Astronomie

Bestimmung des Durchmessers einer Molekülwolke unter Verwendung der Intensitätsvariation der Hydroxylmassemas

Bestimmung des Durchmessers einer Molekülwolke unter Verwendung der Intensitätsvariation der Hydroxylmassemas


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Ich habe also dieses Problem (das ich so genau wie möglich ins Englische übersetzt habe):

Bei der Untersuchung einer kompakten Molekülwolke mit einem Radioteleskop wurde bei einer Wellenlänge von 18 cm Hydroxyl(OH)-Maser(ic)-Strahlung registriert. Die Strahlungsintensität ändert sich bei einem Zyklus von etwa 5 Minuten. Bewerten Sie den maximalen Durchmesser der Wolke.

Tatsächlich haben wir in der High School sehr wenig über Molekülwolken gelernt und ich habe keine Ahnung, wie ich dieses Problem lösen soll.

Wenn der Intensitätsänderungszyklus eine Wellenperiode ist, kann ich die Wellengeschwindigkeit berechnen, die sehr niedrig wäre (ebenso wie die Frequenz). Ich frage nicht nach der Antwort, einige Hinweise würden ausreichen. Vielen Dank.


Das Prinzip, das Sie anwenden, ist, dass sich die Eigenschaften eines Körpers nicht schneller ändern können als die Zeit, die das Licht benötigt, um den Körper zu durchqueren. Pulsare können also sehr klein sein, was wir an der hohen Frequenz ihrer Variation wissen.

Ein Körper, der mit einer Periode von 5 Minuten variiert, kann nicht größer als etwa 5 Lichtminuten sein.


Zusammenfassungen 2019

Abstrakt: Die Entstehung und Entwicklung von Galaxien wird hauptsächlich durch Verschmelzungen und Wechselwirkungen angetrieben. Es wird erwartet, dass sich die Signaturen dieser Wechselwirkungen auf ihre Struktur und die Sternpopulationen dieser Galaxien einprägen und daher ausgezeichnete Sonden zum Verständnis der Galaxienentwicklung sind. In der niedrigen Rotverschiebung dominieren kleinere Verschmelzungen. Das Magellanic System ist eines der nächsten Beispiele für ein kleineres Fusionsereignis. In diesem Vortrag werde ich die 3D-Struktur und die Kinematik der Sternpopulationen der Kleinen Magellanschen Wolke vorstellen, die mit den Daten des VISTA Survey of the Magellanic Clouds und Gaia gewonnen wurden, und die Auswirkungen der Ergebnisse auf unser Verständnis der Entwicklung der Magellan System.

Dr. Hannah Worters

Abstrakt: Die SAAO beherbergt 24 optische/Infrarot-Teleskope in der halbtrockenen Wüstenregion der Karoo. Ich werde einen informellen Überblick darüber geben, was wir haben (einschließlich des 10-m-SALT-Teleskops), woran wir arbeiten (eine Reihe neuer Instrumente, Fernbeobachtung und KI) und wofür Sie sich bewerben können (ohne Mitgliedschaft) Anforderungen oder Gebühren).

Dr. Vanessa Moss

Titel: Untersuchung schwacher Intensität Southern HI: Aufdeckung der verborgenen Eisbergstruktur des galaktischen Halos.

Abstrakt: Wie die Milchstraße ihr Gas erhält und ihre gemessene Sternentstehungsrate am Laufen hält, sind beides seit langem Rätsel in galaktischen Studien, mit wichtigen Auswirkungen auf die Beziehung von Galaxien zu ihren zirkumgalaktischen Medien im gesamten Universum. Ich werde unsere Entdeckung von zwei Populationen von neutralem Wasserstoff (HI) im Halo der Milchstraße vorstellen: 1) eine dichte Population mit schmaler Linienbreite, die typisch für die Mehrheit der hellen Hochgeschwindigkeitswolken (HVC)-Komponenten ist, und 2) eine schwächere , eine diffuse Population mit breiter Linienbreite, die gut mit der Population übereinstimmt, die in sehr empfindlichen Pointings gefunden wird, wie in Lockman et al. (2002). Diese Entdeckung von diffusem HI, das im gesamten Halo vorherrschend zu sein scheint, bringt uns der Lösung des galaktischen Mysteriums der Akkretion näher und enthüllt einen gasförmigen neutralen Halo, der den meisten groß angelegten Untersuchungen verborgen bleibt. Wir haben im Rahmen des Survey of Weak Intensity of Southern HI (SWISH) tiefe Parkes-Beobachtungen durchgeführt, um diese Ergebnisse weiter zu untersuchen, um die Natur des diffusen HI wirklich aufzudecken und zu bestimmen, ob das 3:1 diffuse/dense-Verhältnis ( basierend auf den begrenzten vorhandenen Daten) stimmt mit dem überein, was man sieht, wenn Parkes und das 140-Fuß-Green-Bank-Teleskop mit vergleichbarer Empfindlichkeit eingesetzt werden. Mit diesen Daten wollen wir durch eine Kombination aus bekannten und neuen Sichtlinienmessungen die Struktur des galaktischen Halos detaillierter denn je aufdecken und unsere Ergebnisse mit den jüngsten Studien zur ionisierten UV-Absorption in Richtung HVCs verbinden.

Frau Amy Whitney

Titel: Unvoreingenommene Größenentwicklung in den GOODS-Feldern.

Abstrakt: Wir präsentieren eine neue Analyse einer Probe von Galaxien aus den GOODS Nord- und Südfeldern von CANDELS unter Verwendung entfernungsunabhängiger relativer Oberflächenhelligkeitsmetriken, um ein unverzerrtes Maß der Größenentwicklung über den Rotverschiebungsbereich 1<z<7 zu bestimmen. Wir stellen eine neue Methode zum Entfernen von Hintergrundobjekten aus Bildern von Galaxien vor, die verwendet wird, um den Einfluss von Fremdobjekten auf die Messung der Größe einer Galaxie zu reduzieren. Anhand des petrosianischen Radius können wir feststellen, ob die Größe einer Galaxie im inneren oder äußeren Bereich am stärksten zunimmt. Wir finden eine langsamere Entwicklung der inneren Regionen von Galaxien im Vergleich zu den äußeren Regionen, was darauf hindeutet, dass den äußeren Rändern einer Galaxie während ihrer Entwicklung Masse hinzugefügt wird und daher eine Inside-Out-Formation nahegelegt wird. Unsere Ergebnisse setzen der Geschichte der strukturellen Evolution von Galaxien durch die letzten 12 Gyr der kosmischen Evolution neue Grenzen.

Prof. Andy Bunker

"Erforschung des Universums mit hoher Rotverschiebung mit JWST&rdquo

Prof. Shu-ichiro Inutsuka

Titel: Filamentparadigma und Sternentstehung in der galaktischen Scheibe.

Frau Stefania Barsanti

Titel: SAMI: Bulge- und Scheibenstellarpopulationen in Haufengalaxien.

Dr. Lorenzo Spina

Titel: Die Milchstraßenscheibe, die wir noch nie beobachtet haben.

Prof. Toshifumi Futamase

Titel: Subaru Schwachlinsen-Durchmusterung von Subhalos dunkler Materie in Coma und nahe gelegenen Galaxienhaufen.

Abstrakt: Das hierarchische Strukturbildungsszenario basierend auf dem Paradigma der kalten Dunklen Materie (CDM) war sehr erfolgreich bei der Erklärung verschiedener kosmologischer Beobachtungen wie der großräumigen Verteilung von Galaxien und wurde somit zum Standardszenario für die Strukturbildung. Es gibt jedoch fast keine Beobachtungsbeweise, um es auf der Mpc-Skala zu testen, bei der die Geschichte der Massenmontage wichtig wird. Wir haben Schwachlinsen-Beobachtungen des COMA-Clusters bei z = 0,027 durchgeführt. und andere in der Nähe

Dylan Michelson Paré

Titel: Eine polarimetrische VLA-Studie des Radiobogens des Galaktischen Zentrums: Charakterisierung von Polarisation, Rotationsmessung und Magnetfeldeigenschaften".

Abstrakt: „Das Galaktische Zentrum (GC) ist ein einzigartiges Beobachtungsziel mit molekularen Wolkendichten, Magnetfeldstärken und Gastemperaturen, die extremer sind als anderswo in der Galaxie. Eine Möglichkeit, die Eigenschaften des starken Magnetfelds in dieser Region zu untersuchen, ist die Analyse die einzigartigen nicht-thermischen Filamente (NTFs) -- ausgedehnte, Synchrotron-emittierende Strukturen. Der bekannteste Satz von NTFs ist als Radio Arc bekannt. In diesem Vortrag präsentiere ich die Ergebnisse meiner VLA-Studie zum Radio Arc und vergleiche meine Ergebnisse. mit denen, die für andere NTFs im GC erhalten wurden. Ich beschreibe die komplexe Region, in die die Arc-NTFs eingebettet sind, sowie die polarisierte Intensitätsstruktur der Arc-NTFs. Wir analysieren die Verteilung der RM-Werte für die Quelle und bestimmen die wahrscheinlich verursachte Rotation. durch externe Medien entlang der Sichtlinie. Nach Korrektur der Faraday-Rotation zeigt sich, dass die Ausrichtung des intrinsischen Magnetfelds im Allgemeinen der Ausdehnung der NTFs folgt Das Feld in mehreren Regionen des Radio Arc zeigt ein geordnetes Muster, das um etwa 60 Grad um die Ausdehnung der NTFs gedreht ist. Dieses sich ändernde Muster kann durch eine zusätzliche magnetisierte Struktur lokal im Radiobogen verursacht werden, so dass wir bei unseren Beobachtungen zwei überlagerte Feldsysteme beobachten."

Dr. Alessandro Maini

Titel: Radio-Quiet AGN: Was braut sich in den Kessel?

Abstrakt: Die radioleise/radio-laute Dichotomie der aktiven galaktischen Kerne ist eine herausragende und seit langem offene Frage in der Astrophysik-Forschung, die bis in die 60er Jahre des letzten Jahrhunderts zurückreicht. Erst vor etwa 30 Jahren begann die Astrophysik-Community, etwas Licht in das Thema zu bringen, aber je mehr wir uns mit der Dichotomie befassten, desto mehr Fragen wurden aufgeworfen. Heute können wir sagen, dass es ziemlich klar ist, was funklaute AGN sind, aber die gleiche Antwort für funkstille Objekte entzieht sich uns. In diesem Vortrag werde ich kurz an die historische Entwicklung des Dichotomie-Themas erinnern, um zu zeigen, wie es begann und wo wir heute stehen. Ich werde auch meinen persönlichen Beitrag zur Forschung zu diesem Thema zeigen und mich auf Erkenntnisse über die Natur einiger funkstiller AGNs konzentrieren, an denen ich während und nach meiner Doktorarbeit gearbeitet habe.

Dr. Meridith Joyce

Titel: Better Stellar Modeling: Numerische Werkzeuge und Techniken für die moderne Beobachtungslandschaft.

Abstrakt: Diese Daten werden uns helfen, Sternmodelle zu kalibrieren!" ist ein oft zitierter Refrain in der Begründung wissenschaftlicher Projekte, dennoch hören wir seltener und weniger detailliert darüber, wie große Durchmusterungen von Sternen oder Präzisionsmessungen einzelner Systeme tatsächlich Verbesserungen in unserem In diesem Vortrag werde ich einige aktuelle Fälle hervorheben, in denen die gleichzeitige Erweiterung unserer Modellierungskapazitäten und die zunehmende Verfügbarkeit von Beobachtungsbeschränkungen dazu beigetragen haben, uns spannende neue Einblicke in die Sterne und die Sternphysik zu ermöglichen.

Ich werde die seismische und evolutionäre Modellierung von T Ursae Minoris unter Verwendung des Codes von Modules for Experiments in Stellar Astrophysics (MESA) diskutieren und das neue 1D-MESA2HYDRO-3D-Softwarepaket bewerben, das gerade diesen Monat veröffentlicht wurde. Letzteres ist ein Python-Tool zum Projizieren von 1D-MESA-Profilmodellen in 3D-Partikelverteilungen, die als Anfangsbedingungen für die hydrodynamische Modellierung mit dem Phantom Smoothed-Particle Hydrodynamics-Programm verwendet werden können, das mit Hilfe von Mitarbeitern hier an der Macquarie University und an der Monash University entwickelt wurde.

Herr Chikaedu Ogbodo

Titel: A-Masing Star ist geboren!: Wenn Magnetfelder nicht Gaga werden!

Abstrakt: Auf der galaktischen Skala beobachtet, spielt Magnetismus zu Beginn der Sternentstehung eine wesentliche Rolle und reicht von schwachen diffusen interstellaren Feldern zu verstärkten komprimierten Feldern. Schwache, großräumige galaktische Magnetfelder in diffusem Gas wurden ausführlich untersucht. Im Gegensatz dazu haben Regionen mit hoher Dichte der galaktischen Spiralarme, die massereiche Sternentstehungsregionen (HMSF) beherbergen, typische Magnetfeldstärken um Größenordnungen stärker. Ich untersuche die Korrelation zwischen den Orientierungen, die im diffusen großskaligen Magnetfeld beobachtet werden, und den Richtungen des galaktischen Magnetfelds, die in hochdichten Regionen verfolgt werden, indem ich Beobachtungen von vier OH-Masern im Grundzustand zu 554 Stellen von 6,7-GHz-Methanolmasern (exklusive Tracer von HMSF). Ich nutze den Zeeman-Effekt, um die Richtung und Stärke des Magnetfelds in-situ in diesen hochdichten Regionen zu messen. Ein erwartetes Ergebnis besteht darin, zu bestimmen, ob die Informationen über die Feldorientierung nach der Kontraktion von schwachen großräumigen Magnetfeldern auf die hohen Dichten in massereichen Sternentstehungsgebieten erhalten bleiben. Ich werde die vollständigen polarimetrischen und Detektionsergebnisse für den selteneren 1720-MHz-OH-Maser-Übergang und die galaktische Magnetfeldverteilung präsentieren, die durch die in-situ-Magnetfeldorientierung des 1720-MHz-Maser-Übergangs gezeigt wird.

Frau Rachel Rayner

Titel: Wissenschaftskommunikation

Abstrakt: Das Feld der Wissenschaftskommunikation wächst exponentiell, aber wie sieht es aus und wie kann es dazu beitragen, Forschungsziele zu erreichen? Durch die Erforschung von Methoden der Wissenschaftskommunikation zu Lande, in der Luft und auf See können wir Werkzeuge für die Kommunikation der Astronomie an ein größeres und breiteres Publikum gewinnen.

Prof. Isabel Perez Martin

Titel: Sind galaktische Riegel effizient beim Rühren und Mischen ihrer Scheiben?

Abstrakt: Es wird angenommen, dass Bars aufgrund ihrer dynamischen Wechselwirkung mit der Scheibe und dem Halo die Hauptantriebskräfte der säkularen Evolution und der radialen Vermischung in Spiralgalaxien sind. Bars kommen in etwa 70 % der Dic-Galaxien vor und gelten als Schlüssel für die Neuordnung von Material und Drehimpuls sowie für den Aufbau der zentralen Ausbuchtung. Ich werde unser derzeitiges Verständnis davon überprüfen, wie Balken ihre Gastgebergalaxien im Laufe der Zeit beeinflussen, und in diesen Kontext den Milchstraßenbalken stellen. Ich werde aktuelle Beobachtungsergebnisse präsentieren, die auf Integralfeldspektroskopie der 2D- und radialen Verteilung der stellaren und der ionisierten Gaseigenschaften einer großen Probe von Galaxien basieren. Ich werde auch einige neuere Beobachtungsergebnisse zu den Themen der Barrenbildung und -entwicklung zeigen, um die Bedeutung von Barren bei der Umgestaltung der Galaxie abzuschliessen.

Dr. Robert Harris

Titel: Astrophotonik an der Landessternwarte, Heidelberg.

Abstrakt: Mit zunehmender Reife der astrophotonischen Instrumente entwickeln sie sich von kleinen Prototypen zu leistungsfähigen wissenschaftlichen Instrumenten. Diese Entwicklung führt zu weiteren Herausforderungen der Langzeitstabilität und Leistungssteigerung. In diesem Vortrag werde ich die laufenden Arbeiten an der Landessternwarte Heidelberg beschreiben, um einige dieser Geräte und Instrumente zu modellieren und zu entwickeln. Ich werde die Arbeit unserer Astrophotonik-Gruppe über die Modellierung vergangener Experimente, die Entwicklung eines 3D-gedruckten Mikrolinsenrings zur Verwendung als Tip-Tilt-Sensor für den iLocater am Large Binocular Telescope und die Entwicklung des MCIFU, eines mehradrigen fasergespeisten Integrals, detailliert beschreiben Feldspektrograph. Ich werde auch unsere zukünftigen Pläne für die Instrumente besprechen.

Frau Anita Petzler

Titel: Aufregung über Erregung: Ein beängstigendes Molekül verstehen

Dr. Daniel Baumwolle

Titel: Ein neues Zeitalter der stellaren Polarimetrie.

