Astronomie

Erster spektroskopischer Nachweis der Rotation des Uranus?

Erster spektroskopischer Nachweis der Rotation des Uranus?

Als Bachelor-Übung haben wir vor einiger Zeit den Äquator der Jupiterscheibe über den Spalt eines hochauflösenden Gitterspektrometers gelegt und dann die Neigung der resultierenden Linie gemessen, um die Rotationsgeschwindigkeit von Jupiter abzuschätzen.

  1. Wann wurde ein Experiment dieser Art zum ersten Mal für Uranus durchgeführt?
  2. Was war das Ergebnis? War das damals sinnvoll? Wurde die 98-Grad-Achsenneigung von Uranus geschätzt?

Verwandte: Die Rotationsachse des Uranus - wenn entdeckt?


Slipher 1912 und Lowell 1912 verwendeten auf diese Weise einen Ein-Prismen-Spektrographen am 24-Zoll-Refraktor des Lowell-Observatoriums. Ihre Uranus-Beobachtungen von 1911 ergaben einen Zeitraum von 10,8 Stunden, was angesichts der zuvor von anderen beobachteten Abflachung der Polare sinnvoll war.

Sie kannten die Schieflage der Umlaufbahnen der Uranus-Satelliten und nahmen an, dass sich der Äquator in einer ähnlichen Ebene befand. Dies beeinflusste ihre Beobachtungen in zweierlei Hinsicht. Zunächst bot die Sonnenwende von 1901/02 einen ungünstigen Pole-on-Aspekt; nach einem negativen Ergebnis im Jahr 1903 wartete Lowell bis 1909, um es erneut zu versuchen. Dann benötigte Uranus eine ungewöhnliche Ausrichtung des Spektrographen, also achtete Slipher besonders darauf, die Biegung des Instruments zu vermeiden.

Moore und Menzel schrieben 1930 Slipher und Lowell die erste derartige Beobachtung zu und kamen selbst zu einem ähnlichen Ergebnis.


Dies ist eine ergänzende Antwort auf die ausgezeichnete Antwort von @MikeG.

Ich habe gerade die Achsenrichtung des Uranus im Vergleich zu der Richtung aufgetragen, in der wir ihn sehen, um diese Daten in einen Kontext zu setzen.

Die "Sonnenwende von 1901-02" ist in der Handlung deutlich zu sehen.

Gezeichnet mit Python-Skript basierend auf Skyfield:

import numpy as np import matplotlib.pyplot as plt from skyfield.api import Loader, Star halfpi, pi, twopi = [f*np.pi for f in (0.5, 1, 2)] degs, rads = 180/pi, pi /180 load = Loader('~/Documents/fishing/SkyData') ts = load.timescale() years = np.arange(1800, 2100, 0.1) times = ts.utc(years, 1, 1) de421 = load ('de421.bsp') de423 = load('de423.bsp') Sonne = de423['sun'] Erde = de423['erde'] Uranus = de423['uranus barycenter'] Uranus_axis_RA_degs, Uranus_axis_Dec_degs = 257.311, -15.175 # https://link.springer.com/content/pdf/10.1007%2Fs10569-007-9072-y.pdf RA, Dec, d = Earth.at(times).observe(Uranus).radec() Achse = Star (ra_hours = Uranus_axis_RA_degs * 24. / 360., dec_degrees = -15.175) Axis_obs = Earth.at(times).observe(axis) Uranus_obs = Earth.at(times).observe(Uranus) angle = Uranus_obs.separation_from(Axis_obs) brk = np.abs(RA._Grad[1:] - RA._Grad[:-1]) > 10. RA, Dez = RA._Grad[:-1], Dez._Grad[:-1] RA[brk ] = np.nan if True: plt.figure() plt.subplot(2, 1, 1) plt.plot(RA, D ec) plt.plot([Uranus_axis_RA_degs], [Uranus_axis_Dec_degs], 'ok') plt.xlim(0, 360) plt.ylim(-30, 30) plt.xlabel('RA (degs)', fontsize=16) plt.ylabel('Dec (degs)', fontsize=16) plt.subplot(2, 1, 2) plt.plot(years, angle.degrees) plt.xlabel('Year', fontsize=16) plt.ylabel ('Ansicht vs. Achse (Grad)', fontsize=16) plt.suptitle('Uranus von der Erde vs. Drehachse', fontsize=16) plt.show()

Atmosphäre von Uranus

Das Atmosphäre von Uranus besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium. In der Tiefe ist es deutlich an flüchtigen Stoffen (genannt "Eis") wie Wasser, Ammoniak und Methan angereichert. Das Gegenteil gilt für die obere Atmosphäre, die aufgrund ihrer niedrigen Temperatur nur sehr wenige Gase enthält, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind. Die Atmosphäre von Uranus ist die kälteste aller Planeten mit einer Temperatur von bis zu 49 K.

