الفلك

سؤال عن التلسكوبات والملاحظات وتفسيرات الملاحظات

سؤال عن التلسكوبات والملاحظات وتفسيرات الملاحظات



We are searching data for your request:

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

على الرغم من أنني ناشط في الفيزياء ، إلا أنني جديد في علم الفلك. أنا عالم فلك هواة ، في الواقع أسوأ من الهواة. لقد بدأت للتو. لدي منكسار بطول بؤري موضوعي 60 مم 700 مم والذي أستخدمه بشكل أساسي مع عدسة 20 مم.

لدي بضعة أسئلة بخصوص التلسكوب والملاحظات والتفسيرات وراء الملاحظات. نظرًا لأنهم جميعًا مترابطون ، فقد قررت أن أسألهم معًا.

1) إذن ، أولاً الأساسيات. فيما يتعلق بقوة الاستبانة للتلسكوب ، نعلم من معيار رايلي أن الانعراج يحدث بالفعل عند الهدف. لكن الانعراج يحدث عندما يمر الضوء عبر شق ضيق أو ينحني حول زاوية (أبعادها هي من حيث الطول الموجي للضوء). لكن لا يوجد شق وربما لا يوجد انحناء للضوء. كيف إذن نفترض أن نمط الحيود قد تشكل عند النظر في اشتقاق دقة التلسكوب؟

2) كيف يختلف تلميذ الخروج ودخول التلميذ عن قطر العدسة والموضوعية؟

3) لماذا عند زيادة التكبير يقلل سطوع الكائن (الفيزياء وراء ذلك)؟ أعني أنه إذا استخدمت عدسة عينية مقاس 4 مم ، فسيصبح من الصعب جدًا أولاً العثور على الكائن وثانيًا يتم تقليل سطوعه مقارنةً بالسطوع الذي حصلت عليه باستخدام عدسة 20 مم؟

4) ثانيًا ، لماذا تقلل عدسات بارلو السطوع كثيرًا. ولماذا عند استخدام عدسات بارلو ، يصبح مجال الرؤية أصغر ويمر الكائن مرتين بأسرع ما يمكن بدون بارلو؟

5) الآن السؤال الأكبر. كيف من الممكن أنه في كل مرة أقوم فيها بتوجيه التلسكوب الخاص بي نحو كوكب أو نجم مرئي (أعلم أنه نجم بسبب خريطة السماء) ، أرى نفس الحجم تقريبًا ، عندما تكون النجوم مرئية فقط كنقاط صغيرة. تبدو النجوم مزرقة والكواكب التي رأيتها (المريخ والمشتري) تبدو حمراء. هذا جيد لكن النجم لا يمكن رؤيته ككرة. النجوم تظهر كنقاط ، أليس كذلك؟

6) كيف يمكنني أن أجعل التلسكوب يعطي أفضل النتائج ، أي العدسة التي يجب أن أستخدمها وهل يجب أن أستخدم عدسات بارلو أم لا؟


1. حل القوة والحيود

يحدث الانعراج في أي مكان توجد فيه ميزة. "يتم تعريفه على أنه انحناء الضوء حول زوايا عائق أو فتحة في منطقة الظل الهندسي للعائق." (ويكيبيديا) لذلك كل ما تحتاجه للانعراج هو عقبة من أي شكل - عند حافة هذا العائق ، ينحني الضوء قليلاً.

في التلسكوبات ، يحدث الانعراج في جميع أنحاء حافة الهدف ، سواء كانت عدسة أو مرآة. مع هدف أصغر ، مع حافة منحنية أقوى ، ومع تقارب الجوانب المتقابلة للحافة من بعضها البعض ، تحصل على حيود أقوى (زاوية انحراف أكبر). مع هدف أكبر ، وحافة أكثر استقامة ، وتباعد جوانب متقابلة من الحافة ، تحصل على حيود أقل (زاوية انحراف أصغر).

هذا هو السبب في أن التلسكوبات الكبيرة تحتوي على أقراص هوائية أصغر. إنه مشابه لكيفية جعل الشق الضيق شكل حيود أوسع ، في حين أن الشق الأوسع يجعل الشكل أكثر إحكامًا. في حالة التلسكوب ، يكون رقم الانعراج هو القرص الهوائي - بدلاً من وجود مناطق حيود متوازية ، يكون دائريًا. الفتحة الأكبر تجعل قرصًا أصغر حجمًا.

2. مدخل / خروج التلاميذ وفتحات العدسة

بالنسبة للعديد من تلسكوبات الهواة الحديثة ، فإن بؤبؤ العين هو في الواقع فتحة التلسكوب ، أو القطر المرئي للهدف. في بعض الحالات ، تحتوي الأداة على فتحة توقف تقلل من حجم الجزء المرئي ، لكن هذا نادر. في معظم الحالات قطر المرآة = بؤبؤ العين.

يرجع سبب خروج بؤبؤ العين ببساطة إلى الطريقة التي تلتقي بها أشعة الضوء بعد خروجها من العدسة - فهي تتقارب حتى يتم تجميعها في أصغر منطقة (حدقة الخروج) ثم تتباعد مرة أخرى.

لذا فإن بؤبؤ العين الخارج هو في الواقع أصغر من قطر العدسة النهائية في العدسة ، لأن الأشعة تستمر في التقارب لبعض الوقت.

