Astronomi

Güneşin gözlenen rengi gözlemcinin konumuna göre değişiyor mu?

Güneşin gözlenen rengi gözlemcinin konumuna göre değişiyor mu?



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Bir arkadaşım Panama'yı ziyaret etti ve güneşin daha beyaz göründüğünü iddia etti. Çok renkli bir vicdanı var ve bazı kırmızı tonlarının orada farklı göründüğünü söylüyor. Güneşin konumundan dolayı olabilir mi?


Güneş elbette daha az atmosferden bakıldığında daha az sarı/kırmızı görünür; yani, pek çok ülkede (örneğin ABD ve İngiltere gibi) hiçbir zaman olmadığı, genel gider olduğunda.


Güneşin gözlenen rengi gözlemcinin konumuna göre değişiyor mu? - Astronomi

SDO, Güneş'in manyetik değişikliklerinin nasıl ve neden olduğunu anlamamıza yardımcı oluyor. Manyetik alanın nasıl üretildiğini ve yapılandırıldığını ve depolanan manyetik enerjinin heliosfer ve jeouzaya nasıl salındığını belirleyecektir. SDO verileri ve analizi ayrıca, Dünya'daki yaşamı ve insanlığın teknolojik sistemlerini etkileyen güneş değişimlerini tahmin etme yeteneğimizi geliştirmemize yardımcı olacaktır.

SDO, Güneş'in özelliklerini ve güneş aktivitesini ölçer. Birkaç tür ölçüm vardır, ancak çoğu alınacaktır. Örneğin, yüzey hızı HMI ile ölçülür. Bu veriler birçok farklı çalışma için kullanılabilir. Biri, diğerlerini incelemek için çıkarılması gereken yüzey dönüş hızıdır. Dönmeyi çıkardıktan sonra salınım ve konvektif hızları elde edersiniz. İkincisi, Güneş'i kaplayan fırtına bulutları gibi görünüyor. Sıcak gaz, tıpkı kaynar su gibi, dalgaların ortasından dışarı, kenarlardan aşağı doğru hareket eder. Bu hızlara bakarak güneş lekelerinin konveksiyon bölgesini nasıl etkilediğini görebilirsiniz. Uzun bir veri dizisine (30 günden fazla) bakarak, Güneş'in salınımlarını (resimdeki gibi) görürsünüz. Bu desenler Güneş'in içine ve içinden bakmak için kullanılabilir.

Misyon Bilimi Amaçları

SDO Projesinin bilimsel hedefleri, yedi bilim sorusuna ilişkin anlayışımızı geliştirmektir:

  1. Güneş aktivitesinin yarı-periyodik 11 yıllık döngüsünü hangi mekanizmalar yönlendirir?
  2. Aktif bölge manyetik akısı güneş yüzeyinde nasıl sentezlenir, yoğunlaşır ve dağılır?
  3. Küçük ölçeklerde manyetik yeniden bağlantı, büyük ölçekli alan topolojisini ve mevcut sistemleri nasıl yeniden düzenler ve koronayı ısıtmada ve güneş rüzgarını hızlandırmada ne kadar önemlidir?
  4. Güneş'in EUV spektral ışımasında gözlenen varyasyonlar nerede ortaya çıkıyor ve bunlar manyetik aktivite döngüleriyle nasıl ilişkilidir?
  5. Hangi manyetik alan konfigürasyonları enerjik parçacıklar ve radyasyon üreten CME'lere, filament patlamalarına ve parlamalara yol açar?
  6. Dünya yakınındaki güneş rüzgarının yapısı ve dinamikleri, güneş yüzeyine yakın manyetik alan konfigürasyonundan ve atmosferik yapıdan belirlenebilir mi?
  7. Aktivite ne zaman gerçekleşecek ve uzay havası ve iklimi hakkında doğru ve güvenilir tahminler yapmak mümkün mü?

Güneş ve Manyetizma

Güneş'in manyetik alanının, Güneş'in içinde manyetik bir dinamo görevi gören elektrik akımları tarafından üretildiğine yaygın olarak inanılmaktadır. Bu elektrik akımları, Güneş'in konveksiyon bölgesindeki sıcak, iyonize gazların akışıyla üretilir.

Güneş'in manyetik dinamosu hakkında çok şey biliyoruz. 22 yıllık bir döngüye sahiptir. Döngünün ilk yarısında, Güneş'in manyetik kuzey kutbu kuzey yarım kürede, manyetik güney kutbu ise güney yarım kürededir. Güneş lekesi döngüsünün zirvesinin (güneş maksimumu) hemen etrafında, manyetik kutuplar döner veya yer değiştirir, böylece manyetik kuzey artık güney yarımkürede bulunur. Bu dönüş yaklaşık her 11 yılda bir solar maksimumda gerçekleşir.

22 yıllık manyetik döngü, güneş 11 yıllık "güneş lekesi döngüsü" boyunca yüksek enlemlerden güneş ekvatoruna göç eden dinamo, güneş lekeleri ve aktif bölgelerin en belirgin tezahürünü büyük ölçüde etkiler. Güneş lekeleri ve Aktif Bölgeler, Güneş'in iç kısmında atmosferin görünür bölgesinden geçen manyetik alanın tezahürüdür. Aktif bölgeler, parlama adı verilen yoğun ve şiddetli enerji patlamalarının üretiminden ve aktif bölgenin manyetik alanı tarafından tutulan çok büyük miktarlarda sıcak gazın Güneş'in atmosferinden ve koronal kütle olarak adlandırılan uzaya salındığı olaylardan sorumludur. ejeksiyonlar (CME'ler).

Güneş Aktivitesinin Tahmini ve Evrimi

Tahmin

Güneş ve güneş aktivitesi yarın nasıl görünecek? Gelecek yıl mı? Günlük yaşamımız için uydulara giderek daha fazla bağımlı olduğumuzdan, bu uyduları güneş aktivitesinin etkilerinden (Uzay Hava Durumu) korumaya da bağlıyız. Güneş patlamalarını ve CME'leri tahmin etme yeteneğimizi geliştirmede çok ilerleme kaydedildi, peki ya gelecek yılki güneş aktivitesi seviyesi?

Aktivite Tahmin Türü Tahmin Süresi
işaret fişekleri Oluşma olasılığı, konum Bugün, yarın, gelecek hafta
CME'ler Oluşma olasılığı, konum, coğrafi etkinlik Bugün, yarın, gelecek hafta
Aktif bölge oluşumu ve büyümesi Ortaya çıkış yeri, büyüme oranı Bugün, gelecek ay
Konveksiyon bölgesi dinamiği Gelecekteki güneş döngülerinde genlik onlarca yıl

AIA'dan alınan görüntüler, parlamalardan ve CME'lerden önce gelen koronal döngülerdeki değişiklikleri aramak için bilgi sağlayacaktır. Bu görüntülerin hızı ve çözünürlüğü, parlamaların görülmesine neden olan sihirli döngülerin yeniden düzenlenmesine izin vermelidir. AIA, Güneş'in tamamına her zaman bakarak, Güneş'in bir kısmındaki değişikliklerin uzak bölgelerde değişikliklere neden olup olmadığını görecektir.

Evrim

Güneş ışınımı Dünya için en önemli enerji kaynağı olduğundan, bu ışınımdaki değişiklikler iklimimizi ve Dünya çevresindeki uyduları değiştirebilir. Güneş ışınımı değişimlerindeki artışlar, Güneş'in ısınması veya büyümesi olmak üzere iki yerden gelebilir. Güneş lekeleri ortalamadan daha soğuktur ve TSI'nin azalmasına, fakulaların ortalamadan daha sıcak olmasına ve TSI'nin artmasına neden olur. Koronal halkaların boyutundaki artışlar EUV ışınımını artırır. Güneş'in boyutundaki değişikliklerin TSI'yi etkileyip etkilemediği şu anda bilinmiyor.

Güneş'in boyutu değişebilseydi, ısının konveksiyon bölgesinde hareket etme şekline bir tepki olurdu. Güneş'in büyüklüğünün tarihsel ölçümleri bu soruyu yanıtlamadı. HMI'dan alınan heliosismoloji ölçümleri, konveksiyon bölgesini görmemizi ve konveksiyon bölgesinin özelliklerini ölçmemizi sağlayacaktır. Büyük konveksiyon modelleriyle birleştiğinde, izlenen bir Güneş'in nasıl kaynadığını belirleyebiliriz!

Güneş Döngüsünü Anlamak

Güneş Döngüsünü Anlamak

Güneş döngüsü, Güneş üzerindeki güneş lekelerinin sayısının ritmik olarak artması ve azalmasıdır. Güneş lekesi sayısının en fazla olduğu zamanlar arasında yaklaşık 11 yıl vardır. Artık güneş döngüsünün aslında Güneş'in manyetik kutuplarının 2 güneş lekesi döngüsü içeren yaklaşık 22 yıllık bir periyodiklikle tersine döndüğü bir manyetik döngü olduğunu biliyoruz. Güneş yüzeyinde güneş lekeleri ve aktif bölgeler görülür. Üzerlerinde koronal halkalar, alan boyunca hareket eden sıcak gazın izlediği manyetik alan çizgileri bulunur. Korona ve güneş rüzgarının gözlemlenen özelliklerinin çoğu manyetik alandan gelir. Koronadaki malzemenin ısınması ve güneş rüzgarının hızlanması muhtemelen küçük ölçekli manyetik elemanların etkileşiminden kaynaklanmaktadır. Güneş patlamaları ve CME'ler, bu döngülerdeki manyetik alanlar sınırlarının ötesine geçtiğinde meydana gelir. Son 4,5 milyar yılda güneş yapısındaki yavaş evrimsel değişiklikler dışında, tüm güneş değişkenliği manyetik kökenlidir.

Güneş ışınımı

Güneş ışınımı

Dünya'nın birincil enerji kaynağı Güneş'ten gelen radyan enerjidir. Bu ışıma enerjisi ölçülür ve güneş ışıması olarak rapor edilir. Radyasyonun tamamı ölçüldüğünde, dalga boyunun bir fonksiyonu olarak ölçüldüğünde Toplam Güneş Işığı (TSI) olarak adlandırılır ve spektral ışınımdır. Farklı dalga boylarındaki ışık, Dünya atmosferinin farklı bölgelerine ulaşır. Görünür ışık ve kızılötesi radyasyon yüzeye ulaşarak yüzeyi yaşanabilir koşullara ısıtır. UV-A, B ve C dalga boylarındaki ultraviyole radyasyon, daha yüksek ve daha yüksek irtifalarda emilir. Aşırı ultraviyole ve yumuşak X-ışını radyasyonu (120 nm'den küçük dalga boyları, EUV) 100 km'nin (60 mil) üzerindeki atmosfer tarafından emilir. Atmosferimiz tarafından tamamen emilmesine rağmen, EUV radyasyonu uzaydaki insanlar ve elektronik cihazlar için oldukça tehlikelidir.

Güneş ışınımının her bir parçası, 11 yıllık güneş döngüsü boyunca değişir, güneş maksimumunda ortalamadan daha parlak ve güneş minimumunda daha sönük hale gelir. Her dalga boyu, Güneş döndükçe ve güneş patlamaları sırasında da değişir. Dünya'da görülen değişimler diğer gezegenlerdeki değişimlerle aynı değildir.

EUV ışıma varyasyonlarına neden olan mekanizmaları anlamak için iki ölçüm seti gereklidir. Hızlı bir kadansta geniş bir dalga boyu aralığında EUV spektral ışınım ölçümleri. Ardından, radyasyonun kaynaklarını belirlemek için Güneş'in aynı dalga boylarındaki görüntüleri. EVE ve AIA araçları bu tamamlayıcı ölçümleri sağlayacaktır.

Güneşimiz, Bir Hava Durumu Yapıcı

Enerji, Güneş'ten fotonlar, enerji yüklü parçacıklar ve manyetik alanlar olarak ayrılır. Her birinin Dünya veya Dünya'ya yakın uzay üzerinde ölçülebilir bir etkisi vardır. Fotonlar Güneş'ten Dünya'ya düz bir çizgide hareket ederken, diğer enerji türleri Dünya atmosferine ulaşmak için Güneş'in atmosferi, heliosfer ve Dünya'nın manyetosferi boyunca dolambaçlı bir yol izlemelidir. Enerjiyi Güneş'ten Dünya'ya taşıyan fotonlara odaklanacağız.

