Astronomia

Como a comparação de nutação IAU 2000A vs IAU 2000B pode ser reproduzida?

Como a comparação de nutação IAU 2000A vs IAU 2000B pode ser reproduzida?



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Estou tentando traçar como o modelo de nutação IAU 2000A se degrada à medida que seus termos são omitidos. Como uma verificação aleatória, decidi compará-lo com IAU 2000B, que inclui apenas os 77 termos lunisolar mais importantes. É amplamente afirmado que o IAU 2000B sacrifica apenas 1 mas de precisão. Por exemplo, nesta apresentação em PDF do SOFA:

A série de nutação IAU 2000B é quase tão precisa (1 mas) quanto a série IAU 2000A completa

http://www.iausofa.org/publications/aas04.pdf

E neste artigo publicado:

O IAU 2000B é mais do que uma ordem de magnitude menor do que o IAU 2000A, mas atinge a precisão de 1 mas em 1995-2050.

https://www.aanda.org/articles/aa/full/2008/04/aa8811-07/aa8811-07.right.html

Mas ainda não consegui compará-los de maneira a produzir uma diferença tão pequena. Quando comparo os ângulos que eles retornam a cada dia durante as duas décadas de 2000-2020, vejo uma diferença no primeiro ângulo - delta psi - de> 2 mas. Usando a implementação USNO NOVAS das duas séries, porque era mais fácil de instalar (pip instalar novas) do que pysofa, eu recebo:

de matemática import tau de novas.compat.nutation import iau2000a, iau2000b T0 = 2451545.0 # Ano 2000.0 dpsi_differences = [] deps_differences = [] para dia no intervalo (0, 366 * 20): # Anos 2000.0 a ~ 2020 dpsi_a, deps_a = iau2000a (T0, dia) dpsi_b, deps_b = iau2000b (T0, dia) dpsi_differences.append (abs (dpsi_a - dpsi_b)) deps_differences.append (abs (deps_a - deps_b)) def report_difference (nome, diferenças): radianos = max ( diferenças) dias = diferenças. índice (radianos) graus = radianos / tau * 360,0 minutos de arco = graus * 60,0 segundos de arco = minutos de arco * 60,0 mas = segundos de arco * 1000,0 imprimir ('Diferença máxima para {}: {: .4f} mas em T0 + {} dias '.format (nome, mas, dias)) report_difference (' delta psi ', dpsi_differences) report_difference (' delta epsilon ', deps_differences)

Resultado:

Diferença máxima para delta psi: 2,1867 mas em T0 + 1396 dias Diferença máxima para delta épsilon: 0,8631 mas em T0 + 7017 dias

Estou interpretando mal a saída das rotinas NOVAS? Ou, alternativamente, estou entendendo mal o significado dos dois ângulos? Eu entendo os ângulos como sendo um par de rotações que cada uma, no pior caso - a de um ponto no grande círculo da rotação - moverá uma coordenada através do mesmo ângulo que a própria rotação. Portanto, eu entendo uma diferença de 2,1867 mas em Δpsi, por exemplo, como a alteração das coordenadas do céu em um máximo desse mesmo 2,1867 mas quando a matriz de nutação é usada para traduzir coordenadas para dentro ou fora do equinócio de data.

Minha próxima etapa seria tentar instalar a biblioteca de sofás localmente e, em seguida, executar uma rotina semelhante contra ela no caso de a implementação do NOVAS ser simplesmente interrompida, mas antes de tentar instalar uma biblioteca manualmente, gostaria de verificar novamente se meu entendimento sobre os próprios ângulos eram defeituosos.

Obrigado por quaisquer empecilhos que possam ser identificados em meu raciocínio!


Suspeito que o problema esteja em sua suposição de que as mudanças $ Delta epsilon $ ou $ Delta psi $ conduzem a coordenar mudanças do mesmo tamanho. Na verdade, a posição do equador e do pólo celeste são funções complexas desses ângulos, notadamente com termos positivos e negativos. Se você olhar as Equações (8) e (9) (para as coordenadas $ X $ e $ Y $ do pólo) no paper da A&A 2008 que você vinculou, você pode ver essa dependência. Por exemplo, no $ X $ equação, há uma $ Delta psi sin epsilon_0 $ termo, mas depois também há um $ - ( psi ^ 2_A / 2) Delta psi sin epsilon_0) $ termo que poderia, pelo menos parcialmente, cancelá-lo para um determinado valor de $ Delta psi $. Também existem termos cruzados entre $ Delta psi $ e $ Delta epsilon $.

Enquanto essas equações são apenas para uma aproximação ao IAU 2000B, olhar para Capitaine & Wallace 2006 para a equação exata (Eq. 36) mostra o mesmo comportamento, ou seja, que existem termos positivos e negativos, bem como termos cruzados, envolvendo aqueles quantidades.

Então, para fazer uma comparação de precisão, acho que você precisaria calcular o $ X, Y $ coordenadas do pólo e a posição $ s $ da origem com ambos os modelos e compare-os.


Programa de Navegação Celestial e Almanaque Lunar 4

Lunar 4 é um programa gratuito de redução de visão para navegação celestial e almanaque para a área de trabalho do Windows. Sua função de almanaque produz coordenadas baricêntricas, geocêntricas e topocêntricas. Sua função de redução de visão produz azimute, altitude e interceptação para o método de linha de posição Marcq St. Hilaire. Também resolve o tempo, dado

  • altitudes da Lua e outro corpo, mais seu ângulo de separação, observado de um local desconhecido (o clássico problema da "distância lunar"), ou
  • a altitude de um corpo observado a partir de um local conhecido, ou seja, uma "visão do tempo", ou
  • o ângulo de separação entre a Lua e outro corpo observado de um local conhecido

Os corpos disponíveis do sistema solar são o Sol, a Lua e os planetas, incluindo Plutão. Suas posições e velocidades são obtidas de efemérides planetárias do Laboratório de Propulsão a Jato. Um catálogo interno de estrelas contém todas as estrelas até a terceira magnitude. Há também um formulário de entrada manual para estrelas que não estão no catálogo.

Lunar4 é copyright © 2019 de Paul S. Hirose. A redistribuição do programa por organizações sem fins lucrativos é permitida se você me der crédito.


Astronomia e Astrofísica)

W. I. Axford. A. Behr * A. Bruzek * C. J. Durrant * H. Enslin. H. Fechtig. W. Fricke F. Gondolatsch * H. Griin * 0. Hachenberg. W.-H. Ip * E. K. Jessberger * T. Kirsten * Ch. Leinert D. Lemke * H. Palme * W. Pilipp * J. Rahe. G. Schmahl. M. Scholer * J. Schubart J. Solf * R. Staubert 1H. E. Suess * J. Triimper. G. Weigelt * R. M. West * R. Wolf * H. D. Zeh

Editores: K. Schaifers e H. H. Voigt

Springer-VerlagBerlin 1Heidelberg New York 1981 l

CIP-Kuntitelaufnahmc der Deutschcn Bihliothek Zohlcnwrfr und Fmktionrn (1

chnik / LandolbBBmslein. & din: Heidelberg: New York: Springer. Parallclt .: Relações numéricas dstn e funcionais em Ciência e tecnologia. NE: Land & -BBmsfein. _. . PT. N.S./Gcsamlhng .: K.-H. Hcllwege. N.S., Cruppe 6. Aslronomie, Astrophysik und Weltraumforrhung. N.S., Gruppe 6. Bd. 2. Astronomic und Astrophysik: Erg. você. Env. zu Bd. 1. N.S., Gruppe 6, Bd. 2, Teilbd. uma. Mcthodcn. Konstanten, Sonncnsystem! W. 1. Axford Hng .: K. Schaifers u. H. H. Voigt. - 1981. - ISBN 3-540-10054-7 (Berlin. Heidelberg. New York). ISBN O-387-10054-7 (New York, Heidelberg. Berlin) [Erscheint: November 19Sl]. NE: Axford. William 1. [Mitverf.] Schaifers, Karl [Hrsg.]: Hellwege. Karl-Heinz [Hrsg.].

Este trabalho está sujeito a direitos autorais. Todos os direitos são reservados, quer a totalidade ou parte do material diga respeito especificamente a tradução, reimpressão, reutilização de ilustrações, difusão, reprodução por fotocopiadora ou meio similar, e armazenamento em bancos de dados. De acordo com 0 54 da Lei Alemã de Direitos Autorais, onde as cópias são feitas para uso diferente do privado, uma taxa deve ser paga à “Verwertungsgesellschaft Wort” Munich. 0 por Springer-Verlag Berlin-Heidelberg 1981 Impresso na Alemanha O uso de nomes registrados, marcas comerciais, etc. nesta publicação não implica, mesmo na ausência de uma declaração específica, que tais nomes estão isentos das leis e regulamentos de proteção relevantes e portanto, gratuito para uso geral. Composição, impressão e encadernação: Briihlsche Universitltsdruckerei, 6300 Giessen 2163/302 e 543210

Editores K. Schaifers, Landessternwarte, Konigstuhl, 6900 Heidelberg, FRG H. H. Voigt, Universitatssternwarte, GeismarlandstraBe 11, 3400 Gottingen, FRG

Colaboradores WI Axford, Max-Planck-Institut fur Aeronomie, 3411 Lindau / Harz, FRG A. Behr, Eschenweg 3,3406 Bovenden, FRG A. Bruzek, Kiepenheuer-Institut fur Sonnenphysik, SchoneckstraBe6, 7800 Freiburg, FRG CJpenherant- Institut fur Sonnenphysik, SchBneckstraBe6, 7800 Freiburgi 'FRG H. Enslin, Deutsches Hydrographisches Institut, Bernhard-Nocht-StraBe 78, 2000 Hamburgo 4, FRG H. Fechtig, Max-Planck-Institut fur Kernphysik, Saupfercheckweg, 6900 Heidelberg, FRG W. Fricke, Astronomisches Rechen-Institut, MiinchhofstraBe 12-14, 6900 Heidelberg, FRG F. Gondolatsch, Astronomisches Rechen-Institut, MijnchhofstraBe 12-14, 6900 Heidelberg, FRG H. Griin, Max-Planck-Institut für Kernphysik, 6900 Heupferchidelberg, Saupferchidelberg , FRG 0. Hachenherg, Radioastronomisches Institut der Universitat, Auf dem Huge171, 5300 Bonn 1, FRG W.-H. Ip, Max-Planck-Institut fur Aeronomie, 3411 Lindau / Harz, FRG EK Jessherger, Max-Planck-Institut fur Kernphysik, Saupfercheckweg, 6900 Heidelberg, FRG T. Kirsten, Max-Planck-Institut fur Kernphysik, Saupfercheckweg, 6900 Heidelberg, FRG Ch. Leinert, Max-Planck-Institut fur Astronomie, Konigstuhl, 6900 Heidelberg, FRG D. Lemke, Max-Planck-Institut fur Astronomie, Konigstuhl, 6900 Heidelberg, FRG H. Palme, Max-Planck-Institut fur Chemie, SaarstraDe23, 6500 Mainz , FRG W. Philipp, Max-Planck-Institut fur Physik und Astrophysik, Institut fur Extraterrestrische Physik, 8046 Garching b. Mtinchen, FRG

J. Rahe, Dr. Remeis-Sternwarte, Sternwartstral3e 7, 8600 Bamberg, FRG G. Schmahl,

Universitatssternwarte, Geismarlandstralje 11, 3400 Gottingen, FRG

M. Scholer, Max-Planck-Institut fur Physik und Astrophysik, Institut fur Extraterrestrische Physik, 8046 Garching b. Munchen, FRG J. Schubart, Astronomisches Rechen-Institut, MonchhofstraBe 12-14, 6900 Heidelberg, FRG J. Solf, Max-Planck-Institut fur Astronomie, Kiinigstuhl, 6900 Heidelberg, FRG R, SUaubert, Astronomisches Institut der Universitat, Waldhausers 64 , 7400 Tiibingen, FRG HE Suess, Univ. da Califórnia, Departamento de Química, La Jolla / Califórnia. 92093, EUA J. Triimper, Max-Planck-Institut fur Physik und Astrophysik, Institut fur Extraterrestrische Physik, 8046 Garching b. Miinchen, FRG G. Weigelt, Physikalisches Institut der Universitat, Erwin-Rommel-Stral3e 1, 8520 Erlangen, FRG R. M. West, European Southern Observatory, Karl-Schwarzschild-Stral3e 2, 8046 Garching b. Munchen, FRG R. Wolf, Max-Planck-Institut fur Astronomie, Kiinigstuhl, 6900 Heidelberg, FRG H. D. Zeh, Institut fur Theoretische Physik der Universitat, Philosophenweg 19, 6900 Heidelberg, FRG