Die uranische Atmosphäre lässt sich in fünf Hauptschichten einteilen: die Troposphäre, zwischen −300 [a] und 50 km Höhe und Drücke von 100 bis 0,1 bar die Stratosphäre, die Höhen zwischen 50 und 4000 km überspannt und Drücke zwischen 0,1 und 10 − 10 bar und die heiße Thermosphäre (und Exosphäre), die sich von einer Höhe von 4.056 km bis zu mehreren Uranradien von der Nennoberfläche bei 1 bar Druck erstreckt. [1] Im Gegensatz zur Erde hat die Atmosphäre des Uranus keine Mesosphäre.

Die Troposphäre beherbergt vier Wolkenschichten: Methanwolken bei etwa 1,2 bar, Schwefelwasserstoff- und Ammoniakwolken bei 3–10 bar, Ammoniumhydrogensulfid-Wolken bei 20–40 bar und schließlich Wasserwolken unter 50 bar. Nur die oberen beiden Wolkenschichten wurden direkt beobachtet – die tieferen Wolken bleiben spekulativ. Über den Wolken liegen mehrere dünne Schichten photochemischen Dunsts. Diskrete helle troposphärische Wolken sind auf Uranus selten, wahrscheinlich aufgrund einer trägen Konvektion im Inneren des Planeten. Dennoch wurden Beobachtungen solcher Wolken verwendet, um die zonalen Winde des Planeten zu messen, die mit Geschwindigkeiten von bis zu 240 m/s bemerkenswert schnell sind.

Über die uranische Atmosphäre ist wenig bekannt, da bisher nur ein Raumfahrzeug, Voyager 2, das 1986 am Planeten vorbeizog, erhielt einige wertvolle Daten zur Zusammensetzung. Derzeit sind keine weiteren Missionen zu Uranus geplant.


Probleme mit der aktuellen Theorie

Viele Jahre lang war die gängige Meinung, dass ein oder mehrere Rieseneinschläge Uranus auf die Seite gedreht haben müssen, als er noch sehr jung war und Rieseneinschläge häufig waren. Die Autoren des heutigen Papiers skizzieren vier potenzielle Probleme mit dieser Theorie.

1Wenn Uranus viele Male betroffen wäre, Neptun jedoch nicht, würde man erwarten, dass sich ihre Rotationsraten erheblich unterscheiden. Der Grund dafür ist, dass einige der Einschläge die Rotation von Uranus beschleunigt oder verlangsamt haben könnten. Stattdessen unterscheidet sich ein Tag auf Uranus und Neptun nur um 6% (17,2 Stunden bzw. 16,2 Stunden).

2Riesige Einschläge würden die Satelliten, die Uranus umkreisen, stören. Wenn dies wahr wäre, argumentieren die Autoren, wäre die Masse aller Uranus-Monde geringer als erwartet. Stattdessen hat der Fund Uranus die „angemessene“ Anzahl an Monden.

3Es ist extrem schwierig, einen Impaktor zu entwerfen, der groß genug ist, um Uranus zu kippen. Das bedeutet nicht, dass mehrere Auswirkungen ausgeschlossen sind, aber es ist ein schwieriges Szenario zu modellieren.

4Riesige Einschläge hätten Uranus so stark erhitzt, dass ein Großteil des inneren Eises zu Gas sublimiert und in den Weltraum geschleudert worden wäre. In diesem Fall wären die Satelliten von Uranus hauptsächlich aus Eis, aber tatsächlich bestehen sie hauptsächlich aus Gestein und nur wenig Eis.

Die Autoren schlagen einen anderen Weg vor, Uranus zu neigen: Spin-Bahn-Resonanz, verursacht durch eine massive zirkumplanetare Scheibe. Um festzustellen, ob dies möglich ist, simulierten sie die Entwicklung eines jungen Uranus und Neptuns, jeder mit einer großen umkreisenden Staub- und Gasscheibe.


Wissenschaftler bestätigen, dass Uranus stinkt

Der rätselhafte Planet des äußeren Sonnensystems hat seit langem ein Glaubwürdigkeitsproblem, was dazu führt, dass es der Gegenstand unzähliger unreifer Witze ist. Jetzt haben Astronomen gerade ein Gas in den Uranus-Wolken entdeckt, das das Kichern nicht dämpft. Überhaupt.

Die neue Studie, die in der Zeitschrift Nature Astronomy veröffentlicht wurde, hat die chemische Signatur von Schwefelwasserstoff, einer Verbindung, die faulen Eiern ihren unverwechselbaren Gestank verleiht, in den Wolken des Planeten entdeckt. Neben der Einführung von tausend neuen stinkenden Planeten-Wortspielen könnte diese Erkenntnis unser Verständnis darüber verändern, wie sich unser Sonnensystem entwickelt hat. Es kann uns auch helfen, die Atmosphären massereicher Planeten im Orbit zu verstehen andere Sterne.

Zuerst ein bisschen Hintergrund: Uranus wurde nur einmal von einem Raumschiff besucht, als die Voyager 2 der NASA 1986 am Planeten vorbeisauste. Der Vorbeiflug bot viele schöne und ikonische Ansichten der fast gesichtslosen, hellblauen Welt. Astronomen haben auch unzählige bodengebundene Beobachtungen von Uranus gemacht, in der Hoffnung, die Zusammensetzung seiner Atmosphäre besser zu verstehen. Trotz dieser Bemühungen wissen wir jedoch überraschend wenig über diesen rätselhaften Planeten. Aber die Entdeckung von Schwefelwasserstoff ist ein großer Schritt vorwärts und konnte nur mit einem der leistungsstärksten Observatorien der Erde erfolgen.