من الواضح أنك تريد أن تبقي عينك على العدسة بحيث يتزامن مخرج بؤبؤ العين مع التلميذ في عينك ، وذلك لالتقاط أكبر قدر من الضوء الخارج من المنظار.

تحرير: المكان الدقيق الذي تبقي فيه عينك لا يغير حجم الصورة. يعتمد حجم الصورة الافتراضية التي يصنعها التلسكوب فقط على حجم الكائن والتكبير - لا شيء آخر مهم. يؤدي تغيير موضع العين إلى تغيير مقدار الضوء الذي يدخل نظامك البصري فقط. (قد يتطلب شرح سبب ذلك موضوعًا آخر كاملًا في هذا المنتدى.)

3. التكبير والسطوع

كمية الضوء التي يلتقطها النطاق تبقى كما هي. يتم إعطاؤه بحجم الفتحة.

ولكن مع صورة أكبر (تكبير أعلى) تنتشر نفس كمية الضوء القادمة من الجسم على زاوية صلبة أكبر. ترى نفس عدد الفوتونات ، لكنها الآن منتشرة على سطح ظاهر أكبر. بالطبع سيبدو أكثر قتامة.

تُدهن نفس الكمية من الزبدة على شريحة أكبر من الخبز.

4. بارلو ، والتكبير ، ومجال الرؤية

يزيد بارلو من نسبة التكبير. كما هو موضح في الفقرة رقم 3 أعلاه ، المزيد من التكبير = انخفاض السطوع الظاهري. سيحدث نفس الشيء بدون بارلو ، ولكن فقط باستخدام عينية أقوى بكثير بدلاً من ذلك.

كل شيء عن التكبير. امتصاص الضوء في الزجاج في بارلو ضئيل.

أيضًا ، يبدو أن الكائن يمر بسرعة أكبر عبر مجال الرؤية لأن مجال الرؤية الظاهر يظل كما هو ، لكن الصورة بأكملها مكبرة. لأن الصورة مكبرة ، يجب أن تظهر أي حركة بداخلها "أسرع". لذلك يبدو أن الكائن يمر بسرعة أكبر عبر نفس مجال الرؤية.

5. النجوم والكواكب تظهر نفسها

لا ينبغي لهم. إنها مشكلة في الأداء.

يجب أن تظهر النجوم كنقاط صغيرة بتكبير منخفض إلى متوسط. يجب أن تظهر على شكل أقراص مهواة (ولكنها ليست كبيرة) عند التكبير العالي ، وتتأرجح بسبب الرؤية (اضطراب الهواء).

يجب أن تعرض معظم الكواكب (الزهرة والمريخ والمشتري وزحل) أقراصًا أكبر من النجوم بشكل واضح. حتى أورانوس ونبتون (البعيدين) يجب أن يُظهرا الأقراص التي ، عند الفحص الدقيق ، يتضح أنها أكبر من أقراص Airy ، في أداة صغيرة مثل فتحة 150 مم (ربما أصغر).

يمكن أن يكون هناك عدد من الأسباب لذلك. عند فتحة 60 مم ، يجب أن يتمتع نطاقك بقدرة تحليلية كافية للتمييز بين أكبر أقراص كوكبية (كوكب المشتري) وأي أقراص نجمية ذات هواء هوائي ، ويجب أن تبدأ حلقات زحل في الظهور على الرغم من صغر حجمها. إذا لم يحدث ذلك ، فربما:

  • إنها قضية موازاة. تتطلب جميع التلسكوبات باستثناء معظم المنكسرات موازاة دورية ، وإلا فإن الأداء ينخفض
  • جودة البصريات. لست متأكدًا من البصريات التي لديك ، ولكن إذا كانت لديهم مشكلات في الأداء ، فستنتفخ الصور

طالما كانت هناك مشكلات باقية في الجهاز ، فلن يساعد التكبير العالي.

تحرير: النجوم بعيدة جدًا لدرجة أنها تمثل كائنات تشبه النقاط بالنسبة لنا. لذا فإن صورهم في النطاق "يجب أن تكون" أيضًا شبيهة بالنقطة. لكنهم ليسوا كذلك. هذا بسبب الحيود والانحرافات.

الحيود الذي شرحته أعلاه. القرص الهوائي هو أصغر صورة ممكنة لنجم يمكن أن تحصل عليه في التلسكوب. لا يمكنك جعل صورة نجمية أصغر من ذلك بسبب الانعراج.

ثم هناك انحرافات. هناك انحرافات أحادية اللون:

  • غيبوبة: كلما ابتعدت الصورة عن المركز ، أصبحت أقل شبهاً بالنقطة
  • المرايا أو العدسات الكروية لا تجعل صور النجوم تشبه النقاط. الصورة التي تشبه النقطة هي مجرد تقريب. تصنع المجالات صورًا غير كاملة من خلال تصميمها وشكلها.
  • اللابؤرية - مثل الغيبوبة ، الصور بالقرب من حافة مجال الرؤية مشوهة. الفرق هو أن اللابؤرية تحدث تشوهًا متماثلًا ، في حين أن الغيبوبة تكون غريبة الشكل (مثل طائر النورس)
  • انحناء المجال - المستوى البؤري للمرآة الأساسية ليس مسطحًا ، لكنه منحني. لذلك إذا كان النطاق في تركيز مثالي في المركز ، فإنه ليس في التركيز التام على الحافة ، والعكس بالعكس.
  • تشويه - تنتفخ الشبكة المربعة بحيث تبدو وكأنها وسادة منحنية. لا يهم كثيرًا بالنسبة للأجهزة الفلكية.