Prefácio Em todos os campos da ciência, o aumento constante no número de publicações cada vez mais especializadas e complexas exige de tempos em tempos uma compilação completa, crítica e bem organizada de fatos, valores numéricos e funções. Isso não se aplica apenas às ciências clássicas de laboratório, mas também à astronomia e à astrofísica. Em “Landolt-Biirnstein” a astronomia foi tratada pela primeira vez como parte do terceiro volume da sexta edição (1952): “Astronomie und Geophysik” editado por J. Bartels e P. ten Bruggencate. No Grupo VI da Nova Série, esse campo foi tratado de novo em 1965 pelo Volume VI / l "Astronomy and Astrophysics", editado por HH Voigt, e agora dezesseis anos depois ampliado e complementado pelo atual VI / 2 (em três subvolumes 2a, 2b, 2c), cuja estrutura segue em grande parte a do volume de 1965. Onde em 1952 a astronomia podia ser tratada por 25 autores em 255 páginas e em 1965 por 39 autores em 700 páginas, agora existem mais de 60 especialistas trabalhando nos três subvolumes. Esse aumento de tamanho em 30 anos tem inúmeras causas que não precisam ser discutidas aqui em detalhes, mas que são óbvias ao comparar o conteúdo desses três volumes sobre astronomia que surgiram ao longo de um período de 30 anos. O desaparecimento de algumas seções e a emergência de novos tópicos, bem como uma mudança de abordagem - da estatística para o objeto individual - (e conseqüentemente a ampliação de alguns capítulos, por exemplo “Estrelas peculiares”) mostram o desenvolvimento de nossa ciência nas últimas décadas .No entanto, o volume anterior retém sua importância não apenas para o historiador da ciência, mas também é a principal fonte para os valores e funções numéricas publicadas antes de 1965, uma vez que o presente Volume VI / 2 refere-se em casos de dados mais antigos às discussões em este volume anterior. Apesar disso, o volume da bibliografia presente cresceu consideravelmente, embora a citação de artigos de revisão e monografias seja geralmente preferida à da literatura primária. O tamanho deste novo volume “Astronomia e Astrofísica”, exigiu uma divisão em três subvolumes: a) Métodos. Constantes. Sistema solar. b) Estrelas e aglomerados de estrelas. c) Matéria interestelar. Galáxia. Universo. Um índice abrangente para todos os três subvolumes está incluído no final do Subvolume VI / 2c. Cerca de três décadas atrás, os editores do volume “Astronomie und Geophysik” na 6ª edição escreveram: “Autores, editores e editores acreditam que tiveram sucesso, se cada leitor responder com: Não estou satisfeito com o capítulo sobre minha especialidade, mas o outras seções são bastante úteis. ” Nós, os actuais editores, apenas podemos aderir a este lema. Nossos agradecimentos são devidos, em primeiro lugar, aos autores de cada capítulo. Eles tinham que fazer o trabalho científico e assumir a responsabilidade final, e usualmente seguiram nossas idéias e sugestões quanto à seleção e apresentação do material. Também queremos agradecer à equipe editorial da Landolt-Biirnstein em Darmstadt, especialmente à Sra. G. Burfeindt, que foi responsável pela edição atual, e ao Dr. Durrant em Freiburg por verificar o texto em inglês. Agradecemos também aos editores - sempre seguindo nossos desejos, se possível - pela apresentação de alta qualidade deste volume que, como acontece com todos os volumes de Landolt-Biirnstein, é publicado sem apoio financeiro de fontes externas. Heidelberg, Gijttingen, agosto de 1981

Lista de abreviações e nem sempre explicadas explicitamente neste livro. Unidade Astronômica (= Distância Luminosidade Classe LC AU Função de Luminosidade LF Terra-Sol) Grande Nuvem de Magalhães LMC Correção Bolométrica B.C. Equilíbrio termodinâmico local LTE Bonner Durchmusterung BD Variação do limbo central Messier Catálogo M CLV Magneto-hidrodinâmica MHD Diagrama de cor-magnitude CMD Multi-Mirror-Telescope MMT Carbon. Azoto. e oxigênio (não como molécula CNO Max-Planck-Institut MPI), por exemplo, ciclo CNO, National Aeronautics and Space NASA Administração de anomalias CNO ESA European SpaceAgency Noise Power Equivalent Power NEP Observatório Europeu do Sul ES0 Novo Catálogo Geral NGC ET ou E.T. EphemerisTime Equilíbrio termodinâmico não local NLTE Ultra ultravioleta EUV Nacional Radioastronomia ObservaNRA0 FWHW Largura total da metade do máximo tory, Green Banks, W. Va., EUA Catálogo Henry Draper HD Palomar Observatory Sky Survey POSS Harvard RevisedCatalogue HR Velocidade radial RV Hertzsprung-Russell Diagrama HRD Pequena Nuvem de Magalhães SMC União Astronômica Internacional IAU Tipo espectral Infravermelho IR SP União Internacional de Rádio Ciência URSI Matéria interestelar ISM Tempo universal Data Juliana UT JD Ultravioleta uv LB, NS Landoh-Bornstein, Numerical Data Very Long Baseline Interferometry VLBI and Functional Relationships in ou LB raios-X e região ultravioleta xuv Sciencend Technology, New Series Zero Age Main Sequence ZAMS ou: Landolt-Bornstein, NS

Abreviações de outros Catálogos de Estrelas: ver 8.1.1 Para abreviações de tipos especiais de estrelas (por exemplo, estrelas WR), consulte “Classificação espectral” (4.1.1), “Estrelas variáveis” (5.1) “Estrelas peculiares” (5.2) e índice de assunto. Alguns importantes

ANS ATS cos GIRL HEAO HEOS IMP IRAS

Satélite Astronômico da Holanda (NASA da Holanda) Aplicações Tecnologia Satélite Satélite de Raios Cósmicos (ESA) Laboratório Alemão de Infravermelho Observatório Astrofísico de Alta Energia (NASA) Satélite Orbital de Alta Excentricidade (ESA) Plataforma de Monitoramento Interplanetário Satélite Astronômico Infravermelho

IUE OAO OGO OS0 MTS RAE SAS

Explorador Ultravioleta Internacional (NASA-UK-ESA) Observatório Astronômico Orbital (NASA) Observatório Geofísico Orbital Observatório Solar Orbital Satélite de Tecnologia de Meteoróides (NASA) Rádio Astronomia Explorador Pequeno Satélite Astronômico (NASA)


Predições autônomas realizadas em receptores de navegação para o movimento de GLONASS e espaçonaves GPS

Um novo algoritmo para previsões autônomas de longo prazo realizadas em receptores de navegação terrestre para efemérides de naves espaciais GLONASS e GPS é desenvolvido e analisado. O algoritmo pode ser aplicado a determinações de coordenadas do usuário, quando é impossível ou difícil receber as efemérides da espaçonave (por exemplo, em condições de má visibilidade de rádio dos satélites). É mostrado que a precisão do método excede as características semelhantes de outras soluções conhecidas. Também é mostrado que os coeficientes, que levam em consideração a pressão solar e são específicos para cada satélite, diferem para as diferentes gerações de espaçonaves. Simultaneamente com os parâmetros do movimento do satélite, as coordenadas polares da Terra podem ser determinadas com a precisão de vários milissegundos de arco. O uso do algoritmo autônomo para previsões de efemérides de espaçonaves avança significativamente tanto a busca por satélites GLONASS e GPS visíveis quanto a primeira determinação das coordenadas do usuário após partidas "a frio" dos receptores. Este artigo é baseado no relatório apresentado na conferência Astrometry Yesterday, Today and Tomorrow, realizada no Sternberg Astronomical Institute, de 14 a 16 de outubro de 2019.


3. Seleção de eventos

[14] A precisão do STOA e do ISPM foi avaliada pela primeira vez em um estudo de previsão em tempo real [ Smith et al., 2000]. Recentemente, Fry et al. [2003] compararam o desempenho do modelo HAFv.2 com os desempenhos dos modelos STOA e ISPM para 173 eventos métricos do tipo II durante o aumento do máximo solar de fevereiro de 1997 a outubro de 2000. A comparação estatística entre os modelos mostrou que eles eram praticamente equivalente na previsão do SAT. A incerteza das estimativas SAT conforme determinado pelo erro RMS é de cerca de 12 horas para cada modelo. Por outro lado, Gopalswamy et al. [2001] aplicaram o modelo de propagação CME-ICME a 47 eventos CME observados de dezembro de 1996 a julho de 2000 pelo SOHO. Em seguida, eles mostraram que o erro médio de predição do modelo é de 10,7 horas. Gopalswamy et al. [2003] estendeu o modelo CME-ICME para prever a chegada de choques IP em 1 UA, conforme discutido na seção 2.2.2. Eles usaram um conjunto de 29 choques IP e os seguintes ICMEs observados pela espaçonave WIND de janeiro de 1997 a maio de 2002 e concluíram que o deslocamento empírico do modelo CME-ICME por um intervalo correspondente à distância de afastamento de choque dinâmico de arco de gás forneceu uma distância simples, porém fisicamente inconsistente, meio de estimar o tempo de chegada do choque.

[15] Os erros de predição desses modelos não são conclusivos porque esses valores são obtidos a partir de diferentes conjuntos de dados.Recentemente, foi sugerido que CMEs e flares (métrico tipo II) são iniciados quase simultaneamente [por exemplo, Zhang et al., 2001 Neupert et al., 2001 Moon et al., 2002b Cho et al., 2003 Shanmugaraju et al., 2003]. Portanto, seria significativo comparar os erros de previsão dos dois tipos de modelos acima para eventos CME-métricos tipo II quase simultâneos. Assim, selecionamos os CMEs que têm a proximidade temporal e espacial para os eventos do tipo II na Tabela 1 de Fry et al. [2003]. Para isso, usamos o primeiro tempo de aparecimento C2, ângulo de posição e velocidades ajustadas linearmente dos CMEs que foram adotados do Catálogo SOHO / LASCO CME de CSPSW / NRL (disponível em http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list /). Os erros das velocidades CME são conhecidos por sua experiência como tipicamente 10%, mas às vezes 30% (S. Yashiro, comunicação privada, 2002).

[16] O procedimento para examinar as previsões de tempo de chegada de ICMEs e choques IP para os eventos quase simultâneos são resumidos da seguinte forma: (1) Dos 173 eventos do tipo II de Fry et al. [2003], escolhemos um total de 101 CMEs que estão dentro de uma janela limite (± 90 min). (2) Selecionamos 89 eventos deste grupo comparando os ângulos de posição e as informações de coordenadas dos flares associados. (3) Aplicamos os modelos de previsão adotados (o conjunto de modelos de propagação de choque e os modelos empíricos de propagação CME) aos eventos selecionados. Em seguida, procuramos choques de IP que aparecem próximos aos tempos previstos. Para isso, examinamos os choques de IP identificados por Fry et al. [2003] que usaram os dados de campo e de plasma ACE e / ou WIND de resolução de 1 minuto NOAA / SEC, buscando saltos simultâneos na velocidade, densidade, temperatura e magnitude do campo magnético total de acordo com as relações Rankine-Hugoniot. Como resultado, identificamos 38 choques de IP. (4) Em seguida, procuramos ICMEs associados aos 38 choques de IP. Para a identificação de ICMEs, procuramos MC e EJ a partir de medições in situ de campo magnético-plasma e detecção de partículas de ACE (disponível em http://www.srl.caltech.edu/ACE/ASC/level2/index.html) . De acordo com Burlaga [1995] e Berdichevsky et al. [2002], um MC é definido como uma grande estrutura de corda de fluxo de uma forma quase cilíndrica com beta de plasma baixo (& lt0.1), razões alfa / próton altas (& gt0.6), força de campo magnético aprimorada (& gt10 nT), e uma rotação grande e suave da direção do campo magnético. No caso de EJs, que não são cabos de fluxo e têm campos magnéticos desordenados, a rotação suave pode não estar presente. Também nos referimos a fontes previamente identificadas de ICMEs [ Gopalswamy et al., 2001 Cane e Richardson, 2003] e a Tabela de nuvem magnética (disponível em http://lepmfi.gsfc.nasa.gov/mfi/mag_cloud_pub1p.html).