Abstrakt: Wir sind in ein neues Zeitalter der stellaren Polarimetrie eingetreten und stehen kurz davor, einige der noch offenen Fragen der stellaren Evolution zu beantworten. Zu diesen Fragen gehören die innere Struktur von Sternen, ihre Rotation und die Komplikationen der Binarität, die derzeit die größten Unsicherheitsquellen in stellaren Evolutionsmodellen darstellen (z. B. Heger 2000, Georgy et al. 2017). In diesem Vortrag gebe ich einen Überblick über die Technik der Polarimetrie, die Fortschritte, die wir bei diesen Fragen gemacht haben und die zukünftige Richtung dieser Forschung.

Seit der Entdeckung der interstellaren Polarisation in den 1940er Jahren sind die Anwendungen der optischen stellaren Linearpolarimetrie weitgehend auf die Untersuchung von Staub und Gas in interstellaren und zirkumstellaren Prozessen beschränkt. In seiner bahnbrechenden Arbeit, die die Entwicklung der ersten modernen Instrumente beflügelte, stellte sich Chandrasekhar (1946) jedoch vor, die Atmosphären verdunkelnder Binärdateien zu untersuchen. Seitdem haben Harrington & Collins (1968) gezeigt, dass Polarimetrie verwendet werden kann, um die wahren Rotationsgeschwindigkeiten von Sternen zu messen, und Odell (1979), dass die Polarimetrie die Fähigkeit hat, die Schwingungsmoden in schweren Sternen zu bestimmen und die Struktur ihres Inneren aufzudecken. Seit 70 Jahren verhindert instrumentelle Ungenauigkeit die Verfolgung dieser Bestrebungen.

In den letzten 5 Jahren waren meine Kollegen und ich führend in der Entwicklung und Anwendung einer neuen Generation hochpräziser stellarer Polarimeter. Mit diesen Instrumenten haben wir die Grenzen ihres konventionellen Einsatzes überschritten, mit ihnen zur Erforschung von Exoplanetenatmosphären beigetragen und mit Hilfe von Strahlungsübertragungsmodellen Pionierarbeit bei der Anwendung auf stellare Atmosphären geleistet. Wir haben die erste Messung der intrinsischen Polarisation durch schnelle Rotation durchgeführt (Cotton et al. 2017) und kürzlich die polarimetrische Variation aufgrund nicht-radialer Pulsation in Beta-Cephei-Sternen beobachtet. Wir haben auch die erste Bestimmung der wahren Reflexion in Doppelsternsystemen durchgeführt (Bailey et al. 2019) &ndash ein Effekt, der nie vorhergesagt wurde und dennoch mit unserem Instrument selbst mit einem Teleskop in Amateurgröße leicht zu beobachten ist!

Verweise: | Hegeret al. (2000) ApJ 528, 1. | Georgyet al. (2017) ABSC Conf., 37. |Chandrasekhar (1946) ApJ 103, 351. | Harrington &. Collins (1968) ApJ 151, 1051. | Odell (1979) PASPC 91, 326. | Baumwolle et al. (2017) Natur Ast. 1, 690. | Baileyet al. (2019) Natur Ast. im Druck.

Dr. Joanne Drazkowska

Titel: Wie entstehen Planeten?

Abstrakt: Die letzten Jahre brachten einen Paradigmenwechsel bei der Entstehung von Planeten. Es ist klar geworden, dass Planetenbildung eher eine Regel als eine Ausnahme ist. Trotzdem ist dieser Prozess noch wenig verstanden. Ich werde die neuesten Entdeckungen und Konzepte vorstellen, die in der Gemeinschaft der Planetenbildung auftauchen. Ich werde mich besonders auf die frühesten Stadien der Planetenentstehung konzentrieren, wenn kleine Staubkörner, die in Scheiben vorhanden sind, die junge Sterne umgeben, zu den Bausteinen von Planeten heranwachsen, die Planetesimale genannt werden.

Dr. Andy Sheinis

Titel: Update zum Maunakea Spectroscopic Explorer.

Abstrakt: Australien ist Partner des Maunakea Spectroscopic Explorer (MSE), einer massiv gemultiplexten spektroskopischen Vermessungsanlage, die im kommenden Jahrzehnt am Kanada-Frankreich-Hawaii-Teleskopstandort auf Maunakea, Hawaii, gebaut wird. MSE wird ein spezielles 11,25-m-Weitfeld-Teleskop sein, das in jeder Ausrichtung mehr als 4000 Ziele beobachtet, die über 1,5 Quadratgrad verteilt sind. MSE wird zur Erfassung 8 fasergespeiste Spektrographen verwenden use

3000 Spektren mit niedriger Auflösung (R

1000 hochauflösende Spektren (R

40.000), die das volle Feld von 1,5 Quadratgrad zusammenhängend mit jeder Auflösung abdecken. MSE hat eine Umfragegeschwindigkeit von

20-mal schneller als MOONS basierend auf Perture-Größe x Sichtfeld x Multiplexing x Beobachtungszeit. Darüber hinaus wird es alle 7 Wochen die gleiche Anzahl von Spektren wie die vollständige SDSS Legacy Survey produzieren. Einige der ersten wissenschaftlichen Ziele werden darin bestehen, den astrophysikalischen Ort und Details der stellaren Nukleosynthese zu identifizieren, die Zusammensetzung und Dynamik des schwachen Universums durch chemische Häufigkeitsstudien von Sternen in der äußeren Galaxie zu enthüllen, die Massen von Tausenden von Schwarzen Löchern in den Kernen von Galaxien zu messen measure wiegen Neutrinos und testen exotische Modelle der Kosmologie, bei denen die Dunkelenergieeigenschaften bei hoher Rotverschiebung variieren. Australische Wissenschaftler machen etwa 10 % des MSE-Wissenschaftsteams aus, das mittlerweile fast 400 Astronomen aus 30 Ländern umfasst. Darüber hinaus wurde Australien ausgewählt, um das Faserpositioniersystem basierend auf den Systemen von AAO für Subaru und 4Most zu entwickeln. Hier werde ich die technischen Aspekte der Anlage besprechen und das wissenschaftliche Potenzial der einzigen dedizierten spektroskopischen Anlage der 10-Meter-Klasse diskutieren, die für das kommende Jahrzehnt geplant ist.

Herr Abdelbassit Senhadji

Titel: Ein neuer Kanal für die Entstehung und Entwicklung von Zwergsternen.

Abstrakt: Wir präsentieren eine detaillierte Analyse der Bedingungen, die erforderlich sind, um Subzwergsterne in breiten Doppelsternen über einen stabilen Roche-Lobe-Überlauf zu bilden. Beginnend mit einem evolutionären Gitter von fast 4000 primordialen Binärdateien mit Komponentenmassen zwischen etwa 1 bis 8 MSonne und anfängliche Umlaufzeiten von

1 bis 200 Tage durchlaufen viele dieser Binärdateien eine Algol-ähnliche Evolutionsphase und ein erheblicher Teil von ihnen produziert Doppelsterne, die Subzwerge mit Umlaufzeiten zwischen . enthalten

20 bis 500 Tage.Wir schließen daraus, dass: (1) die letzte Periode weitgehend von der angenommenen Physik des nichtkonservativen Massentransfers abhängt (2) der Donorstern (Vorläufer des Subzwergs) typischerweise eine Masse zwischen etwa 3 und 6 Sonnenmassen hat (3) es gibt eine sehr natürliche Evolution von Subzwergen aus einem langlebigen SDB-Stadium (

30 Myr) und (4) der Massenbereich und die effektiven Temperaturen von sdB- und sdO-Sternen können sich je nach den Eigenschaften des primordialen Doppelsterns beträchtlich überlappen. Konkret stellen wir fest, dass die Massen von

0,4 bis 0,8 MSonne, und dass sdBs Temperaturen im Bereich von 15000 < T . habeneff (K) < 45000, während der Bereich für sdOs ungefähr 25000 beträgt < Teff (K) < 100000. Ein Beispiel für ein Post-Algol-Binärsystem, das sich in Richtung des Subzwerg-Stadiums entwickelt, ist MWC882 (Zhou et al. 2018). Die Beobachtungsimplikationen dieses Kanals werden ebenfalls diskutiert.

Herr James Tocknell

Titel: Winde von protoplanetaren Scheiben

Abstrakt: Magnetisch angetriebene Scheibenwinde haben erhebliche Auswirkungen auf die Entwicklung protoplanetarer Scheiben, indem sie Drehimpuls und Masse von der Scheibe entfernen. Bestehende Modelle ignorieren jedoch typischerweise nicht-ideale magnetohydrodynamische Effekte wie Hall-Drift, aber diese sind dafür bekannt, innerhalb dieser Scheiben zu wirken und ihre Struktur und Entwicklung zu beeinflussen, zum Beispiel durch die Unterdrückung magnetisch getriebener Turbulenzen und magnetorotatorischer Instabilität. In meinem Vortrag werde ich vorläufige Ergebnisse von selbstähnlichen Scheibenwindmodellen präsentieren, die nicht-ideale magnetohydrodynamische Effekte innerhalb der Scheibe beinhalten.

Herr Greg Goldstein

Titel: Die Verteilung der Sternentstehung über Galaxienscheiben

Abstrakt: Anhand der Integralfeldspektroskopie wird die Verteilung der Sternentstehung über Galaxienscheiben untersucht, um festzustellen, ob die Verteilung je nach Lage einer Galaxie auf, über oder unter der Hauptreihe der Sternentstehung variiert. Radiale Profile der Oberflächendichte der Sternentstehungsrate zeigen, dass in Galaxien an allen Orten eine zentrale Unterdrückung der Sternentstehung auftreten kann. Es wird davon ausgegangen, dass es eine evolutionäre Sequenz gibt, die sich von der MS über das laufende Quenching zu gequencht bewegt, was Tests der vorgeschlagenen Mechanismen für das Quenchen ermöglicht. Die Ergebnisse begünstigen Quenching-Modelle wie das Verdichtungsmodell und Bar-driven Quenching, die eine Reihe von Prozessen beinhalten, darunter: Scheibeninstabilitäten, die Gaszuflüsse auslösen, zentrale Starbursts, stellare Rückkopplung und Gasausflüsse und zentrales Quenchen in Verbindung mit Gasverarmung.

Herr Hiep Nguyen

Titel: &ldquoErforschung der Eigenschaften von warmem und kaltem atomarem Wasserstoff in den Regionen Stier und Zwillinge".

Abstrakt: Wir berichten über Arecibo 21 cm Absorptions-Emissions-Beobachtungen zur Charakterisierung der physikalischen Eigenschaften von neutralem Wasserstoff (HI) in der Nähe von fünf riesigen Molekülwolken (GMCs): Taurus, Kalifornien, Rosette, Mon OB1 und NGC 2264. Starke HI-Absorption war zu allen 79 Hintergrundkontinuumsquellen in der in

60x20-Quadrat-Grad-Bereich. Gaußsche Zerlegungen wurden durchgeführt, um Temperaturen, optische Tiefen und Säulendichten des kalten und warmen neutralen Mediums (CNM, WNM) abzuschätzen. Die Eigenschaften einzelner CNM-Komponenten ähneln denen, die zuvor entlang zufälliger galaktischer Sichtlinien und in der Nähe von GMCs beobachtet wurden, was auf eine Universalität der kalten HI-Eigenschaften hindeutet. Das Histogramm der CNM-Spintemperatur (Ts) erreicht bei

50K. Die turbulenten Machzahlen von CNM variieren stark, mit einem typischen Wert von

4, was darauf hinweist, dass ihre Bewegungen Überschall sind. Ungefähr 60 % des gesamten HI-Gases sind WNM, und fast 40 % des WNM liegen im thermisch instabilen Regime von 500-5000 K. Der beobachtete CNM-Anteil ist um GMCs herum höher als in diffusen Regionen und steigt mit zunehmender Säulendichte (NHI) auf maximal

75%. Im Durchschnitt unterschätzt die optisch dünne Näherung (N*(HI)) das gesamte N(HI) um

21%, aber wir finden große regionale Unterschiede in der Beziehung zwischen N(HI) und dem erforderlichen Korrekturfaktor, f=N(HI)/N*(HI). Wir untersuchen zwei unterschiedliche Methoden (lineare Anpassung von f vs log10(N*(HI)) und einheitliche Ts) zur Korrektur von Opazitätseffekten unter Verwendung von Emissionsdaten aus der GALFA-HI-Umfrage. Wir bevorzugen die Methode der einheitlichen Ts, da die lineare Beziehung nicht für alle Unterregionen überzeugende Anpassungen liefert.

Prof. Rupert Croft

Titel: Relativistische Sonden von Galaxien und der großräumigen Struktur des Universums

Abstrakt: In den nächsten 5 Jahren wird die Zahl der Galaxien mit gemessenen Rotverschiebungen in die zweistelligen Millionenhöhe ansteigen. Dies wird es uns ermöglichen, die großräumige Struktur des Universums mit großer Präzision zu kartieren. Neue Tests von Dunkler Energie, Dunkler Materie und der Natur der Schwerkraft werden möglich. Eine Möglichkeit besteht darin, nach Beweisen für relativistische Effekte zu suchen, die die Beziehung zwischen den intrinsischen und beobachteten Eigenschaften von Galaxien verändern. Dazu gehört die gravitative Rotverschiebung (erstmals 1960 in erdgebundenen Labors beobachtet), die von der Tiefe der Potentialquellen der Galaxie abhängt. Eine andere ist das relativistische Beamen, das empfindlich auf das Zusammenspiel zwischen den galaktischen Eigengeschwindigkeiten und ihren Spektren reagiert. Die ersten großen Durchmusterungen von Galaxien haben begonnen, Messungen dieser Effekte zu ermöglichen, und sie bieten uns einen neuen Blick auf die Beziehungen zwischen Galaxien und ihrer umgebenden Dunklen Materie. Ich werde beschreiben, wie diese Effekte gemessen werden können, einschließlich der Ergebnisse aus hydrodynamischen Simulationen sowie der ersten Messungen sowohl von großräumigen Strukturdaten als auch von einzelnen Galaxien.

Prof. Tiziana Di Matteo

Titel: Ein Universum von Schwarzen Löchern

Abstrakt: Massive Schwarze Löcher sind grundlegende Bestandteile unseres Kosmos. Ihre Entstehung im kosmischen Morgengrauen, ihr Wachstum und die Entstehung der ersten, seltenen Quasare im frühen Universum zu verstehen, bleibt eine unserer größten theoretischen und beobachtenden Herausforderungen. Hydrodynamische kosmologische Simulationen kombinieren konsequent die Prozesse der Strukturbildung auf kosmologischen Skalen mit der Physik kleinerer Galaxienskalen. Sie erfassen unser realistischstes Verständnis massereicher Schwarzer Löcher und ihrer Verbindung zur Galaxienentstehung. Ich werde mich auf die Vorhersagen für die ersten Quasare und ihre Wirtsgalaxien in der BlueTides-Simulation konzentrieren. Einrichtungen der nächsten Generation und das Aufkommen der Multi-Messenger-Astrophysik bieten neue aufregende Perspektiven, um die Entstehungs-, Wachstums- und Verschmelzungsgeschichte massiver Schwarzer Löcher über kosmische Zeitalter hinweg zu verfolgen.

Herr Abner Zapata

Titel: &ldquoFIDEOS-Spektrograph: Ergebnisse der Radialgeschwindigkeitsstabilität am ESO1m&rdquo

Abstrakt: Der Fiber Dual Echelle Optical Spectrograph (FIDEOS) ist ein hochauflösender Spektrograph, der vom Center of Astro-engineering UC, Chile, entwickelt und im ESO1m-Teleskop am La Silla-Observatorium installiert wurde. Wir präsentieren die Ergebnisse der Inbetriebnahme und der frühen Wissenschaft. Die Präzision und Stabilität der Radialgeschwindigkeit (RV) wurde während des frühen Betriebs verbessert und erreichte Werte von bis zu 5 m/s in einer einzigen Nacht und eine Langzeitstabilität von besser als 10 m/s. Außerdem geben wir einen kurzen Überblick über unsere laufenden und zukünftigen Projekte.

Dr. Esha Kundu

Titel: SNe IIb im Radio

Abstrakt: Massereiche Sterne, die den größten Teil ihrer Wasserstoffhülle verlieren, explodieren als Supernovae vom Typ IIb (SNe IIb). Die Vorläufer dieser SNe können einzelne massereiche Sterne sein, die aufgrund starker Winde einen enormen Massenverlust erleiden. Alternativ kann das Massen-Stripping aufgrund einer Wechselwirkung mit einem Begleitstern in einem Doppelsternsystem erfolgen. Ein nützlicher Weg, um die Prä-SN-Systeme zu untersuchen, besteht darin, nach Radioemission aus der Wechselwirkung von SN-Ejekta mit dem zirkumstellaren Medium (CSM) zu suchen. Der Fluss der Radioemission ist ungefähr proportional zur Dichte des Teilchens im CSM, die im Allgemeinen durch den Massenauswurf des Prä-SN-Sterns geformt wird. Daher kann man durch das Studium dieser Strahlung die Geschichte des Massenverlusts des Vorläufersterns kartieren. In diesem Vortrag werde ich mich hauptsächlich auf die Radioemission von zwei sehr gut beobachteten SNe IIb, SN 1993J und SN 2011dh konzentrieren und diskutieren, wie die detaillierte Modellierung ihrer Radioemission es uns ermöglicht hat, wichtige Informationen über die Entwicklung ihrer Vorläufer vor der Explosion zu gewinnen .