Güneş değişken bir manyetik yıldızdır. Bir astronom, Güneş'in varyasyonlarının Güneş benzeri bir yıldız için tipik olduğunu söyleyebilir. Bununla birlikte, her yıl küçülen bir gezegen ve teknolojiye giderek daha fazla bağımlı hale gelen bir insan nüfusu için, Güneş'in varyasyonları önemli ve çarpıcıdır. Güneş'in manyetik alanındaki değişiklikler, dünyadaki yaşamımızı ve teknolojimizi etkileyen tüm varyasyonlara neden olur.

SDO ve LWS bilimi, Güneş enerjisinin doğasının ve tezahürlerinin tam olarak anlaşılmasını içerir. SDO'nun araştırmaları, Güneş enerjisinin kaynağını ve bu enerjinin Güneş'in atmosferinin katmanları tarafından nasıl depolandığını ve serbest bırakıldığını anlamak için tasarlanmıştır. Bu araştırmanın bir kısmı, güneş ışınımındaki veya foton çıktısındaki değişikliklerin nasıl üretildiğidir.

Işınımdaki küçük değişiklikler bile Dünya'nın iklimi, atmosferi ve iyonosferi üzerinde dramatik bir etkiye sahip olabilir. Işınımdaki değişiklikleri anlamak için farklı dalga boylarındaki görüntüler kullanılabilir, ancak Dünya'ya enerji girdisini gerçekten anlamak için çok hızlı bir kadansta güneş ışınımının doğru ölçümlerine ihtiyaç vardır. SDO'da Güneş Işığı

Aşırı Ultraviyole Değişkenlik Deneyi (EVE) araştırması, 1 ila 1050 Angstrom (0,1 ila 105 nm) arasındaki Aşırı Ultraviyole (EUV) dalga boylarında güneş spektral ışınımını ve ayrıca 1215 Angstrom'da önemli hidrojen emisyon çizgisini ölçecektir. EUV ışıması, 100 km'nin üzerindeki irtifalarda atmosfer tarafından emilir. Bu, EUV ışımasındaki değişikliklerin termosferi, iyonosferi ve Dünya'ya yakın alanı etkilediği anlamına gelir.

Solda, EVE dalga boyu örneklemesini göstermek için değiştirilmiş, TIMED uzay aracındaki SEE aletinden bir spektrum yer almaktadır. SEE'den alınan veriler, termosfer ve iyonosferi modellemek için günlük EUV ışıma değerinin yeterli olmadığını göstermiştir. EVE, yeni nesil termosfer/iyonosfer modellerini sürmek için gereken güneş verilerini sağlayacaktır.

EUV ışınımını ölçmek, uzayda Güneş'e maruz kalan bir metal parçasından gelen foto akımı ölçmek kadar kolay olabilir. Bu fotoelektrik etki Einstein'a 1921'de Nobel Ödülü'nü kazandırdı. EVE, ışımayı %5 doğrulukla ölçmek için spektrumu özel olarak hazırlanmış CCD'lere dağıtmak için ızgaralar kullanacak.

Güneş Işınlaması nedir?

Güneş Işınlaması nedir?

Güneş spektral ışınımının üç modeli. Hepsi ölçümlere dayalıdır, ancak kızılötesi uzantı, neredeyse siyah cisim spektrumunu varsayan bir modeldir. Her iki eksen de logaritmiktir ve kısa dalga boylarındaki küçük ışımanın çok daha parlak görünür ışıkla görüntülenmesine izin verir. Dalga boyu 1000 değişirken spektral ışınım neredeyse bir milyon değişir!

Işınım, her saniye bir metre kareye çarpan bir şeyden gelen ışık enerjisi miktarıdır. Bu enerjiyi taşıyan fotonlar, enerjik X ışınları ve gama ışınlarından görünür ışığa, kızılötesi ve radyoya kadar dalga boylarına sahiptir. Yıldızlar, Ay ve karşıdan gelen bir arabanın aşırı parlak uzun huzmeleri dahil olmak üzere parlayan herhangi bir nesne için ölçülebilir. İnsanlar öncelikle kızılötesi ışık yayarlar. Bir insanın kızılötesi görüntüsü çok aktif bir kalp ve zihin gösterir!

Güneş ışınımı, Dünya'da ölçülen, Güneş'in tüm diskinden gelen ışık enerjisinin çıktısıdır. Güneş'e bir görüntüden ziyade bir yıldız gibi bakıyor.

Güneş spektral ışıması, tüm Güneş'in bir ışık dalga boyundaki parlaklığının bir ölçüsüdür. Görünür ve IR'den UV'ye, EUV ve X-ray'e kadar birçok dalga boyunda önemli spektral ışınım varyasyonları görülür. Güneş ışınımına baktığımızda, uzay havasının iyonlaşma ile, iklim ise ısının emilmesi ile ilgili olduğunu hatırlamalıyız.

Spektral ışınımı ölçmek önemlidir, çünkü güneş ışığının farklı dalga boyları (veya renkleri) atmosferimizin farklı bölümlerinde emilir. Yüzeye ulaşan görünür ve kızılötesi radyasyon nedeniyle ısınırız. Ultraviyole ışık ozon tabakasını oluşturur ve daha sonra ozon tarafından emilir. Daha yüksek olan ultraviyole ışık, aşırı ultraviyolenin (EUV) kısa dalga boylarında ışık tarafından iyonize edilen termosferi oluşturur. Radyo iletişimi oluşturulan iyonlardan etkilendiğinden, güneş EUV çıkışındaki değişiklikler birincil Uzay Hava Durumu endişesidir.

Diğer kaynaklardan gelen enerji de atmosferimize girer. Bunlardan bazılarının bir tablosu aşağıda gösterilmiştir. İyonosferin manyetosfere bağlanması olan Joule ısıtmasından gelen enerji girişinin güneş EUV'sinden gelen ile yaklaşık olarak aynı olabileceğini unutmayın!

Dünya Atmosferi için Enerji Kaynakları

Kaynak: Güneş Radyasyonu enerji akışı Güneş Döngüsü Değişimi Biriktirme Yüksekliği İyon?
TSI (çoğunlukla Görünür ve Kızılötesi) 1366 W/m2 1,2 W/m2 0.1% Yüzey Düşük
MUV (200-300 nm) 15.4 W/m2 0.17 W/m2 1% 15-50 km Düşük
FUV (126-200 nm) 50 mW/m2 15 mW/m2 30% 30-120 km Mod.
EUV (0-125 nm) 10 mW/m2 10 mW/m2 100% 80-250 km Yüksek
Kaynak: Parçacıklar enerji akışı Güneş Döngüsü Değişimi Biriktirme Yüksekliği İyon?
Galaktik Kozmik Işınlar 0,7 µW/m 2 0,7 µW/m 2 50% 0-30 km Yüksek
Güneş Protonları 2 mW/m2 2 mW/m2 100% 30-90 km Yüksek
Auroral protonlar ve amp elektronları 1 mW/m2 20 mW/m2 100-120 km Mod.
Joule Isıtma 20 mW/m2 2 W/m2 100-150 km Mod.

Toplam Güneş Işımasının (TSI) Dünya'ya enerjinin ana katkısı olduğunu tablodan kolayca görebiliriz. Enerjinin çoğunu Dünya'ya katkıda bulunan görünür ve IR ışığın en küçük göreli varyasyonu gösterdiği için şanslıyız. Ancak, TSI yüzdelik bir oranda değişse de, en büyük değişim büyüklüğüne sahiptir (

1.2 W/m2). Bu, Dünya'da gözlemlenebilir değişikliklere neden olmak için yeterli olabilir.

Güneş spektral ışınımının üç modeli. Hepsi ölçümlere dayalıdır, ancak kızılötesi uzantı, neredeyse siyah cisim spektrumunu varsayan bir modeldir. Her iki eksen de logaritmiktir ve kısa dalga boylarındaki küçük ışımanın çok daha parlak görünür ışıkla görüntülenmesine izin verir. Dalga boyu 1000 değişirken spektral ışınım neredeyse bir milyon değişir!


Üniversite Lowbrow Gökbilimciler Teleskop Gözlemcisi'nin Rehberi

Bu sayfa, amatör gökbilimciler için yeni (veya çok yeni olmayan) bir teleskop kullanan önerilen projeleri içerir. Burada her seçeneği ele alamayız, ancak birkaç öneri sunacağız.

Yolunuzu Bulma

Yolunuzu bulabilmek için yıldızlara ve diğer astronomik nesnelere nasıl ad verildiğini ve bir yıldız haritasının nasıl okunacağını bilmeniz gerekir. Henüz yapmadıysanız, &ldquoAstronomik Nesneler Nasıl Adlandırılır&rdquo konusuna bakın.

NGC ve IC listeleri, amatör bir astronomun ilgi duyacağı birçok nesneyi içerirken, bazı boşlukları vardır, bu boşluklardan bazıları aşağıdaki bölümlerde belirtilmiştir.

Astronomik nesnelerin konumu iki koordinat kullanılarak belirlenir: Sağ yükseliş (RA) ve sapma (dec). Güneş sistemi nesnelerinin RA ve eğimi zamanla değişir, ancak yıldızların (güneş dışındaki) ve derin uzay nesnelerinin RA ve eğimi değişmez (peki onlar değişir, ancak çok yavaş çoğu durumda önemli değildir).

Teleskop ile nesneleri bulmanın üç temel yöntemi vardır.

  • Yıldız Atlama: Bilinen bir yıldızdan başlayın ve söz konusu nesneyi bulana kadar bir dizi yıldız arasında atlamak için küçük adımlar kullanın. İlk yıldızı çıplak gözle bulmalısınız. Henüz yapmadıysanız, Naked Eye Observer Kılavuzuna bakmak yardımcı olabilir.
  • Mekanik Ayar Çemberleri: Geleneksel olarak bir ayar çemberi iki halkadan oluşur. İlk halka size teleskopun işaret ettiği RA'yı söyler. İkinci halka size teleskopun işaret ettiği eğimi söyler. Teleskop hizalandıktan sonra ilgilendiğiniz nesne için RA ve eğimi belirleyin ve ayar dairesi doğru konumu gösterene kadar teleskopu hareket ettirin.
  • Dijital Ayar Çemberleri: Son birkaç yılda dijital ayar çemberli teleskoplar yaygın olarak kullanılabilir hale geldi. Dijital ayar çemberleri ya teleskopunuza bağlı küçük bilgisayarlar ya da teleskopunuza bağlanan bir cihazla birlikte kişisel bir bilgisayarda çalışan bir yazılım programıdır. Bazı teleskoplar zaten bir dijital ayar çemberi ile donatılmıştır. Herhangi bir dijital ayar çemberini kullanmanın ilk adımı hizalamadır, genellikle cihaz açıldığında veya program çalıştırıldığında, devam etmenize izin vermeden önce gerekli adımları gerçekleştirmenizi ister. En basit tip, ışık yayan diyotlarda RA ve sapmayı gösterir. Bu durumda teleskopu elinizle konumlandırırsınız ve cihaz size hedefinizden ne kadar uzakta olduğunuzu söyleyecektir. Diğer türler, bilgisayarınızda ve bilgisayarda istediğiniz nesneyi bulmanızı ve ardından teleskopu konumlandırmanızı sağlar. Yine diğerleri &ldquoGOTO&rdquo teleskoplar olarak bilinir, bunlar kullanıcının bir nesne seçmesine izin veren bir kontrol paneli içerir. Uygun düğmeye basıldığında, teleskop otomatik olarak o nesneye hareket eder.

Ayar çemberleri mizaçlı olabilir, teleskopun konumunu her zaman doğru bir şekilde belirleyemezler, bu nedenle bazı manuel yeniden konumlandırma gerekebilir. Teleskobun nasıl konumlandırılacağını bilmek önemlidir.Ayrıca çemberlerin ayarlanması bulutları veya birçok nesnenin yılın belirli zamanlarında görülüp diğer zamanlarında görünmemesini telafi edemez.