[17] A Figura 1 apresenta observações típicas de EJ (painéis à esquerda) e MC (painéis à direita) mostrando assinaturas de choques IP e ICMEs. Começando de cima, o primeiro painel contém a velocidade do vento solar medida pela espaçonave ACE. O segundo painel apresenta a magnitude do campo magnético. A linha tracejada horizontal neste painel indica o valor histórico de 5,5 nT que supostamente "define" a ocorrência de um ICME quando tomado com os outros parâmetros [ Berdichevsky et al., 2002]. O terceiro painel apresenta a latitude do campo magnético no sistema de coordenadas centrado na espaçonave. O quarto painel mostra o plasma de prótons beta (βP), e o painel inferior é a razão da partícula alfa para a densidade do próton, Nα/NP. Uma linha tracejada através do Nα/NP painel dá 2,3%, que é o valor médio aproximado desta razão de densidade [ver, por exemplo, Berdichevsky et al., 2002]. Embora grandes ICMEs obviamente satisfaçam as definições sugeridas por Burlaga et al. [1981], os pequenos têm muitas estruturas pequenas e menos óbvias. A incerteza na determinação da vanguarda do ICME pode ser de várias horas para diferentes critérios. Com base nesses critérios de observação, identificamos 22 eventos ICME. Observa-se que a maioria dos ICMEs (17/22 ou 77%) se originou de CMEs halo, o que é consistente com os resultados de Gopalswamy et al. [2003] .

[18] A Tabela 1 mostra os detalhes dos 38 eventos de burst CME-tipo II quase simultâneos que são seguidos por choques IP e / ou ICMEs. As primeiras seis colunas fornecem o número do evento burst tipo II de Fry et al. [2003], a primeira aparição CME (tempo) na imagem C2, o ângulo de posição do CME medido no sentido anti-horário em graus do norte solar, a velocidade linearmente ajustada do CME, a velocidade média da explosão de rádio tipo II, e o diferença entre o primeiro tempo de aparecimento C2 e o tempo de início do burst tipo II, respectivamente. Todas as informações CME são retiradas do Catálogo SOHO / LASCO CME de CSPSW / NRL, e os detalhes dos tipos IIs podem ser encontrados na Tabela 1 de Fry et al. [2003]. A sétima e a oitava colunas representam os tempos de chegada dos choques e dos ICMEs em 1AU, respectivamente.

Evento Perturbações Solares Tempo de chegada
No. f f Os números dos eventos são retirados da métrica tipo II / eventos de flare no trabalho de Fry et al. [2003] .
Data / UT (CME) P.A. a a Ângulos de posição dos CMEs.
VCME (km / s) Vtipo II (km / s) ΔTCT b b Diferença de tempo entre a primeira aparição CME e o início dos bursts do tipo II.
(min)
Data / UT c c Data e hora de chegada do choque observada em L1.
(Choque)
Data / UT d d Data e hora de chegada CME observada em L1. M denota nuvem magnética e E, material ejetado.
(ICME)
2 970407/1427 aréola 830 800 29 0410/1258 0411/0600 (E)
3 970512/0630 aréola 464 1400 74 0515/0115 0515/1000 (M)
5 971104/0610 aréola 785 1400 2 1106/2218 1107/0530 (M)
6 971127/1357 98 441 700 40 1130/0714
22 981105/2059 aréola 1124 900 68 1108/0420 1108/0900 (M)
38 990209/0533 235 808 600 14 0211/0858
44 990308/0654 115 664 700 16 0310/0038
55 990622/1854 aréola 1133 1400 30 0626/0217 0626/0500 (E)
57 990629/0554 aréola 589 750 39 0702/0025
60 990711/0131 81 318 650 78 0713/0845
62 990719/0306 aréola 430 500 50 0722/0950
70 990804/0626 262 405 462 34 0808/1750 0809/1048 (E)
74 990820/2326 95 812 700 9 0823/1130
78 990828/1826 120 462 600 19 0831/0131
79 990830/0850 9 404 700 47 0902/0935
80 990913/1731 109 444 500 69 0915/2005
97 991222/0230 aréola 570 500 29 1226/2126 1227/1800 (E)
102 000118/1754 aréola 739 400 35 0122/0023 0122/1800 (E)
104 000208/0930 aréola 1079 600 33 0211/0213 0211/1000 (M)
105 000210/0230 aréola 944 1100 42 0211/2318 0212/1500 (M)
106 000212/0431 aréola 1107 700 25 0214/0656 0215/0000 (M)
108 000217/2130 aréola 550 550 66 0220/2050 0221/0948 (E)
129 000430/0854 186 540 700 49 0502/1044
130 000510/2006 83 641 680 28 0512/1712 0514/0300 (M)
133 000520/0626 187 557 500 30 0523/2315
135 000606/1554 aréola 1119 1189 31 0608/0840 0608/1200 (M)
136 000607/1630 aréola 842 826 40 0611/0716 0611/0900 (E)
140 000615/2006 298 1081 996 20 0618/1702
142 000618/0210 307 629 660 12 0621/1500
151 000710/2150 67 1352 1300 27 0713/0918
152 000712/2030 281 820 950 16 0714/1532 0715/0600 (M)
153 000714/1054 aréola 1674 1800 34 0715/1437 0715/2200 (M)
158 000722/1154 304 1230 1000 29 0725/1322
159 000725/0330 aréola 528 903 41 0728/0541 0728/1500 (E)
165 000901/1854 244 411 500 27 0906/1612 0907/0400 (E)
169 000916/0518 aréola 1215 773 45 0917/1657 0918/0100 (M)
171 001001/1350 94 427 1100 38 1003/0007 e e choque IP associado ao ICME que foi observado em 1005/0241 (UT).
1005/1200 (M)
172 001009/2350 aréola 798 925 12 1012/2144 1013/1700 (M)
  • a Ângulos de posição de CMEs.
  • b Diferença de tempo entre a primeira aparição CME e o início dos bursts do tipo II.
  • c Data e hora de chegada do choque observada em L1.
  • d Data e hora de chegada CME observada em L1. M denota nuvem magnética e E, material ejetado.
  • e choque IP associado ao ICME que foi observado em 1005/0241 (UT).
  • f Os números dos eventos são retirados da métrica tipo II / eventos de flare no trabalho de Fry et al. [2003] .

4 Quantificando as histórias de formação de estrelas

Prosseguimos quantificando a história RSF da população ETG para explorar as idades e frações de massa das populações estelares jovens que estão se formando nos ETGs perturbados e estudar as diferenças entre os ETGs relaxados e suas contrapartes perturbadas. Nós estimamos os parâmetros que governam a história de formação estelar (SFH) de cada galáxia, comparando sua fotometria COSMOS de múltiplos comprimentos de onda a uma biblioteca de fotometria sintética, gerada usando uma grande coleção de SFHs modelo que são projetados especificamente para estudar ETGs. A parametrização escolhida descreve as características gerais de ETG SFHs com um mínimo de parâmetros livres. Uma característica chave do esquema é que o episódio RSF é desacoplado da formação de estrelas que cria a massa, a população subjacente.

Uma vez que a literatura existente sobre ETGs demonstra que a maior parte da massa estelar nessas galáxias é rica em metais e se forma em alto redshift em escalas de tempo curtas (ver introdução), modelamos a população estelar subjacente usando uma explosão instantânea em alto redshift. Colocamos esta primeira explosão em z = 3 e assumimos que ela tem metalicidade solar. O episódio RSF é modelado por um segundo burst instantâneo, que pode variar em (a) idade entre 0,01 Gyrs e o tempo de lookback correspondente a z = 3 no quadro de repouso da galáxia (b) fração de massa entre 0 e 1 e (c) metalicidade entre 0,05Z ⊙ e 2,5Z ⊙. Além disso, permitimos uma faixa de valores de poeira, parametrizados por E B - V, na faixa de 0 a 0,5. A poeira é aplicada ao modelo de galáxia como um todo e a lei empírica de Calzetti et al. (2000) é adotado para calcular os SEDs extintos por poeira. Os parâmetros livres são a idade (t 2), fração de massa (f 2) e metalicidade (Z 2) da segunda explosão e o conteúdo de poeira (E B - V) da galáxia.

Observe que colocar a primeira explosão em z = 2, ou mesmo z = 1, não afeta nossas conclusões sobre o RSF, porque a primeira explosão não contribui para o UV, que é dominado por estrelas quentes e massivas da sequência principal com vida curta . O UV decai após cerca de um Gyr (e desapareceu quase completamente após ∼ 2 Gyrs) à medida que as estrelas produtoras de UV chegam ao fim de sua vida. Lembre-se de que o desvio para o vermelho mais alto sendo amostrado neste estudo é z ∼ 0,7, que corresponde a uma idade de ∼ 5 Gyrs se a formação de estrelas começar em z = 3 em uma cosmologia padrão. É importante notar que nossa parametrização é semelhante às anteriores usadas para estudar galáxias elípticas em redshifts baixos usando UV / fotometria óptica (por exemplo, Ferreras & amp Silk 2000a) e índices de linha espectroscópica (por exemplo, Trager et al. 2000).

Para construir uma biblioteca de modelos de fotometria sintética, cada combinação dos parâmetros livres é combinada com os modelos estelares de Yi (2003) e convolvida com o COSMOS correto (u, g, r, i, z, K s) 1 1 1 Nota que o filtro de banda u é do instrumento CFHT Mega-Prime, os filtros g, r, i, z são do instrumento Subaru Suprime-Cam e o filtro K s é do instrumento KPNO FLAMINGOS. filtercurves. A biblioteca contém ∼ 600.000 modelos individuais. Uma vez que nossa amostra de galáxia se estende por uma faixa em redshift, bibliotecas equivalentes são construídas em intervalos redshift δ z = 0,02 na faixa de redshift 0,5 & lt z & lt 0,7. Observe que os modelos estelares assumem uma função de massa inicial de Salpeter (1955).

Para cada ETG em nossa amostra, os parâmetros são estimados escolhendo a biblioteca de modelo que está mais próxima a ele em redshift e comparando sua fotometria (u, g, r, i, z, K s) com cada modelo na biblioteca sintética. A probabilidade de cada modelo (exp - χ 2/2) é calculada usando o valor de χ 2, calculado da maneira padrão. O erro em χ 2 é calculado adicionando, em quadratura, as incertezas observacionais nos filtros COSMOS com erros adotados para os modelos estelares, que assumimos ser 0,05 mags para cada filtro óptico e 0,1 mags para o filtro K s (ver Yi 2003). A partir da distribuição de probabilidade conjunta, cada parâmetro livre é marginalizado para extrair sua função de distribuição de probabilidade unidimensional (PDF). Consideramos o valor mediano do PDF como a melhor estimativa do parâmetro em questão. Os valores do 25º e 75º quartil fornecem uma estimativa das incertezas nessas estimativas. Este procedimento produz, para cada galáxia em nossa amostra, uma melhor estimativa e erro para cada parâmetro livre. Observe que a precisão dos desvios para o vermelho fotométricos fornecidos no catálogo é suficiente para uma estimativa precisa dos parâmetros. A experiência anterior sugere que, dadas as degenerescências dentro do espaço de parâmetro, a precisão adicionada de redshifts espectroscópicos não altera as distribuições derivadas de valores de parâmetro em tal estudo.