Mit dem Near-Infrared Integral Field Spectrometer (NIFS), das an das Gemini North-Teleskop auf Hawaii angeschlossen ist, konnten Astronomen die sehr geringe spektroskopische Signatur von Schwefelwasserstoff in den obersten Schichten der Uranuswolken nachweisen. Dieser Hauch von Schwefelwasserstoff ist nur die Spitze des duftenden Eisbergs, aber die Anwesenheit dieses Gases weist auf ein riesiges Reservoir unter dem undurchsichtigen Wolkendeck hin.

"Nur eine winzige Menge [Schwefelwasserstoff] verbleibt als gesättigter Dampf über den Wolken", sagte der Co-Ermittler Leigh Fletcher von der University of Leicester, Großbritannien, in einer Erklärung von Gemini North. „Und deshalb ist es so schwierig, die Signaturen von Ammoniak und Schwefelwasserstoff über den Wolkendecken von Uranus zu erfassen. Die überlegenen Fähigkeiten von Gemini haben uns endlich den Glücksfall beschert."

Astronomen haben lange darüber gestritten, ob Schwefelwasserstoff oder Ammoniak die Uranuswolken dominieren. Es ist bekannt, dass die inneren massereichen Planeten Jupiter und Saturn Atmosphären haben, die von Ammoniakeis dominiert werden, während Uranus (und vermutlich Neptun) dies nicht tun. Es sind genau diese Unterschiede in der atmosphärischen Zusammensetzung, die Jupiter und Saturn in die Kategorie "Gasriese" und Uranus und Neptun in die Kategorie "Gigant" einordnen, und diese Unterschiede geben Aufschluss darüber, wo sich die Planeten gebildet haben.

"Während der Entstehung unseres Sonnensystems wurde das Gleichgewicht zwischen Stickstoff und Schwefel (und damit Ammoniak und Uranus' neu entdecktem Schwefelwasserstoff) durch die Temperatur und den Ort der Planetenbildung bestimmt", sagte Fletcher.

Der Gedanke ist, dass die massereichen Planeten zu Beginn der Geschichte unseres Sonnensystems von ihrem Ursprungsort abwanderten und sich schließlich in den stabilen Umlaufbahnen niederließen, in denen wir sie heute sehen. Durch die Analyse der Chemikalien in ihren Wolken können Astronomen nun Theorien darüber formulieren, wie weit weg von der Sonne diese riesigen Welten entstanden sind und woher sie gewandert sind. Mit diesen Informationen im Hinterkopf können Astronomen dann nach andere Sterne und gewinnen Sie einen Einblick, wie und wo sich riesige Exoplaneten gebildet haben.

Das ist alles sehr interessant, aber die größte Frage, die Wissenschaftler derzeit wahrscheinlich beantworten, lautet: Wenn wir die Atmosphäre von Uranus riechen könnten, würde uns das umbringen?

"Wenn ein unglücklicher Mensch jemals durch die Wolken des Uranus herabsteigen würde, würde er auf sehr unangenehme und übelriechende Bedingungen treffen", sagte Hauptautor Patrick Irwin von der University of Oxford, Großbritannien, ebenfalls in der begleitenden Pressemitteilung. Aber es ist nicht der Gestank, der dich umbringen wird.

"Erstickung und Exposition in der negativen 200 Grad Celsius heißen Atmosphäre, die hauptsächlich aus Wasserstoff, Helium und Methan besteht, würden ihren Tribut fordern, lange bevor der Geruch aufkommen würde", schloss er.

Hier ist noch eine seltsame Sache an Uranus: Seine Rotationsachse ist fast auf gleicher Höhe mit seiner Umlaufbahn. Das bedeutet, dass die Pole des Uranus mehr Sonnenschein bekommen als sein Äquator.


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Bilder

Abbildung 1

Schematische Darstellung der Schlüsselelemente des Experiments von Carrington et al. verwendet, um die nahen Dissoziationszustände von H 3 + und seinen Isotopologen zu untersuchen.

Figur 2

Ein kleiner Ausschnitt des H 3 + -Photodissoziationsspektrums. Aus [209].

Figur 3

Nicht identifizierte Emissionslinien innerhalb der Polarlichtregion des Jupiter unter den Quadrupol-erlaubten H 2 -Emissionen entdeckt. (Oberseite) Von Trafton et al., werden diese Emissionslinien gut erkannt. (Unteres Bild) Ein simuliertes Spektrum mit einer Temperatur von 1200 K, die spektrale Auflösung des McDonald Observatory IR-Gitterspektrometers ( λ / λ = 1200 ) und die [329] Linienliste sind zum Vergleich mit den Linienzuordnungen der hellsten fünf Zeilen. Aus [454].

