorie ist die Äquivalenz von Masse und Energie, zusammengefasst in der berühmten Gleichung

Beachten Sie, dass die Gleichung impliziert, dass eine kleine Menge an Masse in eine sehr große Menge an Energie umgewandelt werden kann.

In vereinfachter Form erzeugt die Sonne Energie, indem sie vier Wasserstoffkerne in einen Heliumkern umwandelt. Wenn man zu einer Tabelle der Atommassen geht und die beteiligten Massen addiert, findet man, dass vier H Atome sind massiver als eins Er Atom um etwa 0,7%. Der Massenunterschied gilt für eine einzelne Reaktion. Dies bedeutet, dass die erzeugte Energie

Oder sieben Größenordnungen größer als bei der Verbrennung. Das impliziert

Tatsächlich werden nur 10 % der Sonnenmasse fusionieren, also beträgt die wahre Lebensdauer nur 10 Milliarden Jahre, nicht 100 Milliarden.


Daher können wir sehen, dass Sterne nur Atome (Wasserstoff) sind, die aufeinander treffen und Licht erzeugen. Wissenschaftler wissen durch die Verwendung des a, woraus Sterne bestehen.

(Kernchemie) Die beiden Wasserstoffatome „verbinden“ sich zu Helium, einem neuen Element. Kernspaltung tritt auf, wenn ein großes instabiles Element in kleine zerfällt.

Alpha (α) Strahlung Die Alphastrahlungsteilchen haben 2 Protonen und 2 Neutronen, die sich in einem Heliumkern befinden. Da die Alphateilchen den Heliumkern emittieren.

c. Neutrinos erzählt uns über den thermonuklearen Prozess, der im Sonnenkern abläuft und was aus dem Kern freigesetzt wird, den wir nicht von anderen Venu lernen können.

Die Chromosphäre ist durch Plagen und Flares gekennzeichnet. Plages befinden sich in der unteren Ebene der Chromosphäre, die der Photosphäre am nächsten liegt. Plages sind dichter wi.

1. Was sind Keplers 3 Gesetze? Erklären Sie jedes Gesetz im Detail und warum es in der Astronomie wichtig ist. (3 Pkt.) Keplers Drei Gesetze, dass alles um die Sonne kreist. Th.

Der Nebel und der Protoplanet starten beide den Prozess mit einer Wolke, die sich schließlich dreht. Außerdem tritt irgendwo im Prozess ein Schrumpfen/Komprimieren auf. Allerdings.

Der kontinuierliche Fluss aus dem Sonnenmagnetfeld und subatomaren Teilchen aus der Sonnenatmosphäre oder Korona in das Sonnensystem wird Sonnenwind genannt. .

In einem Atom ist ein Kern von Elektronen umgeben, die sich in ständiger Bewegung befinden. Die Elektronen befinden sich in Elektronenwolken, oder wohin sie im Atom gehen. Das Proton, S.

Mit anderen Worten, ionisiertes Gas umfasst Plasma. Dieses Plasma kann der Schwerkraft der Sonne entkommen und wird zum Sonnenwind, der kontinuierlich durch die Sonne bläst.


Warum findet die Wasserstoffionisierung in HII-Regionen statt? - Astronomie

DAS ATOMIC WASSERSTOFF-EMISSIONSSPEKTRUM

Diese Seite stellt das atomare Wasserstoffemissionsspektrum vor und zeigt, wie es aus Elektronenbewegungen zwischen Energieniveaus innerhalb des Atoms entsteht. Es wird auch untersucht, wie das Spektrum verwendet werden kann, um die Ionisationsenergie von Wasserstoff zu bestimmen.

Was ist ein Emissionsspektrum?

Beobachtung des Emissionsspektrums von Wasserstoff

Eine Wasserstoffentladungsröhre ist eine schlanke Röhre, die Wasserstoffgas bei niedrigem Druck mit einer Elektrode an jedem Ende enthält. Wenn Sie eine Hochspannung daran anlegen (z. B. 5000 Volt), leuchtet die Röhre hellrosa auf.

Wird das Licht durch ein Prisma oder Beugungsgitter geleitet, wird es in seine verschiedenen Farben zerlegt. Was Sie sehen würden, ist ein kleiner Teil des Wasserstoffemissionsspektrums. Der größte Teil des Spektrums ist für das Auge unsichtbar, da es sich entweder im Infraroten oder im Ultravioletten befindet.

Das Foto zeigt links einen Teil einer Wasserstoffentladungsröhre und rechts die drei am leichtesten sichtbaren Linien im sichtbaren Teil des Spektrums. (Ignorieren Sie das "Verschmieren" - insbesondere links von der roten Linie. Dies wird durch Fehler in der Art und Weise der Aufnahme verursacht. Siehe Hinweis unten.)

Hinweis: Dieses Foto wurde mit freundlicher Genehmigung von Dr. Rod Nave vom Department of Physics and Astronomy der Georgia State University, Atlanta, erstellt. Das Foto stammt aus Notizen über das Wasserstoffspektrum auf seinen HyperPhysics-Seiten auf der Website der Universität. Wenn Sie an mehr als einem einführenden Einblick in das Thema interessiert sind, sind Sie hier richtig.

Idealerweise würde das Foto drei saubere Spektrallinien zeigen – dunkelblau, cyan und rot. Das rote Verschmieren, das links von der roten Linie erscheint, und ähnliches Verschmieren (viel schwieriger zu sehen) links von den anderen beiden Linien kommt laut Dr. Nave wahrscheinlich von Streureflexionen in der Anordnung, oder möglicherweise von Fehlern im Beugungsgitter. Ich habe mich trotzdem für dieses Foto entschieden, weil a) ich es für ein atemberaubendes Bild halte und b) es das einzige ist, das mir je begegnet ist, das eine Wasserstoffentladungsröhre und ihr Spektrum im selben Bild enthält.

Erweiterung des Emissionsspektrums von Wasserstoff ins UV und IR

Das Wasserstoffspektrum hat viel mehr zu bieten als die drei Linien, die Sie mit bloßem Auge sehen können. Es ist auch möglich, Linienmuster sowohl im ultravioletten als auch im infraroten Bereich des Spektrums zu erkennen.

Diese fallen in eine Reihe von "Reihen" von Zeilen, die nach der Person benannt sind, die sie entdeckt hat. Das Diagramm unten zeigt drei dieser Serien, aber es gibt weitere im Infrarotbereich links von der im Diagramm gezeigten Paschen-Serie.

Das Diagramm ist ziemlich kompliziert, daher werden wir es uns nach und nach ansehen. Schauen Sie sich zuerst die Lyman-Reihe rechts im Diagramm an - dies ist die am weitesten verbreitete und am einfachsten zu sehen, was passiert.

Hinweis: Die Frequenzskala ist in PHz angegeben - das ist PetaHertz. Sie kennen Präfixe wie kilo (bedeutet tausend oder 10 3 mal) und mega (bedeutet eine Million oder 10 6 mal). Peta bedeutet 10 15 mal. Ein Wert wie 3 PHz bedeutet also 3 x 10 15 Hz. Wenn Sie sich Sorgen um "Hertz" machen, bedeutet dies nur "Zyklen pro Sekunde".

Die Lyman-Reihe ist eine Reihe von Linien im Ultraviolett. Beachten Sie, dass die Linien mit zunehmender Frequenz immer näher zusammenrücken. Schließlich kommen sie sich so nahe, dass es unmöglich wird, sie als etwas anderes als ein kontinuierliches Spektrum zu sehen. Darauf deutet das schattierte Bit am rechten Ende der Serie hin.

Dann an einem bestimmten Punkt, bekannt als der Seriengrenze, die Serie stoppt.

Schaut man sich nun die Balmer-Serie oder die Paschen-Serie an, sieht man, dass das Muster zwar gleich ist, aber die Serien kompakter geworden sind. Beachten Sie in der Balmer-Serie die Position der drei sichtbaren Linien aus dem Foto weiter oben auf der Seite.

Alles verkomplizieren - Frequenz und Wellenlänge

Sie werden oft feststellen, dass das Wasserstoffspektrum eher mit Lichtwellenlängen als mit Frequenzen gezeichnet wird. Leider erhält man aufgrund der mathematischen Beziehung zwischen der Frequenz des Lichts und seiner Wellenlänge zwei völlig unterschiedliche Ansichten des Spektrums, wenn man es gegen die Frequenz oder gegen die Wellenlänge aufträgt.