Ayar daireleri (mekanik veya dijital) kullanıyorsanız, küçük teleskoplarla görülebilen yaklaşık 1900 nesneden oluşan veritabanımız ilginizi çekebilir. Bu veritabanı, diğer bilgilerle birlikte her nesne için RA ve sapma verir. Daha fazla bilgi için buraya gidin.

Takımyıldız tarafından düzenlenen nesnelerin bir listesi için aşağıdaki makaleleri sağladık (daha fazla takımyıldızı daha sonra eklenecektir).

Ayrıca Andromeda, Aquarius, Cassiopeia, Pegasus ve Perseus içinde önerilen birkaç nesne için Mark Deprest'e bakınız. &ldquoAçık Toplantıda & Kamuoyuna Ne Göstermeli?&rdquo Ekim 1997.

Güneş

Güneşi gözlemlemek için bir teleskop kullanmadan önce uygun filtreler kullandığınızdan emin olun. Bunu yapmamak kalıcı göz hasarına neden olabilir ve teleskopunuzu mahvedebilir.

Güneşi gözlemlemek için kullanabileceğiniz iki tür filtre vardır, güneş filtreleri ve hidrojen alfa filtreleri. Güneş filtreleri daha ucuzdur ve kullanımı daha kolaydır, ancak saygın bir üreticiden bir filtre satın aldığınızdan emin olun. Güneş filtresi kullanmak güneş lekelerini gözlemlemenizi sağlar. Güneş lekeleri, güneş döngüsünün zirvesinde (11 yılda bir meydana gelen) daha yaygındır. Bir hidrojen alfa filtresine yatırım yaparsanız, normal bir güneş filtresiyle görülemeyen çıkıntıları ve diğer güneş aktivitelerini gözlemleyebilirsiniz.

Hırslı amatör astronom için, güneş gözlemi için optimize edilmiş özel bir teleskop inşa etmek mümkündür. Tasarımlardan biri &ldquoCoronagraph&rdquo, diğeri ise &ldquoSpectroheliograph&rdquo olarak bilinir. Her iki cihaz da dar bir ışık bandından geçerek çalışır ve ayrı bir hidrojen alfa filtresi satın almaya alternatiftir. Her iki teleskop türü de çıkıntıları görmenize izin verecektir, ancak çoğu insan Coronagraph'ın daha iyi bir seçim olduğunu düşünmektedir.

Ay

Hemen hemen her teleskop, Ay'daki kraterleri görmenizi sağlar. Biraz çaba ile yüzeyde dağ sıralarını da görebilirsiniz.

Ay'ı gözlemlemenin en büyük sorunlarından biri görüntünün parlak olabilmesidir (acı verecek kadar parlak), bu özellikle geniş diyaframlı teleskoplar için geçerlidir. Bu bir sorunsa, iki çözüm vardır, biri bir &ldquoLunar Filtresi satın almaktır,&rdquo bu, teleskoba giren ışık miktarını azaltır. Başka bir çözüm, &ldquoAperture Stop&rdquo adı verilen basit bir cihazdır.&rdquo Genellikle bir teleskoba giren ışığın yaklaşık 2/3'ünü engelleyen kartondan yapılır ve ışığın ikincil aynanızdaki desteklerden geçmesini durdurma avantajına sahiptir (eğer kullanıyorsanız yansıtan bir teleskop). Bir refraktör teleskop kullanıyorsanız, basit bir Ay filtresi yerine sarı bir filtre kullanmak isteyebilirsiniz. Aksi takdirde, resimlerinizde renk sapmalarından kaynaklanan mor saçaklar keşfedebilirsiniz.

Dolunay aslında ayı gözlemlemek için en kötü zamandır. En iyi yaklaşım, Ay döngüsü sırasında çeşitli zamanlarda ayı gözlemlemektir, bunu yaparsanız değişen ışık açısının döngünün bazı bölümlerinde ayrıntıların görülmesine izin vereceğini, ancak diğerlerinde görülmeyeceğini fark edeceksiniz. İyi bir alıştırma, tam bir döngünün mümkün olduğu kadar çok gününü gözlemlemeye çalışmaktır, gözlemlerinizi yaparken gözlemlerinizi çiziniz (bunu birkaç döngüde yapmanız gerekebilir, özellikle de sık sık bulanıklaşıyorsanız).

Gezegenler ve Asteroitler

Genel olarak, gezegen ufkun üzerindeyken gezegenleri gözlemlemek en kolayıdır (gökyüzünde alçaktayken bir gezegenin görüntüsü daha fazla atmosferik etkiye ve muhtemelen daha fazla ışık kirliliğine maruz kalacaktır).

Gezegenlerden Jüpiter ve Satürn gözlemlenmesi en kolay olanlardır. Satürn'ün halkaları, en küçük teleskoplar dışında herkes tarafından görülebilir (halkaların kenarda olduğu durumlar hariç). Jüpiter'in atmosferinde de bantları görmek mümkündür. Bir meydan okuma, Cassini'nin Bölümünü (küçük teleskoplarda görünmeyen, ancak orta veya büyük teleskoplarda görülen halkalardaki bir boşluk) görmektir. Her iki gezegenin de amatör teleskoplarda kolayca görülebilen uyduları vardır.

Mars'ı gözlemlemek zorlu bir iştir. Mars'a bir teleskopla bakmanın değerli olduğu tek zaman, muhalefete yakındır (yaklaşık iki yılda bir gerçekleşir). İyi koşullar altında, aydınlık ve karanlık alanları, kutup başlıklarını ve hatta bulutları bile görebilirsiniz. Bazı bulutların rengi sarıdır ve toz fırtınalarına dönüşebilir, büyük bir toz fırtınası çarptığında fırtına dinene kadar herhangi bir yüzey detayını gözlemlemek imkansız olabilir.

Renkli filtreler kullanırsanız Mars'ı gözlemlemek daha kolaydır. Yüzey detaylarını gözlemlemek isterseniz, koyu sarı, kırmızı ve/veya turuncu bir filtre yardımcı olur. Bulutları ve diğer atmosferik olayları (ancak sarı bulutları veya toz fırtınalarını değil) gözlemlemek istiyorsanız, mor ve mavi filtreler yararlıdır. Yeşil filtreler, kutup başlıklarını ve diğer beyaz alanları, sarı bulutları ve toz fırtınalarını gözlemlemek için faydalıdır. Jüpiter veya Satürn gözlemleri yaptıysanız, Jüpiter ve Satürn için kullandığınız göz merceklerinden biraz daha fazla büyütme sağlayan göz mercekleri isteyebilirsiniz.

Mars'ın iki uydusu vardır, Deimos ve Phobos, ancak amatör bir teleskopta görmek çok zordur. Mars uydularının gözlemleri yalnızca Mars muhalefetinin yakınında denenmelidir.

Venüs teleskop altında hiçbir yüzey detayı göstermez, ancak bir Venüs yılı boyunca faz değişimini görmek mümkündür.

Merkür zor bir teleskop nesnesidir. Güneşten asla uzak değildir, yani ufkun üzerinde olduğu tek zaman gün ışığıdır. Önceden plan yaparsanız, gezegeni gözlemlemenin en kolay zamanı olan en büyük uzama zamanına yakın bir zamanda Merkür'ü gözlemleyebilirsiniz. Merkür'ün kraterleri vardır, ancak bunları yer tabanlı teleskoplardan gözlemlemek kolay değildir.

Uranüs ve Neptün'ü gözlemlemek zor değil, sadece teleskopunuzu nereye doğrultacağınızı bilmeniz gerekiyor.

Plüton ve çeşitli Asteroitleri de gözlemlemek zor değildir, ancak yakındaki yıldızlardan ayırt etmek zordur. Bir cismin Plüton veya bir asteroit olduğundan ve bir yıldız olmadığından emin olmanın tek güvenilir yolu, onu her gece birkaç gece izlemektir, eğer hareket ederse o zaman bir yıldız değildir.

Güneş Dışı Gezegenler

Amatörler, olası güneş dışı gezegenlerle ilgili verileri doğrulamaya yardımcı olabilir, daha fazla bilgi için, Amatör Radyal Hız Çalışmaları sitesine bakın.

Meteorlar

Teleskop ile meteorları gözlemlemek mümkündür. Teleskop gözlemcileri ara sıra meteorlar görecek ve bu her an olabilir.

Meteorları aramak için özel bir hedefle bir teleskop kurabilirsiniz, ancak bu sıkıcı ve hayal kırıklığı yaratan bir süreç olabilir. Çıplak gözle görülemeyen sönük göktaşları görebilirsiniz, ancak görüş alanınız daha küçüktür. Çoğu durumda herhangi bir meteor görmek için uzun süre gözlem yapmanız gerekir. Her halükarda, çıplak gözle gözlemler daha kolaydır ve başarılı olma olasılığı daha yüksektir. Bir meteor yağmuru sırasında hem çıplak gözle hem de teleskopla gözlem yapmak daha kolaydır.

Kuyruklu yıldızlar

Parlak kuyruklu yıldızları çıplak gözle görmek kolaydır, ancak bir teleskop kuyruklu yıldız çekirdeğinin gözle görülemeyen ayrıntılarını gösterir. Dimmer kuyruklu yıldızlar sadece teleskopla görülebilir. Azimle, kimsenin görmediği bir kuyrukluyıldızı keşfetmek mümkündür, ancak çoğu insan bunun gerektirdiği kararlılık düzeyine sahip değildir.

Bir kuyruklu yıldızın büyüklüğünü belirlemek için, yakındaki yıldızların kuyruklu yıldız kadar büyük görünmesi için teleskopunuzu odaktan uzaklaştırabilirsiniz. Sonra kuyruklu yıldızla aynı parlaklığa sahip bir yıldız bulursunuz, yıldızın büyüklüğü kuyruklu yıldızın büyüklüğüdür.

Şu anda görünür olan kuyruklu yıldızların listesi için bkz. IAU: Astronomik Manşetler.

Değişken Yıldızlar

Yeterli zaman verildiğinde (birkaç milyar yıl diyelim) tüm yıldızlar değişir. Bazı yıldızlar için, amatör gökbilimciler tarafından bile, birkaç saatten birkaç aya kadar değişen sürelerde değişiklikler gözlemlenebilir. Amerikan Değişken Yıldız Gözlemcileri Birliği (AAVSO), bu değişiklikleri gözlemlemek isteyen amatör gökbilimcilere yardım etmeye adanmış bir organizasyondur. AAVSO'nun aşağıdakileri içeren birkaç gözlem programı vardır:

  • Görsel
  • Fotoelektrik Fotometri (PEP)
  • Şarj Bağlantılı Cihaz (CCD)
  • güneş lekesi
  • Ani İyonosfer Bozukluğu
  • Nova Arama
  • Süpernova Arama

16 yaşında veya daha büyük herhangi bir amatör astronom, bir gözlem programına katılabilir ve muhtemelen temel araştırmalara katkıda bulunabilir. Daha fazla bilgi için Amerikan Değişken Yıldız Gözlemcileri Birliği sitesine bakın.

Çift ve Çoklu Yıldız

Gökyüzünde birbirine yakın bulunan iki yıldıza çift yıldız denir. Çift yıldızlar, çoklu yıldızlarda olduğu gibi yaygındır (gökyüzündeki üç veya daha fazla yıldızın birbirine yakın olduğu yerlerde. Çift veya daha fazla yıldızı gözlemlerken, bileşenleri ayırt edebiliyorsanız, yıldızı "ayırdınız". bir çift (veya çoklu) yıldızı bölebilirsiniz:

  • Bir yıldız büyütüldüğünde, bir dizi halka ile çevrili bir disk göreceksiniz. Merkezi diske Havalı disk ve halkalara kırınım halkaları denir. Genel olarak, teleskopun açıklığı ne kadar büyük olursa, Havalı disk o kadar küçük ve kırınım halkaları o kadar küçük olur. Bir çift yıldızın bileşenlerini ayırt etmek için her yıldızın diğer yıldızın Havalı diskinden ve kırınım halkalarından uzak olması gerekir. Bu nedenle, açıklık ne kadar büyük olursa, çift yıldızları bölmek o kadar kolay olur.
  • İki yıldız birbirinden ne kadar uzak olursa, yıldızları ayırmak o kadar kolay olur.
  • Bazı durumlarda, düşük kaliteli ayna veya merceğe sahip bir teleskop daha küçük bir Airy diske sahip olacak ve daha iyi bir teleskopla bölünemeyen çift yıldızları ayırmanıza izin verecektir.
  • Genel olarak, iki bileşenin büyüklüğü yaklaşık olarak aynıysa, çift yıldızları bölmek daha kolaydır.
  • Yıldızların rengi, çift yıldızları ayırmanın ne kadar kolay olduğunu etkiler.
  • Atmosfer koşulları da bir faktör olabilir.