Figur 4

Vier Bilder von Jupiters H 3 + -Aurora, die die Auflösungsänderungen in den letzten 30 Jahren zeigen. (a) Eines der ersten detaillierten Bilder von Jupiters nördlicher Aurora, aufgenommen von ProtoCam auf IRTF. Aus [28]. (b) Jupiters Nord-Aurora, aufgenommen von NSFCam auf IRTF, unter Verwendung eines speziellen H 3 + -Filters, als Teil des großen Katalogs, der von Jack Connerney und Takehiko Satoh beobachtet wurde [archiviert in [425] und veröffentlicht in 374]. (c) Zwei Einzelbilder von Jupiters nördlicher Aurora aus den Bildern der adaptiven Optik, die vom IRCS auf Subaru aufgenommen wurden, um die kurzfristige Variabilität in [472] zu untersuchen. (d) Das erste detaillierte Bild der südlichen Polarlichter des Jupiter, aufgenommen vom Juno JIRAM-Imager, wie von [327] berichtet.

Abbildung 5

Hochauflösende Bilder von Ios Aurora-Fußabdruck in Jupiters Atmosphäre. Diese polaren orthographischen Projektionen der Ausstrahlung des nördlichen Polarlichts sind mit Parallelen und Meridianen aufgetragen. (Einzelne Rahmen wurden von A. Mura, stellvertretender Hauptprüfer des JIRAM-Instruments am Juno.) Diese zeigten, dass statt einer Abfolge von Polarlicht-„Flecken“ der Fußabdruck stattdessen aus einem wirbelnden Muster gebildet wurde, das [328] mit einer von Kármán-Wirbelstraße verglichen wurde. Die einzelnen schwarzen und weißen Pixel sind die Wirkung der durchdringenden Strahlung der Jupiter-Magnetosphäre, die auf den Detektor einwirkt.

Abbildung 6

Drei Karten von Jupiters nördlicher Polarlicht-H 3 + -Temperatur. (Oberes Feld) Die gescannte Spektralkarte der Aurora, aufgenommen vom Keck NIRSPEC-Instrument, mit dem Spalt nach Norden und Süden ausgerichtet und dem Planeten, der sich durch den Spalt dreht, mit hoher spektraler Auflösung und hoher Empfindlichkeit ( λ / Δ λ ∼ 25 000 unter Verwendung von a 10-m-Teleskop), wobei die weißen Punkte die Lage des Polarlicht-Hauptovals aus dem VIP4-Modell markieren ([74]). Angepasst nach [314]. (mittleres Feld) Karte erstellt von Juno JIRAM-Spektralscans der Polarlichter aus der PJ-1-Umlaufbahn mit niedriger spektraler Auflösung ( λ / Δ λ ∼ 200 ) und hoher räumlicher Auflösung, wobei die gestrichelte Linie die Position des Polarlichtovals aus dem VIP4-Modell darstellt ([74] ) und die durchgezogene Linie ist die statistische Position der Aurora, berechnet nach [36]. Angepasst von [92]. (Unteres Bild) Gescannte Karte der Aurora, aufgenommen mit dem VLT CRIRES-Instrument, mit hoher spektraler Auflösung und hoher Empfindlichkeit ( sensitivity / Δ λ ∼ 100 000 und einem 8-m-Teleskop), wobei die durchgezogene Linie den Peak H 3 + Aurora markiert Intensität entlang der Polarlicht-Hauptemission, gemessen nach [201], und die gestrichelte Linie zeigt die Position des magnetischen Fußabdrucks von Io nach dem [155]-Modell. Von 199].

Abbildung 7

Drei Karten der H 3 + -Emission von Jupiter in mittleren bis niedrigen Breiten. (oberes Feld) Karte des H 3 + -Gesamtemissionsparameters, abgeleitet aus angepasster Temperatur und Säulendichten, ) mit Einheiten von μ W m − 2 sr − 1 . Aus [235]. (mittleres Feld) Eine Karte der relativen Helligkeit, die durch die Kombination von Zehntausenden von H 3 + -Bildern erstellt wurde, die zwischen 1995 und 2000 vom Jupiter aufgenommen wurden, die dann korrigiert wurden, um reflektiertes Sonnenlicht zu entfernen, und auf zwischen 6% und 10% der maximalen Polarlichthelligkeit skaliert wurden. Aus [425]. (Unteres Bild) Karte der H 3 + -Strahlungsfluktuation, die mehrere H 3 + -Emissionslinien über zwei Nächte kombiniert, unter Verwendung von Spektren mit mäßiger Auflösung ( λ / Δ λ ∼ 30 000 ), die von VLT ISSAC aufgenommen wurden Längengradachse. Aus [99].