Die Beziehung zwischen Frequenz und Wellenlänge

Der mathematische Zusammenhang lautet:

Eine Neuordnung ergibt Gleichungen für entweder Wellenlänge oder Frequenz.

Dies bedeutet, dass zwischen den beiden eine umgekehrte Beziehung besteht – eine hohe Frequenz bedeutet eine niedrige Wellenlänge und umgekehrt.

Hinweis: Sie werden manchmal Frequenzen finden, wenn das viel offensichtlichere Symbol f gegeben ist.

Zeichnen des Wasserstoffspektrums in Bezug auf die Wellenlänge

So sieht das Spektrum aus, wenn Sie es in Wellenlängen statt in Frequenzen darstellen:

. . . und nur um Sie daran zu erinnern, wie das Spektrum in Bezug auf die Frequenz aussieht:

Ist das verwirrend? Also ich finde es extrem verwirrend! Also, was tun Sie dagegen?

Für den Rest dieser Seite werde ich nur Schauen Sie sich das Spektrum gegen die Frequenz an, weil es viel einfacher ist, es mit dem, was im Atom passiert, in Beziehung zu setzen. Beachten Sie, dass das Spektrum je nach Darstellung unterschiedlich aussieht, aber ansonsten ignorieren Sie die Wellenlängenversion, es sei denn, es ist offensichtlich, dass Ihre Untersucher dies wünschen. Wenn Sie versuchen, beide Versionen zu lernen, werden Sie sie nur durcheinander bringen!

Hinweis: Lehrpläne werden diesbezüglich wahrscheinlich nicht sehr hilfreich sein. Sie müssen sich frühere Papiere und Notenschemata ansehen.

Wenn Sie auf eine Prüfung in Großbritannien hinarbeiten und diese Dinge nicht haben, können Sie auf der Seite mit den Lehrplänen herausfinden, wie Sie sie erhalten.

Das Emissionsspektrum von Wasserstoff erklären hydrogen

Die Balmer- und Rydberg-Gleichungen

Mit erstaunlichen mathematischen Erkenntnissen entwickelte Balmer 1885 eine einfache Formel zur Vorhersage der Wellenlänge einer der Linien in der heutigen Balmer-Reihe. Drei Jahre später verallgemeinerte Rydberg dies, so dass es möglich war, die Wellenlängen jeder der Linien im Wasserstoffemissionsspektrum zu berechnen.

Was Rydberg sich ausgedacht hat, war:

RH ist eine Konstante, die als bekannt ist Rydberg-Konstante.

nein1 und nein2 sind ganze Zahlen (ganze Zahlen). nein2 muss größer als n sein1. Mit anderen Worten, wenn n1 ist, sagen wir, 2 dann n2 kann eine beliebige ganze Zahl zwischen 3 und unendlich sein.

Mit den verschiedenen Zahlenkombinationen, die Sie in diese Formel einfügen können, können Sie die Wellenlänge jeder der Linien im Wasserstoffemissionsspektrum berechnen - und es besteht eine enge Übereinstimmung zwischen den Wellenlängen, die Sie mit dieser Formel erhalten, und denen, die durch die Analyse eines realen Spektrums gefunden werden found .

Hinweis: Wenn Sie auf eine Version von Balmers Originalgleichung stoßen, sieht sie nicht so aus. In der Balmer-Gleichung gilt n1 ist immer 2 - denn das gibt die Wellenlängen der Linien im sichtbaren Teil des Spektrums an, was ihn interessierte. Seine ursprüngliche Gleichung war auch anders organisiert. Die moderne Version zeigt deutlicher, was vor sich geht.

Sie können auch eine modifizierte Version der Rydberg-Gleichung verwenden, um die Frequenz jeder der Linien zu berechnen. Sie können diese Version aus der vorherigen Gleichung und der Formel für Wellenlänge und Frequenz weiter oben auf der Seite berechnen.

Hinweis: Möglicherweise stoßen Sie auf Versionen der Rydberg-Gleichung, bei denen n1 und nein2 sind umgekehrt, oder sie können sogar gegen Buchstaben wie m und n ausgetauscht werden. Unabhängig davon, welche Version Sie verwenden, die größere Zahl muss immer diejenige sein, die am Ende des rechten Begriffs steht - die Sie mitnehmen. Wenn Sie sie falsch herumlegen, ist es sofort offensichtlich, wenn Sie eine Berechnung beginnen, da Sie am Ende eine negative Antwort erhalten!

Der Ursprung des Wasserstoffemissionsspektrums

Die Linien im Wasserstoffemissionsspektrum bilden regelmäßige Muster und können durch eine (relativ) einfache Gleichung dargestellt werden. Jede Zeile kann aus einer Kombination einfacher ganzer Zahlen berechnet werden.

Warum emittiert Wasserstoff, wenn er durch eine hohe Spannung angeregt wird, und welche Bedeutung haben diese ganzen Zahlen?

Wenn nichts ihn anregt, befindet sich das Elektron des Wasserstoffs im ersten Energieniveau - dem Niveau, das dem Kern am nächsten ist. Aber wenn man dem Atom Energie zuführt, wird das Elektron auf ein höheres Energieniveau angeregt – oder sogar ganz aus dem Atom entfernt.

Die Hochspannung in einer Entladungsröhre liefert diese Energie. Wasserstoffmoleküle werden zuerst in Wasserstoffatome zerlegt (daher die atomar Wasserstoffemissionsspektrum) und Elektronen werden dann in höhere Energieniveaus befördert.

Angenommen, ein bestimmtes Elektron wurde in das dritte Energieniveau angeregt. Dieser würde tendenziell wieder Energie verlieren, indem er auf ein niedrigeres Niveau zurückfällt. Dies könnte auf zwei verschiedene Arten geschehen.

Es könnte wieder ganz nach unten auf die erste Ebene fallen, oder sie könnte auf die zweite Ebene zurückfallen - und dann in einem zweiten Sprung auf die erste Ebene.

Verknüpfung bestimmter Elektronensprünge mit einzelnen Linien im Spektrum

Wenn ein Elektron vom 3-Niveau auf das 2-Niveau fällt, muss es genau so viel Energie verlieren wie die Energielücke zwischen diesen beiden Niveaus. Die Energie, die das Elektron verliert, kommt als Licht heraus (wobei "Licht" UV und IR sowie sichtbares umfasst).

Jede Lichtfrequenz ist mit einer bestimmten Energie durch die Gleichung verbunden:

Je höher die Frequenz, desto höher die Energie des Lichts.

Wenn ein Elektron vom 3-Niveau auf das 2-Niveau fällt, wird rotes Licht gesehen. Dies ist der Ursprung der roten Linie im Wasserstoffspektrum. Indem Sie die Frequenz des roten Lichts messen, können Sie seine Energie berechnen. Diese Energie muss genau der Energielücke zwischen dem 3-Niveau und dem 2-Niveau im Wasserstoffatom entsprechen.

Die letzte Gleichung kann daher als Maß für die Energielücke zwischen zwei Elektronenniveaus umgeschrieben werden.

Der größtmögliche Energieabfall erzeugt daher die höchste Frequenzlinie im Spektrum. Der größte Abfall wird von der Unendlichkeitsstufe auf die 1-Stufe erfolgen. (Die Bedeutung der Unendlichkeitsstufe wird später klargestellt.)

Die nächsten Diagramme bestehen aus zwei Teilen – mit den Energieniveaus oben und dem Spektrum unten.

Wenn ein Elektron vom 6-Niveau abgefallen ist, ist der Fall etwas geringer, und daher wird die Frequenz etwas niedriger sein. (Aufgrund des Maßstabs des Diagramms ist es unmöglich, alle Sprünge mit allen Ebenen zwischen 7 und unendlich einzuzeichnen!)

. . . und während Sie sich durch die anderen möglichen Sprünge zum 1-Level arbeiten, haben Sie die gesamte Lyman-Serie berücksichtigt. Die Abstände zwischen den Linien im Spektrum spiegeln die Art und Weise wider, wie sich die Abstände zwischen den Energieniveaus ändern.