Çoklu yıldız sisteminde en parlak yıldıza birincil yıldız denir. Birincil yıldızdan sistemdeki diğer herhangi bir yıldıza olan yönü ölçerseniz, bu yöne konum açısı denir (konum açıları sıfır dereceden 359 dereceye kadar değişir).

Bir çift yıldızın iki üyesi birbirinin yörüngesinde dönüyorsa, sisteme ikili yıldız denir. Birbirlerinin yörüngesinde değillerse, sisteme optik çift denir. İkili yıldızları ve optik çift yıldızları ayırt etmek kolay değildir, ancak yapılabilir. İkili yıldızlar yıllar boyunca gözlemlendiğinde, konum açısı döngüsel bir düzende tekrar eden bir düzende değişecektir (sıfır dereceden 90 dereceye, 180'e, 270'e ve tekrar sıfıra). Ayrıca spektroskopik analiz, özellikle uzun yıllar boyunca tekrarlandığında, ikili bir yıldıza işaret eden hız değişimlerini gösterebilir.

Yıldız Kümeleri

Ana yıldız kümesi türleri şunlardır: açık kümeler, küresel kümeler, yıldız birlikleri ve yıldız akışları. NGC ve IC katalogları tüm açık kümeleri içermez, bu özellikle geniş bir alanı kaplayan açık kümeler için geçerlidir. Herhangi bir ilişkilendirme veya akış içermezler. Bir dizi katalog, açık kümeleri, dernekleri ve akışları kapsar. Örneğin, Collinder kataloğu birçok açık küme ve ilişkilendirmeyi listeler.

Bulutsular

Dört çeşit bulutsu vardır. Salma bulutsuları, gezegenimsi bulutsular, yansıma bulutsuları ve karanlık bulutsular.

Salma bulutsularını ve gezegenimsi bulutsuları gözlemlerken, genellikle bulutsu filtresi olarak bilinen bir cihazın kullanılmasına yardımcı olur (özellikle, hafif kirli gökyüzündeki soluk bulutsuları gözlemlerken). Doug Scobel makalesi. &ldquo100,00$'a 60 İnçlik bir Teleskop alın!&rdquo Aralık, 1995. Bulutsu filtrelerini tartışıyor.

NGC ve IC katalogları herhangi bir karanlık bulutsu içermez, en iyi karanlık bulutsu listesi &ldquoBarnard&rsquos Gökyüzündeki 349 Karanlık Nesne Kataloğu'dur.&rdquo Karanlık bulutsularla ilgileniyorsanız bu listeye ve birkaç diğer listeye başvurulmalıdır.

Artık bulutsu filtreleri daha yaygın olduğundan, gezegenimsi bulutsu arayan amatör gökbilimciler kendilerini NGC ve IC kataloglarıyla sınırlamamalıdır. Dahil edilecek iyi bir katalog, çoğu NGC veya IC kataloglarında yer almayan, büyüklük 13 ile 16 arasında olan nesneleri içeren Galaktik Gezegensel Bulutsular Kataloğu olan Perek ve Kohoutek'tir.

Galaksiler

Birçok galaksi amatör teleskoplarla görülebilir. Galaksinin büyüklüğü bir sorun olsa da, büyüklüğü ölçmek için farklı yöntemler vardır. Genel olarak bir gökadanın yüzey parlaklığı düşükse, gözlemlenmesi yüksek yüzey parlaklığına sahip bir gökadadan daha zor olacaktır. Genel olarak, kenardan gökadaları görmek, aynı büyüklükteki yüzleri gören gökadalardan daha kolaydır.

Radyo Astronomi

Bazı amatörler küçük radyo teleskopları inşa etti ve işletti. Bu radyo teleskopları bir arka bahçeye sığabilir ve evreni radyo dalgalarında gözlemlemek için kullanılabilir. Daha fazla bilgi için bkz. Radyo Astronomi Bağlantıları.

Araştırma Fırsatları

Amatör gökbilimciler araştırmaya katkıda bulunabilir. Profesyonel gökbilimciler bir dizi farklı araştırma projesinden herhangi birinde çalışabilirler, ancak çoğu durumda profesyonellerin büyük teleskoplarda sınırlı gözlem süresi nedeniyle toplayabilecekleri veri miktarı sınırlıdır. Bu nedenle amatörlerin astronomik araştırmalara katkıda bulunmaları için sayısız fırsat var. Aşağıdaki kaynaklara bakın:

  • Amatör Gökbilimciler Kiosk.
  • Amatör Radyal Hız Çalışmaları.
  • Amerikan Değişken Yıldız Gözlemciler Birliği (AAVSO).
  • Ay ve Gezegen Gözlemcileri Derneği.
  • Arka Bahçe Astrofizik Merkezi.
  • IAU: Küçük Gezegen Merkezi.
  • Uluslararası Amatör-Profesyonel Fotoelektrik Fotometri.
  • Uluslararası Meteor Örgütü.
  • Uluslararası Örtülme Zamanlaması Derneği.
  • Yakın Dünya Asteroid Takibi.
  • TASS: Amatör Gökyüzü Araştırması.

Teleskop Gözlem İpuçları

Teleskop donanımının yanı sıra nasıl ve neyin gözlemleneceği ile ilgili öneriler için Üniversite Lowbrow Astronomers'ın Yansımalarına (kulüp bülteni) bakın.

Kitabın

Yararlı bulabileceğiniz birkaç kitap var. Örneğin:

Levy, David H. 1991. Gökyüzü: Bir Kullanıcı Kılavuzu. Cambridge: Cambridge University Press.

Yıldız katalogları, yıldız haritaları ve benzerleri ile ilgili öneriler için, University Lowbrow Astronomers Intermediate Book List'e bakın.

Gözlemsel aksilikler

Araştırma yapmak için bir teleskop kullanırsanız, o geceki gözlemlerden herhangi bir sonuç almayı imkansız kılan bulanık fotoğraflar (veya başka sorunlar) ile karşılaşabilirsiniz. Bazı vakaların düzeltilmesi kolaydır, diğer vakalar ise olmayabilir.

Önerilen çözümlerle birlikte yaygın gözlemsel aksiliklerin bir galerisi var. Gözlemsel Aksilikler Web Sitesine bakın.


İçindekiler

Büyük Kırmızı Leke 1665'ten önce var olmuş olabilir, ancak şimdiki noktanın ilk kez sadece 1830'da görülmüş ve ancak 1879'da belirgin bir görünümden sonra iyi çalışılmış olması da olabilir. 17. yüzyılda görülen fırtına bugün var olan fırtınadan farklı olabilir. [4] Uzun bir boşluk, 1830'dan sonraki mevcut çalışma dönemini 17. yüzyıldaki keşfinden ayırır. Orijinal noktanın dağılıp dağılıp yeniden şekillenmediği, solup kaybolmadığı veya gözlem kaydının basitçe zayıf olup olmadığı bilinmiyor. [5]

Örneğin, Büyük Kırmızı Leke'nin ilk görüldüğü kişi, Mayıs 1664'te gezegende bir noktayı tanımlayan Robert Hooke'a atfedilir. Ancak, Hooke'un noktasının tamamen başka bir kuşakta olması muhtemeldir (Kuzey Ekvator Kuşağı, tam tersine Kuzey Ekvator Kuşağı). Güney Ekvator Kuşağı'ndaki mevcut Büyük Kırmızı Nokta'nın konumuna). Giovanni Cassini'nin ertesi yıl "kalıcı nokta" tanımlaması çok daha inandırıcı. [6] Görünürlükteki dalgalanmalarla birlikte, Cassini'nin noktası 1665'ten 1713'e kadar gözlemlendi, ancak 118 yıllık gözlemsel boşluk, iki noktanın özdeşliğini yetersiz kılıyor. Eski noktanın daha kısa gözlem geçmişi ve modern noktaya göre daha yavaş hareket etmesi, bunların aynı oldukları sonucuna varmayı zorlaştırıyor. [7]

Küçük bir gizem, Vatikan'da sergilenen Donato Creti tarafından 1711 tuvalinde tasvir edilen bir Jovian lekesiyle ilgilidir. [8] [9] Farklı (büyütülmüş) gök cisimlerinin çeşitli İtalyan sahneleri için fon görevi gördüğü ve doğruluk açısından astronom Eustachio Manfredi tarafından denetlendiği bir dizi panelin parçası olan Creti'nin resmi, Büyük Kırmızı'yı tasvir ettiği bilinen ilk resimdir. Kırmızı olarak nokta. 19. yüzyılın sonlarından önce hiçbir Jovian özelliği yazılı olarak kırmızı olarak tanımlanmamıştı. [9]

Büyük Kırmızı Nokta 5 Eylül 1831'den beri gözlemlenmektedir. 1879'a kadar 60'ın üzerinde gözlem kaydedilmiştir. [2] 1879 yılında ön plana çıktıktan sonra sürekli gözlem altında tutulmuştur.

21. yüzyılda, Büyük Kırmızı Nokta'nın küçüldüğü görüldü. 2004'ün başında, bir asır önce sahip olduğu boylamsal uzunluğun yaklaşık yarısına sahipti, 40.000 km'ye (25.000 mi) ulaştığında, Dünya çapının yaklaşık üç katıydı. Mevcut azalma hızında, 2040 yılına kadar döngüsel hale gelecektir. Spotun ne kadar süreceği veya değişimin normal dalgalanmaların bir sonucu olup olmadığı bilinmemektedir. [10] 2019'da, Büyük Kırmızı Leke, fırtınanın kopup dağılan parçalarıyla kenarında "dökülmeye" başladı. [11] Küçülen ve "dökülen" endişeyi körükledi [ kaynak belirtilmeli ] bazı gökbilimcilerden Büyük Kırmızı Leke'nin 20 yıl içinde dağılabileceğini söyledi. Bununla birlikte, diğer gökbilimciler, Büyük Kırmızı Nokta'nın görünen boyutunun, gerçek, altta yatan girdabın boyutunu değil, bulut kapsamını yansıttığına inanıyorlar ve ayrıca pullanma olaylarının, tamamlanmamış olanlar da dahil olmak üzere diğer siklonlar veya antisiklonlarla etkileşimlerle açıklanabileceğine inanıyorlar. Eğer durum buysa, daha küçük sistemlerin emilmesi, Büyük Kırmızı Nokta'nın dağılma tehlikesi altında olmadığı anlamına gelir. [12]

Mart 2000'de üç beyaz ovalin birleşmesinden oluşan Oval BA olarak adlandırılan daha küçük bir noktanın [13] rengi kırmızımsı oldu. Gökbilimciler buna Küçük Kırmızı Nokta veya Kırmızı, Jr. 5 Haziran 2006 itibariyle, Büyük Kırmızı Nokta ve Oval BA yakınsamaya yaklaşıyor gibi görünüyordu. [14] Fırtınalar yaklaşık iki yılda bir birbirini geçiyor ama 2002 ve 2004'ün geçişlerinin pek önemi yoktu. Goddard Uzay Uçuş Merkezi'nden Amy Simon-Miller, fırtınaların en yakın geçişlerinin 4 Temmuz 2006'da olacağını tahmin etti. O, fırtınaları incelemek için Nisan 2006'dan beri UC Berkeley'den Imke de Pater ve Phil Marcus ve profesyonel bir gökbilimciler ekibi ile çalıştı. 20 Temmuz 2006'da Hubble Uzay Teleskobu kullanılarak iki fırtınanın birbirine yakınlaşmadan İkizler Gözlemevi tarafından geçişi fotoğraflandı. [15] Mayıs 2008'de üçüncü bir fırtına kırmızıya döndü. [16]

Büyük Kırmızı Nokta, 2000 yılında Jüpiter'in kuzey kutbu yakınında gözlemlenen Büyük Karanlık Leke ile karıştırılmamalıdır. Cassini-Huygens uzay aracı. [17] Neptün'ün atmosferinde Büyük Karanlık Nokta olarak da adlandırılan bir özellik de vardır. İkinci özellik tarafından görüntülendi yolcu 2 1989'da bir fırtınadan ziyade atmosferik bir delik olmuş olabilir. Benzer bir nokta daha kuzeyde ortaya çıkmış olmasına rağmen, 1994 itibariyle artık mevcut değildi.