Abbildung 8

Jupiters und Saturns aurorale H 3 + -Ionenwind-Sichtliniengeschwindigkeiten. (Oberes Bild) Die Ionenwinde des Jupiter im planetaren Bezugsrahmen, die von VLT CRIRES beobachtet wurden, zeigen signifikante Strukturen über die gesamte Polarlichtregion, sowohl äquatorwärts als auch polwärts der Polarlichthauptregion (gekennzeichnet durch die durchgezogene Linie). Die durchgezogene Linie markiert den Peak H 3 + Aurora-Intensität entlang der Haupt-Auroralemission, gemessen nach [201], die gestrichelte Linie zeigt die Position des magnetischen Fußabdrucks von Io gemäß dem [155]-Modell und die punkt-gestrichelten Liniengrenzen die feste dunkle Polarregion nach [432]. Aus [201]. (Unteres Bild) Saturns Ionenwinde im planetarischen Referenzsystem, das von Keck NIRSPEC beobachtet wurde, hier als gescanntes Bild gezeigt, mit starker Subrotation über die Polarlichtregion und schmalen Strömungsbögen über den Pol, mit Breiten- und Ortszeitlängen gezeigt durch gestrichelte Linien, die um 10° bzw. 20° getrennt sind. Aus [434].

Abbildung 9

Verschiedene Bilder von Saturns H 3 + Aurora, beobachtet von der Cassini VIMS-Instrument. Diese Bilder, überall aufgenommen Cassinis jahrzehntelangen Saturn-Umlauf enthüllen viele der Fälle, in denen VIMS einen einzigartigen Einblick in die Polarlichter des Saturn gewährte. Jedes Bild wurde aus Licht erstellt, das aus einem Bereich von VIMS-Wellenlängen-Bins, die in H 3 + zwischen 3,4 und 4,2 µm hell sind, gesammelt wurde, wobei das Hintergrundlicht unter Verwendung eines Bereichs benachbarter H 3 + -Dunkel-Bins entfernt wurde, genauer beschrieben von [429]. Breitengrade werden in Schritten von 5° (gestrichelte Linien) und 15° (drei-punktierte Linien) angezeigt, Ortszeit-Längengrade in Schritten von 30° (gestrichelte Linien) und 90° (drei-punktierte Linien) und die „Strahlhöhe“ (die projizierte Höhe über der 1-bar-Planetenoberfläche auf dem Rand) in Schritten von 1000 km (blaue Linien). Die Daten und die Zeit werden oben in jedem Bild angezeigt und die Bildbelichtungszeit (in Millisekunden pro Pixel und Minuten für das Gesamtbild) befindet sich unten. (Obere linke und mittlere Tafeln) Bilder unter denen, die von [419] verwendet wurden, um eine schmale und helle Hauptaurorenemission hervorzuheben, die der im UV beobachteten ähnlich ist, aber mit polaren Polarlichtern, die zuvor bei anderen Wellenlängen gesehen wurden. (Oben rechts) Bild, das den Polarlichtvorhang von Saturn auflöst, der von [429] verwendet wurde, um die H 3 + -Höhenstruktur aufzudecken. (Unteres linkes Feld) Das Bild ist eines der von [237] verwendeten Bilder, um die Aurora-Emission von H 3 + - und UV-Auroren mit gleichzeitigen Messungen von niederfrequenten Radioemissionen und Bildern von energetischen Neutralen, die Saturn umgeben, direkt zu vergleichen. (Unteres mittleres Feld) Das Bild ist eines der Bilder mit der höchsten räumlichen Auflösung, das von allen planetarischen Polarlichtern aus dem Weltraum aufgenommen wurde, das [284] mit UVIS-Bildern verglichen wurde, um die H-, H 2 - und H 3 + -Auroren zu korrelieren. (unten rechts) Das Bild ist eines der letzten H 3 + Polarlichtbilder, die von . aufgenommen wurden Cassini vor dem Aufprall auf den Saturn zeigt dieses Bild eine komplexe Morphologie (teilweise durch Sonnenlicht auf der rechten Seite des Bildes verdeckt, das Ergebnis der schwierigen Beobachtungsbedingungen hoch über dem Saturnpol), die in zukünftigen Veröffentlichungen genauer beschrieben werden.

Abbildung 10

Variationen der H 3 + -Dichte des Saturn mit einfallenden Wasserionen aus den Ringen. Diese Skizze zeigt den Weg einfallender Wasserionen aus ihrer Ionisierung innerhalb der Ringe, entlang magnetischer Feldlinien und in den Planeten, wo sie entweder zu einer Zunahme oder Abnahme der H 3 + -Säulendichte N ( H 3 + ) als Funktion von führen planetozentrischer Breitengrad und entsprechende Magnetfeldkartierung.

Abbildung 11

Bilder von Uranus im UV und IR. (Obere Felder, Grauskala) Eines der von [238] beobachteten UV-Lichtbilder des HST STIS-Instruments, bevor (linkes Feld) und nachdem (rechtes Feld) vom Hintergrund reflektiertes Sonnenlicht entfernt wurde, zeigt einen kleinen Polarlichtfleck auf der Scheibe des Planeten . (Untere Felder) Drei Bilder der H 3 + -Emission von Uranus, aufgenommen mit der NFSCam auf IRTF. Diese zeigen den Planeten, der sich um einen halben Urantag dreht, mit deutlichen Schwankungen über diese Zeit. [278] kamen zu dem Schluss, dass der Grad der räumlichen Variabilität auf eine mögliche Polarlichtvariation hinweist, dass jedoch keine klare Struktur aufgelöst werden konnte. Aus [278].