Wenn Sie das gleiche für Sprünge auf die 2-Ebene tun, landen Sie bei den Linien der Balmer-Serie. Diese Energielücken sind alle viel kleiner als bei der Lyman-Serie, und daher sind auch die erzeugten Frequenzen viel niedriger.

Die Paschen-Reihe würde durch Sprünge auf die 3-Ebene erzeugt, aber das Diagramm wird sehr unübersichtlich, wenn ich diese auch einbeziehe - ganz zu schweigen von allen anderen Serien mit Sprüngen auf die 4-Ebene, Ebene und so weiter.

Die Bedeutung der Zahlen in der Rydberg-Gleichung

nein1 und nein2 in der Rydberg-Gleichung sind einfach die Energieniveaus an beiden Enden des Sprungs, die eine bestimmte Linie im Spektrum erzeugen.

Zum Beispiel in der Lyman-Reihe, n1 ist immer 1. Elektronen fallen auf das 1-Niveau, um Linien in der Lyman-Reihe zu erzeugen. Für die Balmer-Serie, nein1 ist immer 2, weil Elektronen auf das 2-Niveau fallen.

nein2 ist die Ebene, von der aus gesprungen wird. Wir haben bereits erwähnt, dass die rote Linie von Elektronen erzeugt wird, die vom 3-Niveau auf das 2-Niveau fallen. In diesem Fall ist dann n2 ist gleich 3.

Die Bedeutung der Unendlichkeitsstufe

Die Unendlichkeitsstufe stellt die höchstmögliche Energie dar, die ein Elektron als Teil eines Wasserstoffatoms haben kann. Was passiert also, wenn das Elektron diese Energie auch nur um ein winziges bisschen überschreitet?

Das Elektron ist nicht mehr Teil des Atoms.Die Unendlichkeitsstufe stellt den Punkt dar, an dem die Ionisierung des Atoms auftritt, um ein positiv geladenes Ion zu bilden.

Verwenden des Spektrums, um die Ionisierungsenergie von Wasserstoff zu bestimmen

Wenn ihm keine zusätzliche Energie zugeführt wird, befindet sich das Elektron des Wasserstoffs auf dem 1-Niveau. Dies wird als Grundzustand bezeichnet. Wenn Sie genug Energie liefern, um das Elektron bis ins Unendliche zu bewegen, haben Sie den Wasserstoff ionisiert.

Die Ionisationsenergie pro Elektron ist daher ein Maß für den Abstand zwischen der 1-Ebene und der Unendlich-Ebene. Wenn Sie auf die letzten Diagramme zurückblicken, werden Sie feststellen, dass dieser spezielle Energiesprung das Reihenlimit der Lyman-Reihe erzeugt.

Hinweis: Bisher haben wir über die Energie gesprochen, die freigesetzt wird, wenn ein Elektron von einem höheren auf ein niedrigeres Niveau fällt. Offensichtlich, wenn eine bestimmte Energiemenge energy veröffentlicht Wenn ein Elektron vom Unendlich- auf das 1-Niveau fällt, ist derselbe Betrag erforderlich um das Elektron vom 1-Niveau auf das Unendlich-Niveau zu schieben.

Wenn Sie die Frequenz des Lyman-Reihen-Limits bestimmen können, können Sie damit die Energie berechnen, die benötigt wird, um das Elektron in einem Atom vom 1-Niveau zum Punkt der Ionisation zu bewegen. Daraus lässt sich die Ionisationsenergie pro Mol Atom berechnen.

Das Problem besteht darin, dass es ziemlich schwierig ist, die Frequenz einer Reihengrenze aus einem Spektrum genau zu finden, da die Linien in diesem Bereich so eng beieinander liegen, dass das Spektrum kontinuierlich aussieht.

Grafische Ermittlung der Häufigkeit der Reihengrenze

Hier ist eine Liste der Frequenzen der sieben am weitesten auseinander liegenden Linien der Lyman-Reihe, zusammen mit der Zunahme der Frequenz, wenn Sie von einer zur nächsten gehen.

Je näher die Linien zusammenrücken, desto geringer wird die Frequenzzunahme. An der Seriengrenze wäre die Lücke zwischen den Zeilen buchstäblich Null.

Das heißt, wenn Sie die Frequenzzunahmen gegen die tatsächliche Frequenz auftragen würden, könnten Sie die Kurve bis zu dem Punkt extrapolieren (fortsetzen), an dem die Zunahme null wird. Das wäre die Frequenz der Seriengrenze.

Tatsächlich können Sie zwei Diagramme aus den Daten in der obigen Tabelle zeichnen. Die Frequenz Unterschied bezieht sich auf zwei Frequenzen. Zum Beispiel wird die Zahl 0,457 gefunden, indem 2,467 von 2,924 abgezogen werden. Gegen welchen dieser beiden Werte sollten Sie die 0,457 darstellen?

Es spielt keine Rolle, solange du immer konsequent bist – also solange du immer Tragen Sie die Differenz entweder gegen die höhere oder die niedrigere Zahl auf. An dem Punkt, an dem Sie interessiert sind (wo die Differenz Null wird), sind die beiden Häufigkeitszahlen gleich.

Wie Sie in der folgenden Grafik sehen werden, erleichtert das Zeichnen beider möglicher Kurven in derselben Grafik die genaue Entscheidung, wie die Kurven extrapoliert werden sollen. Da es sich um Kurven handelt, sind sie viel schwieriger zu extrapolieren, als wenn es sich um gerade Linien handelt.

Beide Linien weisen auf eine Seriengrenze bei ca. 3,28 x 10 15 Hz hin.

Hinweis: Denken Sie daran, dass 3,28 PHz gleich 3,28 x 10 15 Hz sind. Zur Überprüfung dieser Figur können Sie die Rydberg-Gleichung verwenden, um den Reihengrenzwert der Lyman-Reihe zu berechnen:1 = 1 für die Lyman-Reihe und n2 = unendlich für die Reihengrenze. 1/(unendlich) 2 = Null. Das ergibt einen Wert für die Frequenz von 3,29 x 10 15 Hz - also die beiden Werte stimmen innerhalb von 0,3% überein.

So . . . Jetzt können wir die Energie berechnen, die benötigt wird, um ein einzelnes Elektron aus einem Wasserstoffatom zu entfernen. Erinnere dich an die Gleichung weiter oben auf der Seite:

Wir können die Energielücke zwischen dem Grundzustand und dem Punkt, an dem das Elektron das Atom verlässt, berechnen, indem wir den Wert, den wir haben, für die Frequenz einsetzen und den Wert der Planck-Konstanten aus einem Datenbuch nachschlagen.

Das gibt Ihnen die Ionisierungsenergie für ein einzelnes Atom. Um die normalerweise angegebene Ionisationsenergie zu finden, müssen wir diese mit der Anzahl der Atome in einem Mol Wasserstoffatome (der Avogadro-Konstante) multiplizieren und dann durch 1000 teilen, um sie in Kilojoule umzurechnen.

Hinweis: Es wäre falsch, dies mit mehr als 3 signifikanten Zahlen zu zitieren. Der aus dem Diagramm erhaltene Wert für die Frequenz entspricht nur dieser Genauigkeit.

Dies lässt sich gut mit dem normalerweise angegebenen Wert für die Ionisierungsenergie von Wasserstoff von 1312 kJ mol -1 vergleichen.

Fragen, um Ihr Verständnis zu testen

Wenn dies Ihr erster Fragenkatalog ist, lesen Sie bitte die Einführungsseite, bevor Sie beginnen. Sie müssen die ZURÜCK-TASTE Ihres Browsers verwenden, um danach hierher zurückzukehren.


Die Geburt der Scheiben um Protosterne

Die staubigen Scheiben um junge Sterne machen aufgrund ihrer Anziehungskraft als Geburtsort früher Exoplaneten regelmäßig Schlagzeilen. Aber wie entstehen und entwickeln sich Scheiben wie diese um ihre neugeborenen Protosterne herum? Neue Beobachtungen des Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) helfen uns, diesen Prozess besser zu verstehen.

Bildung aus Zusammenbruch

Sterne entstehen durch den Gravitationskollaps einer dichten Wolke aus molekularem Gas. Lange bevor sie beginnen, Wasserstoff in ihren Zentren zu verschmelzen – wenn sie noch heiße Überdichten im Kontraktionsprozess sind – nennen wir sie Protostars. Diese massearmen Kerne sind im Herzen der Wolken aus molekularem Gas versteckt, aus denen sie geboren werden.