ثم هناك الانحرافات اللونية ، والتي تحدث مع المنكسرات لأن معامل الانكسار للهدف ليس هو نفسه بالنسبة لجميع ألوان الضوء.

إنها السمة المميزة للتلسكوب الجيد أن انحرافاته أقل من حجم قرص Airy ، على الأقل بالنسبة لمعظم مجال الرؤية (ربما باستثناء المنطقة القريبة من الحافة). ويقال أن هذا الصك "محدود الانعراج".

إذا كانت الصور النجمية منتفخة جدًا ، فمن المحتمل ألا تكون الأداة محدودة الانعراج.

https://starizona.com/acb/basics/equip_optics101_aberrations.aspx

http://www.telescope-optics.net/aberrations.htm

6. كيفية تحسين أداة

يمكنك كتابة كتب كاملة حول هذا الموضوع.

بارلو ليس سحرًا. إنه يمنحك المزيد من التكبير فقط ، لكن التكبير هو أكثر المعلمات التي يساء فهمها في النطاق. ما لم يكن كل شيء آخر مثاليًا ، فلن يساعد المزيد من التكبير.

هناك الكثير من القراءة التي يمكنك القيام بها ، وهناك الكثير من التجارب. فيما يلي بعض الموضوعات القديمة في هذا المكدس:

ما مقدار التكبير المطلوب لرؤية كواكب النظام الشمسي؟

الليلة الأولى على التلسكوب الأسئلة

أفضل تلسكوب لمشاهدة السدم والنجوم والكواكب

من فضلك أرشدني لشراء أول تلسكوب


سأحاول الإجابة على أكبر عدد ممكن من هذه الأسئلة ، بأفضل ما لدي من قدرات ، بقدر ما أستطيع في هذه الساعة المتأخرة.

1) العدسات لها معامل انكسار يختلف عن الفراغ والهواء وهي منحنية. أي: الزوايا عندما يتعلق الأمر بالضوء.

2) التلاميذ المدخل والمخرج هم حجم بؤبؤ العين المطلوب لتمرير شعاع "متطرف" من خلال عدسة بصرية. بمعنى أنه إذا لم ينكسر شعاع الضوء من المحور البصري على الإطلاق أثناء مروره بالمستوى البصري ، فسيظل يمر داخل التلميذ (المدخل) وإذا انعكس تمامًا (الخروج). أقطار الهدف والعدسة ذاتية ، مما يعني أنه يمكنك ، في حدود المعقول ، الحصول على أي حجم موضوعي واستخدام أي عدسة تقريبًا. القيود على هذا ستكون فقط أبعاد بؤرية.

3) أنت تنظر من خلال عدسة أكثر سمكًا وبالتالي تقلل من الضوء الساقط على عينك. فكر في شكل العدسات ، وانظر إليها وقد يتضح مدى انحناء العدسة مقاس 4 مم أكثر من العدسة مقاس 20 مم. يأتي هذا الانحناء الإضافي على حساب زاوية سقوط أعلى يجب أن يأخذها شعاع ضوئي ، وبالتالي يمر عبرها مزيد من البصريات.

4) تقلل عدسات Barlow السطوع كثيرًا لأنك تضيف بصريات إضافية. مع كل إضافة جديدة تقوم بتقليل كمية الضوء بعامل متعلق بسمك ووضوح البصريات. تعمل عدسة Barlow على زيادة التكبير وبالتالي تقليل مجال الرؤية.

5) باستخدام التلسكوب الخاص بك (الذي لدي واحد منه بنفس الحجم / الطول البؤري) ، يجب أن تكون قادرًا على رؤية كوكب المشتري كقرص ، ويجب أن يكون المريخ أيضًا أكثر من "نقطة". النجوم هي مصادر نقطية بأقطار زاويّة صغيرة جدًا بحيث لا تقلق نظرًا لحجم التلسكوب الخاص بك. أيضًا ، تظهر تلك الكواكب ضاربة إلى الحمرة لأنها كذلك. ستظل العديد من النجوم تظهر بألوان أخرى غير اللون الأزرق إذا كان بإمكانك العثور عليها.

6) هذا يرجع إلى تقديرك والنتائج المرجوة عند الملاحظة. يرجى قراءة دليل المالك الخاص بك ، أو تحقق من موقع التلسكوب mfr للإعدادات الموصى بها.


لديك إجابة بالفعل ولكن هناك بعض الأشياء الفيزيائية المثيرة للاهتمام في سؤالك والمرتبطة ببعضها البعض:

  • 1) الانعراج وحقيقة أن التلسكوبات ليس بها "شق".
  • 5) لا تظهر النجوم على شكل كرة ، بل تظهر كنقاط.

يحتوي التلسكوب على فتحة مستديرة (60 مم أو نحو ذلك) وهذا يتصرف كفتحة في بعض النواحي. يتسبب في أنماط الحيود (قرص متجدد الهواء ودوائر متحدة المركز) عند عرض مصدر نقطي بتكبير عالٍ ، بالقرب من حد دقة التلسكوب. أيضًا من خارج التركيز قليلاً ستحصل على الكثير من الحلقات.