Dr. Simon Ellis

Titel: Verdunkelung des Nachthimmels im nahen Infrarot.

Abstrakt: Der Nachthimmel im nahen Infrarot ist aufgrund der Emission atmosphärischer OH-Moleküle extrem hell. Die hohe Oberflächenhelligkeit macht die Himmelssubtraktion an sich verrauscht. Darüber hinaus ist die OH-Emission räumlich und zeitlich stark variabel, was zu großen systematischen Fehlern bei der Himmelssubtraktion führt. Dieses seit langem bestehende Problem hat die Nahinfrarot-Astronomie jahrzehntelang stark behindert, aber wir sind jetzt zum ersten Mal nahe an einer bodengestützten Lösung. PRAXIS ist ein einzigartiger Nahinfrarot-Spektrograph, der derzeit am AAT in Betrieb genommen wird und der die atmosphärischen OH-Linien mithilfe von Faser-Bragg-Gitter selektiv aus dem einfallenden Licht filtert und den Himmel verdunkelt. Ich beschreibe die Prinzipien der OH-Unterdrückung mit Faser-Bragg-Gitter und die Entwicklung dieser neuartigen Technologie bis heute, die in PRAXIS gipfelt. Ich werde vorläufige Ergebnisse aus den ersten beiden Inbetriebnahmeläufen präsentieren und mögliche zukünftige Entwicklungen beschreiben.

Dr. Elaina Hyde

Titel: Science vs. DataScience Astrophysik-Konfrontation: Wer wird gewinnen?

Abstrakt: Dieser Vortrag behandelt meine Reise durch Astrophysik und Data Science mit einigen Tipps und Tricks, die ich unterwegs mitgenommen habe, sowie einigen der Verfahren, die ich bei meiner Arbeit verwende. Ich werde Data Science- und Science-Methoden vergleichen und diskutieren, was dies für die Astrophysik bedeutet. Ich werde außerdem einige der Tools behandeln, die mir geholfen haben, meine Karriere im MINT-Bereich bisher aufzubauen. Wenn wir Zeit haben, spielen wir sogar ein Machine-Learning-Spiel.

Herr Georges Georgevits

Titel: Suche nach Kuipergürtel-Objekten durch Sternenbedeckung.

Abstrakt: Der Kuipergürtel ist die Region des Sonnensystems, die sich von der Umlaufbahn von Neptun bis . erstreckt

50AU. Es wird angenommen, dass sich dort eine große Anzahl von Objekten befindet, die als Kuiper Belt Objects (KBOs) bekannt sind. Nur die größten davon können durch direkte Beobachtung gesehen werden, da sie so weit entfernt und schwach sind. Kleine KBOs, die zu schwach sind, um durch direkte Beobachtung gesehen zu werden, können durch Sternbedeckung entdeckt werden, wenn sie vor einem geeigneten Hintergrundstern vorbeiziehen.

Unsere Arbeit berichtet über die Ergebnisse einer bodengestützten stellaren Okkultationsdurchmusterung mit dem 1,2-m-UK-Schmidt-Teleskop, das mit 100 optischen Fasern ausgestattet ist, die eine CCD-Kamera mit kontinuierlicher Auslesung und 10 ms Zeitauflösung speisen. Wir haben 6.500 Sternenstunden an Daten über die Ekliptik gesammelt, einschließlich Neptuns L4 Lagrange-Region. Unser Setup ist in der Lage, KBOs mit Radien größer als ca. . zu erkennen

0,25km. Das sind zwei Größenordnungen weniger als durch direkte Beobachtung erreichbar.

Wir melden ein Erkennungsereignis --- ein KBO des Radius

0,43 km in einer Entfernung von 46 AU. Dies ist das bisher am besten aufgelöste KBO-Bedeckungsereignis und wohl die erste glaubwürdige bodenbasierte Erkennung. Aufgrund unserer Umfrageergebnisse beschränken wir die implizierte kumulative Bevölkerungsdichte für KBOs mit Radien von mehr als 0,25 km innerhalb von ±2 Grad der Ekliptik auf

10^7 Objekte pro Quadratgrad Himmel.

Dr. Lucyna Kedziora-Chudczer

Titel: Von der Atmosphäre eines Planeten und seiner Oberfläche gestreutes Licht ist polarisiert.

Abstrakt: Im Gegensatz dazu ist das Licht von sonnenähnlichen Sternen weitgehend unpolarisiert. Daher kann die Polarimetrie zum Nachweis und zur Charakterisierung extrasolarer Planeten um solche Sterne verwendet werden. Der Polarisationsgrad durch reflektiertes Sternenlicht hängt stark von der Zusammensetzung und den physikalischen Eigenschaften der planetarischen Atmosphären ab. Letztendlich könnten Polarisationsbeobachtungen Hinweise auf die Wassertröpfchen in der Planetenatmosphäre und den möglichen Nachweis von flüssigem Wasser auf der Planetenoberfläche durch Glitzerreflexion liefern.

Ich werde Prozesse diskutieren, die zur Polarisation von Licht führen. Als nächstes werde ich über Techniken der Polarisationsmessungen sprechen und polarimetrische Beobachtungen heißer Jupiter mit dem hochpräzisen Polarimeter HIPPI beschreiben, das für das AAT an der UNSW gebaut wurde. Ich werde auch die Fähigkeiten des neu entwickelten Polarimeters HIPPI-2 für das 8-Meter-Gemini-Teleskop beschreiben und kurz andere Projekte erwähnen, die mit dem HIPPI-Polarimeter durchgeführt wurden.

Professor Di Li

Titel: "Wie man das kalte Gas fängt"

Abstrakt: Die Sternentstehung ist der Schlüsselprozess bei der Produktion von „leuchtender“ Materie in Galaxien. Damit die Schwerkraft Materie in Richtung Kernfusion treiben kann, muss sich das interstellare Medium (ISM) von atomaren zu molekularen Formen entwickeln. Die H2-Bildung, die hauptsächlich in kaltem Gas stattfindet, ist schwer zu beobachten und daher weder gut eingeschränkt noch verstanden, wie die aktuelle Kontroverse um das sogenannte „dunkle Gas“ zeigt (Grenier et al. 2005). Ich berichte hier über unsere Messungen der Kaltgas- und H2-Bildung, meist durch Absorptionstechniken. Basierend auf der HI Narrow Self-Absorption (HINSA: Li et al. 2003) Methode haben wir den ersten klaren Nachweis der Geburt einer molekularen dunklen Wolke veröffentlicht (Zuo et al. 2018). Die Entstehungszeitskala und damit die untere Grenze der Sternentstehungszeitskala ist länger als 6 Millionen Jahre. In der Region, in der keine stabile Menge an CO festgestellt wurde, fanden wir, dass OH ein guter Indikator für den Gesamt-H2-Gehalt ist (Xu et al. 2016). Wir messen, dass die OH-Anregungstemperatur durch Quasarabsorption nahe an der des galaktischen Hintergrunds liegt (Li et al. 2018), was erklärt, warum OH, das erste radioaktiv entdeckte und reichlich vorhandene Molekül, schwer fassbar bleibt. Zukünftige empfindliche Funkanlagen, nämlich ASKAP, FAST, MeerKAT, SKA1 usw., werden ein vollständiges Inventar des galaktischen Kaltgases durch Absorption bereitstellen (McClure-Griffith et al. 2015).

Frau Rebecca Davies

Titel: Aufgelöste Eigenschaften und Demographie von ionisierten Gasausflüssen bei z

Abstrakt: Abflüsse sind in der Spitzenzeit der Sternentstehung allgegenwärtig (z

1-3) und werden wahrscheinlich eine wichtige Rolle bei der Gestaltung des Wachstums und der Entwicklung von Galaxien spielen. Die Nah-IR-Integralfeldspektroskopie ist ein leistungsfähiges Werkzeug, um die physikalischen Eigenschaften galaktischer Winde in dieser Epoche zu untersuchen, da sie es uns ermöglicht, sie kinematisch von Gravitationsbewegungen zu entkoppeln und die Startplätze, die Ausdehnung und die Geometrie von Ausströmen zu kartieren. In diesem Vortrag präsentiere ich die neuesten Ergebnisse unserer integralen Feldstudien zu Abflüssen bei z

1-3. Ich werde die Eigenschaften und Skalierungsbeziehungen von Abflüssen, die mit SINFONI mit adaptiver Optik auf 1-2 kpc-Skalen aufgelöst wurden, zusammenfassen und diese Ergebnisse in den Kontext unserer Studie der globalen Abflusseigenschaften und Demografie aus der KMOS^3D-Vermessung stellen.

Dr. Samyaday Choudhury

Titel: Studie von spärlichen Sternhaufen und Metallizitätskarten der Magellanschen Wolken.

Abstrakt: Ich werde unsere Studien vorstellen, die auf zwei Frotiner gerichtet sind: (1) das Verständnis spärlicher Sternhaufen und ihre Bedeutung in unseren Nachbargalaxien, den Magellanschen Wolken (MCs, LMC & SMC), und (2) das Verständnis der Metallizitätsvariation in diesen beiden Galaxien. Die MCs beherbergen neben bevölkerungsreichen Sternhaufen auch arme/sparse Sternhaufen. Unsere Arbeit an spärlichen Sternhaufen im LMC zielt darauf ab, unser Verständnis solcher Objekte zu verbessern, indem wir tiefgehende photometrische Daten aus Washington von 45 Sternhaufen verwenden. Eine systematische Studie wurde durchgeführt, um ihre Parameter zu schätzen, und sie wurden basierend auf ihrer Echtheit in zwei Kategorien eingeteilt. Die Größe und Masse dieser unscheinbaren Haufen unterstreicht, dass die LMC eine bedeutende Population von Haufen hat, die den offenen Haufen in unserer Galaxie ähneln. Motiviert durch die obige Erkenntnis untersucht ein größeres Team die offenen Cluster-ähnlichen Systeme mit geringer Masse (Identifizierung, Katalogisierung, Schätzung von Eigenschaften) im LMC und SMC unter Verwendung bestehender großflächiger Erhebungen (z. B. OGLE III). Um die Metallizitätsvariation innerhalb des LMC und des SMC zu verstehen, haben wir die erste ihrer Art hochaufgelöste Metallcity-Karte mit Feldsternen des Roten Riesenzweigs (RGB) als Werkzeug erstellt, unter Verwendung von zwei großmaßstäblichen photometrischen Vermessungen: den MCPS- und OGLE III-Daten . Diese Karten zeigen den Metallizitätstrend im gesamten Inneren

5 Grad und 2,5 Grad Feldbereich des LMC bzw. SMC. Wir haben die Karten verwendet, um die mittlere Metallizität innerhalb verschiedener Regionen der MCs, ihren Metallitätsgradienten sowie identifizierte Ausreißer abzuschätzen, die für das Verständnis der chemischen Entwicklung dieser Galaxien wichtig sind. Der Metallizitätsgradient des LMC ist innerhalb der Barrenregion fast konstant und fällt darüber hinaus ab, was darauf hindeutet, dass der Barren in der Vergangenheit aktiv gewesen sein könnte. Während ein flacher, aber allmählicher Metallizitätsgradient des SMC eine andere Evolutionsgeschichte darstellt als der LMC.

Dr. Andrew Cameron

Titel: "Die neuesten Ergebnisse der HTRU-S Low Latitude Pulsar Survey: ein Zoo neuer und aufregender Pulsare"

Abstrakt: „Pulsare, schnell rotierende und stark magnetisierte Neutronensterne, können als Werkzeuge für das Studium vieler Aspekte der fundamentalen Physik verwendet werden, insbesondere bei der Anwendung binärer Pulsare auf das Studium von Gravitationstheorien wie der Allgemeinen Relativitätstheorie immer relativistischere Doppelsysteme als die derzeit bekannten werden es ermöglichen, mit solchen Tests noch tiefer in die Natur der Schwerkraft einzudringen.Hier werde ich Ergebnisse aus der Verarbeitung von 44% der HTRU-South Low Latitude Pulsar Survey (HTRU- S LowLat), die bisher empfindlichste Blindvermessung der südlichen galaktischen Ebene. Dies beinhaltet die Entdeckung und langfristige Zeitmessung von 40 neuen Radiopulsaren, die durch die fortgesetzte Anwendung einer neuartigen &ldquopartiell-kohärenten segmentierten Beschleunigungssuche&rdquo-Technik identifiziert wurden Diese Pulsare wurden speziell entwickelt, um hochrelativistische binäre Systeme zu entdecken.Diese Pulsare zeigen eine Reihe wissenschaftlich interessanter Verhaltensweisen, einschließlich Glitching, Puls-Null und binärer Bewegung und scheinen eine Population von im Allgemeinen älteren Pulsaren mit geringerer Leuchtkraft zu umfassen, verglichen mit der zuvor bekannten Population. Darüber hinaus werde ich auch einen ausführlichen Bericht über PSR J1757-1854 präsentieren, den einzigen relativistischen binären Pulsar, der bisher in HTRU-S LowLat entdeckt wurde. Dieses extreme Doppelsystem (das nach wie vor das am schnellsten entdeckte Pulsar-Binärsystem ist) verspricht in den kommenden Jahren neue Einblicke in Gravitationstheorien."


1. EINLEITUNG

Sauerstoff ist nach Wasserstoff und Helium das dritthäufigste Element im Universum, daher sind grundlegende Kenntnisse der Sauerstoffchemie in Molekülwolken unerlässlich, um die chemische Struktur, das thermische Gleichgewicht und die diagnostische Linienemission von sternbildenden molekularen Gasen in . zu verstehen Galaxien. Frühe chemische Gasphasenmodelle (z. B. Langer & Graedel 1989 Millar 1990 Bergin et al. 1998) sagten große Häufigkeiten von H2Ö (

10 –5 –10 –4 ) relativ zu Wasserstoffkernen in molekularem Gas gut abgeschirmt von fernem Ultraviolett (FUV, 6 eV <haν < 13,6 eV) Photonen. Wenn Gasphase H2O und O2 wären sie so reichlich vorhanden, wären sie wichtige Kühlmittel für dichtes Gas (Goldsmith & Langer 1978 Hollenbach 1988 Neufeld et al. 1995). Allerdings ist die Submillimeterwellen-Astronomiesatellit (SWAS) machte pointierte Beobachtungen bei niederenergetischen Übergängen von ortho-H2O (die 110–101 Übergang bei 557 GHz) und O2 (die 33–12 Übergang bei 487 GHz) zu zahlreichen dichten (aber nicht geschockten) Molekülkernen und stellten fest, dass die Sichtlinien-gemittelt und strahlgemittelt (SWAS Strahl

4') H-Häufigkeit2O hat die Ordnung 3 × 10 −8 (Snell et al. 2000) und die von O2 ist 10 –6 (Goldsmith et al. 2000). Neuere Beobachtungen der Odin Mission setzte strengere Obergrenzen für O2, 10 −7 (Pagani et al. 2003), mit einem berichteten Nachweis am

2.5 × 10 −8-Niveau in ρ Oph (Larsson et al. 2007). Obwohl die aus der beobachteten Wasseremission abgeleitete Wasserhäufigkeit umgekehrt von der Gasdichte abhängt und daher etwas unsicher ist, ist das Verständnis der Diskrepanz um zwei Größenordnungen zwischen den chemischen Modellen der Gasphase und den Beobachtungen für die Astrochemie und das grundlegende Verständnis von Physik der Molekülwolken.

Frühere Versuche, die geringe Häufigkeit von H . zu erklären2O und O2 beobachtet von SWAS zeigten, dass eine zeitabhängige Gasphasenchemie allein nicht ausreicht (Bergin et al. 1998, 2000). Ausgehend von atomarem Gas, einem dichten (nein(H2)

10 5 cm −3 ) Wolke brauchte nur 10 4 Jahre, um H . zu erreichen2O Fülle

10 -6 , nahe den endgültigen Steady-State-Werten und viel größer als beobachtet.