Luftbild des Atacama Large Millimeter/Submillimeter Arrays. [EFE/Ariel Marinkovic]

Aber wie entstehen und wachsen diese Keplerschen Scheiben – die schließlich Hunderte von AE haben – um Protosterne herum? Wir brauchen Beobachtungen dieser Scheiben in ihren frühen Stadien ihrer Entstehung, um ihre Entstehung und Entwicklung zu verstehen – eine schwierige Aussicht angesichts des undurchsichtigen molekularen Gases, das sie in diesen Stadien verbirgt. ALMA ist jedoch dieser Aufgabe gewachsen: Es kann bis ins Zentrum der Gaswolken blicken, um die Emission von protostellaren Kernen und ihrer Umgebung zu sehen.

ALMA-Beobachtungen des Protosterns Lupus 3 MMS. Die molekularen Ausflüsse aus dem Protostern sind in Tafel a gezeigt. Tafel b zeigt die Kontinuumsemission, die eine kompakte Komponente hat, die wahrscheinlich eine Scheibe um den Protostern herum verfolgt. [Angepasst von Yen et al. 2017]

Neue Festplatten enthüllt?

In einer kürzlich erschienenen Veröffentlichung unter der Leitung von Hsi-Wei Yen (Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics, Taiwan) präsentiert ein Team von Wissenschaftlern Ergebnisse aus ALMAs Beobachtungen von drei sehr frühen Protosternen: Lupus 3 MMS, IRAS 15398–3559 und IRAS 15398–2429. Die spektakuläre Auflösung von ALMA ermöglichte es Yen und seinen Mitarbeitern, auf das Vorhandensein einer 100-AU-Keplerschen Scheibe um Lupus 3 MMS und Signaturen des Einfalls auf Skalen von <30 AU um die anderen beiden Quellen zu schließen.

Die Autoren konstruieren Modelle der Quellen und zeigen, dass die Beobachtungen mit dem Vorhandensein von Scheiben um alle drei Quellen vereinbar sind: eine 100-AU-Scheibe um einen 0,3 Sonnenmassen-Protostern im Lupus-System, eine 20-AU-Scheibe um einen 0,01 Sonnen -Masse-Protostern in IRAS 15398–3559 und 6-AU-Scheibe um einen 0,03 Sonnenmassen-Protostern in IRAS 15398–2429.

Durch den Vergleich ihrer Beobachtungen mit denen anderer Protosterne im Frühstadium kommen die Autoren zu dem Schluss, dass im frühesten Protosternstadium, das als Klasse 0-Stadium bekannt ist, der Radius der Scheibe des Protosterns schnell wächst. Wenn der Protostern altert und in das Klasse-I-Stadium eintritt, stagniert das Scheibenwachstum und ändert sich danach nur sehr langsam.

Diese Beobachtungen markieren einen wichtigen Schritt in unserer Fähigkeit, die Gasbewegungen in so kleinen Maßstäben in den frühen Stadien der Sterngeburt zu untersuchen. Weitere zukünftige Studien werden es uns hoffentlich ermöglichen, dieses Bild weiter aufzubauen!

Zitat

Hsi-Wei Yen et al. 2017 ApJ 834 178. doi: 10.3847/1538-4357/834/2/178


Datensammlung

250 Haushalte in Tasmanien wurden für die Umfrage ins Visier genommen. Von den 247 Haushalten, die für die Analyse verwendet wurden, wurden 122 als ländlich/regional eingestuft, während sich 125 in &ldquoHobart&rdquo befanden.

An dieser Stelle sei darauf hingewiesen, dass zur Vermeidung eines demografischen Bias in der Stichprobe die folgenden Kontrollen auf die nationale Stichprobe angewendet wurden (

Erstens kommen mir diese Kontrollen seltsam vor. Spielt es eine Rolle, dass die Hälfte der Umfrageteilnehmer weiblich ist? Verbraucht ein Kind anders viel Strom als ein Erwachsener oder ein „durchschnittlicher Mensch&rdquo? Und wirklich, verbrauchen Hochschulabsolventen anders viel Strom? Und selbst wenn es einen Unterschied macht, warum nicht das Niveau auf 24 % der multivariaten linearen Regressionsanalyse setzen, um den nationalen Stromverbrauch zu modellieren. Das hört sich ehrlich gesagt viel komplizierter an, als es ist. Im Grunde modellieren Sie einfach den Gesamtstromverbrauch als eine Sammlung von Komponenten:

In Mathematik sieht das so aus:

Gesamtstromverbrauch = Basisniveau + (a x Komponente 1) + (b x Komponente 2) + (c x Komponente 3) &hellip.

wo die Zahlen a,b,c,&hellip. erhält man durch das Modell

grafisch sieht dies so aus, als würde man eine Sammlung von Parametern in eine &lsquoblack box&rsquo (das Modell) packen, um eine möglichst nahe am tatsächlichen Stromverbrauch liegende Antwort zu erhalten

Der Stromverbrauch kann sehr gut mit nur einem oder zwei Parametern beschrieben werden, oder es können fünf oder sechs Parameter sein. In statistischer Hinsicht sollte sich das Modell verbessern (d. h. in der Lage sein, einen Energieverbrauch zu modellieren, der dem tatsächlichen Verbrauch entspricht), da immer mehr Parameter einbezogen werden.

Für Tasmanien sind die fünf wichtigsten Variablen (die wichtigsten Parameter für die Vorhersage des Stromverbrauchs) in der Reihenfolge:

  • Haushaltsgröße (Anzahl der Personen im Haus)
  • wie oft wird eine Spülmaschine benutzt
  • ob Halogen-Downlights verbaut sind
  • ob das Haus 1, 2 oder 3 &ldquoheiße Klimageräte&rdquo hat
  • wie oft und wie lange Computer im Haus genutzt werden

Unser Modell soll zeigen, wie viel vom Verhalten des &lsquotgesamten Energieverbrauchs&rsquo durch jede Kombination von Eingabeparametern erklärt werden kann.

Wenn wir nur den wichtigsten Parameter nehmen – die Anzahl der Personen, die im Haus leben – kann ACIL Tasman ** 27% der Gesamtfluktuation des Gesamtenergieverbrauchs** zwischen Haushalten in Tasmanien erklären.

Wenn wir 14 Parameter einbeziehen, kann ihr Modell die Rechnungen für fast die Hälfte der tasmanischen Haushalte erfolgreich schätzen.


Ep. 255: Wasserstoff beobachten

Wasserstoff ist das häufigste Element im Universum, das am Anfang von allem im Urknall gebildet wird. Es ist das Rohmaterial der Sterne, das sich durch die gegenseitige Schwerkraft zu riesigen Nebeln zusammenfügt. Astronomen können so viel bei der Suche nach Wasserstoff im Universum lernen. Hier erfahren Sie, warum und wie sie es tun.

Notizen anzeigen

  • Google+: Pamela und Fraser
  • Sponsor: 8th Light — Wiki — GSU — AstronomyKnowHow.com — Society for Popular Astronomy — Haystack Observatory — Smithsonian Astronomical Observatory — American Association of Amateur Astronomers

Transkript: Wasserstoff beobachten

Fraser: Willkommen bei AstronomyCast, unserer wöchentlichen faktenbasierten Reise durch den Kosmos, bei der wir Ihnen helfen, nicht nur zu verstehen, was wir wissen, sondern auch, wie wir wissen, was wir wissen. Mein Name ist Fraser Cain, ich bin der Herausgeber von Universe Today und bei mir ist Dr. Pamela Gay, Professorin an der Southern Illinois University-Edwardsville. Hallo Pamela. Wie geht es dir?

Pamela: Mir geht es gut. Wie geht es dir, Fraser?