(بالمناسبة ، هذا هو سبب العديد من الكائنات غير المعروفة "الغريبة" التي يصورها الناس أو يصورونها في السماء ؛ خاصة كاميرا DV ذات الشفرات ذات الفتحة الغريبة. والمثير للدهشة أن قلة من الناس يرغبون في سماع التفسير.)

لذلك عند مشاهدة النجوم بقوة عالية ، في الليالي الساكنة جدًا ، تبدو في الواقع كدائرة بيضاء صغيرة محاطة بحلقة دائرية واحدة رفيعة جدًا.


أهم أسئلة وأجوبة علم الفلك

الجواب: الشفق القطبي في المنطقة القطبية الشمالية و Aurora Australis في المنطقة القطبية الجنوبية.

2) ما هو الاختراع الذي كان حدثًا مهمًا في تاريخ علم الفلك؟

3) متى حدث آخر كسوف للشمس في القرن العشرين؟

4) Nadir تعني النقطة الواقعة أسفل المراقب مباشرة ، أما السمت فتعني النقطة الموجودة فوق الرأس مباشرة. صحيحة أو خاطئة؟

5) أين حدث آخر كسوف للشمس (الأطول) في القرن العشرين وما هي مدته؟

الجواب: رومانيا دقيقتان و 58 ثانية.

6) اسم ابن Jishnu ، عالم الفلك الأكثر شهرة في الهند في فترة القرون الوسطى؟

7) ما هي العناصر الرئيسية اللازمة ، والتي بدونها لا يمكن "المراقبة"؟

الجواب: المخططات والأدوات الفلكية.

8) الجزء الملون من الشمس هو:

9) ما هي الأشياء التي اعتبرها الهندوس القدامى مسكن الله؟

10) ما الذي كان يعتقده الفلكي الهندي القديم ريشي في قلبه بشأن النجوم؟

الجواب: كانوا يعتقدون أن النجوم كانت أنوار رجال الدين.

11) ما هي القمة أو نقطة الضوء المعزولة في السماء؟

12) لب الشمس درجة حرارة تقارب:

الجواب: 16 مليون درجة.

13) ما هو الاسم الذي يطلق على مجموعة النجوم التي تشكل جزءًا من كوكبة؟

14) ما هي الأشياء الوحيدة التي ينظر إليها حساب المثلثات المستوية؟

15) أين توجد أحزمة Van Allen الإشعاعية؟


سؤال عن التلسكوبات والأرصاد وشروحات الأرصاد - علم الفلك

المجال العام | الصورة مجاملة من Pixabay.com.

استخدم الفلكي والفيزيائي الإيطالي جاليليو جاليلي التلسكوب لأول مرة في الفلك عام 1609. كان أول من رأى مثل هذه العجائب مثل البقع الشمسية ، والتي وصفها بأنها عيوب على الشمس ، وملامح على القمر مثل فرس - البحار أو المسطحات المائية.

كانت ملاحظات جاليليو للكواكب ضخمة.

  • أظهر عطارد والزهرة المراحل ، مما يعني أن عطارد والزهرة يدوران حول الشمس ما بين الأرض والشمس
  • أربعة أقمار لامعة حول المشتري
    • كانت مراقبة جاليليو المستمرة لأقمار المشتري مهمة في نقاش النظام الشمسي المركزي الأرضي.

    ملاحظة مثيرة للاهتمام حول جاليليو ...

    عمل جاليليو أيضًا على العديد من المشكلات في الفيزياء ، بالإضافة إلى ملاحظاته الفلكية الرائدة. كان رجلاً شديد التدين ، مثل ابنته التي كانت راهبة. تم احتجاز جاليليو في منزله من قبل الكنيسة وأجبرته على التراجع عن نظريته حول النظام الشمسي المتمركز حول الشمس. تمت إزالة إصبع اليد اليمنى لجاليليو بعد وفاته وهو معروض في متحف العلوم في فلورنسا ، جنبًا إلى جنب مع بعض تلسكوباته.


    سؤال عن التلسكوبات والأرصاد وشروحات الأرصاد - علم الفلك

    اكتشف Penzias و Wilson إشعاع الميكروويف الكوني
    1965

    الصورة: هوائي القمر الصناعي Holmdel

    قامت Bell Labs ببناء هوائي عملاق في Holmdel ، نيو جيرسي ، في عام 1960. كان جزءًا من نظام إرسال عبر الأقمار الصناعية في وقت مبكر جدًا يسمى Echo. من خلال جمع وتضخيم إشارات الراديو الضعيفة المرتدة من البالونات المعدنية الكبيرة في الغلاف الجوي ، يمكن أن ترسل إشارات عبر مسافات طويلة. في غضون بضع سنوات ، تم إطلاق القمر الصناعي Telstar. كان يحتوي على أجهزة إرسال واستقبال مدمجة وجعل نظام Echo قديمًا.