Die beste bisherige Erklärung war die zeitabhängige Chemie, die mit dem Ausfrieren von Sauerstoffspezies auf Kornoberflächen und der Bildung von beträchtlichen Wassereismänteln auf den Körnern verbunden ist (Bergin et al. 2000). In diesen Modellen wird der gesamte Sauerstoff im molekularen Gas, das nicht gebunden in CO adsorbiert schnell (in

10 5 Jahre bei einer Gasdichte von

10 4 cm –3 ) an Kornoberflächen, bildet Wassereis und bleibt als Eismantel am Korn haften. Dadurch wird die Gasphase H2O Fülle fällt von

10 -8 . Es wird angenommen, dass die Körner zu warm sind, als dass CO als CO-Eismantel gefrieren könnte, so dass für einen Zeitraum von etwa 10 5 Jahren bis etwa 3 × 10 6 Jahre, die Gasphase H2O Fülle bleibt bei der

10 −8-Niveau, gespeist durch die langsame Dissoziation von CO zu O und die anschließende Reaktion eines Teils dieses O mit H + 3, die dann letztendlich die Gasphase H . bildet2O. Die langsame Dissoziation von CO wird durch die Ionisierung von He durch kosmische Strahlung angetrieben, das resultierende He + reagiert mit CO unter Bildung von O und C + . Nach dem

3 × 10 6 Jahren sinkt sogar die CO-Häufigkeit in der Gasphase signifikant, da der Dissoziationsprozess den Sauerstoff, der als Wassereis auf den Kornoberflächen endet, ausblutet. Daher nach ca. 3 × 10 6 Jahre, die Gasphase H2O fällt auch von

10 –8 bis <10 –9 . Dieses vorherige Szenario erklärte das beobachtete H2Die O-Emission stammt aus den zentralen, undurchsichtigen Regionen der Wolke, wo die Häufigkeit auf die beobachteten Werte gesunken ist, aber keine Zeit hatte, die extrem niedrigen stationären Werte zu erreichen. Das Modell stützte sich dann auf eine "Abstimmung" der Zeitskalen der Molekülwolke, so dass sie lang genug sind, um den vorhandenen Sauerstoff in der Gasphase, der nicht in CO enthalten ist, auf Körnern auszufrieren, aber nicht so lange, dass das CO abgebaut wird und das resultierende O wandelte sich in Wassereis um, wodurch die Gasphase H2Die O-Häufigkeit sinkt unter die beobachteten Werte. 5 Das Modell setzte auch auf CO nicht auf Körnern in den undurchsichtigen Wolkenzentren ausfrieren.

Um die Probleme der Modellierung der SWAS Daten, die SWAS beobachtete eine Reihe von starken Submillimeter-Kontinuumsquellen wie SgrB, W49 und W51 und fand die 557-GHz-Linie von H2Oh in Absorption, als das Kontinuum durch durchscheinende Wolken ging (EINV

1–5) entlang der Sichtlinie (Neufeld et al. 2002, 2003 Plume et al. 2004). Die Absorptionsmessung lieferte eine noch bessere Schätzung des H2O-Spalte, N(H2O) durch diese Wolken, weil die Absorptionslinienstärken nur proportional zu . sind Nein(H2O), während die Emissionslinienstärken proportional zu nein(H2)Nein(H2Ö)e −27K/T da die Linie subthermal, effektiv optisch dünn ist und liegt ΔE/k = 27 K über dem Grundzustand. Um Säulen aus Emissionslinienbeobachtungen zu erhalten, ist daher die separate Kenntnis sowohl der Gasdichte als auch der Gastemperatur erforderlich. Die Absorptionsmessungen zeigten säulengemittelte Häufigkeiten von H2Uff

10 −7 –10 −6 bezüglich H2 unter Verwendung der beobachteten CO-Säulen und Multiplikation mit 10 4 um H . zu erhalten2 Säulen. Bei den zeitabhängigen Modellen mit Freeze-out wurde der Unterschied zwischen den in Absorption gemessenen und in Emission gemessenen Häufigkeiten auf die vermuteten geringeren Gasdichten in den absorbierenden Wolken im Vergleich zu den emittierenden Wolken zurückgeführt. Weil die Einfrierzeit abhängig ist von nein −1 wurde angenommen, dass die Wolken mit geringerer Dichte nicht genügend Zeit hatten, um so viel Sauerstoff aus der Gasphase einzufrieren, sodass die Gasphase H2Die O-Häufigkeit war höher.

Eine Variation dieses Modells ist die von Spaans & van Dishoeck (2001) und Bergin et al. (2003), wo festgestellt wurde, dass die Wasseremission die Photodissoziationsregion (PDR siehe Hollenbach & Tielens 1999) zu verfolgen schien, die auf der Oberfläche liegt (EINV 5) der Molekülwolke. Es wurde ein Zweikomponentenmodell herangezogen, bei dem das Wasser in den dichten Klumpen als Eis ausfror, aber im Zwischenklumpengas niedriger Dichte aufgrund der längeren Zeitskalen für das Ausfrieren relativ unerschöpft blieb. Somit wurde die durchschnittliche Wasserhäufigkeit in der Gasphase aus einer Mischung aus stark abgereichertem und nicht abgereichertem Gas abgeleitet.

Wir schlagen in dieser Arbeit ein neues Modell des H . vor2O und O2 Chemie in einer Wolke. In diesem Modell nehmen wir an, dass die Lebensdauer der Molekülwolke ausreichend lang ist, um ein Ausfrieren zu ermöglichen 6 und die Gasphase H . zu reduzieren2O und O2 Abundanzen auf sehr niedrige Werte in den zentralen, undurchsichtigen Regionen der Wolke. Der Schlüssel zum Verständnis des H2O-Emission und die O2 Obergrenzen eingehalten von SWAS und Odin ist zu modellieren räumlich abhängig H2O und O2 Fülle durch jede Wolke. An der Wolkenoberfläche ist die Gasphase H2O und O2 Die Häufigkeiten sind aufgrund der Photodissoziation durch die ISRF oder durch den FUV-Fluss von nahen OB-Sternen sehr gering. In der Nähe der Wolkenoberfläche haben die Staubkörner aufgrund der Photodesorption durch das FUV-Feld wenig Wassereis. Tiefer in der Wolke führt die Abschwächung des FUV-Feldes zu einem schnellen Anstieg der Gasphase H2O und O2 Häufigkeiten, die ihren Höhepunkt an einer Wasserstoffkernsäule haben Neinf

10 21,5 –10 22 cm -2 (oder Tiefen EINVf

mehrere in die Wolke) und Plateau bei diesem Wert für ΔEINV

mehrere darüber hinaus EINVf, unempfindlich gegenüber der Gasdichte nein und der einfallende FUV-Fluss G0 (Skalierungsfaktor in Vielfachen des durchschnittlichen lokalen interstellaren Strahlungsfeldes). In diesen Zwischentiefen hält die Photodesorption eines Teils des Wassereises durch FUV-Photonen die Wasserhäufigkeit in der Gasphase hoch (die "f" im Neinf und EINVf bedeutet den Beginn des Ausfrierens von Wassereis, wie in den Abschnitten 2.5 und 3.3 diskutiert wird). Das FUV ist stark genug, um einen Teil des Eises von den Körnern fernzuhalten, aber aufgrund der effizienten Wassereisbildung gefolgt von der Photodesorption ist es nicht stark genug, um das gesamte Wasser in der Gasphase zu dissoziieren. In größeren Tiefen beginnen andere Gasphasenreaktionen als die Photodissoziation die Gasphase H . zu dominieren2O-Zerstörung und die stationäre Gasphase H2O und O2 Die Häufigkeiten sinken, da das gesamte elementare O in der Gasphase in Wassereis umgewandelt wird. Somit hat die Gesamtstruktur einer Molekülwolke drei Unterregionen: an der Oberfläche befindet sich eine stark „photodissoziierte Region“, in mittleren Tiefen befindet sich die „photodesorbierte Region“ und tief in der Wolke befindet sich die „Freeze-out-Region“.

In diesem neuen Modell, dem H2O und O2 Die Emission entsteht hauptsächlich aus der Gasschicht mit hoher Fülle im Plateau, die bei beginnt Neinf und erstreckt sich etwas darüber hinaus, so dass die Emission eher ein (tiefer) "Oberflächen"-Prozess als ein "Volumen"-Prozess ist. Für Wolken mit Säulen Nein > Neinf, das H2O und O2 -Emissionen werden unabhängig von der Wolkensäule, vorausgesetzt, das einfallende FUV-Feld und die Gasdichte sind fest. Das Modell gibt spaltengemittelt Häufigkeiten durch die dichten Kerne von 10 −8 für H2O und O2 für niedrige Werte von G0 < 500, aber die lokalen Häufigkeiten erreichen ihren Höhepunkt bei Werten, die mindestens eine Größenordnung größer als diese Werte sind. Für Wolkenspalten Nein > Neinf, das durchschnittliche H2O Fülle skaliert als Nein −1 .

Die Implikationen dieses Szenarios für Molekülwolken können viel breiter sein als dieses spezielle Modell von H2O und O2 Chemie in Wolken. Andere Moleküle wie CO, CS, CN und HCN benötigen ein räumliches Modell ihrer Verteilung in einer Wolke, wobei Photodissoziation und Photodesorption die dominanten Prozesse in der Nähe der Wolkenoberfläche sind und das Ausfrieren der Moleküle der dominante Prozess tiefer hinein die Wolke. Darüber hinaus verändert der Adsorptionsprozess und die Bildung reichlicher Eismäntel die relativen Häufigkeiten der Elemente in der Gasphase. In dem in dieser Arbeit betrachteten Fall kann das C/O-Verhältnis im Gas von 0,5 an der Wolkenoberfläche bis Eins oder mehr im H . reichen2O Freeze-Out-Bereich. Solche Änderungen des C/O-Verhältnisses in der Gasphase haben große Auswirkungen auf alle Gasphasenchemie (z. B. Langer et al. 1984 Bergin et al. 1997).

Die interessante und wichtige Einschränkung dieses relativ einfachen stationären Modells ist der Effekt der Zeitabhängigkeit bei der Erhöhung der Häufigkeit von beispielsweise H in der Gasphase2Oh, O2, und CO über den Steady-State-Werten im undurchsichtigen (EINV > 5–10) Innenräume von Wolken. Ein solcher Effekt ist, dass bei niedrigen Dichten nein 10 3 cm -3 , Arten haben keine Zeit zum Ausfrieren innerhalb der Wolkenlebensdauer und haben daher viel höhere Häufigkeiten in der Gasphase. Wir haben auch ein neues entdeckt zeitabhängig Prozess, der den H . erhöhen kann2O und O2 Fülle für Zeiten t 10 7 Jahre in der Freeze-out-Region auf sehr hohem Niveau EINV auch bei hohen Wolkendichten nein

10 5 cm -3 . Wenn die Körner kalt genug sind, um CO auszufrieren (TGR 20 K oder G0 500) auf Hoch EINV, ein CO/H2O Eis mischen schnell (t 10 5–6 Jahre) Formulare. Die stationäre Lösung enthält sehr wenig CO-Eis mit dem größten Teil des O in H2Oh Eis. Die Zeit, um CO-Eis in H . umzuwandeln2O-Eis ist sehr lang, und der Flaschenhals ist die Desorption von CO aus dem CO/H . durch kosmische Strahlung2O Eismischung. Diese Desorption liefert CO in der Gasphase, das dann als Reservoir für die Produktion von H in der Gasphase dient2O und O2, bis der gesamte Sauerstoff schließlich als Wassereis ausfriert (d. h. der gleiche Mechanismus wie in Bergin et al. 2000 beschrieben, außer dass das CO in der Gasphase in diesem Fall aus dem CO-Eis stammt). Abhängig von den Annahmen bezüglich des CO-Desorptionsprozesses kann diese CO-Desorptionszeitskala der kosmischen Strahlung zwischen 10 5 und 10 7 Jahren liegen. Wenn die Zeitskala ungefähr das 0,1–1-fache des Wolkenalters beträgt, kann eine maximale Gasphase H2O und O2 Zu dieser Zeit wird Fülle produziert. Obwohl nicht so groß wie die Peakhäufigkeiten, die bei . erzeugt werden EINVf, können diese Häufigkeiten signifikant sein und zur Gesamtsäule dieser Arten beitragen, wenn die Wolke eine hohe Gesamtsäule hat (aber nur, wenn die CO-Desorptionszeit das 0,1–1fache des Wolkenalters beträgt).

Dieses Papier ist wie folgt aufgebaut. In Abschnitt 2 beschreiben wir das neue chemisch-thermische Modell einer undurchsichtigen Molekülwolke, die von FUV-Strahlung beleuchtet wird. Zu den wesentlichen Änderungen unserer älteren PDR-Modelle (Kaufman et al. 1999) gehören die Adsorption von Gasspezies auf Kornoberflächen, chemische Reaktionen auf Kornoberflächen und die Desorption von Molekülen und Atomen von Kornoberflächen. In Abschnitt 3 zeigen wir die Ergebnisse des Zahlencodes als Funktionen der Wolkengasdichte nein, der einfallende FUV-Fluss G0, und die Korneigenschaften. Wir präsentieren ein einfaches analytisches Modell, das die numerischen Ergebnisse erklärt und wie die Häufigkeiten mit der Tiefe und mit den anderen Modellparametern skalieren. Wir diskutieren zeitabhängige Modelle für das undurchsichtige Wolkenzentrum. In Abschnitt 4 wenden wir das numerische Modell sowohl auf diffuse als auch auf dichte Wolken an. Schließlich fassen wir unsere Ergebnisse und Schlussfolgerungen in Abschnitt 5 zusammen. Der Einfachheit halber sind in Tabelle 3 im Anhang die in der Arbeit verwendeten Symbole aufgeführt.


III. TECHNISCHE ENTWICKLUNG

A. Zentrales Entwicklungslabor

Das Central Development Laboratory (CDL) in Charlottesville unterstützt das Observatorium in den Bereichen Feeds, gekühlte Front-End-Geräte sowohl vom HFET- als auch SIS-Mixer-Typ und digitale Back-Ends. Auch in anderen Bereichen wird bedarfsgerecht unterstützt, zum Beispiel mit einigen Signalverarbeitungsfunktionen der OVLBI-Bodenstation der Green Bank. In den letzten zwei Jahren wurde auch den zukünftigen Anforderungen an den MMA, einschließlich des Frontend- und Systemdesigns, zunehmend Aufmerksamkeit geschenkt. Zusätzlich zur Ausrüstung für NRAO-Einrichtungen hat das Labor anderen Observatorien HFET-Verstärker und in einigen Fällen SIS-Mischer auf Kostenerstattungsbasis zur Verfügung gestellt, wenn gleichwertige Artikel nicht im Handel erhältlich waren.

Die Aktualisierung von Testgeräten und ähnlichen Einrichtungen wird notwendigerweise durch die verfügbaren Mittel begrenzt, aber einige wichtige neue Elemente sind wie folgt. Eine neue kryogene Teststation für HFET-Verstärker, einschließlich Computersteuerung und -überwachung, wurde aufgebaut und programmiert. Der Bau einer ähnlichen Anlage für SIS-Mischer ist ebenfalls im Gange. Sonett em Software zum Analysieren von planaren elektromagnetischen Schaltkreisen wurde erworben und lieferte eine bedeutende Verbesserung der Genauigkeit gegenüber anderen verfügbaren Programmen. Eine Turbopumpen-Vakuumstation und eine Ausrüstung für die Analyse des Millimeterwellenlängenspektrums werden ebenfalls erhalten.

1. Elektronik

Entwicklung von HFET-Verstärkern

Die Entwicklung und Produktion von kryogen gekühlten HFET-Verstärkern wurde mit Einheiten fortgesetzt, die nahezu den gesamten Frequenzbereich von 300 MHz bis 90 GHz abdecken. Am Niederfrequenzende wird ein symmetrisches Design entwickelt, um eine gute Eingangsanpassung ohne die Notwendigkeit eines Zirkulators zu erreichen. Verstärker dieses Typs werden auf dem GBT verwendet und decken den Bereich 290-1230 MHz in fünf Bändern ab. Davon ist das Design für 680-920 MHz fertig und es wurden Verstärker produziert. Bei den höchsten Frequenzen ist ein Verstärker für den Bereich 60-90 GHz in Entwicklung. Ein Prototyp, der bis zu 75 GHz gut funktionierte, wurde 1994 getestet, und eine Modifikation zur Erweiterung des Bereichs auf 90 GHz wird derzeit untersucht. Ein Frontend, das das 70-90-GHz-Band abdeckt, das den neuen Verstärker verwenden wird, ist in Entwicklung und wird zum Testen der Hochfrequenzleistung von VLBA-Antennen verwendet. Es gibt auch ein fortlaufendes Programm zur Bewertung der Rauscheigenschaften von HFETs von führenden Herstellern als Teil der kontinuierlichen Bemühungen, die Leistung bestehender Verstärkerdesigns zu verbessern.

Eine wichtige Maßnahme war der Kauf eines vollständigen Wafers von InP-HFETs von Hughes, mit dem Anfang 1995 mit Tests begonnen wurde. Gate-Breiten decken einen Bereich von 30 bis 400 m ab und sind für die volle Frequenzabdeckung von NRAO-Verstärkerdesigns geeignet. Die Anzahl der Transistoren auf dem Wafer sollte ausreichen, um den gesamten Verstärkeraufbau über mehrere Jahre abzudecken. Das Rauschverhalten ist sehr gut, so wird beispielsweise über den Bereich 21-26 GHz eine mittlere Rauschtemperatur von 12 K erreicht, was 30 Prozent besser ist als bei bisher verfügbaren Serien-HFETs. Die ausgezeichnete Hochfrequenzleistung erfordert, dass die Schaltungsimpedanzen bis zu 100 GHz oder mehr gut gesteuert werden, um Schwingungen bei solchen Frequenzen zu verhindern. Als Ergebnis traten einige Schwierigkeiten auf, als die neuen HFETs in bestehende Verstärker für Frequenzen unter etwa 18 GHz nachgerüstet wurden, und die Untersuchung notwendiger Modifikationen ist im Gange.