É importante notar que a presença de (Tipo II) AGN não afetará nossa análise das cores UV ou os valores derivados dos parâmetros RSF (nossa amostra não contém quasares). A contaminação de um AGN Tipo II é provavelmente inferior a cerca de 15% no fluxo de UV (Salim et al. 2007), o que se traduz em cerca de 0,15 mags na cor (NUV - r), muito menor do que a propagação observada (em torno 4 mags) na relação cor-magnitude do UV (veja a Figura 5 acima). Trabalhos anteriores sobre ETGs usando dados UV / ópticos em baixo redshift indicam que as cores azuis do ETG não estão restritas às galáxias que hospedam a linha de emissão AGN (Schawinski et al. 2007). As mesmas análises também mostram que a qualidade do ajuste SED é igualmente boa em galáxias que carregam assinaturas de linha de emissão de AGN e aquelas que não mostram quaisquer sinais de AGN, indicando que não há contribuição mensurável de um componente de lei de potência em o espectro UV e óptico. Finalmente, um estudo das imagens GALEX (Martin et al. 2005) de UV de hospedeiros AGN próximos indica que a emissão de UV é estendida, tornando improvável que venha de uma fonte central (Kauffmann et al. 2007). Em resumo, a estimativa de parâmetro realizada neste estudo é imune à presença de um AGN do tipo II.

No painel superior da Figura 8, apresentamos o espaço t 2 - f 2 para a população ETG estudada neste artigo. ETGs relaxados são mostrados usando círculos preenchidos e ETGs perturbados são mostrados usando cruzes. As galáxias são codificadas por cores de acordo com suas cores (u - i). Descobrimos que as idades RSF nos ETGs perturbados são tipicamente entre ∼ 0,03 Girs e ∼ 0,3 Girs. Não inesperadamente, a população ETG relaxada, que reside predominantemente na sequência do vermelho UV, tende a ocupar altos valores de t 2. No entanto, é importante notar que, dentro dos erros, os valores de t 2 no painel superior da Figura 8 indicam que alguns ETGs relaxados, especialmente aqueles que são mais azuis do que (u - i) ∼ 4, são susceptíveis de conter idade intermediária (1-3 Gyr de idade) populações estelares. Em outras palavras, embora sua fotometria não indique a presença de RSF, também é inconsistente com todas as suas populações estelares se formando em alto redshift. Portanto, é provável que tais objetos hospedem componentes estelares de idade intermediária.

As frações de massa formadas nos eventos RSF são tipicamente menores que 10% (com uma pequena cauda para valores mais altos). Observe que a estimativa mediana para a fração de massa normalmente tem um grande erro (mais de meia década). A razão para essas grandes incertezas torna-se aparente se nos referirmos à Figura 1, que mostra a evolução da cor (u - i) como uma função da fração de massa do RSF em uma determinada idade do RSF. Para todas as idades RSF, aumentar a fração de massa além de um valor limite de ∼ 10-20% não produz nenhuma mudança significativa adicional na cor (u - i). Isso porque, além de um ponto, a distribuição de energia espectral (SED) passa a ser dominada pelo componente estelar jovem, de modo que aumentar ainda mais sua fração de massa altera apenas a normalização do SED, mas não sua forma (que determina as cores). Portanto, a mesma (u - i) cor pode ser consistente com uma grande variedade de frações de massa, produzindo uma grande degenerescência nos valores da fração de massa. Observe, no entanto, que a cor (u - i) evolui rapidamente com a idade, independentemente da fração de massa, tornando o UV resto-quadro um indicador mais robusto da idade RSF (t 2) do que a fração de massa RSF (f 2).

includegraphics [w i d t h = 433,62 p t] m e d i a n u i c o l o u r s includegraphics [w i d t h = 433,62 p t] r e d b l u e f r a c t i on s

Figura 7: TOPO: cores medianas (u - i) de ETGs relaxados (círculos preenchidos), ETGs perturbados (cruzes) e tipos tardios (quadrados abertos) nas três caixas de luminosidade usadas na Figura 6. Observe que os pontos são plotados nos pontos médios de cada compartimento de luminosidade. INFERIOR: A fração de cada população que se encontra na sequência vermelha UV (linhas vermelhas) e na nuvem azul UV (linhas azuis).

includegraphics [w i d t h = 433,62 p t] t y f y includegraphics [w i d t h = 433,62 p t] r s f m e t e b v

Figura 8: TOPO: O espaço t 2 - f 2 para a população ETG estudada neste artigo. Lembre-se de que t 2 é uma estimativa da idade da formação estelar recente (RSF) ef 2 é sua fração de massa. INFERIOR: A metalicidade do RSF (eixo y) traçada contra a extinção de poeira na galáxia (eixo x). ETGs relaxados são mostrados usando círculos preenchidos e ETGs perturbados são mostrados usando cruzes. As galáxias são codificadas por cores de acordo com suas cores (u - i).

No painel inferior desta figura, apresentamos os parâmetros livres restantes na análise: a metalicidade do RSF e a extinção de poeira aplicada à galáxia. Semelhante aos primeiros tipos vermelhos em redshift baixo, a população de ETG relaxada é tipicamente pobre em poeira, com valores de E B - V menores que 0,1. Não inesperadamente, a maior parte dos ETGs perturbados são mais empoeirados (0,1 & lt E B - V & lt 0,4), uma vez que suas regiões de formação de estrelas (que dominam os fluxos de UV) são ricas em gás e, portanto, espera-se que também contenham poeira. Um resultado interessante é que as metalicidades do RSF são tipicamente sub-solares, mas razoavelmente altas, sugerindo que o gás que forma as estrelas jovens já pode ser enriquecido com metal. Lembre-se de que a grade de metalicidade abrange uma ampla faixa de valores (0,05-2,5Z ⊙) e metalicidades muito baixas estão incluídas na grade.


5 O Futuro

5.1 Tendências empolgantes e potencial científico do futuro próximo

Como já foi dito, agora é um momento prático para revisar as principais conquistas da interferometria óptica, pois estamos entrando em uma nova era de recursos com sensibilidade, resolução angular, resolução espectral e cobertura de comprimento de onda significativamente maiores. Nesta seção, darei minhas opiniões sobre alguns dos novos recursos e os retornos científicos esperados.

Uma tendência importante que deve ser reforçada é a inclusão de teóricos e modeladores nas observações e interpretações dos dados de interferometria. Em muitas áreas, as observações de interferometria estão ultrapassando as ferramentas prontas para análise. Por exemplo, os diâmetros dependentes do comprimento de onda e dependentes do tempo de estrelas AGB requerem uma combinação de atmosferas hidrodinâmicas dependentes do tempo e códigos de transferência radiativa sofisticados, um problema muito desafiador mesmo com os supercomputadores de hoje. Compreender os pontos quentes vistos nas superfícies das estrelas exigirá simulações tridimensionais de convecção estelar. A física do disco de acreção em torno de estrelas jovens deve incluir campos magnéticos e exigir considerações cuidadosas da física do gás e da poeira em um contexto 2-D ou 3-D. A produção de poeira em ventos em colisão é muito mal compreendida e representa um problema de simulação numérica formidável. Embora lidar com esses difíceis problemas físicos exigirá os novos dados de alta resolução de interferômetros ópticos, também é verdade que a entrada dos modeladores e teóricos é necessária para orientar e sugerir experimentos e estratégias de observação.

Outro comentário geral é que aumentar a resolução angular geralmente significa sondar escalas físicas cada vez menores. Uma vez que os interferômetros muitas vezes sondam escalas menores do que uma UA, mudanças significativas no tempo são esperadas mesmo para pequenas velocidades características (∼ km / s). Isso representa um risco e uma oportunidade: um risco, uma vez que os dados devem ser obtidos de forma rápida e eficiente para capturar com precisão instantâneos de ambientes em constante evolução e mudança, e uma oportunidade de incluir dinâmica e evolução temporal em nossos modelos e compreensão. Observar a dinâmica de ambientes circunstelares e / ou estelares permite que uma nova física seja compreendida, física que geralmente não pode ser reconstruída de forma inequívoca a partir de conjuntos de dados típicos. Assim, espero que novas informações dinâmicas quebrem impasses teóricos que paralisam vários campos.Os interferômetros têm a oportunidade de revolucionar a forma como pensamos o universo: de imagens distantes “congeladas” do passado a um desdobramento dinâmico e envolvente do presente.

5.1.1 Novas linhas de base longas

Novas linhas de base longas permitirão medições de alta resolução sem precedentes em fontes selecionadas. Com resolução de submiliarcsegundo, pode-se medir os diâmetros de fontes “pequenas” que em grande parte escaparam aos levantamentos atuais, como estrelas quentes e estrelas próximas de baixa massa. Distorções nas formas fotosféricas de estrelas em rotação rápida ou estrelas binárias em quase sistemas de preenchimento de lóbulos de Roche podem ser detectadas diretamente. Estudos de escurecimento de membros de objetos importantes, como as Cefeidas, podem ser realizados para colocar a escala de distância das Cefeidas de base firme e direta. Além disso, as linhas de base longas possibilitam uma variedade de estudos de exoplanetas, como a detecção direta de 51 planetas semelhantes a Peg B (júpiteres "quentes") ou a resolução de trânsitos planetários através do disco estelar. Os interferômetros NPOI, CHARA e SUSI possuirão as linhas de base mais longas no curto prazo, enquanto projetos futuros como o MRO ou 'OHANA (em Mauna Kea, HI) podem algum dia estender a resolução abaixo de até 0,10 miliarcsegundos com linhas de base & gt 1 km .

5.1.2 Imagem

A geração de imagens com interferometria óptica é atualmente entediante, na melhor das hipóteses, e só pode investigar objetos simples, como fotosferas resolvidas ou estrelas binárias. Os sistemas de 6 telescópios de NPOI e CHARA em breve possuirão a capacidade de (comparativamente) excelente cobertura de “instantâneo”, permitindo imagens mais complicadas e de maior alcance dinâmico de alvos selecionados. A matriz CHARA não pode ser reconfigurada e, portanto, apenas alvos de boa imagem com as estruturas de tamanho apropriado - para uma linha de base máxima de ∼ 330 m a 1,65 μ m, a escala de tamanho ideal é de alguns miliarcsegundos. O interferômetro NPOI pode ser reconfigurado para “preencher” o plano (u, v) completamente ao longo do tempo e ser ajustado para fontes individuais para medir de forma otimizada a visibilidade necessária e as informações da fase de fechamento. A longo prazo, o conjunto de telescópios auxiliares no VLTI e os telescópios estabilizadores propostos em Keck permitirão que alvos infravermelhos ainda mais fracos sejam observados. Para imagens, o MRO é atualmente o projeto mais ambicioso em andamento, na esperança de incluir & gt 10 telescópios, o que o tornaria o interferômetro de imagem mais importante do mundo.

Boas capacidades de imagem abririam novos caminhos de pesquisa, especialmente em estudos de ambientes circunstelares em comprimentos de onda infravermelhos. A capacidade de estudar discos em torno de estrelas jovens e a evolução temporal de lacunas, anéis ou outras estruturas revolucionaria nossa compreensão da formação de planetas. Em comprimentos de onda visíveis, a imagem de pontos nas superfícies de outras estrelas é um objetivo principal e permitiria que a física solar fosse aplicada em detalhes a outras estrelas pela primeira vez.

As descobertas inesperadas do mascaramento da abertura Keck justificam nosso otimismo de que a imagem irá descobrir muitos novos fenômenos que atualmente estão escondidos despercebidos nas distribuições de energia espectral. Por exemplo, as espirais de poeira Wolf-Rayet (veja a Figura 30) foram observadas apenas em alguns sistemas e representam uma nova área de estudo quando os arranjos interferométricos de imagem são totalmente comissionados.

No entanto, o trabalho de imagem atual usando interferômetros COAST, NPOI e IOTA sofre com a falta de recursos de software dedicados. Infelizmente, as décadas de desenvolvimento de software em interferometria de rádio não podem ser totalmente aproveitadas para interferometria óptica, uma vez que o trabalho de rádio agora depende amplamente de técnicas de referência de fase geralmente não disponíveis na área óptica. É necessário um novo software de imagem que possa levar em consideração a natureza única dos dados de interferometria óptica, bem como a natureza diferente de nossas fontes alvo. A recente adoção de um formato comum de troca de dados, definido pelas equipes do interferômetro COAST e NPOI, representa um primeiro passo importante em direção a esses objetivos (ver http://www.mrao.cam.ac.uk/ jsy1001 / exchange /).