    في هذه الأثناء ، كان اثنان من موظفي Bell Labs يراقبون الهوائي. انضم Arno Penzias (المولود عام 1933) ، وهو عالم فلك راديو ألماني المولد ، إلى مختبرات Bell في عام 1958. وقد حصل على درجة الدكتوراه في استخدام الموجات (تضخيم الميكروويف عن طريق الانبعاث المحفز للإشعاع) لتضخيم وقياس الإشارات الراديوية من المسافات بين المجرات. كان يعلم أن هوائي Holmdel سيصنع أيضًا تلسكوبًا لاسلكيًا رائعًا وكان يتوق لاستخدامه لمواصلة ملاحظاته ، لكنه تابع أبحاثًا أخرى أثناء حجز الهوائي للاستخدام التجاري. جاء عالم فلك راديوي آخر إلى Bell Labs في عام 1962 بنفس الفكرة. كما استخدم روبرت ويلسون (مواليد 1936) أجهزة المسح لتضخيم الإشارات الضعيفة في رسم خرائط إشارات الراديو من مجرة ​​درب التبانة. أعطى إطلاق Telstar في عام 1962 للباحثين ما يريدانه: تم تحرير هوائي Holmdel للبحث الصافي.

    عندما بدأوا في استخدامه كتلسكوب ، وجدوا أن هناك خلفية & مثل الضوضاء & quot (مثل ثابت في الراديو). كان هذا الإزعاج إشارة موحدة في نطاق الميكروويف ، ويبدو أنه يأتي من جميع الاتجاهات. افترض الجميع أنها جاءت من التلسكوب نفسه ، وهو أمر لم يكن غريباً. لم يتدخل في نظام Echo ولكن كان على Penzias و Wilson التخلص منه لعمل الملاحظات التي خططوا لها. قاموا بفحص كل شيء لاستبعاد مصدر الإشعاع الزائد. لقد وجهوا الهوائي مباشرة إلى مدينة نيويورك - لم يكن ذلك تدخلًا حضريًا. لم يكن إشعاعًا من مجرتنا أو مصادر راديو خارج الأرض. لم يكن حتى الحمام الذي يعيش في الهوائي الكبير على شكل قرن. طردهم بينزياس وويلسون وجرفوا كل فضلاتهم. ظل المصدر كما هو خلال أربعة مواسم ، لذلك لا يمكن أن يأتي من النظام الشمسي أو حتى من اختبار نووي فوق الأرض عام 1962 ، لأنه في عام كان من الممكن أن يظهر هذا التداعيات انخفاضًا. كان عليهم أن يستنتجوا أنه ليس الجهاز ولم يكن هناك ضوضاء عشوائية تسبب الإشعاع.

    بدأ Penzias و Wilson في البحث عن تفسيرات نظرية. في نفس الوقت تقريبًا ، كان روبرت ديكي (1916-1997) في جامعة برينستون المجاورة يتابع نظريات حول الانفجار العظيم. لقد شرح نظرية موجودة ليقترح أنه إذا كان هناك انفجار كبير ، فإن بقايا الانفجار يجب أن تأخذ الآن شكل إشعاع خلفي منخفض المستوى في جميع أنحاء الكون. كان ديك يبحث عن دليل على هذه النظرية عندما اتصل بينزياس وويلسون بمختبره. لقد شاركهم في عمله النظري ، حتى كما قال باستقالة لزملائه الباحثين ، "لقد تم حصدنا".

    ومن المفارقات ، أن روبرت ويلسون قد تدرب على نظرية الحالة المستقرة (التي اقترحت أن الكون ليس له بداية أو نهاية ، على عكس نظرية الانفجار العظيم) ، وشعر بعدم الارتياح تجاه تفسير الانفجار العظيم لضوضاء الراديو. عندما نشر هو و Penzias بحثهما بالاشتراك مع Dicke ، التزم باحثو Bell Lab بـ & quot ؛ تعديل الحقائق & quot ؛ - قاموا ببساطة بالإبلاغ عن ملاحظاتهم المسجلة.


    تلسكوبات الفلك: ملاحظات الكواكب

    لطالما جذبت كواكب القمر والنظام الشمسي ، أقرب جيراننا في الامتداد الشاسع للكون ، عيون الناس. مع اختراع أول تلسكوبات علم الفلك ، يمكن للناس رؤية المزيد - استكشاف أسطحهم والتعرف على أصلها وتطورها. تلسكوبات علم الفلك الحديثة ، كما تعلم ، أكثر تعقيدًا وقوة وتسمح لنا برؤية ليس فقط الكواكب والأقمار الصناعية ، ولكن أيضًا المجرات البعيدة ، ومجموعات النجوم ، والسدم ، وغيرها من أجسام السماء العميقة. ومع ذلك ، فإن مراقبة الكواكب لا تزال وستظل تحظى بشعبية كبيرة بين علماء الفلك الهواة والمحترفين. إن التلسكوبات الأكثر ملاءمة لرصد الكواكب هي بلا شك المنكسرات ، ولكن إذا كنت تفضل التنوع على التخصص المركّز ، فيمكنك اختيار التصميمات البصرية الأخرى ، مثل العواكس والتلسكوبات الانعكاسية الانكسارية.

    يتميز التلسكوب لرصد الكواكب بطول بؤري وفتحة أصغر من تلك الخاصة برصد أجسام الفضاء في أعماق السماء. لا تحتوي هذه التلسكوبات على شاشة مركزية ، لذلك ستكون الصور المنتجة متباينة وساطعة. تسمح لك أقوى النماذج برؤية ليس فقط الكواكب البعيدة مثل أورانوس ونبتون كأقراص ملونة ، ولكن أيضًا دراسة التفاصيل على أسطحها. بالطبع ، من أجل دراسة تفصيلية عن بلوتو فقط التلسكوبات الفضائية يمكن أن يكون مناسبًا (هابل ، على سبيل المثال) ، ولكن بمساعدة تلسكوب أرضي ، يمكن أيضًا اعتباره قرصًا ملونًا صغيرًا.