Fraser: Es geht wirklich gut … viel Spaß beim Aufnehmen einer weiteren Episode von AstronomyCast mit all unseren engsten Freunden hier bei Google plus. Wenn Sie uns also live dabei zusehen möchten, nehmen Sie die Show auf, von der wir wissen, dass sie nicht viele Leute tatsächlich tun können, weil sie Jobs haben und leben , und solche Sachen, aber ja, du kannst einfach zu CosmoQuest.org/hang-outs gehen und du wirst eine Liste aller Shows sehen, die wir machen. Wir machen mit uns eine Menge Inhalte und Wissenschaft zu Astronomie und Phil Plate, Emily Lakdawalla von Planetary Society und Alan Boyle von MSNBC, also haben wir viele Freunde aus dem Weltraum und machen viele wirklich gute Inhalte, also Sie sollten vorbeikommen und es sich ansehen, und zwar unter CosmoQuest.org/hang-outs. Wir betten die Sendungen auch dort ein, damit Sie sie live sehen können, an den Gesprächen teilnehmen können, und wenn Sie sie dann nicht live sehen können, versuchen wir alles zu mischen und in den AstronomyCast-Feed einzuspeisen , und tatsächlich wurde mir klar, dass wir den wöchentlichen Weltraum-Hangout in den AstronomyCast-Feed aufgenommen und niemanden gewarnt haben, also … [lacht].

Pamela: [lacht] Du hast plötzlich neue Inhalte!

Fraser: Ja! Wenn Sie also jetzt bemerkt haben, dass Sie jede Woche eine zusätzliche Stunde Audioinhalte erhalten, ist dies dieser wöchentliche Space-Hangout, den wir auf Google plus durchführen. Niemand hat sich beschwert, aber niemand hat auch gesagt: „Hey, danke, dass du das hier eingefügt hast. Ich weiß das wirklich sehr zu schätzen!" Ich weiß also nicht, ob die Leute sie löschen oder was. Aber wenn du die bekommst und du glücklich bist, das ist toll, wenn du sie bekommst und du traurig bist, dann lass es mich auch wissen, denn wir könnten es auch einfach auflösen. Weißt du, es ist ziemlich interessant, es ist die Art von Inhalten, um die uns die Leute immer gebeten haben, aber wir haben es nie getan, nämlich über die Nachrichten und die aktuellen Ereignisse und die Analyse solcher Dinge zu sprechen, die sich völlig von AstronomyCast unterscheiden. das ist also sowieso alles drin. Entschuldigung für diese Hoffnung, dass Sie damit einverstanden sind. Bitte lassen Sie es uns wissen, wenn Sie es nicht sind. Okay, gut, warum knacken wir dann nicht?
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Fraser: Wasserstoff ist also das häufigste Element im Universum, das zu Beginn von allem im Urknall gebildet wird. Es ist das Rohmaterial der Sterne, das sich durch die gegenseitige Schwerkraft zu riesigen Nebeln zusammenballt. Astronomen können so viel bei der Suche nach Wasserstoff im Universum lernen. Nun, hier ist warum und wie sie es tun. Nun, wir wollten, als wir diese Show zum ersten Mal auf die Beine stellten, dachte ich: "OK, das Thema ist also Wasserstoff!" Und du dachtest: „Nein, nein, nein, das ist zu groß, das ist zu viel. Betrachten wir einfach Wasserstoff.“

Pamela: Es ist wie 70% des Universums. Es ist viel los und … lass uns konzentriert bleiben.

Fraser: Wie Chemie und Fusion und Autoantrieb und ähnliches, also... aber ich denke zumindest, wir sollten uns nur kurz über die Bildung von Wasserstoff unterhalten und woher das alles kommt, und dann verspreche ich, dass wir es nicht tun werden gehen Sie in die detaillierte Chemie davon.

Pamela: Nun, also Wasserstoff – über seine Bildung zu sprechen, ist etwas albern. Du nimmst Energie, du lässt sie auf einem Regal, sie wird wahrscheinlich zu Protonen (oder anderen Teilchen), und wenn es genug Energie ist, um ein Proton zu werden, nun, ein Proton, das als ionisierter Wasserstoff zählt, lass es in die Nähe eines Neutrons, du hast jetzt ein etwas interessanteres Wasserstoffatom. Geben Sie ihm ein Elektron – Sie haben jetzt ein neutrales Wasserstoffatom, also ist Wasserstoff im Grunde das Zeug, das sich gerade gebildet hat, als die Energie des Universums genug abgekühlt ist, um mit der Bildung von Teilchen zu beginnen. Alles ist komplizierter als Wasserstoff, man muss eine Art Kernfusionsreaktion ablaufen lassen, um dorthin zu gelangen, also ist Wasserstoff nur das einfache Ding, das aus Energie entsteht.

Fraser: Und so hatte man damals, als… beim Urknall, als alles zu heiß war, einfach nur rohe Energie…

Fraser: Und dann, als sich die Dinge abkühlten, verwandelte sich diese rohe Energie in Protonen und…

Pamela: Protonen, Neutronen, Elektronen…

Fraser: …und Elektronen, und du sammelst sie einfach auf die einfachste Weise zusammen und das ist Wasserstoff. Offensichtlich haben wir in einigen Episoden darüber gesprochen, in denen Sie diesen Moment hatten, in dem sich das gesamte Universum in diesem Zustand eines Sterns befand und die Wasserstoffatome zu Helium verschmolzen wurden, und von dort bekommen wir das Helium, aber wirklich, und dann ging die Expansion weiter und jetzt bleibt uns nur noch dieser ganze Wasserstoff, nur dieses Rohmaterial, der Baustein des gesamten Universums, also … und warum ist es dann, denke ich, wichtig für Astronomen zu beobachten? Wasserstoff?

Pamela: Nun, es ist nicht so wichtig, Wasserstoff beobachten zu können, sondern wir können nicht anders, als Wasserstoff zu beobachten. Es ist da draußen und verursacht uns eine ganze Reihe von guten und schlechten Dingen. Einerseits beobachten wir jedes Mal, wenn wir einen Stern betrachten, eine aufgeregte Wasserstoffatmosphäre. Jedes Mal, wenn wir einen schönen Nebel betrachten, beobachten wir eine Wolke, die reich an Wasserstoffgas ist und normalerweise rot leuchtet. Wenn wir versuchen, im Radiolicht durch die Galaxie zu schauen, finden wir alle kalten Teile des Weltraums durchdrungen von der sogenannten 21-Zentimeter-Linie von Wasserstoff. Es ist einfach überall. Selbst wenn wir uns Galaxien mit hoher Rotverschiebung ansehen, finden wir in den Spektren dieser Galaxien all diese Orte, an denen intervenierendes Wasserstoffgas das Licht aus den Spektren dieser fernen Galaxien gesaugt hat. Wenn Sie also Astronomie studieren, gehen Sie einfach los immer wieder auf das Vokabular von Wasserstoff stoßen. Es kann ein bisschen überwältigend werden, und das war eigentlich ein Teil der Inspiration für diese Show. Wir haben Live-Star-Partys gemacht und mir wurde gestern Abend klar, dass wir über „H-II“ sprechen – all diese verschiedenen Begriffe, und niemand weiß, wovon zum Teufel wir sprechen.

Fraser: Richtig, Wasserstoff ist das häufigste Element im Universum, also kann man nicht anders, als ihn überall zu sehen, wo man hinschaut.

Fraser: Und so können wir genauso gut verstehen, was wir sehen. Ist es fast so, als ob alle Astronomen so ziemlich Wasserstoff-Astronomen sind, wissen Sie? Zum Beispiel beschäftigt sich ein bestimmter Prozentsatz der Zeit nur mit dem Wasserstoff in allem, was sie sehen?

Pamela: Ja, und eines der beunruhigenden Rituale eines Physikstudiums ist das Erlernen der gesamten Quantenmechanik des Wasserstoffatoms. Wenn Sie also sogar einen Bachelor-Abschluss abgeschlossen haben, sind Sie sich der inneren Funktionsweise von Wasserstoff auf verschiedenen Ebenen genau bewusst Sie möchten vielleicht nicht, und Sie wissen, wie Sie es im ganzen Universum finden können.

Fraser: Aber Sie werden uns heute die Quantenmechanik ersparen.

Pamela: Die Quantenmechanik erspare ich euch heute.

Fraser: Okay – gut, gut. Also gut, dann lassen Sie uns über die verschiedenen Geschmacksrichtungen von Wasserstoff sprechen, die Astronomen im Universum beobachten werden.