Entwicklung von SIS-Mischern

Der Zweck der SIS-Mischerarbeit besteht darin, Frontends für das 12-Meter-Teleskop bereitzustellen und Designs zu entwickeln, die für die MMA verwendet werden können. Tunerlose Mischer (d. h. solche, die keine mechanische Einstellung eines Schaltungselements erfordern, wenn der lokale Oszillator (LO) abgestimmt wird) werden der Einfachheit halber bevorzugt, insbesondere für den MMA. Eine 1993 durchgeführte Studie ergab, dass in tunerlosen Designs etwa 36 Prozent Bandbreite, vergleichbar mit der eines Rechteckwellenleiters, realisierbar sind. Im letzten Jahr wurden neue tunerlose Designs für 200-300 GHz entwickelt.

Um die momentane Bandbreite von SIS-Mischerempfängern zu erhöhen, wurde beschlossen, die verwendete ZF-Verstärkerantwort von 1,2-1,8 GHz auf 4-6 GHz zu ändern. Das bessere Rauschverhalten neuerer HFET-Verstärker ermöglicht die Verwendung der höheren Zwischenfrequenz ohne gravierenden Empfindlichkeitsverlust.

Im vergangenen Jahr wurde ein Projekt zur Entwicklung eines vollintegrierten Bildtrennungsmischers auf einem einzelnen Quarzchip gestartet und die Designphase ist inzwischen weit fortgeschritten.

Im Jahr 1993 trat ein Problem im Vorrichtungsfertigungssystem bei UVa auf, das die Hauptlieferquelle für SIS-Mischer war, die bei NRAO verwendet werden. Ein Leistungsverlust der hergestellten Bauelemente wurde auf eine unerwünschte Randablagerung von Nb auf Schaltungselementen zurückgeführt. Dies wurde nun beseitigt und die zufriedenstellende Fertigung wurde Ende 1994 wieder aufgenommen.

Elektromagnetische Analyse und Prüfung

Die Arbeiten in diesem Bereich betreffen hauptsächlich das Design und die Messung von Einspeisungen und zugehöriger Ausrüstung sowie die Analyse der Antennenleistung. In den letzten zwei Jahren bezog sich ein Großteil dieser Arbeit auf das GBT-Projekt, einschließlich der Feeds für alle Bands, die in der Erstausstattung enthalten waren. Beispielsweise liefert ein Feed-Design für 3,95-5,85 GHz eine berechnete Apertureffizienz von 71 Prozent, und ein Orthomode-Übergang zu getrennten Polarisationen für dieses Frequenzband hat eine Rückflussdämpfung von besser als 18 dB. Für Frequenzen über 22 GHz wurde ein tertiäres Reflektorsystem zur Strahlumschaltung und Ausrichtungseinstellung entwickelt. Berechnungen der Auswirkungen der Gravitationsverzerrung der Hauptreflektoroberfläche als Funktion der Elevation zeigen, dass die Apertureffizienz durch seitliche Anpassung der Subreflektorposition innerhalb eines Prozents gehalten werden kann. Für das Teleskop wurden Lärmschutzschilde entwickelt, die die sonst auf den Boden gerichtete Strahlung des Feeds abfangen und in den Hauptreflektor reflektieren, so dass dieser am kalten Himmel endet.

Einige Beiträge zu anderen Teleskopen sind wie folgt. Für den VLA wurde ein vorläufiges Design für Breitband-Einspeisungen mit 1,2-40 GHz entwickelt, um es mit aufgerüsteten Front-Ends zu verwenden. Ein Feed für 40-52 GHz wurde ebenfalls entwickelt und wird mit einem Empfänger mit zwei Feeds zum Testen von VLA-Antennen in diesem Band verwendet.Der Empfänger wird auch als Prototyp für ein Multi-Feed-System für den GBT verwendet und bietet die Möglichkeit zur Verfeinerung des Feed-Cluster-Designs, um den besten Kompromiss zwischen engem Strahlabstand und Verlust der Apertureffizienz zu finden. Für Beobachtungen des Zeeman-Effekts wurde ein spezieller Feed für das 140-Fuß-Teleskop entwickelt. Dies deckt das OH-Leitungsband (1600-1730 MHz) ab. Die Antworten in den Hauptebenen sind innerhalb von 0,4 dB gleich, und der gemessene Kreuzpolarisationspegel beträgt -33 dB.

2. Digitale Systeme

1993 begannen die Arbeiten an einem digitalen Spektrometer für das GBT. Wie im letzten Jahresbericht beschrieben, beträgt die Gesamtbandbreite des Spektrometers 6,4 GHz und die Anzahl der Korrelationsverzögerungskanäle beträgt 262.144. Das Instrument wird 256 kundenspezifische anwendungsspezifische integrierte Schaltkreise (ASIC) enthalten, die von J. Canaris von der University of New Mexico für das Arecibo-Teleskop und andere Benutzer sowie das NRAO entwickelt wurden. Eine kürzlich hinzugefügte Funktion ist ein Pulsar-Beobachtungsmodus mit 1024 integrierenden Zeitschlitzen innerhalb der Pulsarperiode. Der erste Lauf von ASIC-Chips, die produziert wurden, arbeitete mit Taktraten von nur 72 Mbit/s, verglichen mit den erforderlichen 100 Mbit/s. Detaillierte Tests ergaben, dass die niedrige Taktrate auf einen kleinen Fehler in der Chip-Schaltung zurückzuführen ist. Im vierten Quartal 1994 wurde ein Lauf mit zufriedenstellenden Chips erzielt. In der Zwischenzeit wurden in Charlottesville Designs für die Schaltungskarten und den Sampler erstellt und Testvorrichtungen fertiggestellt. Der Sampler wurde mit 2 Gb/s getestet, und es werden acht solcher Einheiten mit 1,6 Gb/s verwendet. Als Ergebnis war Mitte 1995 das Design des Spektrometers abgeschlossen und mit dem Bau des Gesamtsystems begonnen worden. Der Abschluss des Projekts wird vor Mitte 1996 erwartet.

B. Computer und Softwareentwicklung

Die Softwarestrategie der NRAO umfasst drei Hauptelemente zur Unterstützung der wissenschaftlichen Datenverarbeitung und -analyse. Erstens unterstützt AIPS die Reduktion und Analyse von (hauptsächlich) funkinterferometrischen Daten. AIPS verfügt über extrem breite und flexible Fähigkeiten und wird in vielen anderen Bereichen der Bildverarbeitung und -analyse außerhalb der gewöhnlichen interferometrischen Radioastronomie eingesetzt. Zweitens unterstützt UniPOPS die Reduzierung und Analyse von Einzelschalendaten, wobei der Schwerpunkt auf den beiden aktuellen Einzelschaleninstrumenten von NRAO, dem 140-Fuß-Teleskop in Green Bank und dem 12-Meter-Teleskop auf dem Kitt Peak, liegt. Schließlich ist das AIPS++-Projekt eine 1992 begonnene Entwicklungsanstrengung mit dem Ziel, ein Analysepaket zu produzieren, das schließlich sowohl das AIPS- als auch das UniPOPS-Paket ersetzen wird.

1. Astronomisches Bildverarbeitungssystem (AIPS)

In den letzten zwei Jahren gab es ungefähr alle sechs Monate zwei Veröffentlichungen von Classic AIPS. In der Regel werden 100 Exemplare jeder Veröffentlichung versendet, etwa die Hälfte elektronisch. Die Gesamtzahl der Institutionen, die AIPS aktiv nutzen, beträgt über 250. AIPS ist jetzt als binäre ausführbare Dateien für ausgewählte Computerarchitekturen (Sun, IBM, Linux, DEC, HP und SGI) verfügbar. Derzeit wird AIPS nur an lizenzierte Sites geliefert. Ab der nächsten Veröffentlichung im Juli 1995 wird AIPS als urheberrechtlich geschützter Code unter Verwendung der GNU General Public License vertrieben, um eine breitere Verbreitung von AIPS zu ermöglichen. Ein einfacher Site-Registrierungsmechanismus wird implementiert, um Sites zu verfolgen, die AIPS verwenden oder Support erhalten.

In den letzten zwei Jahren wurde AIPS auf eine Reihe neuer Betriebssysteme portiert. Dies sind (1) Solaris, das neue System V-basierte Betriebssystem von Sun (2) Digital Unix (vormals OSF/1), das auf Computern der Alpha-Serie von DEC verwendet wird (3) HP-UX, Hewlett-Packards UNIX (4) Linux, ein öffentlich- Domänen-UNIX-Betriebssystem für Personalcomputer mit Intel x86-Architektur und (5) IRIX, Silicon Graphics' Version von UNIX. Das AIPS-Verifikations- und Leistungspaket DDT wurde modernisiert und zum Testen dieser und zahlreicher anderer Computer verwendet.

Während der zwei Jahre wurde AIPS um eine große Menge neuer oder verbesserter Software erweitert. Hauptproblembereiche waren (1) das Lesen von VLBA-Korrelatordaten, Korrelieren von Korrelatorartefakten (2) VLBI-Datenverarbeitung, einschließlich Streifenanpassung, Spektrallinien-Polarisationskalibrierung, Amplituden- und Bandpasskalibrierung und Streifenratenabbildung (3) Einzelschalendatend Verarbeitung, insbesondere Bildgebung von 12-Meter-OTF-Beobachtungen (4) automatische Quellensuche und -anpassung (5) Weitfeld-Bildgebung (für VLA-Vermessungen) (6) allgemeine Bildgebungsprobleme, einschließlich erheblich verbesserter interferometrischer Bildgebungsalgorithmen und (7) verbesserter Zugang zu Informationen über die große Menge an Aufgaben, die dem Benutzer zur Verfügung stehen. Die Hauptarbeit der Neufassung des AIPS-Kochbuchs wurde begonnen, wobei Einführungs-, Kalibrierungs-, Anzeige-, Spektrallinien-, VLBI- und standortspezifische Kapitel abgeschlossen waren. Alle, die an den Details interessiert sind, können den AIPSLetter konsultieren, der mit jeder Veröffentlichung herausgegeben wird. Eine umfangreiche Dokumentation zu AIPS ist im WWW unter der URL http://www.cv.nrao.edu/aips/ verfügbar.

AIPS-Quartals- und Jahresberichte, die AIPS-Memo-Serie, AIPSLetters, Cookbook-Kapitel, FAQs, Software-Patches für aktuelle Releases und sogar alle aktuellen Hilfedateien sind unter dieser URL verfügbar.

2. UniPOPS

Die UniPOPS-Entwicklung hat sich beim NRAO verlangsamt, mit dem letzten großen Update Mitte 1994 auf Version 3.3, gefolgt von Release 3.4 im Mai 1995. Version 3.4 ist das Standardanalysesystem bei den 140-Fuß- und 12-Meter-Teleskopen. Zusätzlich zu den Installationen an jedem NRAO-Standort wurde UniPOPS an über 24 Standorte verteilt. An über 10 Standorten wurden die neuesten Versionen installiert.

Die bedeutendste Änderung in den Versionen 3.3 und 3.4 gegenüber früheren Versionen von UniPOPS ist das neue Plattenformat der Basisdatendateien. Die 16-Bit-Integer-Indizierung wurde durch die 32-Bit-Integer-Indizierung ersetzt. Dieses neue Diskettenformat ist jetzt auch das Online-Diskettenformat beim 12 Meter (ersetzt das VAX-pdfl-Format). Eine einzelne Datendatei kann jetzt groß genug gemacht werden, um die meisten Beobachtungsprogramme zu verarbeiten. Die Versionen 3.3 und 3.4 beinhalten die Möglichkeit, auf die Spektralprozessordaten von Green Bank sowie auf einzelne Datensätze aus längeren Integrationen zuzugreifen. Der SD-FITS Writer schreibt nun sowohl Kontinuums- als auch Spektralliniendaten. Die wichtigste Änderung für Version 3.4 ist die Möglichkeit, unter dem Betriebssystem Solaris ausgeführt zu werden. Version 3.4 wird wahrscheinlich die letzte große Version von UniPOPS sein. Die zukünftige Single-Dish-Softwareentwicklung wird in das AIPS++-Projekt übergehen. Zukünftige Versionen werden sich hauptsächlich auf Fehlerbehebungen, kleinere neue Verben und Aktualisierungen der Prozedurbibliothek beschränken.

Die oberste Priorität der NRAO für UniPOPS ist es weiterhin, auf Benutzerprobleme zu reagieren (entweder während der Beobachtung oder bei ihrer Heiminstallation).

3. World Wide Web-Support bei NRAO

NRAO stellt jetzt Online-Dokumentation für Internetbenutzer zur Verfügung, die das WWW verwenden. NRAO arbeitet daran, den Benutzern die meisten Arten von Routinedokumentation online zur Verfügung zu stellen, einschließlich Beschreibungen von Einrichtungen, Vorschlagsverfahren, Beschreibungen wichtiger Initiativen und verschiedener NRAO-Memo-Serien. Jüngste bedeutende Errungenschaften werden ebenfalls dokumentiert. Nutzer können beispielsweise auf die ersten wissenschaftlichen Ergebnisse des VLBA-Korrelators zugreifen, einschließlich Kopien von hochauflösenden Bildern. Es ist geplant, eine Vielzahl von Dokumentationen für das GBT, das MMA, das AIPS++-Softwareprojekt und andere Initiativen bereitzustellen. NRAO-Abstracts und Preprints sind auch über das Internet verfügbar. Ende 1995 werden die Proceedings of IAU Symposium #170 auch elektronisch verfügbar sein. Die URL für die Master-Homepage der NRAO im WWW lautet http://www.nrao.edu.

4. Allgemeines

Anfang 1995 gab es bei NRAO 211 Workstations: 14 größere Workstations für die gemeinsame Nutzung bei großen Problemen und 197 Benutzer-Workstations für mittelgroße Probleme. Die meisten der größeren Workstations (IBM RS/6000 560 und 580 sowie Sun Sparcstation 20) sind Benutzern und Besuchern mit großen Datenreduktionsproblemen vorbehalten. Viele Maschinen der Sun IPX-Klasse sind auch für Besucher reserviert. Zwei der größeren Workstations (davon eine Mitte 1995 ausgeliefert) sind dedizierte Server für die Softwareentwicklung. Die größeren Workstations sind typischerweise mit 128-256 MByte physischem Speicher und bis zu 8-10 GByte Festplattenspeicher ausgestattet, während die kleineren Benutzer-Workstations typischerweise 1-2 GByte Festplattenspeicher und 40-64 MByte Speicher haben. Anfang 1995 gab es bei der NRAO 109 Bandlaufwerke, hauptsächlich DAT-Laufwerke und Exabyte-Laufwerke (einschließlich einiger Exabyte-Systeme mit hoher Dichte) sowie einige verbleibende 9-Spur-Bandlaufwerke. Bei der NRAO wurde auch ein spezielles System mit einem Filmrecorder zur Herstellung hochwertiger Hardcopys installiert, wobei Verfahren implementiert wurden, um externen Benutzern den Zugriff zu ermöglichen.

Ein Computerhardwareplan ist in Entwicklung, um den Bedarf der Beobachtungsstelle in den nächsten zehn Jahren an Computerhardware zu decken.

C. Astronomisches Informationsverarbeitungssystem

Das AIPS++-Projekt wird von einem internationalen Konsortium von Radioobservatorien mit dem Ziel durchgeführt, ein modernes Datenanalyse-Softwaresystem zu entwickeln, das sowohl für Daten von interferometrischen Arrays als auch von Einzelschüsseln geeignet ist. Die Mitglieder des Konsortiums sind: Australia Telescope National Facility (R.Ekers), Berkeley-Illinois-Maryland Association (R. Crutcher), Herzberg Institute for Astronomy (D. Morton), National Center for Radio Physics (V. Kapahi), National Radio Astronomy Observatory (P. Vanden Bout), Niederländische Stiftung für Astronomieforschung (H. Butcher) und Nuffield Radio Astronomy Laboratories (R. Davies).

Das AIPS++-Projekt wurde im Dezember 1994 von einem externen Gutachtergremium geprüft. Den wichtigsten Empfehlungen des Gutachtergremiums folgend, wurden Anfang 1995 eine Reihe von Änderungen vorgenommen. Ein Vollzeit-Projektmanager, T. Cornwell, wurde ernannt. Das AIPS++-Konsortium überwacht nun die Arbeit des Projekts über einen Exekutivausschuss, der sich aus Direktoren der wichtigsten Partnerobservatorien zusammensetzt. Innerhalb von NRAO wird AIPS++ jetzt als Bauprojekt mit engagiertem Personal und Budget behandelt.