Keşif Düzenle

25 Şubat 1979'da [18] yolcu 1 uzay aracı Jüpiter'den 9.200.000 km (5.700.000 mi) uzaktaydı, Büyük Kırmızı Nokta'nın ilk ayrıntılı görüntüsünü iletti. 160 km (99 mil) kadar küçük bulut detayları görülebiliyordu. Kırmızı Nokta'nın solunda (batısında) görülen renkli, dalgalı bulut deseni, olağanüstü karmaşık ve değişken dalga hareketinin olduğu bir bölgedir.

Juno 2016 yılında Jüpiter'in etrafında bir kutup yörüngesine giren uzay aracı, 11 Temmuz 2017'de Jüpiter'e yakın yaklaşımı üzerine Büyük Kırmızı Nokta'nın üzerinden uçtu ve fırtınanın birkaç görüntüsünü yüzeyden yaklaşık 8.000 km (5.000 mil) yukarıdan aldı. . [19] [20] Süre boyunca Juno uzay aracı, Jüpiter'in atmosferinin, özellikle de Büyük Kırmızı Noktasının bileşimini ve evrimini incelemeye devam edecek. [19]


Doppler etkisi

Kaynak ve gözlemci arasında bağıl hareket olmadığında, bir spektral çizginin dalga boyu λ ile verilebilir. Kaynak ve gözlemcinin görüş hattı boyunca nispi hız ise v , spektral çizginin dalga boyundaki değişim (δλ) ile verilir.

nerede c ışık hızıdır. değerleri için v Ile kıyaslanabilir c , göreli bir ifade kullanılır:

v uzaklaşan bir nesne için pozitif ve yaklaşan bir nesne için negatif olarak alınır. Doppler kaymaları elektromanyetik spektrumun tüm bölgelerinde gözlemlenebilir.

Doppler etkisi ilk olarak 1842'de Avusturyalı fizikçi CJ Doppler tarafından önerildi. Gök cisimlerinin radyal hızlarını ölçmek için astronomide paha biçilmez olduğunu kanıtladı ve ayrıca spektroskopik ikililerin yörünge hareketlerini (ve bazı durumlarda kütlelerini) belirlemek için kullanılır ve cisimlerin dönme hareketleri. Ayrıca bkz. Doppler genişlemesi.


Gözlemciyi gözlemlemek

Gözlemci ile gözlenen arasındaki ilişki, kuantum mekaniğinde tartışmalı konulardan biridir. Diğer başlıklardaki ilgili tartışmalar ışığında, konuyla ilgili en etkili iki düşünürün bazı açıklamalarını özetlememe izin verin: John von Neumann ve Eugene Wigner.


Von Neumann, ünlü 1932 kitabının Bölüm V ve VI'sında ölçüm problemini tartışıyor. Bu iki bölüm, Wheeler ve Zurek'in yeniden basılan “Kuantum Teorisi ve Ölçümü” kitabının 549-647. sayfalarında, sayfa numaralarını aldığım (orijinal sayfa numaraları orada verilmemiştir) yeniden basılmıştır.

İşlem 1'i (ölçülen R operatörünün bir özdurumuna dik izdüşüm olarak ölçüm) ve işlem 2'yi (Schroedinger dinamiği) karşılaştırarak başlar. U'su yoğunluk matrisini belirtir ve projeksiyon operatörü P'ye karşılık gelen bir ölçümle ve Schroedinger dinamiği altında üniter bir dönüşümle P^*UP'a dönüştürülür.

İşlem 1'in tartışması, R'nin ayrık spektruma sahip olduğunu ve ölçümlerin R'nin tam özdeğerlerini (p.449) ürettiğini ve anlık olduğunu (s.554) varsaymaktadır, ''yani, değişikliğin çok kısa bir sürede gerçekleştirilmesi gerekir. U verilen 2. henüz farkedilmiyor''.

Uzun bir termodinamik aranın ardından, von Neumann s.622'de gözlemcinin algısını tanıtıyor: “bir zamanlar şunu söylemeliyiz: ve bu gözlemci tarafından algılanır. Yani dünyayı her zaman biri gözlemlenen sistem, diğeri gözlemci olmak üzere iki parçaya bölmemiz gerekir. [. ] İkisi arasındaki sınır büyük ölçüde keyfidir. [. ] deneyim yalnızca bu tür ifadeler yapar: bir gözlemci belirli (öznel) bir gözlem yapmıştır ve asla böyle bir şey yapmamıştır: fiziksel bir niceliğin belirli bir değeri vardır.''

Bu sınırın tam olarak nereye yerleştirildiği üzerine ölçüm sürecinin bağımsızlığının türetilmesini hazırlamak için, von Neumann, sistem+dedektör kombinasyonunun kuantum tanımını tartışır (dedektör benim "ölçüm aleti" için kısa kelimemdir), şu sonuca varır: sayfa 639'daki sonuç, sistem ve dedektörün dolanıklığını karakterize eder (ancak dolaşma sözcüğü Schroedinger tarafından yalnızca birkaç yıl sonra icat edildi).

s.641'de, gözlemcinin durumunun tamamen bilindiği varsayılır (yani, saf bir durum) ve s.645'te, ölçümden bir süre önce sistem+dedektör faktörlerinin yoğunluk matrisinin olduğu varsayımına girilir. Buna dayanarak, sınır bağımsızlığının ispatı s.647'de tamamlanmıştır.

Sonuç olarak, von Neumann'ın analizi, beş şüpheli varsayıma dayanmaktadır:

1. Gerçek bir süreç olarak süreç 1'in varlığı.
Ama Doğa neden ölçüme diğer her şeyden farklı tepki versin? İlk ölçüm yapılmadan veya ilk canlı bir şeye bakmadan önce durum vektörü indirgemesi yok muydu?

2. Ölçüm sonuçlarının, ölçülen operatörün tam özdeğerleri olduğu varsayımı.
Bu, basit bir rasyonel spektruma sahip olan spin veya helisite ölçümü için uygundur, ancak spektrumun (ayrık olsa da) tam olarak ölçülebilir olduğu iddia edilemeyen irrasyonel sayılardan oluşabileceği çoğu gerçek ölçüm için uygun değildir.

3. Ölçümlerin anlık olduğu varsayımı.
Anlık varsayımın sorgulanabilirliği bizzat von Neumann tarafından tartışılmıştır ve yalnızca bir ışık kuantumunun yayılmasıyla sonuçlanan ölçümler durumunda zararsız bulunmuştur (s.557).

4. Gözlemcinin durumunun saf olduğu varsayımı.
Von Neumann, s.639'da, çoğu durumda, daha büyük bir sistemin iki ayrık alt sisteminin durumlarının saf olmadığını, ancak bunun esasen onun varsayımıyla çeliştiğini görmez.

5. Ölçümden önce sistem+dedektör faktörlerinin yoğunluk matrisi olduğu varsayımı.
Sistem+gözlemci dinamiklerini temsil eden çok parçacıklı (veya alan) Hamiltonyen'in, ayrılabilir durumları decoherence yoluyla çok hızlı bir şekilde yok ettiği gerçeği göz önüne alındığında, bu, yalnızca gözlemci durumunun, ayrıntıların ortalamasının alındığı bir termal karışım olduğu varsayılırsa mantıklıdır. üzerinde, varsayıma karşı 4.
Ek olarak, sistem ve dedektör genellikle aynı tür ayırt edilemez parçacıklardan oluştuğundan, ayrılabilirlik varsayımı, ayırt edilemez parçacıklardan oluşan tüm kuantum sistemleri için gerekli olduğu bilinen (anti) simetri ile doğrudan çelişir.


Wigner, yukarıda anılan cildin 168-181. sayfalarında yeniden basılan “Bilim Adamı Tahminleri” başlıklı bir kitaba yaptığı katkıyla, von Neumann'ın beynin kuantum mekaniğine olası katılımı hakkındaki temkinli sözlerini eksiksiz bir hale getiriyor. - şişirilmiş ezoterik yorum, ile tamamlandı
-- bir dalga fonksiyonunu gerçekleştirmede aktör olarak bilinç kavramı çöker ("Cansız gözlem araçlarının ve bilinçli gözlemcilerin rollerindeki farklılığa ilişkin önceki argüman - dolayısıyla bilincin rol oynadığı fiziksel yasaların ihlali için - ortodoks kuantum mekaniğinin ilkelerini tüm sonuçlarıyla kabul ettiği sürece tamamen inandırıcıdır.'', s.178) ve
-- durum vektörünün öznel bir yorumu (sanki kuantum mekaniğinin söyleyecek nesnel bir şeyi yokmuş gibi): ''Dalga fonksiyonu, etkileşim sırasında farklı izlenimleri alma olasılıkları ile ilgili kalan geçmiş izlenimlerin o bölümünün uygun bir özetidir. sistemle daha sonraki zamanlarda.'' (s.171)

Objektifliğe sözde bir bağlılık gösterir ("Dalga fonksiyonunun verdiği bilgi iletilebilirdir", s.171) - nedenini açıklamadan, sadece öznel izlenimlere dayandığında. Gerçek şeyin karikatüründe, dalga fonksiyonu sistemin ve gözlemcinin ayrılabilir bir durumuna dönüşür. ''Cevabı bana yaptığı [parlamayı gör] izlenimini verdiğinde, arkadaş+nesnenin birleşik dalga fonksiyonu dönüşecektir. hatta ayrılabilir dalga fonksiyonlarına sahip oldukları bir tanesi''.

Bilim adamı, makale koleksiyonunun başlığına sadık kalarak spekülasyon yapıyor - başka bir şey değil.


Daha ciddi bir makalede (yukarıdaki yeniden basım cildinin s. 260-314'ünde yeniden basılmıştır), Wigner, von Neumann'ın analizini (okunması çok daha kolay terimlerle) özetler, tüm varsayımlarını tekrar eder, ancak sınırlarını biraz daha ayrıntılı olarak tartışır.
-- Öte yandan, (35) ölçümün oldukça idealize edilmiş bir tanımı olduğunu kabul etmek gerekir. [. ] Ölçümün sonlu süreli olması gerçeği daha ciddi bir sorunu ortaya çıkarmaktadır. [. ] Ölçüm hangi zamanda hangi konuma atıfta bulunuyor? Bu konu net değil ve nadiren tartışılıyor.'' (s.284)
-- ''çoğu operatör olmasa da çoğu için, bu ifade - veya bu denkleme yol açabilecek başka herhangi bir ifade - kuantum teorisinin bazı temel ilkeleriyle çelişir. O halde ölçülebilirliğin sınırlamaları nelerdir? Sadece tüm katkı korunan miktarları ile gidip gelen miktarlar kesin olarak ölçülebilir'' (s.298)

Bu, Hamiltonian'ın toplamsal olarak korunduğu ve geleneksel olarak ölçülen değişkenlerin neredeyse hiçbiriyle çoğu sistem için değiştiği için çok az şey bırakır. Ayrıca, Hamiltoniyen irrasyonel özdeğerlere sahipse (bir ihtimalde olduğu gibi), bunlar da tam olarak ölçülemez.


Güneşin gözlenen rengi gözlemcinin konumuna göre değişiyor mu? - Astronomi

Benzeri Olmayan Etkileşimler

McGraw-Hill, size benzersiz bir dizi olağanüstü İnteraktif sunmaktan gurur duyar. Bu Etkileşimler bir taze ve dinamik astronomi temellerini öğretme yöntemi. Her İnteraktif, öğrencilerin parametreleri manipüle etmelerine ve bu manipülasyonların etkisini izleyerek Kara Cisim Radyasyonu, Bohr Modeli, Retrograd Hareket ve H-R Diyagramı gibi konuları daha iyi anlamalarına olanak tanır.