5.1.3 Interferometria de precisão

Esta é uma área de rápido desenvolvimento desde o advento das fibras monomodo para filtragem espacial e referência de fase de “estrela dupla”. Quando um modelo da fonte astronômica é bem conhecido, medições incrivelmente precisas são possíveis. O maior potencial para isso está na área geral de estrelas binárias, onde as estrelas são fontes pontuais ou discos uniformes parcialmente resolvidos. O caso de detecção de um planeta exosolar está incluído nesta categoria, uma vez que pode ser considerado como uma imagem de alcance dinâmico muito alto de um companheiro fraco.

Embora existam questões em aberto na evolução binária e astrofísica estelar que exigem tal alta precisão, uma razão mais popular para buscar a “interferometria de precisão” é a detecção de planetas extra-solares ao redor de estrelas próximas. Isso pode se manifestar de muitas maneiras, e irei delinear algumas delas.

A astrometria de ângulo estreito é uma forma comparativamente “clássica” de detectar um planeta exosolar. Semelhante ao método de velocidade radial de deslocamento doppler, a astrometria de precisão tenta detectar a oscilação diminuta da estrela-mãe à medida que um planeta prossegue em sua órbita. Isso pode ser feito monitorando a distância angular entre uma estrela e uma estrela de referência de fundo. Neste caso, a estrela alvo é normalmente muito brilhante e usada para referência de fase a uma estrela fraca projetada dentro de uma mancha isoplanática do alvo (& lt ∼ 30 ”). Lane et al. (2000a) relataram as primeiras medições desse tipo usando o PTI (ver Figura 31). Para referência, o movimento de Saturno e Júpiter perturba o Sol ∼ 1 miliarcsegundo visto de 10 pc. Esta técnica será aplicada pelo interferômetro Keck e pelo interferômetro VLTI para um levantamento de planetas, e fala-se em persegui-la na Antártica, onde a mancha isoplanática é maior e os tempos de coerência mais longos (por exemplo, Lloyd et al., 2002 Swain, 2002 )

Figura 31: Astrometria de ângulo estreito de última geração do binário 61 Cyg pelo PTI. Por um período de uma semana, o erro astrométrico residual na declinação foi ∼ 100 microssegundos de arco. Figura impressa com permissão da SPIE, originalmente publicada em Lane et al. (2000a).

Outro método que também está sendo perseguido agressivamente pelos interferômetros Keck e VLTI é uma abordagem de múltiplos comprimentos de onda para encontrar exoplanetas massivos, detectando um deslocamento muito leve do fotocentro entre diferentes bandas infravermelhas devido a bandas de absorção hipotéticas na atmosfera do planeta (ou seja, o método de fase diferencial, por exemplo , Akeson e Swain, 1999 Lopez e Petrov, 2000). Este método tem a vantagem de usar a estrela-alvo brilhante como sua própria referência de fase. No entanto, estudos recentes da variabilidade da linha de visão do vapor de água atmosférico (Akeson et al., 2000b) indicam que a dispersão cromática diferencial pode ser mais difícil de calibrar para métodos de fase diferencial do que o esperado originalmente.

As medições de precisão das fases de fechamento também podem ser usadas para detectar companheiros desmaiados, um método que não tem recebido tanta atenção. Conforme descrito anteriormente nesta revisão (§ 2.2.3), a fase de fechamento é formada pela soma das fases do interferômetro em três linhas de base em torno de um triângulo de telescópios, e essa quantidade é imune aos atrasos da fase atmosférica. A falta de atenção aos métodos de fase de fechamento de precisão é compreensível, uma vez que poucos interferômetros possuem o mínimo necessário de três telescópios. Monnier (2002) e Segransan (2002) discutiram recentemente como as fases de fechamento são imunes a problemas de calibração dominantes de fase diferencial e que também podem ser usadas para resolver todos os parâmetros de um sistema binário sem a necessidade de medir quaisquer amplitudes de visibilidade. Para referência, uma fase de fechamento típica para um binário com relação de brilho de 10 4 é ∼ 0,01 graus, desde que a separação de componentes seja resolvida pelo interferômetro - o mesmo efeito de magnitude que para métodos de fase diferencial.

A atual precisão de medição publicada das fases de fechamento é de apenas 0,5 a 5 graus (Tuthill et al., 2000c Benson et al., 1997b Young et al., 2000a). Melhorar as três ordens de magnitudes necessárias para detectar até mesmo o exoplaneta mais brilhante possível é um desafio assustador. Embora existam certamente efeitos sistemáticos não considerados (talvez devido à birrefringência ou desvios no alinhamento óptico) que degradarão a sensibilidade da técnica de fase de fechamento de precisão, a falta de quaisquer efeitos "showstopper", como dispersão atmosférica diferencial para os métodos de fase diferencial, fortemente defende o desenvolvimento da técnica da fase de fechamento.

5.1.4 Anulação

Outra abordagem que está sendo buscada para a detecção de planetas é anular (Bracewell, 1978). Os experimentos iniciais de anulação com o MMT (Hinz et al., 1998) continuaram (Hinz, 2001) e, finalmente, serão aplicados no Large Binocular Telescope Interferometer (Hinz et al., 2001a). Este projeto ainda está a muitos anos de distância, mas oferece uma abordagem alternativa aos métodos de fase de “precisão” acima.

Em um prazo mais curto, o interferômetro Keck aplicará anulação no infravermelho médio para medir e caracterizar a poeira zodiacal em torno de estrelas próximas. Espera-se que esta fonte de radiação infravermelha seja o pano de fundo dominante para um eventual interferômetro de detecção de planetas baseado no espaço, a chamada missão “Localizador de Planetas Terrestres” (mais informações em § 5.2). Serabyn e Colavita (2001) descrevem o combinador de anulação “totalmente simétrico” sendo implementado no interferômetro Keck, e os testes iniciais no céu são esperados para começar em 2003. Uma descrição mais completa da estratégia de observação e sensibilidade esperada foi documentada em Kuchner e Serabyn (2003).

A anulação também pode ser aplicada em grandes aberturas simples e, em seguida, são chamados de coronógrafos de anulação. Novos projetos inteligentes na coronografia estão competindo com a interferometria de anulação por conceitos de missão espacial para detectar planetas terrestres ao redor de outras estrelas, e eu recomendo trabalhos interessantes sobre pupilas de forma otimizada e apodizadas (Spergel, 2002 Nisenson e Papaliolios, 2001), imagem limitada por band-pass- máscaras (Kuchner e Traub, 2002) e abordagens baseadas em máscara de fase (por exemplo, Guyon et al., 1999 Rouan et al., 2000).

5.1.5 Espectroscopia

Houve apenas alguns resultados significativos combinando espectroscopia e interferometria, felizmente, isso está prestes a mudar. O instrumento AMBER infravermelho próximo, programado para chegar ao interferômetro VLTI em 2003, combinará três feixes de telescópio e dispersará a luz com 3 resoluções espectrais diferentes, o máximo é R & gt ∼ 10000. Esta resolução permitirá interferometria em linhas espectrais individuais no regime de 1-2,5 μm, abrindo linhas de emissão excitadas por choque, características de absorção / emissão de CO e até mesmo emissão de jatos YSO a serem sondados de maneiras novas e emocionantes pela primeira vez. Podemos esperar que o valor das observações interferométricas seja bastante aprimorado por esses novos recursos.

5.1.6 Polarimetria

Imagens de estrelas em luz polarizada com interferômetros também prometem novas descobertas fascinantes em muitas áreas da astrofísica, embora essa capacidade seja difícil de implementar com interferômetros atuais. Vakili et al. (2002) discutem aplicações interessantes de combinação da alta resolução espectral de AMBER com polarimetria, e destacam os novos recursos para geração de imagens de luz espalhada e potencialmente até medição de campos magnéticos estelares do efeito Zeeman. Os esforços experimentais (Rousselet-Perraut et al., 1997) nesta área têm sido muito limitados em comparação com o progresso teórico (Rousselet-Perraut et al., 2000) esta situação deve ser remediada em breve.

5.1.7 Novos Observáveis

Junto com uma maior cobertura espectral e mais telescópios, vêm novos observáveis ​​interferométricos. Enquanto § 5.1.3 discutiu possíveis aplicações de fase diferencial e fase de fechamento diferencial, existem outros interferométricos observáveis ​​ainda a serem explorados para interferometria de precisão.

Medir o diâmetro de uma estrela localizando com precisão o primeiro nulo do padrão de visibilidade é imune a erros de calibração de amplitude. Isso pode ser feito usando um espectrógrafo bem calibrado para pesquisar o nulo, medindo amplitudes de franja ou procurando a assinatura de inversão de fase através do nulo (por exemplo, Mozurkewich, comunicação privada). Esta técnica é semelhante ao método de A. Michelson na medição do diâmetro de Betelgeuse (Michelson e Pease, 1921), onde a linha de base foi ajustada a fim de encontrar o mínimo de visibilidade detectado por seus olhos.

A amplitude de fechamento (requer conjuntos de 4 telescópios) é uma quantidade importante em interferometria de rádio para compensar ganhos de amplificador instáveis ​​e eficiências de antena variáveis ​​que podem ser ligadas a telescópios individuais (por exemplo, Readhead et al., 1980). As amplitudes de fechamento não são práticas para interferômetros ópticos atuais parcialmente porque a maioria das variações de amplitude de franja não são causadas por mudanças de ganho específicas do telescópio, mas sim pela mudança de coerência (por exemplo, devido à mudança da atmosfera). No entanto, a introdução de filtragem espacial (por exemplo, fibras monomodo) deve tornar a amplitude de fechamento uma ferramenta útil para interferometria óptica em breve (ver discussão em Monnier, 2000).

Necessariamente, a maioria dos novos observáveis ​​ainda precisam ser usados ​​na prática ou descritos na impressão. Menciono aqui algumas possibilidades que este autor considerou para encorajar futuras experimentações. Por exemplo, pode ser possível usar amplitudes de fechamento no caso em que o jitter de franja causa perda de contraste de visibilidade em um interferômetro de rastreamento de franja, devido à maneira como pequenos erros de fase aleatórios degradam a coerência. Além disso, a Fase Diferencial de Fechamento é uma grandeza recentemente definida (Monnier, 2002), introduzida para superar uma limitação das técnicas atuais de referência de fase, a saber, que os métodos de fase diferencial (e fase de fechamento diferencial) requerem suposições sobre a estrutura de origem da fase calibrador.

5.1.8 Sensibilidade (iKeck e VLTI)

Outra área em que esperamos progresso imediato é na observação de novas classes de objetos esmaecidos pela primeira vez. Os interferômetros Keck e VLTI terão a capacidade de observar fontes tão fracas quanto a magnitude de K ∼ 11 (até K ∼ 20 com referência de fase), abrindo fontes extragalácticas pela primeira vez. Quando esta revisão for impressa, espero que as primeiras observações interferométricas ópticas do núcleo de um Núcleo Galáctico Ativo (AGN) sejam anunciadas. Medições de tamanho de AGN devem oferecer novas restrições aos modelos do contínuo infravermelho e, quando combinadas com alta resolução espectral, podem determinar a origem física de regiões de linhas largas observadas e possivelmente até medir massas dinâmicas de buracos negros.

Em termos de fontes galácticas, este aumento na sensibilidade permitirá um amplo censo de fontes a ser feito, incluindo YSOs abrangendo uma ampla gama de idades, luminosidades e distâncias e sistemas binários de todas as massas. Por exemplo, observações infravermelhas de binários pré-sequência principal permitem sondas únicas da evolução da fração binária (por exemplo, Ghez et al., 1993), bem como medições importantes de massas de objetos estelares jovens (Tamazian et al., 2002) . Espero que as observações do interferômetro desempenhem um papel cada vez mais importante nesta área à medida que a sensibilidade aumenta.