    تلميحات علم الفلك

    هناك بعض المصطلحات التي يجب أن تكون على دراية بها لفهم التعليقات التي من المحتمل أن تقرأها حول مراقبة الأجسام الفلكية باستخدام التلسكوب الخاص بك.

    واحد هو رؤية. الرؤية هي إشارة إلى قدرة التلسكوب على إظهار التفاصيل عبر الغلاف الجوي. غالبًا ما يتم تقديمه على مقياس من 1 إلى 10 ، و 10 يمثل رؤية مثالية ، و 1 ضعيف للغاية ، مع القليل من التفاصيل المرئية.

    تعد الرؤية إلى حد كبير مشكلة متعلقة بالغلاف الجوي ، لكن بصريات التلسكوب تلعب دورًا في ذلك. من المقبول عمومًا أنه في نهاية البصريات ، تكون الرؤية أقل اضطرابًا بسبب بصريات الانكسار مقارنة بالبصريات العاكسة. يستغرق المنكسر وقتًا أقصر حتى يبرد ، وإحدى الفرضيات هي أنه مع مرور الضوء عبر عناصر العدسة المختلفة ، ولكل منها تأثيرات مختلفة على الرؤية ، يتم حساب متوسط ​​الأخطاء قليلاً. والنتيجة النهائية هي أن المنكسرات تميل إلى تقديم صور أكثر ثباتًا تعمل على عكس العواكس.

    يتأثر الجزء الجوي من الرؤية بحركة خلايا الهواء في الغلاف الجوي. غالبًا ما تكون الخلايا في درجات حرارة مختلفة وربما تختلف في خصائص الغلاف الجوي الأخرى. عند النظر من خلال الغلاف الجوي ، ينظر المرء من خلال العديد من الخلايا الهوائية.

    تتحرك هذه الخلايا في جميع الأنحاء ، مما يتسبب في عدم وضوح الصورة وتحولها في الصور القمرية والكواكب. كلما كان التلسكوب الذي تستخدمه أصغر ، كلما زاد حجم الاضطرابات. إلى اليمين ترى مثالًا على الرؤية الأقل من الكمال. يُظهر فيلم القمر هذا التشوهات المتغيرة التي يسببها الغلاف الجوي في ليلة الرؤية المعتدلة.

    كيف تؤثر الرؤية على ما يمكنني رؤيته باستخدام التلسكوب الخاص بي؟

    من خلال المنكسر الذي يبلغ قطره 2 بوصة ورؤيتي المتوسطة والفقيرة ، يمكنني رؤية موجات الحركة عندما أراقب القمر. كلما زاد الاضطراب ، زادت الحركة الظاهرة. اضطرابات الحركة أكبر من الحفر التي أحاول مراقبتها ، لذا فهي لا تحد من التفاصيل التي يمكنني رؤيتها. إنها مجرد إلهاء ، وليست حدًا للتفاصيل التي أحاول إدراكها.

    عندما أنظر إلى القمر باستخدام تلسكوب 6 بوصات ، فإن ظاهرة التلويح تكون أصغر في الحجم الظاهر ، حيث تكون في ترتيب الأجسام الأصغر التي أريد رؤيتها. في الواقع ، تشكل حركة الغلاف الجوي حدًا لأصغر التفاصيل التي يمكنني حلها.

    هذا ما يفسر لماذا مع التلسكوبات المتوسطة والصغيرة ، هناك المزيد من الأمسيات ذات الرؤية المقبولة. يجب أن تختفي تأثيرات الحركة فعليًا للتلسكوبات الأكبر (8 بوصات أو أفضل) حتى تتمكن من العمل وفقًا لإمكانياتها. مصدر ممتاز للمعلومات الإضافية حول الأدوات الفلكية وقضايا المراقبة هو كتاب: The Backyard Astronomer's Guide.

    يمكنك تقليل تأثيرات الرؤية السيئة من خلال النظر إلى أهدافك عندما تظهر بالقرب من أعلى ارتفاع لها. بهذه الطريقة أنت تنظر من خلال أقل كمية من الغلاف الجوي ، والتي يمكن أن تقلل من الاضطراب. أيضًا ، حاول تحريك التلسكوب الخاص بك ، إذا كان محمولًا ، بحيث لا تنظر مباشرة فوق سطح قريب. من المؤكد أن أي جسم منخفض يتم عرضه فوق سطح المبنى سيتأثر بشدة بالاضطراب.

    حتى لو كنت ترى الكثير من الاضطرابات ، فلا تستسلم بالضرورة. غالبًا ما تأتي أفضل المناظر للقمر والكواكب للمراقبين المرضى الذين يواصلون البحث. الجو ديناميكي ، وفي بعض الأحيان يمكن أن يكون مستقرًا أثناء النظر إلى هدفك ، حتى ولو لبضع دقائق.