Pamela: Nun, die gebräuchlichste Art, Wasserstoff zu konfrontieren, wenn wir mit einem Fernglas oder einem Teleskop durch den Himmel blicken, sind die sogenannten Hydrogen Balmer Lines. Wenn Sie also nach draußen schauen, werden Sie besonders etwas sehen, das entweder Hydrogen Balmer . genannt wird Alpha Line, oder einfach Wasserstoff-Alpha, weil wir faul werden. Dies ist diese leuchtend rote Farbe, die mit den meisten Nebeln in Verbindung gebracht wird, und sie kommt von der Tatsache, dass die Energieniveaus des Wasserstoffs so sind, dass er ein einzelnes Elektron hat – es kann zwischen, nun ja, seinem niedrigsten Energieniveau, zu seiner zweiten Energie springen Niveau und Übergänge in und aus diesem niedrigsten Energieniveau. Diese treten im Ultraviolett auf, wo wir sie nicht mit unseren Augen sehen, also sind dies wahrscheinlich die häufigsten Übergänge, aber diejenigen, die wir nicht sehen, weil Ultraviolett von unserer Atmosphäre blockiert wird. Gehen Sie nun einen Satz von Energieniveaus nach oben und betrachten Sie die Übergänge in und aus dem zweiten Energieniveau. Nun, da haben wir die sogenannte 3 zu 2 – vom dritten Energieniveau zum zweiten Energieniveau-Übergang — und das ist bei dieser schönen, roten Farbe, die wir in „Offen“-Schildern im örtlichen Feinkostgeschäft sehen, und wir sehen in all diesen Nebeln, die sich überall am Himmel befinden, so dass die rote Farbe mit Nebel verbunden ist – das ist der niedrigste Übergang in und aus dem zweiten Energieniveau von Wasserstoff, und dieser Übergang wurde von einem Typen namens Balmer entdeckt, so heißt er der Balmer-Energiesatz, und Alpha ist für den niedrigsten, also 3 zu 2 ist Alpha, wenn Sie dann 4 zu 2 gehen, wäre das Beta, und so weiter durch die Liste.

Fraser: Und um es klarzustellen, ich denke, wir haben auch in früheren Shows darüber gesprochen, oder? Das ist diese Wende, diese Energiewende, oder? Wenn ein Wasserstoffatom, wo es sein Proton hat, sein Neutron hat und dann dieses Elektron hat und dieses Elektron eine Ebene nach oben oder unten springt, können Sie eine Energiefreisetzung erzielen, und wir sehen die Photonen strömen von diesen Nebeln weg, während diese Elektronen freigesetzt werden.

Pamela: Um dies zu erreichen, müssen Sie eine Gaswolke haben, die durch etwas erhitzt wird. Es gibt also entweder einen hellen Stern, der in die Wolke eingebettet ist, es gibt eine ganze Reihe heller Sterne, die in die Wolke eingebettet sind, und das Licht der Sterne regt den Wasserstoff an, so dass er diesen Übergang vollzieht.

Fraser: Tut mir leid, wenn du nur sagst... ich versuche hier etwas präziser zu sein. Wenn Sie also aufregend sagen, meinen Sie, dass Photonen von diesem Stern strömen…

Pamela: Diese Photonen werden vom Wasserstoffatom absorbiert.

Pamela: Und das Wasserstoffatom als Reaktion auf die Absorption dieses Photons, das Elektron springt auf ein höheres Energieniveau, und es könnte tatsächlich eine ganze Reihe von Energieniveaus überspringen, je nachdem, mit welcher Energie es getroffen wird, und das hat tatsächlich einen ordentlichen Effekt, wo Wenn die Geometrie so ist, dass Sie nach draußen schauen, schauen Sie auf die Wolke und der Stern, den Sie betrachten, befindet sich auf der anderen Seite der Wolke. Wenn Sie die Wolke betrachten, sehen Sie tatsächlich das Wasserstoff-Alpha-Licht. dieses rote Licht, entfernt von den Farben, die Sie betrachten. Wenn der Stern stattdessen seitlich und nicht genau ausgerichtet ist, sehen Sie diese Farbe, dass die rote Energie des Sterns vom Wasserstoff absorbiert und in alle Richtungen abgestrahlt wird, und so sehen Sie am Ende die Nebel als rot.

Fraser: Richtig, aber der Punkt ist (und daher kommt das ganze Konzept von Quantum, richtig?), dass es diesen sehr diskreten, sehr spezifischen Schritt gibt, den diese Elektronen machen, wenn sie die Energieniveaus hochspringen, und damit ist die entsprechende Veröffentlichung, die in einer ganz bestimmten Farbe herauskommt, und es ist diese Strahlungsfarbe, die wir mit unseren Teleskopen sehen und nach der Astronomen wirklich spezifisch suchen. Sie begrenzen tatsächlich das gesamte Spektrum, das sie sehen können, auf genau dieses spezifische Licht.

Pamela: Und das ist tatsächlich etwas, das jeder, der da draußen zuhört, selbst erleben kann. Viele Gag-Läden, viele Neuheiten-Läden verkaufen diese Prismenbrille, die beim Durchsehen Regenbogen erzeugt. Nun, wenn Sie eine dieser Regenbogenbrillen bekommen und zu Ihrem örtlichen Feinkostladen gehen, zu Ihrem örtlichen Pub gehen, was auch immer, und Sie durch diese Brille auf die Neonschilder schauen, werden Sie die diskreten, bestimmte Linien, die von den Atomen in diesem Zeichen abgegeben werden. Wenn Sie also auf ein rotes „Offen“-Zeichen schauen, sehen Sie diese leuchtend rote Linie, die vom Wasserstoff-Alpha kommt, aber Sie sehen auch diese Lücke und dann diese helle (sie nennen es „cyan“, für mich würde ich sie türkis nennen) … diese helle türkise Linie, und das ist Wasserstoff-Beta. Dann ein bisschen daneben ist Wasserstoff-Gamma – das ist der Übergang von 5 zu 2 (und das ist wie Crayola-Blau oder 00255, wenn Sie in RGB-Farben arbeiten), und so beginnen Sie dann, näher zu sehen und enger auseinander liegende, tiefere Blautöne, wenn Sie sich die Spektren dieses roten „Offen“-Zeichens ansehen, und dann sehen Sie ganz andere Fingerabdrücke, wenn Sie ein grünes Zeichen oder ein violettes Zeichen betrachten, aber dieses Rot Das „Open“-Schild hat diese unverwechselbaren Spektren durch die neuartigen Regenbogengläser der Hydrogen Balmer-Serie.

Fraser: Richtig, also ich denke, was Astronomen tun, ist, dass sie jede Lichtfarbe herausfiltern, außer dieser bestimmten Art in dem Frequenzbereich, den sie zu sehen versuchen. Das Äquivalent zum Aufsetzen dieser verrückten Brille…

Pamela: Wenn wir einen Wasserstoff-Alpha-Filter verwenden, ja.

Fraser: Richtig, und darum geht es, oder? Astronomen werden eine Sammlung dieser Filter haben. Sie werden einen für Wasserstoff-Alpha haben … wie viele wasserstoffbezogene Filter werden Astronomen verwenden?

Pamela: An einem bestimmten Punkt hört man also auf, Filter zu verwenden und beginnt mit der bildgebenden Spektroskopie, daher ist es nicht allzu ungewöhnlich, einen H-Alpha-Filter zu haben, einen Lyman-Alpha-Filter, wenn man im Ultravioletten arbeitet, oder was auch passieren wird, ist da Diese Linien werden von Galaxien bei unterschiedlichen Rotverschiebungen abgegeben, die Menschen werden tatsächlich spezielle Filter erstellen, die darauf abgestimmt sind, nur beispielsweise Lyman-Alpha zu erkennen. Dies ist der Übergang von 1 zu 2 in Wasserstoff, den wir, wenn er in der Nähe ist, nicht sehen können, weil er UV ist, aber wenn eine Galaxie weit entfernt ist und ihr Licht ins Rot verschoben wird, ist diese Farbe normalerweise so blau, dass wir sie nicht sehen können Sehen Sie es – es wird ein bisschen röter, ein bisschen röter, ein bisschen röter bewegt, bis wir es sehen können, und sie werden Filter erstellen, die darauf abgestimmt sind, das Lyman-Alpha von Galaxien zu sehen, die sich mit bestimmten Geschwindigkeiten bewegen.

Fraser: Und ich denke, dies ist ein Teil der Sache, bei der der Betrag dieser Frequenz so eng ist, dass Sie ihn bei einer Rotverschiebung nach oben und unten verschieben müssen. Astronomen wissen also, dass sie diese spezielle Art von Lichtfrequenz sehen wollen, und sie haben die Werkzeuge, um sie zu sehen, aber was sagt ihnen das Sehen? Warum wollen sie das tun?