É claro que a sensibilidade adicional permitirá novos projetos também, como rastrear os movimentos das estrelas orbitando o buraco negro no centro da Via Láctea com uma ordem de magnitude maior do que a possível hoje com telescópios de abertura única (por exemplo, Schödel et al ., 2002). A astrometria de precisão pode permitir até mesmo novos testes da Relatividade Geral perto de buracos negros supermassivos no centro de galáxias próximas.

Além disso, o instrumento MIDI para o VLTI permitirá medições sensíveis no infravermelho médio pela primeira vez. Enquanto o interferômetro ISI foi pioneiro na interferometria nesta faixa de comprimento de onda, o MIDI + VLTI será o primeiro a sondar uma ampla gama de fontes com resolução de ∼ 0. ”01 e até N ∼ 4 mag (& gt ∼ 100 × mais fraco que o ISI). As observações no infravermelho médio são sensíveis à emissão de poeira relativamente fria e podem perscrutar através de camadas mais espessas de poeira do que é possível no infravermelho próximo ou visível. Existem grandes possibilidades para avançar nossa compreensão de estrelas jovens e evoluídas, e estudar a distribuição de poeira em uma variedade de ambientes.

5.2 Interferometria Espacial

As maiores limitações dos interferômetros ópticos surgem da turbulência atmosférica. Limita drasticamente a sensibilidade, a capacidade de fazer imagens e força a engenharia a ser desajeitada e complicada. O espaço é naturalmente um lugar ideal para interferometria, sem atmosfera para corromper a fase nem limitar o tempo de integração coerente. E linhas de base longas são obviamente possíveis combinando a luz interceptada por espaçonaves separadas voando em formação.

5.2.1 Tecnologias críticas necessárias

Para construir interferômetros espaciais com sucesso, muitas tecnologias devem ser desenvolvidas primeiro. Até hoje, não houve nenhum interferômetro espacial dedicado voado (exceto para os Sensores de Orientação Fina nos Telescópios Espaciais Hubble, por exemplo, Franz et al., 1991).

Para interferômetros implantados em uma única estrutura, é necessário lidar com vibrações de treliça, gradientes térmicos e gravitacionais e um número excepcionalmente grande de mecanismos (falhas que poderiam encerrar a missão). Existem problemas com o propelente e o consumo de energia para manobrar a matriz para apontar ao redor do céu. A Missão de Interferometria Espacial (SIM) está em estágios avançados de planejamento e está sendo projetada para medir posições precisas de estrelas com resolução de microssegundos de arco. O SIM é um interferômetro “simples” de 2 elementos em uma treliça implantável (linha de base máxima de 10 m) e será a primeira missão espacial a tentar a interferometria espacial.

Em última análise, seria desejável ter linhas de base com muito mais do que ∼ 10 metros, e isso exigirá espaçonaves separadas e de vôo livre. Para um interferômetro espacial que consiste em “free-flyers”, existem outros problemas. Por exemplo, manter as distâncias físicas entre os telescópios espaciais em tolerâncias submícron é de fato um desafio. Provavelmente, isso não pode ser feito monitorando os desvios da espaçonave em tempo real usando metrologia a laser; as distâncias variáveis ​​podem ser compensadas por linhas de atraso a bordo (curtas). Algumas missões de engenharia foram propostas para testar ideias, mas ainda precisam realmente decolar (por exemplo, a missão Starlight da NASA foi cancelada recentemente). A NASA e a ESA deveriam dar a essa missão de teste uma alta prioridade, já que o potencial científico de um interferômetro de vôo livre é muito maior do que aquele limitado a uma única estrutura.

5.2.2 Revisão das missões atuais da NASA e da ESA

Existem vários conceitos de missão envolvendo interferometria espacial sendo considerados pela NASA e pela Agência Espacial Européia (ESA). Como mencionado antes, o único em estágios avançados de projeto é a Missão de Interferometria Espacial da NASA (SIM).Na Tabela 4, eu resumo algumas das missões que estão sendo propostas e seus principais motivadores científicos. Considerando a falta de confiabilidade das datas de lançamento esperadas, omiti-os da tabela - é improvável que algum deles voe antes de 2010 (2020?).

A NASA e a ESA gastaram muita energia no projeto de missões para detectar planetas semelhantes à Terra ao redor de estrelas próximas e para medir seus espectros de refletância (ou emissão). Com sorte, um espectro de planeta extrasolar poderia codificar características espectrais atmosféricas distintas indicando a presença de vida (biomarcadores) no planeta distante (por exemplo, Woolf et al., 2002). Embora originalmente concebido como uma missão de interferômetro infravermelho, conceitos envolvendo um coronógrafo de luz visível foram propostos recentemente. Esta missão é conhecida no Terrestrial Planet Finder (TPF) na NASA e como IRSI-Darwin na ESA. A tabela de resumo também inclui algumas missões de acompanhamento TPF, como "Life Finder". Essas missões são muito futurísticas e testemunham a imaginação exuberante da NASA.

Outra área de interesse é a geração de imagens do infravermelho distante e do céu abaixo do milímetro em alta resolução angular usando interferometria espacial. Esses comprimentos de onda são de difícil acesso do solo devido à absorção de água na atmosfera. Por causa disso, a resolução angular das observações atuais é muito limitada (∼ 30 ”) em comparação com todos os outros comprimentos de onda, o céu foi pesquisado com a resolução mais baixa no IR distante.

A missão proposta da NASA "Sonda Submilimétrica da Evolução da Estrutura Cósmica" (SPECS) seria um interferômetro espacial de telescópio separado (possivelmente amarrado e não "em vôo livre") projetado para mapear o céu com grande sensibilidade em uma resolução comparável a que atualmente é alcançável em outros comprimentos de onda. (∼ 0,010 ”). Isso evitaria o regime de confusão limitada encontrado pelos levantamentos atuais de contagem de galáxias de baixa resolução angular e permitiria que a evolução da estrutura cósmica fosse investigada de volta ao alto redshift. A missão SPIRIT pretende ser um precursor do SPECS para testar vários aspectos em uma única plataforma.

A comunidade de raios-X também propôs um interferômetro espacial, que apresentaria resolução de microssegundos de arco e seria capaz de estudar o material quente no horizonte de eventos de buracos negros próximos. Apoiado por experimentos de laboratório bem-sucedidos (Cash et al., 2000), os planos para um interferômetro de raio-X de voo livre chamado Micro-Arcsecond X-ray Imaging Mission (MAXIM) começaram. Controlar distâncias entre espelhos macroscópicos com precisão de picômetro, como é necessário para interferometria de raios-X, é de fato um desafio assustador. No entanto, uma missão precursora MAXIM com apenas alguns metros de linha de base teria uma resolução ordens de magnitude maior do que o telescópio de raios-X Chandra e tem alguma chance de voar.


Acrônimo
Nome completo e drivers de ciências primárias
SIM (NASA) Missão de interferometria espacial
Planetas exossolares de astrometria de precisão
FKSI (NASA) Interferômetro espacial de Fourier-Kelvin
Encontre planetas Jovian (nuller) mapas de discos circunstelares
SMART-3 (ESA) SMART-3
Teste o conceito de voo livre para a missão ESA IRSI-Darwin
IRSI-Darwin (ESA) Interferômetro do espaço infravermelho (um conceito: Darwin)
Planetas terrestres de imagem (nulo de IV) medem espectros
TPF (NASA) Terrestrial Planet Finder
Planetas terrestres de imagem (nulo de IV) medem espectros
ESPÍRITO (NASA) Trailblazer de interferometria infravermelha espacial
Far-IR, precursor de contagem de galáxias sub-mm para SPECS
SPECS (NASA) Sonda Submilimétrica da Evolução da Estrutura Cósmica
Mapa de alta resolução do universo High-Z (far-IR, sub-mm)
SI (NASA) Stellar Imager
Superfícies de imagem de estrelas (visível, ultravioleta)
MAXIM (NASA) Missão de imagens de raios-X Micro-Arcsecond
Mapear discos de acreção de buracos negros e horizontes de eventos (raios-X)
MAXIM Pathfinder (NASA) MAXIM Pathfinder
Demonstrar a viabilidade da interferometria de raios-X atingir resolução de 100 μ-arco segundo
LF (NASA) Life Finder
Pesquisa de biomarcadores na extensão TPF de espectros de planetas
PI (NASA) Planet Imager
Superfícies de imagem de planetas terrestres, 25x25 pixels
(requer linhas de base de 6.000 km, futurista!)
Tabela 4: Interferômetros Espaciais Propostos

5.3 Futuros interferômetros terrestres

Embora seja interessante especular sobre o futuro da interferometria espacial, reconhecemos que será caro, difícil e lento. Nos próximos 10 ou 20 anos, podemos esperar um progresso mais rápido e acessível a partir do solo. Nesta seção final, eu reviso algumas das características necessárias de um Optical Very Large Array (OVLA). Ridgway (2000) discute muitas dessas considerações, e remeto o leitor a seu interessante relatório para maiores detalhes.

5.3.1 Metas de Design

O principal objetivo do projeto de um arranjo de interferômetro óptico de próxima geração será permitir que o astrônomo comum observe uma ampla gama de alvos sem a necessidade de extenso conhecimento especializado em observações de interferômetro. Um interferômetro de imagem com grande sensibilidade poderia cumprir essa promessa, fornecendo imagens acabadas, o formato de dados mais intuitivo em uso atualmente. Não será um instrumento especializado com direcionadores científicos restritos, mas uma instalação de propósito geral para avançar nossa compreensão em uma ampla gama de áreas astrofísicas.

5.3.2 Matriz Ótica Muito Grande

Uma maneira de atingir esse objetivo de design é aumentar a escala dos arrays existentes. Simplificando, este objetivo principal exigirá uma matriz com um grande número de telescópios (& gt ∼ 20 para permitir imagens de síntese de abertura confiável) e com telescópios de grande abertura corrigidos por óptica adaptativa (de preferência usando estrelas guia de laser para cobertura em todo o céu), permitindo uma magnitude limite razoavelmente fraca (falando grosso modo, mais brilhante do que ∼ 15ª magnitude no infravermelho sem referência de fase).

Esta matriz provavelmente seria reconfigurável, como o rádio VLA, para permitir que diferentes resoluções angulares sejam investigadas. As linhas de base mais longas devem cobrir alguns quilômetros (resolução de ∼ 0,1 mili-arco segundo no infravermelho próximo). A principal limitação de tal sistema será um pequeno campo de visão, normalmente limitado ao feixe limitado por difração de um telescópio individual (para telescópios da classe de 10 m, o campo de visão instantâneo seria de apenas cerca de ∼ 50 miliarcsegundos) - embora o mosaico fosse possível, como no rádio. Existem esquemas que podem criar imagens de um campo maior simultaneamente, mas provavelmente não são muito práticos.

Com um orçamento ainda maior (bilhões de dólares), pode-se combinar parcialmente os objetivos da interferometria com a prioridade da comunidade para um telescópio de 30 m de diâmetro. Esta ideia inteligente foi recentemente proposta por R. Angel e colegas da Universidade do Arizona. Em seu esquema "20/20", a luz de dois telescópios extremamente grandes (diâmetro & gt 20 metros) seria combinada em um esquema de combinação Fizeau, padronizado após o Grande Telescópio Binocular, mantendo todo o campo de visão (∼ 30 ", limitada pela turbulência atmosférica) com a resolução do interferômetro de dois elementos. Além disso, este esquema maximiza a área de coleta bruta e apresentaria uma sensibilidade potencialmente incrível (& gt 20 mag!). Uma característica exigente desse projeto é que os dois telescópios de mais de 20 m teriam que se mover suavemente ao longo de uma trilha em tempo real para manter o grande campo de visão. Isso pode não ser impossível, mas certamente é uma complicação interessante. Além disso, as vantagens de imagem deste sistema só funcionam quando a linha de base de dois telescópios é 5-10 × tão grande quanto o diâmetro do telescópio e, portanto, o interferômetro "20/20" teria linhas de base máximas de apenas algumas centenas de metros, no máximo, não muito melhor do que os arranjos de interferômetro atuais. Embora admitindo que este sistema pudesse permitir a observação de objetos muito mais fracos, esta opção custaria muito mais do que um sistema OVLA dedicado descrito acima.