Her İnteraktif bir Analiz Aracı (etkileşimli model), bir öğretici işlevini anlatan, içerik ana temalarını açıklayan, ilgili Egzersizler, ve Çözümler egzersizlere. Ayrıca, sadece fare tıklamasıyla bu Alıştırmalar ve Analiz Araçları arasında geçiş yapabileceksiniz.

Etkileşimleri çalıştırmak için Microsoft Internet Explorer 5.5 veya üstü veya Netscape 6'ya ihtiyacınız olacak. Windows tabanlı bir İşletim Sistemi kullanıyorsanız, http://www.microsoft.com/ adresinden ücretsiz olarak indirilebilen Internet Explorer 6.0'ı kullanmayı deneyin. windows/ie/default.asp. Netscape kullanıyorsanız, 6.2.1'in ücretsiz sürümünü indirmek için http://www.netscape.com/computing/download/ adresine gidin.

İkili Yıldız Etkileşimli (102.0K)
Neden ikili yıldızlar &ndash özellikle ikili yıldızları örten &ndash astronomlar için bu kadar faydalıdır? Bunun bir nedeni, ışık eğrilerinin yıldızların kütleleri ve boyutları hakkında bilgilerle dolu olmasıdır. Bu Etkileşim, özel olarak ikili bir yıldız oluşturmanıza ve ardından ışık eğrisini gözlemlemenize olanak tanır. Yıldızlar kütle bakımından benzer olduğunda ve kütle bakımından çok farklı olduklarında ne göreceksiniz? Aralarındaki mesafe nasıl devreye giriyor? Kütle ve parlaklık nasıl ilişkilidir? Binary Stars Interactive ile kontrol edin.

Karanlık Madde Etkileşimli (150.0K)
Samanyolu'nun teleskop resimlerine bakın ve muazzam bir kütleyi temsil eden sayısız yıldız göreceksiniz. Ama orada görebileceğiniz çok daha fazla kütle var! Bu İnteraktif, astronomların bunu nasıl bildiğini anlamanıza yardımcı olacaktır. Karanlık madde içermeyen bir galaksi kurun ve yörüngedeki yıldızların hızlarına bakın. Ardından, her adımdan sonra yıldız hızlarını grafikte çizerek karanlık maddeyi adım adım artırın. Hızlara ne olur? Neden? Bu İnteraktif bunu anlamanıza yardımcı olacaktır.

Doppler Kaydırma Etkileşimli (70.0K)
Gökbilimciler, galaksilerin ve diğer uzak nesnelerin hareketini ve hızını belirlemek için Doppler Etkisini kullanır. Bu İnteraktif size Doppler Etkisinin ne olduğunu gösterir: kaynak veya gözlemci (veya her ikisi) birbirine göre hareket ettikçe ışık veya ses dalgalarının frekansı ve dalga boyu nasıl değişir. Observer, Source veya Both yaklaşımını yapmak için butonlara tıklayın ve grafikteki dalgaları gözlemleyin. Veya hızını değiştirmek için uzay gemisine tıklayıp sürükleyerek meseleleri kendi elinize alın.

Eclipse Etkileşimli (110.0K)
Ay ve güneş tutulmaları arasındaki fark nedir? Her bir tutulma türüne ne sebep olur? Tutulmaları neden daha sık görüyoruz? Ay ve Güneş'in açısal çapları bu kadar yakın olmasaydı nasıl görünürlerdi? Bu İnteraktif ile tutulmaların sırlarını açığa çıkarın.

Kaçış Hızı Etkileşimli (163.0K)
Göreviniz: Bir roketin gezegeninin yerçekiminden kaçması için ne kadar hızlı ateşleneceğini belirlemek. Aracınız: görüntülenen kaçış hızı hesaplaması (Newton fiziğine dayalı). Seçenekleriniz: Güneş Sistemimizdeki dört gezegenden birini seçin veya seçtiğiniz yarıçap ve kütleye sahip yeni bir tane oluşturun. Ardından bir başlangıç ​​hızı ayarlayın ve YANGIN! Roketi yatay mı yoksa dikey mi tuttuğunuz önemli mi? Roketin izlediği yol farklı hızlarda nasıl görünecek? Bu İnteraktif ile öğrenin.

Ekstra Güneş Gezegenleri Etkileşimli (135.0K)
Bir yıldızın &ldquowiggle&rdquo'unun astronomlara diğer yıldız sistemlerindeki dünyalar hakkında bilgi vermesi mümkün mü? Evet, öyle ve bu İnteraktif size nasıl olduğunu gösterecek. Gezegenler bir yıldızın yörüngesindeyken, yıldızın hareketini etkilerler ve bu hareketi gözlemleyerek, gökbilimciler gezegenin varlığını, kütlesini ve mesafesini çıkarabilirler. Birden fazla gezegen olduğu için işler daha da karmaşıklaşıyor. Dünya'nın Güneş'in hareketi üzerindeki etkisini gözlemleyin ve diğer yıldızların etrafındaki Dünya tipi gezegenlerin neden tespit edilmesinin zor olduğunu anlayacaksınız. Bunu bir &ldquoSıcak Jüpiter&rdquo ile karşılaştırın ve ne kadar kolay görülebileceğini görün. Ardından, çok daha karmaşık etkileşimlerinin grafiğe nasıl yansıdığını görmek için çoklu gezegen sistemini gözlemleyin.

Yerçekimi Mercekleme Etkileşimli (115,0K)
Einstein, yerçekiminin ışığı bükebileceğini öngördü ve kısa bir süre sonra, güneş tutulması yakınındaki yıldız konumlarının gözlemleri onu haklı çıkardı. Buna yerçekimi merceklenmesi denir. Bu İnteraktif'te farklı efektler oluşturan koşullar ve değişkenler ile denemeler yapabilirsiniz. &ldquolens&rdquo'un kütlesi ve konumu ve mesafesi, bir nesnenin görüntüsünün şeklini, boyutunu ve konumunu nasıl değiştirir? Kendiniz görün ve büyük teorisyenin onuruna verilen &ldquoEinstein Ring&rdquo dahil olmak üzere gerçek görüntüler olan ön ayarları kontrol ettiğinizden emin olun.

Yerçekimi Varyasyonları Etkileşimli (663.0K)
Bu İnteraktif, eğitici bir deneyim olduğu kadar bir oyundur: Buna Isaac Newton Evrensel Yerçekimi Mücadelesi diyebilirsiniz. Kendinizi Güneş'e, Ay'a veya herhangi bir gezegene yerleştirin ve yörüngesi onu bir hedefe indirecek kadar hassas bir şekilde bir top mermisi ateşleyin. Üzerinde durduğunuz (veya katı yüzeyi olmayan dünyalar için havada asılı kaldığınız) dünyanın boyutuna ve kütlesine bağlı olan yerçekimi kuvvetini dengelemeye çalışıyorsunuz. Şimdi dünyanızı seçin, gücü hissedin ve ateş edin!

Keplers İkinci Kanun Etkileşimli (220.0K)
Johannes Kepler, gezegenlerin neden böyle davrandıklarını bilmiyordu, ama keskin bir gözlemciydi. İkinci yasası haline gelen şeyde, gezegenlerin, yörüngeleri açıkça eliptik olsa bile, yörüngelerinin eşit zaman artışlarıyla eşit alanları süpürecek şekilde hareket ettiğini kaydetti. Kepler'in gözlemini kendiniz doğrulamak için bu İnteraktif'i kullanın. Gezegenlerden birinin veya bir kuyruklu yıldızın yörüngesinde uygun eksantriklikle hareket etmesini izleyin veya eksantriklik kaydırıcısını hareket ettirerek garip yeni bir yörünge oluşturun. Zaman aralığını kısa veya uzun yapın. Grafik, her zaman aralığında taranan alanın her zaman bir öncekininkine eşit olduğuna dair hiçbir şüphe bırakmayacaktır.

Keplers Üçüncü Kanun Etkileşimli (200.0K)
Kepler Yasasını keşfedin ve bir gezegenin yörüngesinin yarıçapı ile yıldızının yörüngesini tamamlamak için geçen süre arasındaki ilişkiyi kendinize kanıtlayın. Güneş'in etrafında dönen tanıdık gezegenlerle deneyin. Dünya veya Jüpiter gibi veya asteroit Ida ile. Veya farklı bir kütleye sahip bir yıldız yaratın ve bunun sonuçları nasıl değiştirdiğini görün. Ardından, farklı yarıçaplarda ve yörüngelerinde çeşitli eksantriklikler bulunan yeni gezegenlerin yörüngelerini kontrol edin. Bu İnteraktif size yörüngedeki gezegenleri, periyotlarını gösterir ve ardından yarıçap ve periyodun nasıl bağlantılı olduğunu tespit etmeyi kolaylaştırmak için bir grafik görüntüler.

Ay Evreleri Etkileşimli (124.0K)
Herkes Ay'ın görünüşünün günden güne değiştiğinin farkındadır. Bu İnteraktif size nedenini gösterecek ve Ay'ın evrelerinin gökyüzünde her bir evrenin nerede ve ne zaman göründüğüyle nasıl bağlantılı olduğunu anlamanıza olanak sağlayacaktır. Gün batımı ise ve Ay tam tepemizdeyse, hangi evre olmalıdır? Dolunayı gündüz görmek mümkün mü? &ldquoağdayan bir gibbous&rdquo Ay tam olarak neye benziyor? Bu İnteraktif ile oynamak, Ay, Dünya ve Güneş arasındaki etkileşimin gördüklerimizi nasıl yarattığına dair gerçek bir anlayış sağlayacaktır.

Nötron Yıldızları Etkileşimli (125.0K)
Nabız başına birkaç saniyeye kadar değişen zaman ölçeklerinde şaşırtıcı bir düzenlilikle titreşirler. İlk keşifleri, dünya dışı varlıklardan gelen mesajlar hakkında kısa ömürlü varsayımlar getirdi. Onlar nötron yıldızlarıdır, büyük kütleli, ölü yıldızların kalıntılarıdır. Ancak gökbilimciler artık hepsinin göz kırptığına inansa da, her nötron yıldızının yanıp söndüğü gözlemlenmez. Neden? Bu İnteraktif, yıldızın manyetik ve dönüş eksenlerini kendi kendinize öğrenmek için manipüle etmenize izin verir.

Yörünge Hızı Etkileşimli (107.0K)
Dünya'nın Güneş'ten uzaklığında dönen tüm cisimler aynı hızda mı hareket ediyor? Güneş az ya da çok kütleli olsaydı, Dünya'nın yörünge hızı nasıl farklı olurdu? Dünya'nın hızı Mars'tan daha mı büyük yoksa daha mı küçük? Bu İnteraktif bu soruları yanıtlayacak ve herhangi bir dünyanın yörünge hızının yalnızca iki şeye bağlı olduğunu açıklığa kavuşturacak: yıldızından uzaklığı ve o yıldızın kütlesi.

Gezegen Varyasyonları Etkileşimli (83.0K)
Bu İnteraktif, Dünya'nın neden oksijenle yaşamı sürdüren bir atmosferi koruyabildiğini, ancak Mars'ın yapamayacağını açıklamaya yardımcı oluyor. Escape Velocity Interactive için geçerli olan ilkelerin bazıları, gezegenin kütlesinin etkisi gibi burada da geçerlidir. Ancak, yüzey sıcaklığı ve moleküllerin ağırlığı da devreye girdiğinden, atmosferlerde daha fazlası var. Anahtar değişkenlerin bazı kombinasyonlarını deneyin ve atmosferlerin gelişimini izleyin. Neler olduğunu anlamak için birden fazla denemeyi grafik üzerinde çizebilirsiniz.

Sezonlar Etkileşimli (128.0K)
Bu İnteraktif'i kullandıktan sonra, mevsimlerimizin Dünya'nın ekseninin Güneş'in yörüngesine göre eğiminden geldiğini kavramak kolaydır. Gezegen Güneş'in etrafında dönerken mevsimlerin akışını, Dünya'nın belirli bir yerinde Güneş ışınlarının açısını, o konumdaki sıcaklığın nasıl değiştiğini ve Güneş'in yolunun mevsime göre gökyüzünde nasıl değiştiğini gösterir. Mevsimlerinin benzersiz eğimlerini nasıl yansıttığını görmek için 3 gezegen arasından seçim yapın veya eğimi özelleştirin. Dünya'nın eğimi olmasaydı &ldquowinter&rdquo nasıl olurdu? Bu İnteraktif size gösterecektir.