Die unmittelbaren Ziele des Projekts sind die Konsolidierung und das Testen der AIPS++-Bibliothek und die Entwicklung einiger ausgewählter Schlüsselanwendungen, um einzigartige astronomische Fähigkeiten bereitzustellen. Als langfristiges Ziel des Projekts wurde definiert, bis zum Jahr 2000 eine funktionale Äquivalenz zu AIPS zu erreichen. Zu diesem Zeitpunkt wird AIPS voraussichtlich eine kleine Untergruppe von AIPS++ sein, und die meisten Anwendungsbereiche werden sich von den entsprechenden Bereichen stark unterscheiden in AIPS.

Ein Entwicklungsplan für die nächsten 12-18 Monate wurde erstellt, um ein kohärentes Gesamtbild der mittelfristigen Ausrichtung des Projekts zu vermitteln. Die Verfolgung des Fortschritts in AIPS++ wird jetzt mithilfe eines Zieldatenmechanismus durchgeführt.

Die NRAO AIPS++-Gruppe teilte sich in zwei Hauptgruppen auf: eine in Charlottesville befasste sich hauptsächlich mit der Unterstützung der Einzelschalenverarbeitung und eine andere in Socorro befasste sich mit Projektmanagement und Unterstützung von Syntheseteleskopen. Darüber hinaus plant NRAO, dedizierte AIPS++-Programmierer an den Standorten Green Bank und Tucson anzusiedeln.

Die folgenden Anwendungen sind jetzt vorhanden und werden weiterentwickelt: ein Werkzeug für das OTF-Mapping mit dem 12-Meter-Teleskop im Rapid Scanning-Modus, ein Werkzeug zur Selbstkalibrierung/Entfaltung, das hauptsächlich für die Daten des Australia Telescope Compact Array verwendet wird, und ein Werkzeug zum Plotten und Manipulation von Daten aus den GBT-Systemintegrationstests auf dem 140-Fuß-Teleskop.

Folgende Änderungen an der Infrastrukturbibliothek wurden vorgenommen: ein System zur Klassendokumentation ist jetzt vorhanden, zahlreiche Verbesserungen wurden am Glish-System vorgenommen, das für die Aufgabensteuerung und die Befehlszeilenschnittstelle verwendet wird, ein sehr leistungsfähiges Werkzeug zur Visualisierung (AIPSView) wurde von der Berkeley-Illinois-Maryland Association (BIMA)-Gruppe am National Center for Supercomputing Applications.

Auch intellektuelle Entwicklungen sind entscheidend für den langfristigen Erfolg von AIPS++. Ein Teildesign für die Kalibrierung und Bildgebung der UV-Ebene wurde von einem Team aus der Australia Telscope National Facility (ATNF), der niederländischen Stiftung für Astronomieforschung (NFRA) und dem NRAO fertiggestellt, und es wurde eine Zusammenarbeit von NFRA- und ATNF-Mitarbeitern entwickelt ein sehr allgemeiner Formalismus für die Kalibrierung von synthesepolarimetrischen Beobachtungen.

Die Dokumentation sowohl für Benutzer als auch für Programmierer ist jetzt über das WWW unter der URL http://www.nrao.edu/aips++/docs/aips++.html verfügbar. Über diese URL sind auch allgemeine Projektinformationen wie Entwicklungspläne und Zieltermine abrufbar.


Anbindung des ISM an TeV PWNe und PWN-Kandidaten

Wir untersuchen das interstellare Medium in Richtung von sieben TeV-Gammastrahlenquellen, von denen angenommen wird, dass es sich um Pulsarwindnebel handelt, unter Verwendung von Mopra-Moleküllinienbeobachtungen bei 7 mm [CS(1–0), SiO(1–0, v = 0)], Nanten CO(1 –0) Daten und der Southern Galactic Plane Survey/GASS H i Survey. Wir haben mehrere dichte Molekülwolken entdeckt, die sich neben diesen TeV-Gammastrahlenquellen befinden, was es uns ermöglicht, nach kosmischer Strahlung zu suchen, die von Vorläufer-SNRs oder möglicherweise von Pulsarwindnebeln stammt. Wir fanden insbesondere eine SiO(1–0, v = 0)-Emission in Richtung HESS J1809–193, was eine mögliche Wechselwirkung zwischen dem benachbarten Supernova-Überrest SNR G011.0–0.0 und der Molekülwolke bei d ∼ 3.7 kpc hervorhebt. Unter Verwendung morphologischer Merkmale und vergleichender Studien unserer Säulendichten mit denen aus Röntgenmessungen erhalten wir einen Abstand d ∼ 8,6 − 9,7 kpc für SNR G292.2–00,5, d ∼ 3,5 − 5,6 kpc für PSR J1418–6058 und d ∼ 1,5 kpc für den neuen SNR-Kandidaten, der in Richtung HESS J1303–631 gefunden wurde. Ausgehend von unseren Massen- und Dichteschätzungen ausgewählter Molekülwolken diskutieren wir Signaturen hadronischer/leptonischer Komponenten aus Pulsarwindnebeln und ihren Vorläufer-SNRs. Interessanterweise könnte das molekulare Gas, das HESS J1026–582 bei d ∼ 5 kpc überlappt, einen hadronischen Ursprung belegen. Wir stellen jedoch fest, dass dieses Szenario erfordert, dass sich ein unentdeckter Beschleuniger für kosmische Strahlung bei d < 10 pc von der Molekülwolke befindet. Für HESS J1809–193 könnte die kosmische Strahlung, die dem SNR G011.0–0.0 entgangen ist, zur TeV-Gammastrahlung beitragen. Aus der Hypothese, dass höchstens 20 % der Spin-Down-Leistung des Pulsars in CRs umgewandelt werden könnten, stellen wir schließlich fest, dass von den untersuchten Pulsar-Windnebeln nur die von PSR J1809–1917 potenziell zur TeV-Emission beitragen könnten.


Über diese Memoiren

Diese Memoiren wurden ursprünglich veröffentlicht in Historische Aufzeichnungen der australischen Wissenschaft, Band 17, Nr. 2, 2006. Es wurde geschrieben von:

  • J. B. Whiteoak, CSIRO Australia Telescope National Facility, Sydney (korrespondierender Autor)
  • H. L. Sim, CSIRO Australia Telescope National Facility, Sydney

Zahlen in Klammern verweisen auf das Literaturverzeichnis.

Danksagung

Die Autoren danken Tony Robinson für eine E-Mail-Kopie des Textes seiner Laudatio und mehreren Personen für die Bereitstellung von Informationen per E-Mail und/oder Telefon: Jill Robinson (einschließlich der Kommentare ihrer Kinder), Mal Sinclair, Dick Manchester, Dick McGee und Lyn Newton.


4. Beobachtungsergebnisse von Zeeman𠅎xtended Gas

4.1. H I-, OH- und CN-Zeeman-Beobachtungen

Der Zeeman-Effekt im ISM wurde erstmals —nach mehreren Versuchen—in Absorptionslinien von H I in Richtung des Cassiopeia A Supernovae-Überrests nachgewiesen (Verschuur, 1968). In den nächsten 5 Jahren wurden nur drei weitere Entdeckungen in Richtung Orion A, M 17 und Stier A gemacht. Drei davon waren im H I mit Molekülwolken verbunden, während die Stier A-Linie dies nicht ist.

Troland und Heiles (1982a, b) und Heiles und Troland (1982) erreichten 14 Jahre nach dieser ersten Entdeckung die ersten H I Zeeman-Erkennungen über Verschuurs ursprüngliche vier Quellen hinaus. Weitere HI-Zeeman-Beobachtungen und -Karten der Emissionslinie betrafen das dunkle Wolkenfilament L204 (Heiles, 1988), HI-Filamente, die mit Supernova- oder Superblasenschalen assoziiert sind (Heiles, 1989), die dunkle Wolke des Ophiuchus (Goodman und Heiles, 1994), und vier dichte HI-Wolken (Myers et al., 1995). Heiles (1997) kartierte H I Zeeman auf 217 Positionen in der Orion-Eridanus-Region und führte eine umfangreiche Analyse durch. Schließlich führten Heiles und Troland (2004) eine große H I Zeeman-Untersuchung in Absorptionslinien zu Kontinuumsquellen durch.

Der erste Nachweis war eine OH-Absorption in Richtung der Molekülwolke von NGC 2024 (Crutcher und Kazès, 1983). Der OH-Zeeman-Effekt wurde später mit dem VLA (z. B. Abbildung 3) auf mehrere Molekülwolken abgebildet.

Abbildung 3. Links: OH Zeeman Stokes I- und V-Profile in Richtung NGC2024 am Peak BLOS Position aus der VLA-Kartierung (Crutcher et al., 1999a). Recht: Karte von BLOS (Farbe) von OH Zeeman. Konturen sind C 18 O-Intensitäten und gelbe Liniensegmente sind Staubpolarisationsrichtungen (Hildebrand et al., 1995). Das Magnetfeld in der Himmelsebene steht senkrecht zur Staubpolarisation, also ungefähr entlang der Nebenachse der durch C 18 O definierten Molekülwolke (horizontal in der Abbildung).

Crutcheret al. (1993) führten eine Vermessung von OH Zeeman in Richtung dunkler Wolken durch und erreichten dabei meist obere Grenzen. Bourkeet al. (2001) erweiterten die Versuche, den OH-Zeeman-Effekt nachzuweisen, und erhielten einen eindeutigen und einen wahrscheinlichen neuen Nachweis aus den 23 beobachteten Molekülwolken. Dann führten Troland und Crutcher (2008) eine große Vermessung in Richtung dunkler Wolken durch, mit 9 Detektionen aus 34 Positionen.

Crutcheret al. (1996, 1999b) entdeckten den Zeeman-Effekt in einer zweiten molekularen Spezies, CN. Schließlich haben Falgarone et al. (2008) erweiterten die frühere Arbeit an CN Zeeman um einen Überblick über dichte molekulare Kerne. Die kombinierte Gesamtzahl betrug 14 beobachtete Positionen und acht Detektionen.

Die Abbildungen 4, 5 zeigen die Ergebnisse der Zeeman-Beobachtungen von H I, OH und CN in ausgedehntem Gas.

Figur 4. H I-, OH- und CN-Zeeman-Messungen von BLOS vs. NeinH = NeinHALLO + 2NeinH2. Die Gerade gilt für ein kritisches M / Φ = 3 . 8 × 1 0 - 21 N H / B . Messungen oberhalb dieser Linie sind unterkritisch, darunter sind überkritisch.

Abbildung 5. Der Satz von diffusen Wolken- und Molekülwolken-Zeeman-Messungen der Größe der Sichtlinienkomponente BLOS des magnetischen Vektors B und ihre 1σ Unsicherheiten, aufgetragen gegen neinH = nein(HALLO) oder 2nein(H2) für H I bzw. Molekülwolken. Verschiedene Symbole kennzeichnen die Beschaffenheit der Wolke und die Quelle der Messung: HI diffuse Wolken, gefüllte Kreise (Heiles und Troland, 2004) dunkle Wolken, offene Kreise (Troland und Crutcher, 2008) dunkle Wolken, offene Quadrate (Crutcher, 1999), Molekülwolken, gefüllte Quadrate (Crutcher, 1999) und Molekülwolken, Sterne (Falgarone et al., 2008). Obwohl Zeeman-Messungen sowohl die Richtung der Sichtlinienkomponente als auch die Magnitude angeben, werden nur die Magnituden aufgetragen. Die gestrichelte Linie zeigt die wahrscheinlichsten Maximalwerte für values BKNIRPS(neinH) bestimmt aus den aufgetragenen Werten von BLOS durch die Bayessche Analyse von Crutcher et al. (2010b).

4.2. Interpretation von Zeeman-Beobachtungen

Die drei Spezies (H I, OH und CN) mit Zeeman-Nachweis in ausgedehntem Gas ergaben Messungen von BLOS die einen großen Dichtebereich abdecken. Die H I -Emission beprobt das kalte neutrale atomare Medium über Dichten zwischen 1 und 100 cm 𢄣 . H I in Absorption in Richtung von Molekülwolken kann Dichten 縐 2 -10 4 cm 𢄣 die Grundzustandslinien von 18 cm der OH-Probe ungefähr im gleichen Dichtebereich abtasten. Schließlich die 3 mm Emissionslinien von CN mit einer kritischen Dichte 縐 5 cm 𢄣 , Probendichten 縐 5 � 6 cm 𢄣 .

Die astrophysikalische Bedeutung der Zeeman-Ergebnisse erfordert die Bestimmung von NeinH und/oder neinH in den Regionen, in denen magnetische Feldstärken gemessen wurden. Für H I in Absorption NeinH kann bestimmt werden, indem auch die Emissionslinie von der Kontinuumsquelle beobachtet wird, so dass die Spintemperatur und die optische Tiefe abgeleitet werden können, z. B. Heiles und Troland (2003). Der zugehörige neinH kann dann aus dem mittleren interstellaren Druck im kalten neutralen diffusen Medium und der Spintemperatur geschätzt werden, z. B. Crutcher et al. (2010b). Da die optischen Tiefen der OH-Linie im Allgemeinen klein sind, NeinOH kann aus den beobachteten Linienstärken abgeschätzt werden, z. B. Crutcher (1979). Erhalten NeinH man verwendet dann das von Crutcher (1979) bestimmte [OH/H]-Verhältnis. Erhalten neinH für die Regionen, in denen OH vorkommt, teilt man NeinH durch den mittleren Durchmesser der OH-Region. Für CN (Falgarone et al., 2008) ähneln die Methoden denen für OH. Die CN-Hyperfeinlinienverhältnisse implizieren, dass die Linien optisch dünn sind, also Nein(CN) kann aus beobachteten Linienstärken berechnet werden. NeinH stammt dann von [CN/H] basierend auf Studien von Turner und Gammon (1975) und Johnstone et al. (2003). Das neinH in den CN-emittierenden Regionen muss ziemlich nahe an der kritischen Dichte des Übergangs liegen, da beobachtet wird, dass die Linien viel schwächer als die kinetischen Temperaturen und optisch dünn sind (kein Linienphotoneneinfang). Leider wurden nur wenige Anregungsanalysen der CN-Anregung durchgeführt, aber da CN und CS ähnliche kritische Dichten haben und ähnlich kartieren, neinH in den CN-Regionen kann als ungefähr gleich dem aus CS-Anregungsanalysen erhaltenen angenommen werden. Schließlich eine zweite, unabhängige Methode zur Bestimmung von neinH kommt durch teilen NeinH durch die geschätzte Wolkendicke aus der mittleren Ausdehnung der CN-Verteilung am Himmel. Es gibt sicherlich erhebliche Unsicherheiten in den Schätzungen von neinH insbesondere, wenn es auf einzelne Wolken angewendet wird, wo Schätzungen um eine Größenordnung abweichen können. Bei statistischen Studien, wie sie in diesem Aufsatz beschrieben werden, ist jedoch die Ensemble-Unsicherheit wichtiger. Crutcheret al. (2010b) fanden eine statistische Unsicherheit von etwa einem Faktor von zwei in neinH.

Zwei wichtige Größen, die aus den Zeeman-Daten abgeleitet werden können, sind das Verhältnis von Masse zu magnetischem Fluss M/Φ (∝NeinH/B) und κ (in der Beziehung B ∝ n H κ (siehe Crutcher, 2012 für eine detaillierte Diskussion). M/Φ ist proportional zum Verhältnis von Gravitation zu magnetischem Druck und informiert darüber, ob die Magnetfelder stark genug sind, um Wolken gegen die Gravitationskontraktion zu unterstützen. Eine einfache Möglichkeit, den Ausdruck für das kritische abzuleiten M/㩪, bei der magnetische und gravitative Energien im Gleichgewicht sind, sind die Virialterme gleichzusetzen: 3GM 2 /5R = B 2 R 3/3. Da magnetischer Fluss Φ = πR 2 B, die kritische M/Φ ist:

Der genaue Zahlenwert weicht bei detaillierten Modellen je nach Geometrie und Dichtestruktur leicht ab. Ein überkritisches Verhältnis bedeutet, dass der magnetische Druck allein nicht ausreicht, um den gravitativen Kollaps zu verhindern, während ein unterkritisches Verhältnis bedeutet, dass der Kollaps durch den magnetischen Druck verhindert wird. Die Skalierung der magnetischen Feldstärke mit der Dichte ist eine Vorhersage vieler theoretischer Studien zur Entwicklung des interstellaren Mediums und zur Sternentstehung. Einfache Beispiele sind (1) Massenakkumulation entlang Feldlinien ohne Änderung der magnetischen Feldstärke, für die κ = 0 Kompression der Masse senkrecht zum Feld mit Einfrieren des Flusses, für die κ = 1 und sphärischer Kollaps mit Einfrieren des Flusses und schwache Feldstärke, für die κ = 2/3 (Mestel, 1966).