5.3.3 Obstáculos tecnológicos que precisam ser superados

Para que a interferometria óptica continue seu crescimento impressionante nas próximas décadas, avanços importantes devem ser feitos em áreas críticas. Aqui, listo resumidamente algumas melhorias óbvias que tornariam um OVLA mais acessível.

O principal avanço necessário para tornar o OVLA acessível será o desenvolvimento de telescópios de grande abertura “baratos” com óptica adaptativa. Atualmente, custa milhões de dólares para construir até mesmo um telescópio de 4 m - sem óptica adaptativa. Avanços em espelhos leves com ótica adaptativa projetada desde o início podem mudar a economia da situação.

Outra área que pode revolucionar a interferometria óptica são os avanços em materiais de fibra de gap fotônico (por exemplo, Mueller et al., 2002). Esses materiais oferecem a possibilidade de uma largura de banda extremamente ampla, fibras monomodo de baixa dispersão e baixa perda, o que pode abrir a possibilidade de linhas de atraso de fibra práticas. Tal avanço simplificaria muito o trem de feixe óptico e a engenharia de um interferômetro óptico, tornando projetos como o 'OHANA simples. Isso colocaria a interferometria óptica em uma posição mais semelhante à interferometria de rádio, onde linhas de atraso de cabo (coaxial ou fibra) são usadas rotineiramente.

Combinar dezenas de telescópios pode não ser prático usando a ótica em massa, e soluções envolvendo ótica integrada devem ser buscadas. A principal limitação dessa tecnologia é a cobertura restrita do comprimento de onda, atualmente comprovada apenas para um comprimento inferior a 2,2 μm. O desenvolvimento de materiais (por exemplo, niobato de lítio) e processos de fabricação que podem estender a cobertura para o infravermelho térmico (1-5 μm) significaria que um interferômetro de uso geral poderia ser construído em torno de um combinador óptico integrado. O trabalho está atualmente em andamento na Europa para esse fim, em particular na busca de capacidades de anulação de infravermelho médio para a missão ESA IRSI-Darwin (Haguenauer e outros, 2002).

Por último, detectores infravermelhos aprimorados são cruciais para maximizar a produção científica de um futuro interferômetro. Já foi discutido aqui (ver § 3.3.5) que os detectores de infravermelho próximo permanecem limitados pelo detector de ruído de “leitura” evitável, e um OVLA futuro deve ter detectores melhores.


6. CONCLUSÕES E DISCUSSÃO

Nossa pesquisa e análise fornecem evidências observacionais de que H2 a formação de moléculas está presente em manchas solares que são capazes de manter campos máximos maiores que 2500 G. As medições da largura equivalente OH vista em umbra de manchas solares são qualitativamente consistentes com as previsões de espectros sintetizados por modelos de transferência radiativa. Inferimos uma fração de gás molecular de alguns por cento H2 nas maiores manchas solares. A formação desta pequena facção parece alterar o equilíbrio das pressões nas manchas solares isotermicamente, resultando em um aumento da inclinação da relação magnético-térmica em temperaturas inferiores a uma temperatura de brilho contínuo de 15650 Å de 6000 K onde o H2 a fração começa a aumentar rapidamente com a temperatura. Sugerimos que a formação de H2 moléculas na umbra de manchas solares causam uma rápida intensificação do campo magnético sem uma diminuição significativa da temperatura que explicaria o aumento da inclinação da relação termo-magnética.

Nossa hipótese é que H2 desempenha um papel importante na formação e evolução das manchas solares. Durante o estágio inicial de emergência e resfriamento das manchas solares, a formação de H2 pode desencadear um processo temporário de intensificação do campo magnético "descontrolado". Conforme o fluxo magnético emerge e se fortalece, a atmosfera das manchas solares esfria devido à supressão do aquecimento convectivo pelo campo magnético. Quando temperaturas suficientemente baixas são atingidas H2 começa a se formar em números substanciais nas partes mais frias da umbra. À medida que os átomos de hidrogênio livres se combinam para formar H2, a densidade do número total de partículas é reduzida. A energia de dissociação liberada na atmosfera é rapidamente dissipada pelo resfriamento radiativo devido à baixa opacidade da fotosfera, reduzindo a pressão cinética total sem uma redução correspondente na temperatura. A diminuição da pressão do gás faz com que essa região diminua de tamanho e, devido à alta condutividade elétrica da atmosfera, os campos magnéticos são comprimidos com o plasma (o efeito de "campo congelado"). A densidade de campo magnético mais alta resultante inibe ainda mais o aquecimento convectivo da atmosfera de manchas solares, o que leva a um maior resfriamento. Esse processo de intensificação do campo magnético "descontrolado" é provavelmente um fenômeno temporário que é interrompido muito antes de todos os átomos de hidrogênio se condensarem na forma molecular. Em algum ponto, o transporte de energia por convecção será efetivamente extinto e os aumentos no campo magnético não mais resultarão em diminuições na temperatura. A transferência de energia radiativa das regiões circundantes mais quentes também evitaria que a umbra se tornasse excessivamente fria. Portanto, mais H2 a formação seria interrompida.

Enquanto a formação de H2 pode iniciar uma intensificação mais rápida do campo magnético de manchas solares durante a emergência de manchas solares, especulamos que durante a fase de decomposição em uma mancha que já formou um H substancial2 população, as concentrações mais altas de gás molecular tenderiam a manter o campo magnético contra a decadência e estender a vida útil da mancha solar. À medida que o campo magnético em uma mancha solar enfraquece, as regiões da umbra, uma vez frias, tornam-se quentes e2 se dissocia de volta em hidrogênio atômico. O aumento mais rápido da pressão nas regiões mais quentes da umbra comprimiria as regiões frias restantes, concentrando o campo magnético e mantendo o interior fresco contra o aquecimento convectivo.

A formação de H2 aceleraria o processo de emergência de manchas solares e a dissociação de H2 retardaria seu desaparecimento. Embora os efeitos da formação e destruição de moléculas produzissem assinaturas semelhantes na relação termo-magnética, esperaríamos ver mais casos de manchas solares na fase de decaimento devido ao viés observacional. Há evidências de que a intensificação do campo magnético ocorre em núcleos discretos, como pode ser visto no NOAA 9429, o que é consistente com esse quadro especulativo de formação de moléculas durante o crescimento e decadência das manchas solares. Se este for o caso, a fração molecular seria significativamente subestimada nas manchas solares devido ao efeito do fator de preenchimento, e pode existir em quantidades de 5% em características não resolvidas, consistentes com os modelos mais frios da umbra, como os apresentados em Maltby et al. . (1986).

É possível que dois outros efeitos contribuam para a não linearidade da relação termo-magnética. Em estudos anteriores (Martínez Pillet & amp Vázquez 1993 Solanki et al. 1993 Mathew et al. 2004), a não linearidade da relação termomagnética foi interpretada como um efeito de transferência radiativa, ou seja, o efeito da Depressão de Wilson nas manchas solares. Atmosferas mais frias em uma mancha solar são opticamente mais finas, portanto, o campo magnético e as medições contínuas originam-se de uma profundidade geométrica maior. Ao ver mais profundamente na atmosfera, somos capazes de ver regiões relativamente mais quentes e, portanto, a temperatura observada parece diminuir menos rapidamente (em relação ao raio ou B) do que em uma única camada geométrica. Este efeito, portanto, tenderia a aumentar a inclinação da relação termo-magnética; no entanto, a temperatura ainda deveria diminuir à medida que a intensidade do campo magnético aumenta.

Em todo esse trabalho, também negligenciamos a força de curvatura. Contribuições aumentadas para o suporte horizontal da força de curvatura em regiões periféricas podem fazer com que a pressão magnética no núcleo de manchas solares pareça aumentada, contribuindo para a não linearidade da relação termo-magnética.

Esforços de modelagem detalhada são necessários para determinar a validade dos cenários propostos para H2 formação e destruição durante o surgimento e decadência das manchas solares, e contribuição do efeito de transferência radiativa e da força de curvatura para a não linearidade da relação termo-magnética. Pretendemos considerar mais cuidadosamente os efeitos da força de curvatura e da Depressão de Wilson e investigar mais a fundo o problema de H2 formação usando as observações simultâneas de altura dupla obtidas com os canais 6302 e 15650 Å de FIRS para realizar uma comparação detalhada com modelos recentes de manchas solares MHD de Rempel (2011).

Particularmente para os casos de intensificação isotérmica do campo magnético no NOAA 9429 e 11130, é improvável que tal aumento acentuado na inclinação possa ser explicado simplesmente por meio do fenômeno radiativo ou da força de curvatura. A formação de H2 parece ser a causa mais provável do aumento acentuado na inclinação da relação termo-magnética nas manchas solares. Além desse processo de intensificação magnética, a formação de moléculas aumenta a capacidade térmica da atmosfera de manchas solares. Devido aos graus de liberdade adicionais do H2 molécula, a formação de um H2 a fração de 10% idealmente aumentaria a capacidade de calor do gás em 13% sobre uma densidade numérica equivalente do gás atômico. Este reservatório não térmico de energia pode ter um efeito importante na produção radiativa local do sol. Consequentemente, sugerimos que a modelagem da condição de equilíbrio MHS de manchas solares na forma da Equação (1) deve incluir um modelo atmosférico de múltiplos componentes com a equação de estado adequada para explicar a termodinâmica alterada da atmosfera de manchas solares devido à formação de H2.

Nossa amostra foi obtida esporadicamente durante a fase mínima do ciclo solar 23 e não contém manchas solares muito grandes com altas intensidades de campo magnético. Uma descoberta intrigante e inesperada é o comportamento distintamente diferente do B 2 versus T curva das maiores manchas solares na pesquisa (por exemplo, NOAA 11131). Embora não possamos fornecer uma explicação definitiva neste ponto, apontamos que a Equação (1) descreve apenas a condição de equilíbrio MHS para manchas solares, e as manchas solares não podem estar em equilíbrio MHS perfeito o tempo todo (em tal caso, as manchas solares seriam estáticas sem possibilidade de evolução). Portanto, não devemos esperar que o B 2 versus T curvas para representar o estado de equilíbrio, ou que sigam o mesmo caminho. Suspeitamos que as diferenças no comportamento observado do B 2 versus T curvas são a manifestação de mudanças no ambiente magnético e térmico das manchas solares em diferentes estágios de sua evolução. Um esforço de observação continuado seguindo as manchas solares ao longo de seu ciclo de vida deve fornecer os dados necessários para resolver este problema à medida que o ciclo solar 24 entra em sua fase máxima e manchas solares maiores começam a aparecer.

Este trabalho é parte de uma dissertação apresentada à Universidade do Havaí em cumprimento aos requisitos para o grau de Doutor em Filosofia.

O projeto FIRS foi financiado pelo programa National Science Foundation Major Research Instrument, concessão número ATM-0421582, e foi concluído por meio de uma colaboração entre o Instituto de Astronomia e o Observatório Solar Nacional.Expressamos nossa profunda gratidão ao NSO por toda a assistência e, especialmente, aos observadores do DST, Doug Gilliam, Joe Elrod e Mike Bradford por sua paciência e engenhosidade durante o comissionamento do FIRS.

Hinode é uma missão japonesa desenvolvida e lançada pela ISAS / JAXA, com NAOJ como parceiro doméstico e NASA e STFC (Reino Unido) como parceiros internacionais. É operado por essas agências em cooperação com a ESA e a NSC (Noruega). O Hinode SOT / SP Inversões com MERLIN foram conduzidas no NCAR sob a estrutura do Community Spectropolarimtetric Analysis Center (CSAC http://www.csac.hao.ucar.edu/).

Agradecemos também ao Grupo de Comparação de Magnetogramas de Vetores e Andres Asensio Ramos por seus conselhos essenciais sobre as técnicas de inversão. Finalmente, agradecemos Huw Morgan, Ali Tritschler e nosso árbitro que contribuíram com muitas sugestões úteis para melhorar o texto deste artigo.