Yıldız Paralaks Etkileşimli (126.0K)
Erken gökbilimciler, Dünya gerçekten Güneş'in yörüngesinde dönüyorsa, yıldız paralaksını veya Dünya Güneş'in yörüngesinde dönerken değişen bakış noktamız tarafından yaratılan yıldızların görünür hareketlerini gözlemleyebiliriz. Bu akıl yürütmedeki kusur, yıldızların çok uzakta olması ve bu hareketlerin gözlemlenemez olmasıydı. Artık günümüz teknolojisi ile astronomlar bu hareketleri ölçüyor ve siz de bu İnteraktif ile gözlemleyebilirsiniz. Bazı basit trigonometri, yıldız paralaksının temelidir. Burada deneyin ve farklı büyüklükteki Dünya yörüngelerinin, yıldıza olan uzaklığın ve teleskopun kalitesinin gözlemlerinizi nasıl etkilediğini görün.

Yıldız Spektroskopisi Etkileşimli (132.0K)
Astronomi, göklerden bize ulaşan ışığın çalışması olarak tanımlanabilir. Nasıl okuyacağınızı biliyorsanız, bu ışık geniş bilgi depoları taşır. Yıldızların spektrumları, diğer şeylerin yanı sıra, sıcaklıkları ve atmosferik bileşimleri hakkında açık ve net ipuçları verir. Bu İnteraktif size nasıl çalıştığını gösterir: farklı sıcaklıklardaki yıldızların benzersiz kara cisim tayflarına sahip olduğunu ve bu tayflardaki soğurma çizgilerinin yıldızın atmosferik unsurlarını ifşa ettiğini. Bir yıldızın sıcaklığını seçin, atmosfer için bazı elementleri seçin ve doğru tayf belirecektir.

Kara Cisim Radyasyon Etkileşimli (71.0K)
Blackbody Radiation Interactive'de öğrenciler, sağ üst köşedeki kaydırma çubuğunu değiştirebilir ve sıcaklığın havayı nasıl etkilediğini görebilir. boyut ve parlaklık yıldızların. İnteraktif'in alt kısmındaki kaydırma çubuğunda, kullanıcılar yıldızların sıcaklığının yıldızları nasıl etkilediğini görebilirler. dalga boyu.

Bohr Atomu (51.0K)
Bohr Atom Interactive, emisyon ve absorpsiyon spektrumları kavramını ve ayrıca Kirchoff Kanunlarını öğrencilere okutarak gösterir. "Bir Atom inşa et." Öğrenciler, farklı ışık renklerine karşılık gelen enerji seviyelerine sahip bir atom oluşturabilirler. Bu atomlardan oluşan bir gazı ısıtarak veya içlerine sürekli bir ışık vererek öğrenciler farklı spektrumlar oluşturacaklar.

Retrograd Hareket (91.0K)
Bu İnteraktif, farklı gezegensel yörünge hızlarının gece gökyüzünde nasıl "döngü"ye veya geriye dönük harekete yol açtığını gösterir. İnteraktif, görüntüyü art arda Dünya'dan ve aynı zamanda bir uzaydan gösterecektir. &ldquokuş gözü&rdquo perspektif boşlukta. Kullanıcılar gezegen yörüngelerinin boyutunu manipüle etmek, ayrıca, Mars'tan Dünya'nın geri giden hareketinin nasıl göründüğü gibi, geriye dönük hareketi farklı perspektiflerden görüntüleyebilirsiniz.

Güneş Sistemi Oluşturucu (144.0K)
Bu İnteraktif, öğrencilerin kendi güneş sistemini inşa etmek farklı kütlelere sahip gezegenleri farklı konumlara yerleştirerek ve bu sistemlerin gelişimini izleyerek. Bir Güneş ve Dünya sisteminden, güneş sistemimizden Satürn'e kadar veya rastgele seçilmiş 2.000 sistem arasından seçim yapın. Sıcak Jüpiter'in Merkür büyüklüğünde bir gezegenle nasıl etkileşime girdiğini veya Satürn'ün Mars büyüklüğünde bir gezegenle nasıl etkileşime girdiğini izleyin. Ne olacak? Interactive'e göz atın ve kendiniz görün.

Kozmoloji (82.0K)
Cosmology Interactive, Evrenin evrimi için denklemlerle oynamanıza izin verir. Hubble Sabiti ve yoğunluk parametresi Omega gibi belirli parametreler altında evrenin nasıl gelişebileceğini göreceksiniz. Sağ üstteki bir pencere görüntüleyicide, tek tip bir galaksi dağılımının genişlemesi veya çökmesi açısından Evrenin evriminin bir temsilini göreceksiniz. Omega > 1 Universes'de galaksilerin renginin birbirlerinden uzağa doğru genişlediklerinde (kırmızıya kayma) maviden maviye (maviye kayma) nasıl değiştiğine dikkat edin.

H-R Diyagramı (279.0K)
Bir yıldızın özelliklerini (parlaklık ve sıcaklık) manipüle edin ve yıldızın nükleer yanma zaman ölçeği tarafından belirlenen bir oranda evrimsel yolu boyunca nasıl geliştiğini görün. Yıldız geliştikçe rengi ve boyutu değişecektir.

"Bunu sevdim. Bir süredir benzer bir şey arıyordum ama internette bu kadar iyi bir şey bulamadım." -- Larry Oturumları, Denver Metropolitan Eyalet Koleji

"Bu, Kara Cisim Radyasyonuna çok faydalı bir giriş. (İnteraktif)'i çok sevdim." - Parviz Ansari, Seton Hall Üniv.

"Öğrencilerin emisyon ve soğurma çizgileri konularını anlamalarına yardımcı olmak için bu uygulamayı kesinlikle astronomiye giriş sınıfına dahil ederim." - Anna Jangren, Wesleyan Üniv..

McGraw-Hill teşekkür etmek istiyor Adam Frank, profesör Rochester Üniversitesi, Rochester, NY ve Truth -N- Beauty Başkanı ve ayrıca Truth-N-Beauty'nin diğer çalışanları, özellikle Ted Pawlicki ve Carol Latta. McGraw-Hill ayrıca bu Interactives'in yorumcularına da teşekkür etmek istiyor:


Kuantum Teorisi Gösterildi: Gözlem Gerçeği Etkiler

REHOVOT, İsrail, 26 Şubat 1998 -- Uzun zamandır filozofları ve fizikçileri büyüleyen kuantum teorisinin en tuhaf öncüllerinden biri, gözlemcinin gözlemleme eylemiyle gözlemlenen gerçekliği etkilediğini belirtir.

Nature dergisinin 26 Şubat sayısında (Cilt 391, s. 871-874) bildirilen bir çalışmada, Weizmann Bilim Enstitüsü'ndeki araştırmacılar, bir elektron demetinin varlık eyleminden nasıl etkilendiğini gösteren son derece kontrollü bir deney gerçekleştirdiler. gözlemlendi. Deney, "izleme" miktarı ne kadar büyük olursa, gözlemcinin gerçekte olan şey üzerindeki etkisinin o kadar büyük olduğunu ortaya çıkardı.

Prof. Mordehai Heiblum başkanlığındaki araştırma ekibi, Ph.D. öğrenci Eyal Buks, Dr. Ralph Schuster, Dr. Diana Mahalu ve Dr. Vladimir Umansky. Yoğun Madde Fiziği Bölümü üyeleri olan bilim adamları, Enstitü'nün Joseph H. ve Belle R. Braun Mikron Altı Araştırma Merkezi'nde çalışıyorlar.

Bir kuantum "gözlemcisi" Kuantum mekaniği izlediğinde, parçacıkların dalgalar gibi davranabileceğini belirtir. Bu, mikron altı seviyedeki elektronlar için, yani bir mikrondan daha küçük veya bir milimetrenin binde biri kadar olan mesafelerde doğru olabilir. Dalgalar gibi davrandıklarında, aynı anda bir bariyerdeki birkaç açıklıktan geçebilirler ve daha sonra bariyerin diğer tarafında tekrar buluşabilirler. Bu "toplantı" girişim olarak bilinir.

Kulağa tuhaf gelse de, parazit yalnızca kimse izlemediğinde ortaya çıkabilir. Bir gözlemci açıklıklardan geçen parçacıkları izlemeye başladığında, resim çarpıcı biçimde değişir: eğer bir parçacık bir açıklıktan geçerken görülebiliyorsa, o zaman diğerinden geçmediği açıktır. Başka bir deyişle, gözlem altındayken elektronlar, dalgalar gibi değil parçacıklar gibi davranmaya "zorlanır". Bu nedenle, yalnızca gözlem eylemi deneysel bulguları etkiler.

Bunu göstermek için Weizmann Enstitüsü araştırmacıları, iki açıklığı olan bir bariyeri olan, boyutu bir mikrondan daha küçük olan küçük bir cihaz yaptılar. Daha sonra bariyere doğru bir elektron akımı gönderdiler. Bu deneydeki "gözlemci" insan değildi. Enstitü bilim adamları, bu amaç için, geçen elektronları tespit edebilen küçük ama karmaşık bir elektronik dedektör kullandılar. Kuantum "gözlemcinin" elektronları algılama kapasitesi, elektriksel iletkenliği veya içinden geçen akımın gücü değiştirilerek değiştirilebilir.

Elektronları "gözlemlemek" veya tespit etmek dışında, dedektörün akım üzerinde hiçbir etkisi yoktu. Yine de bilim adamları, açıklıklardan birinin yakınında dedektör-"gözlemci"nin varlığının, bariyerin açıklıklarından geçen elektron dalgalarının girişim modelinde değişikliklere neden olduğunu buldular. Aslında, bu etki gözlemin "miktarına" bağlıydı: "gözlemcinin" elektronları algılama kapasitesi arttığında, başka bir deyişle, gözlem seviyesi yükseldiğinde, buna karşılık girişim zayıflıyordu, tespit elektronları azaldı, başka bir deyişle, gözlem gevşediğinde girişim arttı.

Böylece bilim adamları, kuantum gözlemcisinin özelliklerini kontrol ederek elektronların davranışı üzerindeki etkisinin boyutunu kontrol etmeyi başardılar. Bu fenomenin teorik temeli, birkaç yıl önce, Tel Aviv Üniversitesi'nden Prof. Yakir Aharonov ile birlikte Weizmann Bilim Enstitüsü'nden Dr. Adi Stern ve Prof. Yoseph Imry de dahil olmak üzere bir dizi fizikçi tarafından geliştirildi. Yeni deneysel çalışma, Weizmann Enstitüsü'nden Prof. Shmuel Gurvitz ile yapılan görüşmelerin ardından başlatıldı ve sonuçları şimdiden dünya çapındaki teorik fizikçilerin ilgisini çekti ve diğerlerinin yanı sıra Weizmann Enstitüsü'nden Prof. Yehoshua Levinson tarafından inceleniyor.

Deneyin gözlemin paraziti öldürme eğiliminde olduğu bulgusu, bilgi aktarımının gizliliğini sağlamak için yarının teknolojisinde kullanılabilir. Bu, bilgi, deşifre etmek için birden fazla elektron yolunun girişimine ihtiyaç duyulacak şekilde kodlanırsa gerçekleştirilebilir. Prof. Heiblum, "İstenmeyen bir gözlemci olan bir dinleyicinin varlığı, müdahaleyi öldürür" diyor. "Bu, alıcının mesajın ele geçirildiğini bilmesini sağlar."

Daha geniş bir ölçekte, Weizmann Enstitüsü deneyi, bilim camiasının gelecek yüzyılda gerçek olabilecek kuantum elektronik makineleri geliştirme çabalarına önemli bir katkıdır. Bu radikal olarak yeni elektronik ekipman türü, elektronların hem parçacık hem de dalga doğasını aynı anda kullanabilir ve bu ekipmanın geliştirilmesi için bu iki özellik arasındaki etkileşimin daha iyi anlaşılması gerekir. Bu tür bir geleceğin teknolojisi, örneğin, kapasitesi günümüzün en gelişmiş makinelerinden çok daha fazla olacak yeni bilgisayarların geliştirilmesine giden yolu açabilir.