Abbildung 12

Entdeckungsspektrum von H 3 + in einer dichten Wolke zum jungen massereichen Protostern RAFGL 2136 von Geballe und Oka im Jahr 1996, aufgenommen am UKIRT bei einem spektralen Auflösungsvermögen ( / Δ λ ) von 15 000. Die Verschiebungen der beobachteten Wellenlängen der zwei Linien zwischen den beiden Beobachtungsdaten werden durch die Änderung der Umlaufgeschwindigkeit der Erde verursacht.

Abbildung 13

Spektrum zu einem hellen Stern innerhalb der zentralen molekularen Zone des Galaktischen Zentrums, etwa 100 pc vom zentralen supermassiven Schwarzen Loch Sgr A* entfernt, aufgenommen am Frederick C. Gillett Gemini North Telescope mit einem spektralen Auflösungsvermögen von 950. Der Stern ist eingebettet in eine undurchsichtige Hülle aus warmem Staub und Gas, die ein steil zu längeren Wellenlängen ansteigendes Kontinuum emittiert. Alle detektierten Absorptionslinien im Spektrum sind auf H 3 + zurückzuführen, dessen Konzentration im absorbierenden Vordergrundgas typischerweise einige Teile von 10 8 beträgt. Das Linienkennzeichnungssystem ist in Kap. 3 und die detektierten Übergänge sind in Abb. 14 schematisch dargestellt. Die Detektion der R ( 2 , 2 ) l -Linie ist etwas marginal, jedoch in höher aufgelösten Spektren vorhanden ([147]). Die Säulendichte der Absorption von H 3 + in Richtung dieses Sterns ist die größte, die bisher beobachtet wurde.

Abbildung 14

Energieniveaudiagramm für die niedrigsten Rotationsniveaus der Bodenschwingung und v 2 = 1 Zustände von H 3 + . Absorptionslinien aus den Niveaus v = 0 (J, K) = (1, 0) und (1,1) sind durch vertikale durchgehende Linien dargestellt. Vier weitere Absorptionslinien, die aus den (2,2) und (3,3)-Ebenen stammen und für Studien des Galaktischen Zentrums wichtig sind, werden durch vertikale gestrichelte Linien bezeichnet. Das J = 0 und die geradzahligen Niveaus des Bodenschwingungszustandes existieren nicht. Die Werte von G unten und oben in der Abbildung gelten für den Grundzustand bzw. den ersten angeregten Schwingungszustand.

Abbildung 15

Zahlendichten n ( X ) von H 2 , CO, C + und H 3 + in dichten Wolken und in diffusen Wolken mit visueller Extinktion > 1 Magnitude als Funktion der Wolkendichte n ( H ). Die gestrichelte Linie zeigt die Dichte der Wasserstoffatome. Angepasst von [345].

Abbildung 16

Niveaus von H 3 + für die niedrigsten drei Rotationszustände seines Grundschwingungszustands. Dicke nach oben weisende Pfeile bezeichnen IR-Absorptionslinien bis zum Niveau v = 1. Dünne diagonale Linien sind erlaubt spontane Strahlungsübergänge zwischen ortho (Rot und para (blaue) Ebenen. Gezeigt sind Energien der vier niedrigsten Niveaus über dem (1,1)-Zustand und Strahlungslebensdauern der J = 2 Zustände. Aus [129].

Abbildung 17

Entdeckungsspektrum von H 3 + in Richtung der Quelle IRS3 des Galaktischen Zentrums ([125]), verglichen mit Spektren derselben zwei Linien in Richtung eines hellen Protosterns in der dichten Wolke W33A ([127]) und des Sterns Cygnus OB2 Nr. 12, der sich in befindet eine diffuse Wolke ([119]). Beachten Sie die viel stärkere Absorption zum Stern im Galaktischen Zentrum als zu den anderen Sternen. Alle drei Spektren wurden am UKIRT aufgenommen. Aus [129].

Abbildung 18

Geschwindigkeitsprofile von drei Linien von H 3 + und einer Linie vom ersten Obertonband von CO zu einem hellen IR-Stern im Quintuplet Cluster, nahe dem Zentrum der CMZ, aufgenommen mit dem Gemini South Telescope und UKIRT bei Auflösungsvermögen von 50 000 bzw. 37 000. Die Intensitäten der Spektren werden wie angegeben durch verschiedene Faktoren skaliert. Die dicken gestrichelten Linien zeigen Keile mit blauverschobener Absorption, die in den oberen beiden Spektren vorhanden sind, aber in den unteren beiden fehlen. Die schmalen vertikalen gestrichelten Linien markieren die Radialgeschwindigkeiten von dichtem Gas in den Vordergrundspiralenarmen. Die Geschwindigkeitsskala ist relativ zum lokalen Ruhestandard (LSR). Angepasst von [351].