Pamela: Nun, es ist ... es hängt davon ab, was Sie tun.

Fraser: Versuch, Wissenschaft zu machen.

Pamela: [lacht] Es gibt also viele verschiedene Wissenschaften, die Sie betreiben könnten. Wenn wir zum Beispiel verschiedene Nebel lokal betrachten, versuchen wir oft herauszufinden, wie die Temperaturverteilung in einer Gaswolke ist, wie hoch die Dichte des Gases ist, und wenn wir also die Wasserstoff-Alpha-Licht, wenn wir das Licht in all diesen verschiedenen Energieniveaus von Wasserstoff betrachten, versuchen wir herauszufinden, wie heiß dieses Gas ist. Und hier fangen wir an, über Dinge wie H-II-Regionen zu sprechen. Also eine H-II-Region… die verrückte Schreibweise, die wir in der Astronomie verwenden, ist ein Buchstabe aus dem Periodensystem ist eindeutig die Abkürzung für das Atom, wenn es eine römische Zahl „I“ daneben hat, ist das etwas, das nicht ionisiert wurde alles — es ist völlig neutral. Wenn daneben ein „II“ steht, bedeutet das, dass wir ein Elektron abgezogen haben. Wenn daneben ein „III“ steht, haben wir zwei Elektronen abgezogen. Also nimm die Zahl, ziehe eins ab und so viele Elektronen haben wir aus dem Atom entfernt. Wenn wir also über die H-II-Region sprechen, sprechen wir von einer Raumregion, die mit Wasserstoffgas gefüllt ist, und dieses Gas wird einmal ionisiert, um dieses eine Elektron zu entfernen. In diesen H-II-Regionen ist dies eine Gaswolke, die normalerweise von wirklich heißen, hellen Sternen erhitzt wird. Wenn Sie also den Orion-Nebel mit all seinen im Gas eingebetteten O-Riesensternen betrachten, Betrachten wir eine H-II-Region, und in diesen Regionen werden die Wasserstoffatome periodisch auf eines dieser freien Elektronen glommen, und wenn sie auf das freie Elektron glommten, kaskadiert das Elektron durch die verschiedenen Energieniveaus, und es wird Wasserstoff-Alpha abgeben, es wird Wasserstoff-Beta abgeben, es wird all diese verschiedenen Teile des Spektrums abgeben, und wenn wir uns das ansehen und die Verhältnisse betrachten, wie viele der Atome in den verschiedenen Energieniveaus vorkommen, können wir kann beginnen, die Dichte des Materials und die Temperatur des Materials zu erreichen.

Fraser: Sie haben jetzt noch ein paar andere Dinge erwähnt. Und es gibt neutralen Wasserstoff und kalten Wasserstoff, und diese sind auch für Astronomen nützlich, oder?

Pamela: Richtig, und so sehen wir uns auch die sogenannte 21-Zentimeter-Wasserstofflinie an, und dies ist vielleicht eines der schwieriger zu erklärenden Dinge. Es ist eigentlich etwas, was wir, wenn wir es lehren, darüber sprechen, dass es ursprünglich als "nicht passieren wird, nie beobachtbar sein wird ..." bezeichnet wurde, und weil es ein Prozess ist, der lange, lange dauert, bis er erreicht ist Wenn Sie also ein Wasserstoffatom nehmen, hat sein Proton in der Mitte das, was wir in der Quantenmechanik einen „Spin“ nennen, und der Spin ist entweder Spin aufwärts oder Spin abwärts, und sein umlaufendes Elektron hat dasselbe. Es hat entweder einen Spin-Up oder einen Spin-Down, und im Idealfall wollen die beiden kleinen Teile — gleich aufgereiht sein, und was Sie also haben werden, ist, wenn Sie Wasserstoff lange genug allein lassen, und er ist nicht in seiner niedrigstmögliche Energie, erhalten Sie am Ende diesen "Spin-Flip", und die Energie, die bei diesem Flip abgegeben wird, ist Energie, die Licht mit einer Wellenlänge von 21 Zentimetern entspricht. Nun, die Wahrscheinlichkeit ist in den meisten Fällen, dass, bevor das Atom eine Chance hat, dass dieses Umdrehen stattfindet (weil es lange dauert, bis das Atom schließlich probabilistisch umkehrt), es wahrscheinlich eine Kollision erleiden wird. es wird wahrscheinlich eine Erregung erfahren – etwas wird mit ihm passieren. Der einzige Weg, diesen Spin-Flip zu erhalten, ist, wenn Sie eine ganze Menge Gas haben, es ist wirklich kalt und bewegt sich daher nicht, also gehen alle kleinen Atome einfach so, "nicht bewegen, bewegen". sehr langsam…“ und es ist auch sehr diffuses Gas, also braucht man kaltes, diffuses Gas.

Fraser: Nun, das ist aber irgendwie interessant, richtig, weil es einen Weg gibt … man würde nicht denken, wenn es da draußen wäre, nur superkalt im Weltraum, einfach nur da zu sitzen, nicht zu interagieren, man würde meinen, es gäbe nirgendwo hin sehen Sie es, es wäre einfach unsichtbar, aber weil es diesen verrückten Quanteneffekt gibt, sie drehen sich zufällig um, Sie erhalten eine sehr subtile Strahlungsfreisetzung, aber sie ist da und lässt Sie sie erkennen.

Pamela: Dies ist eine der Möglichkeiten, die Rotationsrate unserer Galaxie bis hin zu extrem hohen Radien zu messen. Wir verwenden also Radioteleskope, und das ist eigentlich die Art von Dingen, die Studenten tun können, oder jeder Amateur, der seine eigene Radioschüssel zu Hause baut, und Sie können Kits dafür bekommen. Dies ist ein Experiment, das Sie durchführen können, indem Sie feststellen, wo sich die kalten Gaswolken in den äußeren Flügeln der Arme der Milchstraße befinden, sie sich ansehen und die Doppler-Verschiebung dieser 21-Zentimeter-Linie messen Mit der Dopplerverschiebung können Sie die Geschwindigkeit ermitteln, mit der sich die Wolke in dieser Richtung am Himmel vorwärts und rückwärts bewegt, und Sie können dann die Geometrie verwenden, um zu beginnen, um dann die Umlaufgeschwindigkeit dieses Gases zu erreichen und am Ende des Tages dies gibt Ihnen die Rotationskurve für unsere Galaxie, die zeigt, dass sich alles mit ungefähr der gleichen Geschwindigkeit bewegt, wenn Sie sich in Richtung der äußeren Teile der Galaxie bewegen, und somit können Sie selbst beweisen, dass sich etwas gravitativ ändert. Das ist dunkle Materie.

Fraser: Nun, ich denke, das sollten dann die Hausaufgaben aller für diese Woche sein. Also sollte jeder rausgehen und die 21-Zentimeter-Linie beobachten und die Doppler-Verschiebung berechnen, die Geometrie verwenden, um die Bewegung, die Rotationsbewegung unserer Position innerhalb der Milchstraße zu bestimmen.

Pamela: Ganz elementar!

Fraser: Völlig elementar – alle, machen Sie mit! Also, was sind diese kalten…? Ich meine, OK, wir können diese kalten Gaswolken als Wägepunkte verwenden, als Orte, um die Position zu bestimmen, aber ich meine, sind das nicht zukünftige Kinderstuben von Sternen?

Pamela: Nicht unbedingt. Die Sache ist die, dass man, um eine Sternentstehungsregion zu erhalten, ein dichtes Gas haben muss, das eine ausreichende Masse hat, dass man, wenn man es kollabiert und sich die Dinge bilden, genug Masse übrig hat, um einen Stern zu bilden, und einige Gaswolken clouds sind einfach nicht massiv genug, um jemals etwas Sinnvolles zu bilden, und in anderen Fällen sind die Gaswolken, wie sie jetzt sind, so diffus und so stabil, dass wir in ihrer unmittelbaren Zukunft keine Sternentstehung sehen. Nun helfen Spiralarme, die Sternentstehung auszulösen, denn was am Ende passiert, ist, dass diese Materiewolken um die Milchstraße kreisen, sie werden auf der einen Seite zum Spiralarm gezogen und dann, wenn sie versuchen, die andere Seite zu umkreisen des Spiralarms werden sie verlangsamt, und wenn sie im Spiralarm verweilen, besteht eine gute Chance, dass es zu Kollisionen, Kompressionen, Stoßwellen von Supernovae und all diesen Effekten kommt kann dazu führen, dass einige dieser ansonsten viel zu diffusen Gaswolken Sternentstehung haben, aber im Allgemeinen ist unsere Galaxie nur etwa 1% effektiv bei der Umwandlung von Gas in Sterne.