    والثر كريتر فيديو

    شاهد الفيديو أعلاه لمنطقة Lunar Walther Crater. تم التقاطها من خلال NexStar 5SE ، باستخدام كاميرا Celestron NexImage. يمكنك رؤية الكثير من الحركة أثناء تشغيل الفيديو. اختر منطقة بها ميزات صغيرة وشاهد كيف يمكن أن تختفي للحظات. تسمح لي كاميرا NexImage بتسجيل الفيلم ، وأستخدم أداة Linux المساعدة لفصل الفيلم إلى إطارات فردية ، ثم استخدم برنامج Yorick لتحديد الإطارات ومحاذاة ومتوسطها للحصول على صورة فردية محسّنة. بهذه التقنية ، يمكنني الحصول على بعض النتائج الجيدة. يتم عرض قسم من الإصدار المتوسط ​​للفيديو أعلاه أدناه.


    والثر كريتر مع NexStar 5SE

    ما هي الشفافية؟

    المصطلح الآخر الذي ستراه عند القراءة عن الملاحظة هو الشفافية. الشفافية لها علاقة بالقدرة على رؤية الأشياء المعتمة في الغلاف الجوي. هناك العديد من الظواهر الجوية التي يمكن أن تؤثر سلبًا على الشفافية.

    إذا كنت تعيش في مدينة أو بالقرب منها ، فقد يؤدي التلوث إلى تقليل الشفافية. يمكن أن تؤثر السحب الرفيعة والمرتفعة على الشفافية. يمكن أن تؤدي حرائق الغابات إلى وضع مواد كافية للتأثير على الرؤية على مساحة واسعة جدًا. يمكن لإضاءة المدينة أو الحي أن تضيء خلفية سماء الليل ، وتحد أيضًا من ضعف الأشياء التي ستتمكن من رؤيتها.

    غالبًا ما تتم الإشارة إلى الشفافية بتصنيف من 1 إلى 10 ، حيث يمثل الرقم 10 أفضل شفافية.

    إذا كانت الشفافية منخفضة ، فإن قدرتك على اكتشاف الأشياء المعتمة تقل بشكل كبير.

    لقد وجدت ، على الأقل في منطقتي ، أن الشفافية تكون أفضل في الصباح الباكر منها في المساء. أعتقد أنه مرتبط بحركة المرور. في المساء ، لا يزال هناك الكثير من الازدحام المروري ، وهذا يتسبب في اشتعال الغبار باستمرار ، وبعضه يرتفع في الهواء. ولكن في الصباح الباكر ، استقرت الأمور ، وعادة ما يكون الهواء أقل اضطرابًا ، ويمكن أن تزداد الشفافية.

    إذا كان لديك الوقت وكان لديك تلسكوب محمول ، فيمكنك اللجوء إلى نقل جهازك إلى منطقة مراقبة أفضل ، مع تداخل أقل للضوء وسماء أكثر وضوحًا. إذا كان بإمكانك رؤية درب التبانة بالعين المجردة ، فقد وجدت مكانًا جيدًا.

    بالمناسبة ، إذا كان لديك مثل هذا الموقع ليس بعيدًا ، فقد تجد أنه يمكنك التنحي إلى تلسكوب أصغر قليلاً وأكثر قابلية للحمل. يمكنك بسهولة الحصول على قدر من عمق النجم بمجرد المراقبة من موقع أكثر قتامة وشفافية.

    تسجيل الملاحظات

    إذا وجدت أنك تستمتع بالمراقبة ، فقد تفكر في الاحتفاظ بدفتر يوميات لملاحظاتك. إذا قررت القيام بذلك ، فاجعل الملاحظات أكثر فائدة من خلال التعليق (برقم من 1 إلى 10) على شروط الرؤية والشفافية ، بالإضافة إلى التلسكوب والمعدات الأخرى التي استخدمتها. ضع في اعتبارك نشر ملاحظاتك على موقع الويب الخاص بك ، أو انضم إلى مجموعة إلكترونية وشارك تجاربك هناك. يمكنني أن أؤكد لك أن هواة الفلك الآخرين سيستمتعون بالقراءة عن مغامرات المراقبة الخاصة بك.

    أولاً ، ستستمتع بمراجعة ملاحظاتك عندما ترى نفس الأشياء أو الأشياء المتشابهة مرة أخرى لاحقًا ، ربما من خلال ظروف مختلفة أو تلسكوب مختلف.

    بالإضافة إلى ذلك ، نشعر جميعًا بالغيوم بين الحين والآخر ، وتساعد القراءة عن ملاحظات شخص آخر في جعل تلك الأيام أقل فظاعة. قراءة ملاحظات الآخرين ، إذا كانت موثقة جيدًا ، مفيدة أيضًا عند التسوق لشراء تلسكوب آخر. يساعدك على تصور ما قد تراه بأحجام وأنواع مختلفة من الأدوات.

    بالطبع لا تؤثر الظروف الجوية فقط على ما ستراه في سماء الليل. مناظر أنواع الكائنات المختلفة هي أيضًا وظيفة لنوع وحجم التلسكوب المستخدم. لمراقبة هذه الأجسام المعتمة ، تحتاج إلى شفافية جيدة وفتحة عدسة كبيرة ، وأداة ذات نسبة f صغيرة.

    لعرض كائنات عالية الدقة مثل الكواكب ، فإن الشفافية ليست مشكلة ، لكنك تحتاج إلى رؤية جيدة وتلسكوب مصمم لتقديم دقة عالية. عادة ما يكون هذا النوع من التلسكوب ذو تركيز طويل أو تلسكوب عالي النسبة.