Abbildung 19

Spektren der Linien von ortho H 2 D + , para H 2 D + , para D 2 H + , und ortho D 2 H + in der kalten dichten Wolke IRAS 16293-2422. Die Rotationsenergieniveaus (z. B. 1 10 ) werden durch die drei Quantenzahlen J , K a und K c angegeben ([310]). Die schwarzen Histogramme sind beobachtete Spektren, die nach [47] und [170] erhalten wurden. Die durchgezogenen Linien sind Modellspektren. Die vier Übergänge sind in der Mitte der Figur schematisch dargestellt und ihre Frequenzen sind unter jedem Spektrum angegeben. Die Geschwindigkeitsskala ist relativ zum LSR. Aus [53].

Abbildung 20

Drei Spektren von H 3 + -Linien zum Kern der Galaxie IRAS 08573+3915, aufgenommen mit UKIRT und dem Subaru-Teleskop. Die Spektren werden mit einem Auflösungsvermögen von 5000 angezeigt. Unten ist der Mittelwert der Spektren zusammen mit den Profilen der gleichen Linien zu einem Stern im galaktischen Zentrum, rotverschoben zur Radialgeschwindigkeit von IRAS 08572+3915 und binned zu gleiches Auflösungsvermögen. Aus [120].

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Die Rotationsperioden von Uranus und Neptun

Beobachtungen der Neigungen von Spektrallinien im Spektrum von Uranus und Neptun ergeben die folgenden Rotationsperioden: „Uranus“, 24 ± 3 h „Neptun“, 22 ± 4 h. Es wird bestätigt, dass Neptun in direkter Richtung rotiert. Der auf die Himmelsebene projizierte Positionswinkel des Uranuspols beträgt 283 ± 4°. Der Wert für Neptun beträgt 32 ± 11°. Diese Ergebnisse stimmen mit der Richtung des Pols von Uranus überein, die aus der gemeinsamen Ebene seiner vier hellsten Satelliten abgeleitet wird, und mit der Richtung des Pols von Neptun, die aus der Präzession der Bahn von Triton abgeleitet wird. Die Rotationsperiode von Uranus stimmt mit modernen Werten seiner optischen und dynamischen Abplattung und der Theorie der Festkörperrotation mit hydrostatischem Gleichgewicht überein. Dies ist für den für Neptun abgeleiteten Zeitraum kaum der Fall und wir vermuten, dass zukünftige Beobachtungen unter besseren Sichtbedingungen zu einer kürzeren Rotationsperiode zwischen 15 und 18 Stunden führen können. Aufgrund eines erheblichen Unterschieds zwischen unseren Ergebnissen und denen früherer spektroskopischer und photometrischer Untersuchungen fügen wir eine Bewertung mehrerer zuvor veröffentlichter photometrischer Studien und eine neue Verkleinerung der ursprünglichen Lowell- und Slipher-Spektroskopieplatten von Uranus hinzu [Lowell Obs. Stier. 2, 17–18, 19–20 (1912)]. Die frühe visuelle Photometrie von Campbell (Uranus) und Hall (Neptun) wird durch Zeiträume von 21,6 bzw. 23,1 Stunden zufriedenstellender erklärt als durch die ursprünglich von den Beobachtern vorgeschlagenen Zeiträume. Unsere Reduktion der Lowell- und Slipher-Uranus-Platten ergibt einen Zeitraum von fast 33 Stunden ohne Korrektur für das Sehen. Dieser Wert stimmt mit den Ergebnissen überein, die auf dem 4-m-Echelle-Datum basieren.


Erster spektroskopischer Nachweis der Rotation des Uranus? - Astronomie

Nach der Entdeckung des hellsten Rings von Uranus, des Epsilon-Rings, durch Jean-Luc Dauvergne, in Infrarot mit dem 106-cm-Cassegrain-Teleskop am Pic du Midi-Observatorium im November 2016, gingen Marc Delcroix, Christophe Pellier und Jean-Phillipe Cazard über ihre Amateurbilder, die mit demselben Teleskop im nahen Infrarot bei 685 nm und mit den allgemein erhältlichen ASI-Kameras mit hoher Bildrate aufgenommen wurden, und mit erneuter Verarbeitung stellten sie fest, dass sie den Epsilon-Ring bereits im Oktober 2014 und aufgenommen hatten im August 2016.

Delcroix sagt, dass "er sich daran erinnerte, 2014 auf seinen Pic du Midi-Bildern etwas Verdächtiges gesehen zu haben". Jetzt stellt sich heraus, dass dies die erste Entdeckung des Uranusrings mit dem 1-m-Teleskop war. Möglich wurde dies durch die damals neu verfügbare (nach Amateur-Standards) hoch IR-empfindliche Kamera ASI120MM. Aktuelle ASI-Kameras sind noch IR-empfindlicher, und er hofft nun, dass Amateure den Ring mit kleineren Teleskopen abbilden können. (Anmerkung: Tatsächlich wurde der Uranusring erstmals von Amateuren durch den deutschen Beobachter Bernd Gährken im Jahr 2011 mit einem 80-cm-Teleskop und einem Methanbandfilter entdeckt.)