4.2.1. B vs. N

Zuerst diskutieren wir Feldstärke vs. Säulendichte. Bourkeet al. (2001) haben dies für ihre OH-Beobachtungen aufgetragen und die Implikation diskutiert. Abbildung 4 zeigt BLOS vs. NeinH mit Daten aus der Zusammenstellung von Crutcher (1999) und vier späteren großen Zeeman-Studien zu H I, OH und CN (Bourke et al., 2001 Heiles und Troland, 2004 Falgarone et al., 2008 Troland und Crutcher, 2008). Die Daten sind klar in drei Bereiche unterteilt in NeinH, entsprechend den Tracern H I, OH und CN. Die Gerade ist das Entscheidende M/Φ Zeile.

Ein wesentlicher Punkt bei der Interpretation von Abbildung 4 ist, dass nur eine Komponente des gesamten magnetischen Vektors B gemessen wird. Daher sind alle Punkte untere Grenzen der gesamten magnetischen Feldstärke. Für N H ≲ 1 0 21 cm 𢄢 liegen die meisten Punkte jedoch über der kritischen Linie, was zeigt, dass bei niedrigen Säulendichten das diffuse molekulare Gas H I und niedrigerer Säulendichte unterkritisch ist. Im Gegensatz dazu liegen für N H ≳ 1 0 22 cm 𢄢 alle Punkte bis auf einen unterhalb der kritischen Linie. Es ist möglich, dass einige dieser Wolken mit dem Magnetfeld nahe der Himmelsebene unterkritisch sind. Die Tatsache, dass alle Punkte unterhalb der kritischen Linie liegen, deutet jedoch stark darauf hin, dass bei N H ~ 1 0 22 cm 𢄢 von unterkritisch zu überkritisch . ein Übergang stattfindet M/Φ. Wolken mit N H ≳ 1 0 22 cm 𢄢 haben einen Mittelwert M/Φ, die um den Faktor 2 überkritisch ist𠄳. Die Daten deuten stark darauf hin, dass subkritische selbstgravitierende Wolken die Ausnahme sind und tatsächlich keine existieren. Diese selbstgravitierenden Wolken sind diejenigen im ambipolaren Diffusionsmodell, die in frühen Stadien der Gravitationskontraktion unterkritisch sein sollten.

Abbildung 4 scheint das ambipolare Diffusionsmodell der Wolkenentwicklung zu unterstützen, bei dem zunächst unterkritische Wolken durch die gravitative Kontraktion neutraler Materie durch Magnetfelder überkritisch werden. Die Punkte mit N H ≲ 1 0 21 cm 𢄢 sind jedoch H I Wolken geringerer Dichte. Diese kalten H I-Wolken werden durch den Druck des umgebenden warmen ISM begrenzt und sind nicht selbstgravitierend, sodass sie nicht gravitativ kollabieren können, wie es sich das ambipolare Diffusionsmodell vorstellt. Heiles und Troland (2005) fanden heraus, dass der Mittelwert BKNIRPS ist im kalten H I-Medium und im warmen neutralen Medium ungefähr gleich. Daher ändert sich die magnetische Feldstärke bei Gasübergängen zwischen dem warmen und dem kalten neutralen Medium mit höherer Dichte nicht systematisch. Mögliche Erklärungen hierfür sind, dass sich diffuse Wolken durch Strömungen entlang magnetischer Flussröhren oder bevorzugt aus Bereichen geringerer Magnetfeldstärke bilden. Ein weiterer Prozess, der wichtig sein könnte, um Feldstärken ziemlich konstant zu halten, ist die turbulente magnetische Wiederverbindung (Vishniac und Lazarian, 1999).

NeinH im Bereich 10 21� cm 𢄢 markiert einen deutlichen Übergang zwischen magnetischen Feldstärken, die statistisch unabhängig sind NeinH und eine Zunahme der Festigkeit mit der Säulendichte. Ein ähnlicher Übergang ist in Abbildung 5 (siehe unten) bei . zu sehen neinH ≈ 300 cm 𢄣 . Vorausgesetzt, diese NeinH und neinH entsprechen den gleichen Wolken, der typische Durchmesser dieser Wolken beträgt 0,1𠄱 pc. Dies sind ungefähr die Parameter, damit eine interstellare Wolke selbstgravitierend wird. Gravitationskontraktion mit Einfrieren des Flusses würde dann dazu führen, dass die magnetische Feldstärke mit zunehmendem ansteigt NeinH und neinH. Wir stellen auch fest, dass NH ≈ 1 0 22 cm 𢄢 auch ungefähr die Säulendichte ist, bei der sich die Ausrichtung der Magnetfelder in der Himmelsebene, wie sie mit polarisierten Staubemissionen kartiert wird, (statistisch) von parallel zu senkrecht bezüglich ändert die langgestreckten Massenstrukturen in der Himmelsebene (Ade et al., 2016).

Die größte Unsicherheit in Abbildung 4 kommt wahrscheinlich von den Säulendichten. Für H ich die NeinH sind sehr gut bestimmt, da sowohl die optischen Linientiefen als auch die Spintemperaturen direkt gemessen werden. Für OH und CN gilt jedoch NeinH stammen aus Bestimmungen von NeinOH und NeinCN und Studien von OH/H und CN/H, die mögliche Fehler einführen. Ein großes Thema ist genau das, was NeinH die OH- und CN-Zeeman-Ergebnisprobe. Auf Basis ambipolarer Diffusionsmodelle mit zeitabhängiger Astrochemie haben Tassis et al. (2012) argumentieren, dass OH und CN aufgrund der Chemie bei höheren Dichten stark verarmt sind und daher eher die äußeren Schichten von Wolken mit geringerer Dichte als die Kerne beproben, und dass die Zeeman-Ergebnisse daher die Magnetfeldstärken in Kernen unterschätzen. Wenn die wahren Feldstärken jeweils höher sind NeinH als die in Abbildung 4 aufgetragenen, sollten viele der Punkte mit N H > 1 0 22 cm 𢄢 bei stärkeren Feldstärken geplottet werden. Solche Punkte lägen dann über dem kritischen M/Φ und würde subkritische selbstgravitierende Wolken darstellen. Ein Problem bei dieser Schlussfolgerung ist, dass die ambipolare diffusionsgetriebene Evolution signifikant langsamer ist als diejenigen, bei denen das magnetische Flussproblem durch andere Physik gelöst wurde, wie z Dichten hatten möglicherweise nicht genügend Zeit, um so signifikant zu sein wie Tassis et al. (2012) finden. Ein direkteres Problem mit ihrem Argument besteht darin, dass die Interpretation von Abbildung 4 nicht davon abhängt, dass OH und CN die höchsten Dichten molekularer Kerne aufnehmen. Der Zeeman-Effekt schätzt die magnetische Feldstärke in den vom Zeeman-Tracer (OH oder CN) erfassten Regionen und die relevanten NeinH und neinH zum Schätzen M/Φ sind diejenigen, die von der Zeeman-Spezies beprobt wurden. Es wird nicht behauptet, dass eine der beiden Arten die höchsten Kerndichten beprobt. Idealerweise könnte man eine Vielzahl von Zeeman-Arten verwenden, die eine Reihe von Dichten beproben, um die Änderung in . zu messen M/Φ von der Hülle zum Kern in Wolken. Die Tatsache, dass nicht alle Zeeman-Spezies das Feld in den Kernen verfolgen, obwohl sie wahr ist, entkräftet unsere Interpretation von Abbildung 4.

4.2.2. B vs. n

Die obige Diskussion wurde dadurch eingeschränkt, dass nur die Sichtlinienkomponente des Vektors B wird mit dem Zeeman-Effekt gemessen. Bei einer Vielzahl von Zeeman-Messungen ist es jedoch möglich, auf statistische Informationen über die Gesamtfeldstärke zu schließen. Man kann ein PDF der Gesamtfeldstärke annehmen, P(BKNIRPS) und berechne P(BLOS), das PDF der beobachtbaren Feldstärken der Sichtlinie, unter der Annahme einer zufälligen Verteilung der θ. Der Vergleich zwischen den beiden lässt auf die wahrscheinlichste (von den angenommenen) schließen P(BKNIRPS). Heiles und Crutcher (2005) versuchten dies für H I Zeeman-Daten mit einem frequentistischen Ansatz, fanden jedoch, dass die Beobachtungen keine starke Unterscheidung zwischen möglichen PDFs für die Gesamtfeldstärke erlaubten.

Crutcheret al. (2010b) verwendeten einen Bayes-Ansatz und erweiterten den Zeeman-Datensatz um H I-, OH- und CN-Erhebungen (Crutcher, 1999, Heiles und Troland, 2004, Falgarone et al., 2008, Troland und Crutcher, 2008). Ihr Modell für BKNIRPS vs. neinH hätten BTOT, max = B0 bei niedrigeren Dichten, basierend auf dem wahrscheinlichsten Ergebnis von Heiles und Crutcher (2005). Für höhere Dichten das Maximum BKNIRPS hatte eine Potenzgesetz-Abhängigkeit, B T O T , m a x = B 0 ( n / n 0 ) κ . Das PDF von BKNIRPS bei jeder Dichte wurde als flach angenommen, mit der BKNIRPS gleichmäßig verteilt auf die BTOT, max dabei neinH und eine untere Grenze BKNIRPS = f × B0, mit 0 ≤ f ≤ 1. Eine Deltafunktion PDF (alle BKNIRPS bei jedem neinH gleich sein) hätte f = 1, während f = 0 wäre das flache PDF zwischen BTOT, max und 0. Die Ergebnisse für die vier freien Parameter im Bayes-Modell (Abbildung 5) waren B0 ≈ 10 μG, nein0 ≈ 300 cm 𢄣 , κ ≈ 0,65 und f ≈ 0.

Zum neinH > neinÖ Die interstellaren Magnetfeldstärken nehmen mit der Dichte zu. Mögliche Erklärungen sind, dass sich diffuse Wolken durch Ansammlung von Materie entlang magnetischer Feldlinien bilden, die die Dichte, aber nicht die Feldstärke erhöhen würden, oder dass ein physikalischer Prozess wie die turbulente magnetische Wiederverbindung dazu führt, dass die Felder nicht mit der Dichte zunehmen (Vishniac und Lazarian, 1999 Lazarian et al., 2012). Sobald die Dichten groß genug werden, damit Wolken sich selbst gravitieren, kann die Gravitationskontraktion mit dem Einfrieren des Flusses zu einer Zunahme der Feldstärke mit zunehmender Dichte führen.

Die Bayessche Analyse der PDFs der Gesamtfeldstärke führt zu dem gleichen Ergebnis für die Bedeutung von Magnetfeldern in Bezug auf die Schwerkraft, das oben diskutiert wurde: Für niedrigere Dichten (wo Wolken überwiegend nicht selbstgravitierend sind), wird die Masse-zu- Flussverhältnis ist unterkritisch. Bei höheren Dichten ist es überkritisch.

Der statistische Anstieg der Feldstärken mit der Dichte, parametrisiert durch den Potenzgesetz-Exponenten κ, kann mit theoretischen Vorhersagen verglichen werden. Die ambipolare Diffusionstheorie hat κ in frühen Stadien, wenn die Kontraktion von Neutralen die Dichte erhöht, aber nicht die Feldstärken, wenn die Evolution fortschreitet, κ steigt allmählich auf ein Maximum von 0,5 an, z. B. Mouschovias und Ciolek (1999). Der Bayes'sche Analysewert von κ ≈ 0,65 ± 0,05 stimmt nicht mit der ambipolaren Diffusionsvorhersage überein. Es stimmt mit dem Wert κ = 2/3 überein, der von Mestel (1966) für eine kugelförmige Wolke mit Einfrieren des Flusses gefunden wurde. Während jedoch ein sphärischer Kollaps κ = 2/3 erzeugt, erfordert die Feststellung, dass Wolken ein κ in der Nähe dieses Wertes aufweisen, nicht, dass Wolken kugelförmig sind. Es bedeutet nur, dass der Kollaps ungefähr selbstähnlich ist. Das Bayessche Ergebnis impliziert, dass Magnetfelder in selbstgravitierenden Wolken im Allgemeinen zu schwach sind, um die Schwerkraft in einem großen Teil der Molekülwolken zu dominieren. Die Bayessche Analyse ist jedoch eine statistische, die nicht ausschließt, dass in einem kleinen Anteil von Molekülwolken eine ambipolare Diffusion vorherrscht.

Tritsiset al. (2015) haben die Ergebnisse der oben beschriebenen Bayes-Analyse aus mehreren Gründen in Frage gestellt, darunter: (i) dass die Wolken nicht als kugelförmig beobachtet werden (ii) dass die Bayes-Analyse sowohl HI- als auch Molekülwolkendaten umfasst eine nicht-Bayes-Analyse von Tritsiset al. (2015) von Molekularwolkennachweisen ergaben nur κ ≈ 0,5 und (iii) dass sie in einer separaten Literaturrecherche abgeleitete Wolkendichten fanden, die sich oft von denen von Crutcher et al. (2010b), insbesondere höhere CN-Wolkendichten, und argumentierte, dass sich die CN-Punkte in Abbildung 5 weiter nach rechts bewegen sollten, wodurch κ sinkt. Zusammengenommen sind dies offene Fragen, für die es gegenläufige Argumente und Überlegungen gibt, die beide für unser umfassendes Verständnis der wissenschaftlichen Interpretation der Zeeman-Beobachtungen wichtig sind. Zu (i) kann argumentiert werden, dass reale Wolken aufgrund anderer Kräfte wie Massenströmungen und Turbulenzen ausnahmslos signifikant nichtsphärische Morphologien aufweisen. Bezüglich (ii) kann das Weglassen von Wolken mit Zeeman-Nicht-Erkennungen (und dementsprechend kleineren abgeleiteten Magnetfeldstärken) in einer nicht-Bayesschen Analyse die Schätzung von κ nach unten verzerren. Die Untermenge von Wolken mit größeren Feldstärken kann durchaus einen kleineren & #x003BA als der Gesamtsatz. Beim letzten Punkt (iii) ist es erforderlich, die Dichte des Zeeman-Tracers im Gegensatz zur höchsten Dichte für jede Wolke zu schätzen. Darüber hinaus können hohe Anregungslinien anderer molekularer Spezies höhere Dichten abtasten als die Nein = 1𠄰 CN-Übergang aufgrund von Anregung und astrochemischer Verarmung. Da aktuelle und zukünftige Teleskope weitere Daten liefern, wie in Abschnitt 6 beschrieben, werden diese Fragen zweifellos weiter eingeschränkt.

4.2.3. Radiale Abhängigkeit von Masse/Fluss

Studium von M/Φ, wie in Abbildung 4 dargestellt, vergleichen verschiedene Clouds. Interessant ist auch die Variation von M/Φ innerhalb einer Wolke, denn das kann ein Hinweis auf die Rolle des Magnetfelds bei der Struktur und Entwicklung einer Wolke sein. Dies ist eine sehr schwierige Beobachtungsaufgabe, da Spektrallinien außerhalb der Wolkenzentren im Allgemeinen schwächer sind. Crutcher et al. (2009) berichteten über eine solche Studie zu vier dunklen Wolken. Obwohl die Ermittlung der Istwerte von M/Φ erfordert die Kenntnis des unbekannten Winkels θ zwischen dem Magnetfeldvektor und der Sichtlinie, es ist möglich, die Variation von Punkt zu Punkt innerhalb einer Wolke abzubilden, wenn man annimmt, dass die Magnetfeldrichtung bei . gleich ist die verschiedenen Positionen. Dies ist eine vernünftige Annahme, wenn das Magnetfeld stark ist und Turbulenzen dominiert, wie im standardmäßigen ambipolaren Diffusionsmodell der Sternentstehung. Dieses Modell erfordert das M/Φ nimmt von Hülle zu Kern zu, da der Kollaps von Neutralen durch das Magnetfeld die Masse erhöht, aber nicht (so sehr) die Feldstärke im Kern.

Der Crutcher et al. (2009) ergab, dass in allen vier Wolken M/Φ nimmt von der Hülle zum Kern ab�s Gegenteil der ambipolaren Diffusionsvorhersage. Dieses Beobachtungsergebnis stimmte mit Ergebnissen aus einer Turbulenz-dominierten Simulation mit schwachem Feld überein (Lunttila et al., 2009). Das beobachtete Ergebnis könnte auch auf magnetische Wiederverbindung zurückzuführen sein (Lazarian, 2005), da der Verlust des magnetischen Flusses durch turbulente Wiederverbindung in Hüllen schneller voranschreitet als in Kernen, da Hüllen größere räumliche Skalen und im Allgemeinen stärkere Turbulenzen aufweisen.