1. Introdução

[2] Informações topográficas precisas e, em particular, modelos de elevação digital de alta resolução são de grande interesse para todas as fases da exploração de Marte e investigação científica, desde a seleção do local de pouso até a análise quantitativa do registro morfológico dos processos de superfície. A necessidade de selecionar locais de pouso geologicamente interessantes, mas seguros para os dois Mars Exploration Rovers que chegarão em janeiro de 2004, criou uma necessidade especialmente urgente de informações topográficas e de declive sobre os locais candidatos [ Golombek et al., 2003]. O sistema de pouso MER é semelhante ao usado para o Mars Pathfinder e incorpora um conjunto de airbags para proteger a espaçonave em caso de impacto. Inclinações de superfície em uma variedade de escalas de comprimento podem representar um perigo para este sistema. Por exemplo, mesmo inclinações modestas (≥2 °) sobre linhas de base de quilômetros podem fazer com que a espaçonave role em alta velocidade e, portanto, ser danificada, e inclinações intermediárias (≥5 °) acima de linhas de base de cem metros podem causar os estágios finais de pouso (pára-quedas lançamento e fogo de retrocesso) para ocorrer em uma altitude insegura. Finalmente, inclinações na escala do cluster de airbag (∼5 m de diâmetro) podem fazer com que a espaçonave salte tanto verticalmente (levando a "estourar" e danos estruturais no próximo salto) ou muito horizontal (rasgando os airbags no seguinte impacto). Como uma estimativa grosseira, inclinações ≥15 ° na escala do airbag são consideradas perigosas, embora o potencial de danos dependa das rochas presentes no local e de detalhes aleatórios da trajetória e, portanto, devem ser avaliadas por simulações detalhadas.

[3] Infelizmente, embora Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) a altimetria possa ser usada para avaliar os riscos de declive ao longo de quilômetros e até mesmo linhas de base de 100 m [ Anderson et al., 2003], a disponibilidade de dados topográficos de resolução extremamente alta necessários para determinar inclinações na escala do airbag tem sido limitada até agora. O “padrão ouro” atual para dados topográficos marcianos, MOLA [ Zuber et al., 1992 Smith et al., 1999, 2001] coletou dados globalmente com uma precisão surpreendentemente alta, mas o espaçamento da amostra deste conjunto de dados é de apenas cerca de 300 m ao longo da trilha e, em muitos lugares perto do equador, as trilhas de solo MOLA adjacentes são separadas por lacunas de um a vários quilômetros. A largura de pulso MOLA também fornece informações sobre o alívio em distâncias menores, mas apenas como uma média sobre a pegada de ∼160 m do pulso de laser [ Garvin et al., 1999 Haldemann e Anderson, 2002 Neumann et al., 2003]. As imagens da Viking Orbiter fornecem cobertura estéreo de todo o planeta em baixa resolução e precisão vertical esperada (EP, uma função da resolução da imagem e geometria de visualização estéreo, conforme discutido abaixo), mas cobertura estéreo de alta resolução apenas em áreas extremamente limitadas [ Kirk et al., 1999b]. Dado que a separação mínima de medições estéreo independentes é de cerca de 3 pixels por causa da necessidade de combinar patches de imagem de tamanho finito, as imagens Viking de maior resolução, em cerca de 8 m / pixel, suportam estereomapeamento apenas em resoluções horizontais & gt24 m. Fotoclinometria bidimensional, ou forma a partir do sombreamento [ Kirk, 1987 Kirk et al., 2003a], pode ser usado para produzir DEMs na resolução de pixel a partir de imagens individuais. Uma vez que a cobertura de imagem única é muito mais abundante do que a cobertura estéreo, isso, em princípio, aumenta a probabilidade de que uma determinada região possa ser mapeada, além de melhorar a resolução DEM. A fotoclinometria deve ser calibrada com os dados topográficos de outra fonte, se forem obtidos resultados quantitativamente precisos, portanto, na prática, a cobertura estereoscópica ainda é necessária. Em qualquer caso, as melhores (não estéreos) imagens Viking dos locais de pouso de MER candidatos têm resoluções muito pobres para serem úteis.

[4] A câmera MOC-NA, com resolução máxima de 1,5 m / pixel [ Malin et al., 1992 , 1998 Malin e Edgett, 2001], oferece a perspectiva de mapeamento estereotopográfico em uma resolução horizontal de ∼5 me EP ∼ 1 m, embora a maioria das imagens utilizadas neste estudo tenham sido obtidas a ≥3 m / pixel e tenham resolução estéreo e EP correspondentemente mais pobres. A cobertura estéreo do MOC-NA é limitada porque, até o final da missão principal, a maioria das imagens eram obtidas apontando o nadir e não eram direcionadas para se sobreporem. Mais de 150 estereopares MOC-MOC foram, no entanto, obtidos pela fase de missão E14 [ Caplinger, 2003]. Também é provável que algumas imagens MOC forneçam cobertura estéreo útil quando combinadas com imagens oblíquas da Viking Orbiter ou, eventualmente, com imagens de banda visível THEMIS. Além disso, a obtenção de imagens, incluindo stereopairs, dos locais de pouso do MER candidato tem sido um objetivo importante da missão estendida do MGS, e essas imagens foram disponibilizadas para avaliação do local antes de seu lançamento formal. Por todas essas razões, uma capacidade de estereomapeamento com as imagens MOC-NA é altamente desejável e foi desenvolvida de forma independente por nosso grupo [ Kirk et al., 2001a, 2002a, 2002b, 2003b] e por outros [ Ivanov e Lorre, 2002 Ivanov, 2003 Caplinger, 2003]. A geometria do scanner de vassoura da câmera significa que o software estéreo usado para enquadrar câmeras (por exemplo, as da Viking Orbiter) deve ser modificado para ser usado com o MOC. Os outros desafios principais ao trabalhar com dados MOC são identificar pares estereoscópicos adequados e fornecer controle geodésico adequado para essas imagens de alta resolução.

[5] Software fotoclinométrico inicialmente desenvolvido para enquadrar câmeras [ Kirk, 1987 Kirk et al., 2003a] exigiu apenas pequenas modificações para uso com imagens MOC, mas os resultados dependem da precisão dos modelos de transferência radiativa atmosférica e de superfície e, em particular, da calibração precisa da contribuição da névoa atmosférica para cada imagem. Nosso mapeamento fotoclinométrico de locais de pouso depende fortemente de dados estéreo de alta resolução para esta calibração, mas melhora a resolução horizontal para o nível de pixel único.

[6] Neste artigo, descrevemos nossos métodos para derivar DEMs estéreo e fotoclinométricos calibrados a partir de imagens MOC-NA, avaliamos a precisão de nossos métodos com uma variedade de testes envolvendo dados reais e simulados e descrevemos nossos resultados para as encostas topográficas no Mars Pathfinder e sete locais de pouso MER candidatos.


7. RESUMO E CONCLUSÕES

Profundo HST/ ACS dados nos permitiram derivar o tempo de vida SFH da galáxia anã Tucana, um dos dSphs mais isolados do LG. Mostramos que Tucana experimentou um forte evento de formação de estrelas na idade mais velha possível, & gt12,5 Gyr atrás. Após o primeiro pico inicial, a intensidade medida da formação de estrelas diminuiu continuamente até parar opping9 Gyr atrás. Os testes que realizamos com populações estelares simuladas revelam o efeito de ampliação dos erros de observação. Descobrimos que o SFH real subjacente é compatível com um episódio de curta duração, no intervalo σ & # x2264 1,0 Gyr, se assumirmos um perfil gaussiano ψ (t) atingiu o pico há 13 Gyr. Nossa tentativa de colocar restrições firmes nos limites de idade do evento principal de formação de estrelas é dificultada pela resolução de tempo limitado e, portanto, não somos capazes de responder claramente à pergunta se a reionização foi decisiva para encerrar a atividade de formação de estrelas de Tucana.

Exploramos mecanismos alternativos (externos e internos) que podem ter moldado a evolução do Tucana. Por outro lado, as medições atuais de sua velocidade radial não excluem a possibilidade de que o Tucana tenha atravessado as regiões internas do LG uma vez. Portanto, uma transformação morfológica ligada a uma interação próxima com um membro LG maior em um momento consistente com o fim de sua formação estelar não pode ser descartada. Por outro lado, exploramos a possibilidade de que o feedback das explosões SN possa ter sido responsável pela perda de gás. Usamos dois argumentos diferentes para concluir que a perda de gás conectada a eventos SN deve, de fato, ter sido muito importante na evolução inicial de Tucana: primeiro, a comparação da quantidade total de energia liberada pelo SNe esperada na evolução inicial de Tucana com o modelo de Mac Low & amp Ferrara (1999) mostra que Tucana poderia estar na região de blowout. Em segundo lugar, investigando a diferença química entre duas subpopulações principais de metalicidade distinta presentes em Tucana, encontramos evidências de que a grande maioria dos metais produzidos pelo SNe deve ter sido perdida por Tucana para o meio intergaláctico.

Dedicamos um esforço particular para comparar as propriedades de Tucana e Cetus, os dois dSphs isolados analisados ​​de forma consistente no projeto LCID, que também compartilham a importante característica de serem os dSphs mais isolados do LG. Ambos são (à primeira vista) tão antigos quanto os mais antigos satélites da Via Láctea, como Draco, UMi ou Escultor, sem vestígios de formação de estrelas com menos de 9 Gyr. O fato de eles não seguirem a relação morfologia-densidade que foi observada nos satélites dSph da Via Láctea levanta questões interessantes sobre a eficácia do ambiente em moldar os SFHs de galáxias anãs. Isso dá algum suporte a modelos como o publicado recentemente por Sawala et al. (2010) em que mecanismos internos como o SNe, potencializados pelos efeitos da reionização cósmica, são capazes de reproduzir as principais características das galáxias dSph sem ter que invocar fortes efeitos ambientais. Ainda assim, novas pistas virão de um melhor entendimento da estrutura e cinemática do componente estelar do Tucana e comparando tais propriedades em detalhes com aquelas dos satélites dSph clássicos que foram claramente afetados pelo ambiente.

Apesar das semelhanças óbvias nos CMDs e SFHs de Cetus e Tucana, também demonstramos diferenças importantes em sua evolução inicial. Mostramos que o tempo de formação da maior parte das populações estelares em Cetus é claramente atrasado em comparação com Tucana. Isso aparece claramente nos SFHs derivados, e outros indicadores independentes apóiam a mesma conclusão: a morfologia do HB, as propriedades das estrelas variáveis ​​RR Lyrae (Bernard et al. 2008, 2009) e as características da saliência RGB (Monelli et al. 2010a). A conclusão mais importante que podemos tirar dessa comparação é que ela reforça fortemente as conclusões de Monelli et al. (2010b), em particular que a grande maioria das estrelas em Cetus se formou bem após o final da época de reionização, sugerindo, portanto, que o fim da formação estelar em Cetus não foi predominantemente causado por ela. Isso tem implicações importantes para modelos de última geração sobre os efeitos da reionização no início do SFH de galáxias anãs.

O apoio para este trabalho foi fornecido pela NASA através da concessão GO-10515 do Space Telescope Science Institute, que é operado pela AURA, Inc., sob o contrato NASA NAS5-26555, o IAC (concessão 310394), e o Ministério da Educação e Ciência da Espanha (concede AYA2004-06343 e AYA2007-3E3507). Esta pesquisa utilizou o Astrophysics Data System Bibliographic Services da NASA e o NASA / IPAC Extragalactic Database (NED), operado pelo Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, sob contrato com a National Aeronautics and Space Administration.

Instalação: HST (ACS) - satélite do Telescópio Espacial Hubble


Notas de rodapé

Baseado em parte em observações feitas com a NASA / ESA telescópio espacial Hubble, obtido pelo Space Telescope Science Institute. STScI é operado pela Associação de Universidades para Pesquisa em Astronomia, Inc., sob o contrato NASA NAS5-26555.

Baseado em parte nas observações obtidas no Observatório Nacional Kitt Peak e no Observatório Interamericano de Cerro Tololo, Observatório Nacional de Astronomia Óptica, que é operado pela Associação de Universidades para Pesquisa em Astronomia, Inc., sob acordo de cooperação com a National Science Foundation.

Baseado em parte em observações coletadas no Observatório La Silla Paranal, ESO, Chile.

Para uma discussão sobre o papel de HD 140283 na história da astronomia, consulte Bond et al. (2013).


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