Weitere Anmerkung (18. Dezember 2016): Phil Miles und Anthony Wesley aus Australien haben heute eine Entdeckung des Rings mit einem 50-cm-Teleskop und 700- und 610-nm-Langpassfiltern bekannt gegeben.


Röntgenstrahlen von Uranus, die durch Sonnenlicht und möglicherweise komplexe Polarlichter verursacht werden

Astronomen, die das Chandra-Röntgenobservatorium der NASA verwenden, haben zum ersten Mal Röntgenemissionen des Eisriesen Uranus in einer neuen Analyse von Bildern entdeckt, die 2002 und erneut 2017 aufgenommen wurden, als ein möglicher Flare beobachtet wurde. Wie bei den Röntgenemissionen von Jupiter und Saturn schlussfolgern die Forscher, dass der größte Teil der bei Uranus entdeckten hochenergetischen Strahlung durch Sonnenlichtstreuung von der Atmosphäre des Planeten verursacht wird. Es gibt jedoch Hinweise, dass mindestens eine weitere Quelle vorhanden sein könnte. Eine Möglichkeit besteht darin, dass die Ringe des Uranus durch Wechselwirkungen mit geladenen Teilchen in der nahen Umgebung Röntgenstrahlen erzeugen. Eine andere Möglichkeit sind Röntgenstrahlen, die in Polarlichtern auf Uranus erzeugt werden, ein Phänomen, das bei anderen Wellenlängen beobachtet wird. Röntgenstrahlen von Uranus sind besonders interessant, weil die Rotationsachse des Planeten fast parallel zu seiner Bahn um die Sonne geneigt ist, während sein Magnetfeld um einen anderen Betrag geneigt und vom Zentrum des Planeten versetzt ist. Dies kann zu komplexen und variablen Polarlichtern führen. Eine laufende Analyse der Röntgenemissionen könnte neue Erkenntnisse über diese Prozesse gewinnen.

Ein zusammengesetztes Bild von Uranus, basierend auf Daten aus dem Jahr 2002, die Röntgenemissionen (in Rosa dargestellt) und optische Wellenlängen zeigen. Bild: Röntgen: NASA/CXO/University College London/W. Dunn et al. Optical (HRC): W.M. Keck-Observatorium) Optisch (VLT/HRC): ESO/VLT/Kirill Feigelman

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2 Computerdetails

Optimierte Geometrien, Dipolmomente und harmonische Frequenzen werden mit dem Softwarepaket MOLPRO 2015.1 (Werner et al., 2015) mit kanonischem CCSD(T) und CCSD(T) innerhalb der explizit korrelierten F12-Konstruktion [CCSD(T)-F12b] berechnet. (Raghavachari et al., 1989 Crawford und Schaefer, 2000 Adler et al., 2007 Shavitt und Bartlett, 2009). Wie oben erwähnt, werden anharmonische Frequenzen durch eine Taylor-Reihenentwicklung vierter Ordnung des internuklearen Teils des Watson-A-reduzierten Hamilton-Operators erzeugt, der als quartisches Kraftfeld (QFF) bezeichnet wird. Es werden zwei QFFs verwendet. Die CCSD(T)-F12/cc-pVTZ-F12-Version (Adler et al., 2007 Peterson et al., 2008 Yousaf und Peterson, 2008 Knizia et al., 2009) wird als F12-TZ QFF bezeichnet. Der zweite QFF ist der zuvor erwähnte zusammengesetzte Ansatz. Diese Methodik wird als CcCR QFF definiert, da sie die vollständige Basissatzextrapolation (𠇌”) unter Verwendung einer Drei-Punkte-Formel aus den Basissätzen aug-cc-pVTZ, aug-cc-pVQZ und aug-cc-pV5Z umfasst ( Martin and Lee, 1996) core electron correlation (�”) using the Martin-Taylor (MT) core correlating basis set (Martin and Taylor, 1994) and scalar relativity (“R”) using Douglas-Kroll basis sets (Douglas and Kroll, 1974 de Jong et al., 2001). Recent results show that the F12-TZ QFF produces comparable anharmonic data to the CcCR QFF but with significantly lower computational costs (Agbaglo and Fortenberry, 2019a).

For both QFFs, an optimized reference geometry is required. For the F12-TZ QFF, this optimization is carried out at the CCSD(T)-F12/cc-pVTZ-F12 level. For the CcCR QFF, structural optimizations are determined at the canonical CCSD(T) level using the aug-cc-pV5Z basis set (Dunning, 1989 Kendall et al., 1992 Peterson and Dunning, 1995) as well as the MT core correlating basis set (Martin and Taylor, 1994). The difference in the bond lengths and angles between the CCSD(T)/MT computations with and without the core correction is then added to the respective variables within the optimized CCSD(T)/aug-cc-pV5Z geometry in order to correct for core correlation.

From the previously discussed reference geometries, displacements of 0.005 Å for bond lengths, 0.005 radians for bond angles, and 0.005 unitless displacements of LINX/LINY coordinates (Fortenberry et al., 2012b), which are necessary for the near-prolate structure of ethynol, are used to generate a QFF of 3,161 points using the following coordinate system:


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