Mouschovias und Tassis (2009, 2010) überprüften die obigen Ergebnisse und Schlussfolgerungen und argumentierten, dass (1) die Bewegung von Kernen durch das umgebende diffusere Gas zu B in Kernen und deren Hüllen nicht im Wesentlichen parallel sind und (2) dass da BLOS in den Umschlägen nicht festgestellt wurde, sollten lediglich Obergrenzen berücksichtigt werden. Crutcheret al. (2010a) diskutierten diese Argumente. Der erste Punkt mag eine gewisse Gültigkeit haben, aber die beobachtete Korrelation von BPOS Richtungen in Kernen und umgebendem Gas spricht dagegen. Auf jeden Fall würde ein solcher Prozess manchmal die beobachtete radiale Abhängigkeit von erhöhen und manchmal verringern M/Φ. Vier Wolken sind keine große Zahl, aber alle vier zeigten das gleiche Ergebnis. Zum zweiten Punkt ist es sicherlich richtig, dass bei der Obergrenze von 3σ M/Φ konstant oder sogar mit dem Radius leicht abnehmend ist mit den Daten für jede einzelne Wolke konsistent, aber die Wahrscheinlichkeit, dass dies für alle vier Wolken zutrifft, ist ߣ × 10 𢄧 . Dennoch lieferten die Ergebnisse von Crutcher et al. (2009).

4.2.4. Modelle spezifischer Wolken

Ambipolare Diffusionsmodelle für spezifische Wolken, B1 und L1544, wurden zum Vergleich mit Beobachtungsdaten einschließlich OH-Zeeman-Detektionen erstellt (Crutcher et al., 1994, Ciolek und Basu, 2000). In beiden Fällen konnten die Modelle mit den Beobachtungen übereinstimmen, aber beide erforderten, dass die Felder hauptsächlich in der Himmelsebene liegen, da die von den Modellen benötigten Feldstärken viel größer waren als die aus Zeeman-Beobachtungen erhaltenen Sichtlinienstärken. Während dies für die sehr kleine Stichprobe von zwei zutreffen könnte, könnte man in der größeren Stichprobe dunkler Wolken mit OH-Zeeman-Beobachtungen erwarten, dass man Beispiele für das Feld findet, das hauptsächlich entlang der Sichtlinie liegt, so dass sehr große BLOS würde aus Zeeman-Beobachtungen gefunden werden. Solche großen Felder werden nicht gefunden.


Ferninfrarot und das Kuiper Astronomical Observatory

Die Far-IR-Astronomie befand sich Anfang der 1970er Jahre in einem frühen Entwicklungsstadium, als wir an der UC Berkeley mit der Arbeit auf diesem Gebiet begannen. Unsere Arbeit schritt in einer Abfolge von Schritten voran, aber immer in Richtung hoher Empfindlichkeit und hoher spektraler Auflösung mit Fabry-Perot-Interferometern.

Wir hatten das Glück, fast sofort mit einer interessanten und relativ einfachen Messung beginnen zu können, obwohl dafür ein neues Spektrometer gebaut werden musste. Martin Harwit und seine Mitarbeiter in Cornell hatten gerade Beobachtungen von Raketenbeobachtungen in großer Höhe veröffentlicht, die einen bemerkenswert intensiven isotropen Fluss im Wellenlängenbereich von 0,4–1,3 mm anzeigten (Shivanandan et al. 1968, Houck & Harwit 1969). Der Fluss war etwa 25-mal größer als von einem 2,7-K-Schwarzkörperfeld erwartet. Es erschien stark genug und bei Wellenlängen, bei denen die Atmosphäre transparent genug war, um die Strahlung von einem Ort in großer Höhe auf der Erde beobachten zu können. Mike Werner, ein neu angekommener Postdoc an der UC Berkeley, und John Mather, ein Doktorand, der sich für unsere Forschung interessierte, waren bereit, diese aufregende, aber sehr rätselhafte Strahlung zu messen. Könnte es sogar eine intensive Spektrallinie sein? Ich bat Paul Richards, einen Professor mit Erfahrung mit Bolometern und Ferninfrarot, um Hilfe, um die Arbeit zu beschleunigen, und zum Glück war er auch interessiert. Diese drei stellen sowohl ein abstimmbares als auch ein festes Fabry-Perot-Interferometer mit Nickel-Mesh-Reflektoren, einem Indium-Antimonid-Bolometer-Detektor, einem Chopper und einem Fokussierer mit 8-cm-Öffnung zusammen (Mather et al. 1971). Das System wurde in einer Höhe von 12.500 Fuß auf dem White Mountain in Ostkalifornien aufgestellt, und es wurden Spektren im Wellenlängenbereich von 0,7 bis 1,7 mm mit einem Auflösungsvermögen von etwa 100 aufgenommen. Die Strahlung, die anscheinend von Raketenflügen entdeckt wurde, schien nicht da zu sein! Raketenmessungen sind natürlich schwierig, und dies war nicht das einzige Mal, dass Raketenmessungen zu irreführenden Ergebnissen bei der Messung der isotropen Hintergrundstrahlung führten. Die Arbeit interessierte eindeutig Paul Richards, der sich dann mit Raketenmessungen der Hintergrundstrahlung befasste. John Mather wurde Pauls Schüler und sollte schließlich mit dem COBE-Satelliten ein spektakulär erfolgreiches Experiment leiten, um die Hintergrundstrahlung zu messen und es anscheinend wirklich richtig zu machen.

Das Experiment am White Mountain half uns beim Start, und meine eigene Forschungsgruppe, darunter Mike Werner, entwickelte weiter Systeme zur Messung astronomischer Spektren im fernen IR von Flugzeugen und bei Wellenlängen, die etwas kürzer waren als die dieses ersten bodengestützten Experiments. Unser erstes Betriebssystem verwendete einen Bolometer-Detektor und Reflektoren aus auf Quarz abgeschiedenen Metallgitterstrukturen. Zu dieser Zeit schien ein nicht unterstütztes Netz nicht ausreichend stabil zu sein, um Flugzeugvibrationen zu widerstehen. Mike Werner und Bob McLaren flogen zusammen mit einem Studenten, Don Brandshaft, das System im Lear-Jet der NASA und konnten die Strahlung der Orion-Region zwischen 60 und 100 μm messen, jedoch mit einer Auflösung von nur 4 μm (Brandshaft et al. 1975 ). 1976 war das viel größere C141-Flugzeug der NASA mit seinem größeren Teleskop mit einem Durchmesser von 36 Zoll erhältlich. Damit konnten wir eine Ammoniak-Rotationslinie in der Jupiteratmosphäre bei 85 µm Wellenlänge mit einer Auflösung von etwa 1 µm messen (Greenberg et al. 1977).

Die nächsten großen Schritte, die der Student Dan Watson und der Postdoc John Storey durchgeführt haben, waren Fabry-Perot-Reflektoren aus dünnem Metallgewebe, die eng auf einen kreisförmigen Rahmen gespannt sind. Es gab zwei Fabry-Perots in Serie, einen festen und einen stimmbaren. Außerdem lieh uns Kandiah Shivanandan vom NRL einen Gallium-dotierten Germanium-Detektor. 1978 hatte dieses System die erforderliche Empfindlichkeit und Auflösung, um ein Auflösungsvermögen von 1000 und gute Messungen der Feinstrukturlinien von OIII bei 88 µm und OI bei 63 µm zu liefern (Storey et al. 1979). Die ersten fernen IR-Linien von außerhalb des Sonnensystems wurden bereits von einer Gruppe um Martin Harwit in Cornell (Ward et al. 1975) und einer Gruppe der französisch-europäischen Weltraumorganisation einschließlich Baluteau und Moorwood (Baluteau et al. 1976) entdeckt. Harwits Gruppe hatte Gitter verwendet, um die OIII-Linie zu detektieren, die Gruppe der Französisch-Europäischen Weltraumorganisation hatte ein Michelson-Interferometer verwendet und eine sehr hohe Auflösung erreicht. Dies waren historische Premieren, die die Cornell-Gruppe bereits 1975 einen eindeutigen Nachweis erzielte, jedoch mit einer Auflösung von nur 1,3 µm. Die europäische Gruppe hatte eine ausgezeichnete Auflösung nahe 0,02 μm, aber ihre Spektralliniendetektion war etwas marginal. Wir haben bei Fabry-Perot-Systemen gearbeitet und glaubten, dass sie die leistungsstärksten einfachen Systeme zur Erkennung und Kartierung von Linien sind. Jedoch sind Gittersysteme sicherlich konkurrenzfähig. Ein ausgezeichnetes Gittersystem wurde kürzlich von Ed Erickson von NASA Ames und anderen verwendet (Erickson et al. 1995).

Wir hatten das Glück, dass Eugene Haller, ein Festkörperphysiker an der UC Berkeley, dotierte Germanium-Detektoren herstellte und erforschte. Er stellte uns Gallium-dotierte Germanium-Detektoren zur Verfügung, und 1980 konnten wir einen von Hallers Antimon-dotierten Germanium-Detektoren einsetzen, der empfindlich Photonen mit Wellenlängen über der 120-μm-Grenze von Gallium-dotiertem Germanium detektierte. Dies ermöglichte den Nachweis von Rotationslinien von CO im Orionnebel (Watson et al. 1980). Diese und OH-Linien (Storey et al. 1981) lieferten gute Hinweise auf Schocks im Orion und ermöglichten die Bestimmung von Gasdichten und Temperaturen.

In den folgenden Jahren lieferte das Doppel-Fabry-Perot-System, das Antimon- oder Gallium-dotierte Germanium-Detektoren verwendet und in etwa 41.000 Fuß Höhe in der KAO der NASA flog, viele wertvolle Informationen über Atome, Ionen und Moleküle in unserem eigenen und andere Galaxien. Unter günstigen Bedingungen und bei längeren Wellenlängen erreichte es ein Auflösungsvermögen von 30.000 und eine Empfindlichkeit von 2 × 10 -15 Watt/Hz 0,5 .

Reinhard Genzel war 1982 mit einem Miller-Postdoc-Stipendium an die UC Berkeley gekommen. Er arbeitete mit der Far IR-Gruppe zusammen und half sehr dabei, die von den Postdocs Storey und Crawford sowie dem Doktoranden Dan Watson begonnene Arbeit zu erweitern. Bald wurde er auch in das wissenschaftliche Personal berufen.

Mitte der 1980er-Jahre machten wir einen weiteren Entwicklungsschritt, indem wir drei Detektoren für eine schnellere Kartierung hintereinander anordneten. Diese Detektoren könnten auch mechanisch gequetscht werden, um ihre Empfindlichkeit etwas auf Wellenlängen zu erweitern, die länger als ihre normale Grenze sind. Gordon Stacey, der in Cornell bei Martin Harwit über Fern-IR-Astronomie promovierte, kam als Postdoc und war ein wichtiger Akteur bei der Inbetriebnahme dieses Systems.

Ende 1986 kehrte Reinhard Genzel als Direktor des Max-Planck-Instituts in Garching nach Deutschland zurück, aber wir arbeiteten weiterhin eng zusammen. Die Arbeitsgruppen der UC Berkeley und Garching konstruierten gemeinsam das nächste Fern-IR-Spektrometer, das 1989 erstmals im KAO flog eine 5-mal-5-Anordnung von 25 Detektoren für eine schnelle Kartierung mit guter Empfindlichkeit und spektraler Auflösung. Jeder Detektor hatte seinen eigenen Optikkegel, um die gesamte IR-Strahlung in einem gegebenen Winkelauflösungselement auf seinen speziellen Detektor zu bringen. Dieses neue System mit dem Namen FIFI (Far-IR Imaging Fabry-Perot Interferometer) (Poglitsch et al. 1991) wurde in der KAO von den UC Berkeley-Garching-Gruppen und von Gastbeobachtern verwendet, um viele Spektrallinien in Regionen unserer Galaxie zu kartieren und in externen Galaxien. Einer von Genzels Studenten, Norbert Geis, arbeitete einige Jahre mit der UC Berkeley-Gruppe an unseren gemeinsamen Projekten mit dem FIFI. Die Auflösung des 36-Zoll-Kuiper-Teleskops im fernen IR ist durch Beugung auf 30–50 Bogensekunden begrenzt. Dies reicht jedoch aus, um Merkmale einer Reihe naher Galaxien signifikant aufzulösen.

Die Einstellung der KAO durch die NASA Ende 1995, um Geld für den Bau eines noch besseren Systems zu sparen, beendete meine eigenen Beobachtungen im Fern-IR-Bereich. Ich freue mich jedoch, dass dieser nächste Schritt zu einem neuen System namens SOFIA (Stratospheric Observatory Far Infrared Astronomy) unternommen wird. Es wird unter anderem ein 2,4-m-Teleskop mit beugungsbegrenzter Winkelauflösung, die 2,8-mal höher ist als die der KAO, und mit einer um eine Größenordnung besseren Empfindlichkeit auf kleine Objekte tragen. Genzel und seine Gruppe am Max-Planck-Institut haben begonnen, die nächsten instrumentellen Verbesserungen in Richtung einer noch besseren Spektrallinienmessung und -kartierung zu planen, und sie werden eine der vielen Gruppen sein, die SOFIA auf Trab halten werden.


Eine massive rotierende Scheibe im frühen Universum

In traditionellen Modellen der Galaxienentstehung wird erwartet, dass sich massereiche Scheibengalaxien wie die Milchstraße erst spät bilden werden, aber neuere numerische Simulationen deuten darauf hin, dass solche Galaxien bereits eine Milliarde Jahre nach dem Urknall durch die Akkretion von kaltem Material und Verschmelzungen entstehen könnten. Aus Beobachtungssicht war es schwierig, Scheibengalaxien in Emission bei hoher Rotverschiebung zu identifizieren, um zwischen konkurrierenden Modellen der Galaxienentstehung zu unterscheiden. In diesem Beitrag berichten die Autoren über Bildgebung mit einer Auflösung von

1,3 Kiloparsec, die 158-Mikrometer-Emissionslinie von einfach ionisiertem Kohlenstoff, das ferninfrarote Staubkontinuum und die nahe-ultraviolette Kontinuumsemission einer Galaxie mit einer Rotverschiebung von 4,2603, identifiziert durch die Detektion ihrer Absorption von Quasarlicht. Diese Beobachtungen zeigen, dass die Emission von Gas in einer kalten, staubigen, rotierenden Scheibe mit einer Rotationsgeschwindigkeit von

272 Kilometer pro Sekunde. Der Nachweis der Emission von Kohlenmonoxid in der Galaxie liefert eine Molekülmasse, die mit der Schätzung aus der ionisierten Kohlenstoffemission von consistent übereinstimmt

72 Milliarden M. Die Existenz einer so massiven, rotationsunterstützten kalten Scheibengalaxie, als das Universum nur 1,5 Milliarden Jahre alt war, begünstigt die Bildung entweder durch Akkretion im kalten Modus oder durch Verschmelzung, obwohl ihre hohe Rotationsgeschwindigkeit und ihr großer Gehalt an kaltem Gas mit den meisten weiterhin schwierig zu reproduzieren sind numerische Simulationen.

Bilderüberschrift: [Ganz links & Mitte links] VLA-CO-Konturen und ALMA-Konturen der [CII] und thermische Staubemission aus der z=4.3 Wolfe-Galaxie. [Rechte Mitte & ganz rechts]: [CII] Geschwindigkeitsfeld und die Rotationskurve.

Veröffentlichung: Marcel Neeleman (Max-Planck-Institut für Astronomie) et al., Eine kalte, massive, rotierende Scheibengalaxie 1,5 Milliarden Jahre nach dem Urknall Natur, 581, 269 (20. Mai 2020).


Molekulare Jets von massearmen jungen protostellaren Objekten

Molekulare Jets kommen von den jüngsten Protosternen in der frühen Phase der Sternentstehung mit geringer Masse. Sie werden in CO, SiO und SO bei (Sub-)Millimeter-Wellenlängen bis in die innersten Regionen nachgewiesen, wo ihre zugehörigen Protosterne und Akkretionsscheiben tief eingebettet sind und wo sie gestartet und kollimiert werden. Sie sind nicht nur die fossilen Aufzeichnungen der Akkretionsgeschichte der Protosterne, sondern sollen auch eine wichtige Rolle bei der Erleichterung des Akkretionsprozesses spielen. Die Untersuchung ihrer physikalischen Eigenschaften (z. B. Massenverlustrate, Geschwindigkeit, Rotation, Radius, Wackeln, molekularer Inhalt, Schockbildung, periodische Variation, Magnetfeld usw.) ermöglicht es uns, nicht nur den Jetstart und die Kollimation, sondern auch die Scheibe zu untersuchen Akkretion und Evolution und potenziell binäre Bildung und planetarische Bildung in den Scheiben. Hier werden die jüngsten spannenden Ergebnisse, die mit hochräumlichen und hochgeschwindigkeitsaufgelösten Beobachtungen von Molekularjets im Vergleich zu denen von optischen Jets in der späteren Phase der Sternentstehung erzielt wurden, zusammengefasst. Zukünftige Beobachtungen von Molekularjets mit einer großen Probe bei hoher räumlicher und Geschwindigkeitsauflösung mit ALMA werden voraussichtlich zu einem Durchbruch in unserem Verständnis von Jets von jungen Sternen führen.

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Schau das Video: Interstellar katalyse, stjernedannelse og livets oprindelse TEASER (Februar 2023).