Bu araştırma kısmen Minerva Vakfı, Münih, Almanya tarafından finanse edildi. Prof. Imry, Max Planck Kuantum Fiziği Kürsüsü'ne sahiptir ve Albert Einstein Minerva Teorik Fizik Merkezi'ne başkanlık etmektedir.

İsrail, Rehovot'ta bulunan Weizmann Bilim Enstitüsü, dünyanın önde gelen bilimsel araştırma ve lisansüstü eğitim merkezlerinden biridir. 2.400 bilim insanı, öğrencisi, teknisyeni ve mühendisi, bilgi arayışında ve insanlık durumunu iyileştirmede temel araştırmaları sürdürüyor. Hastalık ve açlıkla mücadele, çevreyi koruma ve alternatif enerji kaynaklarından yararlanmanın yeni yolları yüksek önceliklerdir.

Hikaye Kaynağı:

tarafından sağlanan malzemeler Weizmann Bilim Enstitüsü. Not: İçerik, stil ve uzunluk için düzenlenebilir.


S: Renkler var mı?

Fizikçi: Renkler, sanat ve sevginin var olduğu şekilde var olurlar. Algılanabilirler ve onlar hakkında konuşursanız diğer insanlar genellikle sizi anlayacaktır, ancak gerçekte "dünya dışı" bir şekilde var olmazlar. “yeşil”, “sanat” ve “aşk” gibi şeyleri daha gerçek yapan nesnel tanımlar yapsanız da, tanımlar oldukça geçicidir. Sırasıyla: “yeşil” 520 ile 570 nm arasında dalga boyuna sahip ışık, “art” siyah kadife üzerine Elvis portreleri ve “aşk” sabahları napalm kokusu.

Ancak bu tür tanımlar sadece karşılık aslında aksine, bu şeylerin deneyimine olmak Bu şeyler. Kesinlikle dünyadaki çoğu insanın “red” (rojo, rubrum, rauður, 紅色, أحمر, ruĝa, …) olduğu konusunda hemfikir olacağı bir dizi ışık dalga boyu vardır. Ancak bu, ışığın kendisinin dır-dir kırmızı, sadece İnsan gözleriyle donatılmış bir İnsan beyninin etiket kırmızı olarak.

Yeşil (sağda) için nesnel bir tanım oluşturabilirsiniz, ancak “yeşil” (solda) ile gerçekten kastettiğiniz bu değil.

Renk büyüleyicidir, çünkü aşkın aksine, öznelliği kolayca incelenebilir. Hiç çekinmeden söyleyebiliriz ki, renk körü bir kişi renkleri gören bir kişiden farklı görür.

Farklı insanlar ve hayvanlar renkleri çok farklı görürler. Sağ taraf aşağı yukarı diğer memelilerin yanı sıra kırmızı/yeşil renk körü insanların dünyayı görme şeklidir.

Bir foton (ışık parçacığı) gözün arkasına çarptığında, tespit edilip edilmediği, ne tür bir hücreye çarptığına ve ışığın dalga boyuna bağlıdır. Bir memeli için oldukça iyi olan ve her birinin farklı dalga boylarında ışığı algılama olasılığı farklı olan üç tür hücremiz var. Bunun sonuçlarından biri, bir "doğru" spektrumu algılamamamızdır. Bunun yerine, beynimizin üzerinde çalışacağı üç değer vardır ve bunlardan renk olarak düşündüğümüz şeyi yaratırlar.

Üç koni hücresi ve farklı dalga boylarındaki ışığa duyarlılıkları. Noktalı çizgi, çoğunlukla düşük ışıkta görüş için kullanılan çubuk hücrelerin duyarlılığına karşılık gelir.

Bununla birlikte, bazı hayvanların renkleri farklı görmelerine veya bizim hiç görmediğimiz ışığın dalga boylarını görmelerine izin veren farklı türde koni hücreleri vardır. Örneğin, birçok böcek ve kuş, bizim kullandığımız renk olan yakın morötesi ışığı görebilir. yapma mor ötesini görün. Pek çok kuşun morötesi tüyleri vardır, çünkü neden olmasın ve birçok çiçekli bitki, öne çıkmak ve böcekleri polenlerine yönlendirmek için morötesi renklendirme kullanır.

Sol: insanların gördüğü. Orta: Böceklerin görebileceklerinin sahte renk simülasyonu. Sağda: yalnızca siyah beyaz bir ultraviyole görüntü

Derin okyanusta çoğu hayvan kördür ya da çok sınırlı bir renk duyarlılığı aralığına sahiptir (bir cadı kadar karanlık bir şey ya da başka görülecek ne var?). Ancak Kara Ejder Balığı gibi bazı türler, görebilecekleri, ancak avlarının göremediği kırmızı ışık huzmeleri üreterek bundan yararlandı.

Kara Ejderbalığı, gözlerinin arkasındaki avının göremediği beyaz şeylerden akıllıca kırmızı ışık yansıtır.

Bazı yaratıkların, ışık tayfının yalnızca büyük parçalarının “eksik” olması garip görünebilir, ancak bunun hepimiz (hem insanlar hem de yaratıklar) olduğunu unutmayın. Görünür tayf (görebildiğimiz için böyle adlandırılır), Güneş'in tayfının en parlak kısmıdır. Etrafta olan şey olduğundan, Dünya'daki yaşam onu ​​görecek şekilde evrimleşmiştir (birçok kez!). Ancak, bir çok orada hiçbir canlının görmeye yaklaşamayacağı daha fazla spektrum.

Tam ışık spektrumunun hiçbirini etkili bir şekilde göremiyoruz.

Mesele şu ki, ışık birçok farklı dalga boyunda gelir, ancak hangi dalga boylarının hangi renge karşılık geldiği ve hatta hangilerinin görülebildiğine bağlıdır. Baştan sona aslında ışığın kendisinin herhangi bir özelliği üzerinde değil, bakan yaratığın gözlerinde. Dünyada herhangi bir hedef “gerçek” renk yoktur. Gökkuşağının rengi, paylaşılan (güvenilir, tutarlı ve tekme) bir illüzyondan başka bir şey değildir.

Objektif renk eksikliği, fotoğraf bilimi için gerçek bir acıdır. Sarı ışığa (dediğimiz) maruz kaldığında sarı olan bir maddeyi yapmak, sarı ışığa maruz kaldığında macentaya dönüşen bir madde yaratmak kadar zordur. Özetle, başka teoriler olmasına rağmen, renkli fotoğrafçılığın ortaya çıkmasının bu kadar uzun sürmesinin nedeni budur:

Bill Waterson babalık için bir dava açar.

Bu nedenle, filmdeki renkleri “doğru” olarak gördüğümüz şekilde ışığa tepki veren bir film tasarlamak zordur. Ancak aynı anlamda sarı da macenta olabilir (tüm bunlar için filmin umurunda), kızıl ötesi kırmızı da olabilir! Görebildiğimizin altında, ancak çoğu insanın “ısı” dediği ışığın (sıcak, ancak parıldayan-sıcak olmayan nesnelerin yaydığı ışık) üstünde ışığı fotoğraflayan kızılötesi duyarlı film satın alabilirsin (bu kadar motive oldun).

Yakın kızılötesi ışığa duyarlı film kullanan bir resim. Bu bir ısı resmi değil (uzak kızılötesi kullanacak), canlı bitkiler sadece kızılötesi renklidir.

Aslında, gördüğünüz çoğu “bilim resmi”: yıldızlar, galaksiler, tek tek hücreler vb. içeren her şey “yanlış renkli görüntüler”'dir. Yani, kameralar göremediğimiz bir ışık biçimini (örneğin radyo dalgaları) algılar ve sonra onları görebileceğimiz bir biçime 'çevirir'. Hangisi iyi. Eğer yapmasalardı, radyo astronomi şaşırtıcı derecede anlamsız olurdu.

57 Yanıt S: Renkler var mı?

Renk var ama sadece kafamızın içinde. Renk dediğiniz şey, farklı frekanslarda havada uçan enerji dalgalarının kendi **yorumunuz**. Bir sensör (bir göz) enerjileri algılar ve bir tercüman (beynimiz) bunu yiyecek bulmamıza yardımcı olan bir şeye dönüştürür, yiyecek OLMAMALIDIR. Biz buna “renk&” diyoruz.

Bir kamera aynı zamanda enerjileri algılayabilir ve bir bilgisayar bunu koda çevirebilir ve bu kod aynı frekanstaki enerji dalgalarını çoğaltan bir monitöre yeniden çevrilebilir. Gözlerimiz monitörden gönderilen enerjileri aldığında, beynimiz yeniden çevirebilir ve renk dediğimiz o güzel fenomeni yaratabilir.

Belki bu yardımcı olur. Bir kaka yığınından küçük bir parça havada yüzer. Burnunuza giriyor ve size kötü kokuyor. Kaka gibi kokuyor. Ama o kaka parçası koku duyusu değildir. Fiziksel bir varlıktır. Moleküllerin belirli açılarda ve hızlarda döndüğü, belirli bir şekle sahip küçük, küçücük bir kimyasal bileşiktir. Burnunuz bu şekilleri ve enerjileri algılar ve beyniniz bunu kendi kişisel yorumunuza dönüştürür. İşte o zaman koku olur. Kafamızda. Ve bildiğimiz kadarıyla, kaka pizza gibi kokuyor.

Çok iyi bir makale ve açıklama için teşekkürler. Renk sadece algı ise, neden farklı perspektiften görerek algı olan renkleri değiştiremiyoruz?

Renkler, hem Dış Elektromanyetik Radyasyonun, hem Gözümüzün Fotoreseptörlerinin hem de Beynimizin Bir Kombinasyonudur. Tıpkı Hükümetin Yürütme, Yasama ve Yargının Yan Ürünü olması gibi, Renklerin yan ürün olduğu düşünülebilir.
Biri diğerini etkilemeden değiştirilemez.
Bu unsurlardan hiç biri sorumlu değil.

Dış ve iç Her ikisi de renk üretmek için birlikte çalışır.

Işıksız renk olur mu? Karanlık bir odada renk yoktur. Göremediğimiz zaman orada mı?

Her zaman herkesin “favori” renginin en sevdiği renk olduğunu düşündüm çünkü gözleri ve beyinleri onu diğer renklerden daha canlı gördü. Ve muhtemelen bazı renkler bir kişiye diğerlerinden daha fazla “konuşabilir”. Bu makale en azından bu teoriyi destekliyor gibi görünüyor. Örnek olarak camgöbeği favori rengim çünkü onu tayftaki diğer renklerden daha canlı görüyorum. Fikrim hakkında yorum yapan var mı? Ben bir bilim adamı değilim ve bu sadece başka bir akla yatkın sıradan fikir olabilir.

LSD alırsanız rengi değiştirebilirsiniz.

Cevap bırakın Cevabı iptal et

Matematik, fizik veya aklınıza gelebilecek herhangi bir şeyle ilgili sorularınızı şu adrese gönderin:

Bir kitap var! Gözden geçirilmiş ve güncellenmiş elliden fazla favori makalemden oluşan bir koleksiyon. İlginç. Bu iyi. Satın almalısın. Amazon sayfasına bir bağlantı için fotoğrafa veya e-kitap için bu bağlantıya tıklayın.


Doppler izleme

Doppler izleme, araçların uzaydaki konumunu izlemenin en yaygın yöntemidir. Bir uzay aracından Dünya üzerindeki bir izleme istasyonuna gönderilen bir radyo sinyalinin Doppler kaymasının ölçülmesini içerir, bu sinyal ya yerleşik bir osilatörden gelir ya da uzay aracının yer istasyonundan alınan bir sinyale yanıt olarak tutarlı bir şekilde aktardığı sinyaldir. Bu modlardan ikincisi navigasyon için daha kullanışlıdır çünkü geri dönen sinyal, orijinal olarak iletilen sinyalinkiyle aynı frekans referansına karşı ölçülür. Dünya tabanlı frekans referansı, uzay aracındaki osilatörden de daha kararlıdır.


Videoyu izle: Фиксики - Все серии подряд с 150 по 162. Сборник 15. Fixiki (Eylül 2022).