Fraser: Astronomen sehen also nicht ... wie, suchen Sie nicht wirklich viel nach großen, großen Wolken zukünftiger Kindergärten. Es ist eher so, als würde man warten, bis … weißt du, ich schätze, es geht in diese Wasserstoff-Alpha-Phase über, in der man tatsächlich beginnt, das Licht aus dem Nebel zu sehen, um diese Sternentstehungsregionen zu identifizieren?

Pamela: Nun, es gibt viele Dinge, die wir uns ansehen, und wir denken: "DAS formt sich gerade Sterne", und hier beginnen Leute, die im Radio und im Millimeterbereich arbeiten, tatsächlich einige dieser Wolken zu kartografieren . Es gibt also bestimmte sogenannte „Bok-Globuli“. Dies sind extrem dichte, oft molekulare Wasserstoffregionen, daher ist dies die andere Form von "H-two", die bei einer Audioshow keinen Sinn macht. Sie haben also "H-römische Ziffer II", was ionisierter Wasserstoff ist, und Sie haben "H-Indikativ 2", was molekularer Wasserstoff ist, und wenn Sie diese dichten, schwarzen Regionen am Himmel betrachten (Pferdekopfnebel ist nicht ein Bok-Globule, aber es ist ein Beispiel für eine dieser dichten, schwarzen Regionen am Himmel) … wenn Sie diese dichten, schwarzen Regionen am Himmel optisch betrachten, sehen sie einfach aus wie die endlose Geschichte „Großes Nichts“. “ aß einen Teil des Universums, aber wenn man sie stattdessen in Millimeterwellenlängen betrachtet, beginnt man zu sehen, dass es sich um Knoten aus thermisch abstrahlenden Bereichen handelt. Dies sind Bereiche, in denen das Gas begonnen hat, sich zusammenzuziehen, und wenn das Gas nach unten quetscht, beginnen die Atome aufeinander zu schlagen und dieser Prozess strahlt im Grunde genommen Wärme ab. Dies ist also Infrarot, das ist Millimeter zum Licht. Sie können sich das so vorstellen, als würden Sie Ihre Hände aneinander reiben, es wird Wärme erzeugen, und wenn Sie eine Infrarotkamera hätten, könnten Sie Ihre Hände tatsächlich hochhalten und die Temperaturänderung durch das Reiben Ihrer Hände sehen. Wenn das Gas jetzt so kollidiert, fängt man zunächst an, im Radiolicht zu leuchten. Jetzt warten Sie, während er weiter zusammenbricht, Sterne zu bilden beginnen, im Infraroten zu leuchten beginnen und sich schließlich ganz in das helle blaue UV bringen, wenn Sie die jüngsten Sterne tatsächlich zünden, aber so suchen wir nach diese dunklen, molekularen Wolken mit hoher Dichte, und diese ... ja, sie untersuchen diese auf Sternentstehung, aber nicht jeder Gasklumpen wird notwendigerweise Sterne bilden.

Fraser: Können wir nach Orten suchen, an denen beispielsweise Wasserstoff Licht absorbiert? Wissen Sie, wir suchen nach Orten, an denen bestimmte Elemente tatsächlich blockieren, oder?

Pamela: Wenn wir uns also Nebel ansehen, sprechen wir davon, dass es Reflexionsnebel gibt, wir sprechen davon, dass es Emissionsnebel gibt, und die Wahrheit ist, dass es nur eine Frage der Geometrie ist. Wenn es sich also um einen Stern-Wolken-Beobachter handelt, wird diese Wolke die Wasserstoffleitungen absorbieren. Wenn es eine Wolke vor uns ist, Stern zur Seite, dann sehen wir Emissionslinien, und es gibt viele verschiedene Möglichkeiten, und es dreht sich alles um die Geometrie, die steuert, was wir sehen können.

Fraser: Und ich denke, da wir diese Live-Star-Partys wirklich erlebt haben, und wir haben eine Person, wir haben Gary, der dieses einfach phänomenale 14-Zoll-Teleskop hat, aber er ist in dieser wirklich verschmutzten Gegend — er ist in Los Angeles — und doch scheint er in der Lage zu sein, diese wirklich sensiblen Bilder von Nebeln zusammenzutragen. Warum sieht dieser Wasserstoff so klar und klar aus, selbst wenn Sie einen wirklich stark verschmutzten Himmel haben?

Pamela: Also betrügt er in gewisser Weise. Wenn Sie jemals eines dieser Kinderspielzeuge oder Müslischachteln hatten, in denen Sie den kleinen roten Filter bekommen, und Sie sich dieses durcheinandergebrachte Durcheinander an der Seite der Müslischachtel ansehen, und dann, wenn Sie den roten Filter davor stellen es sehen Sie plötzlich eine Nachricht.Nun, in diesem Fall haben Sie all dieses visuelle Rauschen, und dieses visuelle Rauschen wird entfernt, wenn Sie den Rotfilter davor platzieren – und Gary macht genau dasselbe. In seinem Fall ist er im Becken von Los Angeles, und es gibt zum größten Teil Natriumlichter (das sind die gelben Parkplatzlichter, die den Himmel in einer bewölkten Nacht in dieser himbeerfarbenen Farbe leuchten lassen), und dann gibt es noch ... immer mehr fluoreszierende Lichter bekommen, die ihr blaues UV-Licht abgeben, und all dies streut himmelwärts. Manchmal liegt es daran, dass sie dumme Leuchten verwenden, die das Licht nach oben richten, oder sie beleuchten Gebäude und lenken das Licht nach oben.

Fraser: Hassen Sie diese Leute…

Pamela: Richtig, und manchmal ist es nur eine Frage, dass Sie Licht auf Zement leuchten, und der Zement reflektiert das Licht wieder nach oben, aber das Licht geht nach oben, es besteht hauptsächlich aus dem Natriumlicht der Natriumlampen und weißem Licht, das ist von den Leuchtstoffröhren im UV-Licht oder in Richtung UV-Licht, nicht wirklich im UV-Licht, und er sagt: „OK, ich werde in den Himmel schauen, und ich weiß, dass der größte Teil des Himmels wird von der Atmosphäre hell erleuchtet, die das Natrium reflektiert, und all dieses weiße Zeug, das in Richtung Blau spitzt. Ich werde versuchen, so viel wie möglich davon loszuwerden, und ich werde mich auf eine Lichtlinie konzentrieren – das Wasserstoff-Alpha-Licht, das im Rot, im Gegensatz zum Blau, und das Natrium-Gelb ist …“ und wenn man sich nur auf diese eine Farbe konzentriert, naja, plötzlich wird sein Hintergrund wieder schwarz, weil diese Straßenlaternen in , so gut wie nichts abgeben, so plötzlich ist die Lichtverschmutzung zum größten Teil herausgefiltert Auf die gleiche Weise wurde all das visuelle Rauschen auf der Müslischachtel herausgefiltert, und was zurückbleibt, ist nur das Wasserstoff-Alpha-Licht. Nun, das Verrückte ist, wenn er tatsächlich zu einer dunklen Stätte gehen würde, würde er noch erstaunlichere Bilder bekommen, wenn er Breitbandfilter verwenden könnte, die auf einmal mehr Licht einlassen, aber er tut, was er kann. Und er hat einen Weg gefunden, in einem sehr lichtverschmutzten Teil Nordamerikas wirklich gute Astrofotografie zu machen.

Fraser: Ja. Es gibt also Hoffnung für uns alle.

Pamela: Ja, gibt es.

Fraser: Cool. Nun, ich denke, damit ist es für diese Woche abgeschlossen, also vielen Dank, und wir werden nächste Woche mit Ihnen sprechen.

Pamela: Das klingt gut. Sprechen Sie später mit Ihnen, Fraser.

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