    يكتشف تلسكوب CHIME أكثر من 500 انفجار لاسلكي سريع غامض في عامه الأول من التشغيل

    يتم توفير الصور للتنزيل على موقع مكتب MIT الإخباري للكيانات غير التجارية والصحافة وعامة الجمهور بموجب ترخيص Creative Commons Attribution Non-Commercial No Derivatives. لا يجوز لك تغيير الصور المقدمة ، بخلاف قصها حسب الحجم. يجب استخدام حد ائتمان عند إعادة إنتاج الصور إذا لم يتم توفير أحدها أدناه ، فامنح الصور إلى "MIT".

    الصورة السابقة الصورة التالية

    إن مشاهدة انفجار راديو سريع هو أن تكون محظوظًا للغاية في المكان والوقت الذي توجه فيه طبق الراديو. الاندفاعات الراديوية السريعة ، أو FRBs ، هي ومضات ضوئية ساطعة بشكل غريب ، تسجل في النطاق الراديوي للطيف الكهرومغناطيسي ، والتي تشتعل لبضعة أجزاء من الثانية قبل أن تختفي دون أثر.

    تم رصد هذه المنارات القصيرة والغامضة في أجزاء مختلفة وبعيدة من الكون ، وكذلك في مجرتنا. أصولهم غير معروفة ومظهرهم لا يمكن التنبؤ به. منذ اكتشاف الأول في عام 2007 ، لم ير علماء الفلك الراديوي سوى حوالي 140 دفعة في نطاقاتهم.

    الآن ، ضاعف تلسكوب راديوي ثابت كبير في كولومبيا البريطانية عدد الاندفاعات الراديوية السريعة التي تم اكتشافها حتى الآن أربع مرات تقريبًا. اكتشف التلسكوب ، المعروف باسم CHIME ، للتجربة الكندية لرسم خرائط كثافة الهيدروجين ، 535 انفجارًا لاسلكيًا سريعًا جديدًا خلال عامه الأول من التشغيل ، بين عامي 2018 و 2019.

    جمع العلماء مع CHIME Collaboration ، بمن فيهم باحثون في معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا ، الإشارات الجديدة في أول كتالوج FRB للتلسكوب ، والذي سيقدمونه هذا الأسبوع في اجتماع الجمعية الفلكية الأمريكية.

    يوسع الكتالوج الجديد بشكل كبير المكتبة الحالية من FRBs المعروفة ، ويقدم بالفعل أدلة على خصائصها. على سبيل المثال ، يبدو أن الدفقات المكتشفة حديثًا تقع في فئتين مختلفتين: تلك التي تتكرر ، وتلك التي لا تتكرر. حدد العلماء 18 مصدرًا من مصادر FRB التي انفجرت بشكل متكرر ، بينما يبدو أن الباقي لمرة واحدة. تبدو المكررات أيضًا مختلفة ، حيث تستمر كل دفعة لفترة أطول قليلاً وتنبعث منها ترددات راديو أكثر تركيزًا من النبضات من FRBs الفردية غير المتكررة.

    تشير هذه الملاحظات بقوة إلى أن المكررات والمكررات تنشأ من آليات منفصلة ومصادر فيزيائية فلكية. مع المزيد من الملاحظات ، يأمل علماء الفلك قريبًا تحديد الأصول المتطرفة لهذه الإشارات الساطعة المثيرة للفضول.

    "قبل CHIME ، كان هناك أقل من 100 جهاز FRBs تم اكتشافه الآن ، وبعد عام واحد من المراقبة ، اكتشفنا مئات أخرى ،" كما تقول عضوة CHIME كايتلين شين ، طالبة دراسات عليا في قسم الفيزياء بمعهد ماساتشوستس للتكنولوجيا. "مع كل هذه المصادر ، يمكننا حقًا البدء في الحصول على صورة لما تبدو عليه FRBs ككل ، وما قد تقود الفيزياء الفلكية هذه الأحداث ، وكيف يمكن استخدامها لدراسة الكون في المستقبل."

    رؤية ومضات

    يتألف CHIME من أربعة هوائيات راديو أسطوانية ضخمة ، بحجم وشكل نصف أنابيب للتزلج على الجليد ، وتقع في مرصد Dominion Radio Astrophysical Observatory ، الذي يديره المجلس الوطني للبحوث في كندا في كولومبيا البريطانية ، كندا. CHIME هي مجموعة ثابتة ، بدون أجزاء متحركة. يستقبل التلسكوب إشارات راديوية كل يوم من نصف السماء أثناء دوران الأرض.

    في حين أن معظم علم الفلك الراديوي يتم عن طريق تدوير طبق كبير لتركيز الضوء من أجزاء مختلفة من السماء ، يحدق CHIME ، بلا حراك ، في السماء ، ويركز الإشارات الواردة باستخدام رابط - معالج إشارات رقمي قوي يمكنه العمل من خلال كميات هائلة من البيانات ، بمعدل حوالي 7 تيرابايت في الثانية ، أي ما يعادل نسبة قليلة من حركة الإنترنت في العالم.

    يقول كيوشي ماسوي ، الأستاذ المساعد للفيزياء في معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا ، الذي سيقود عرض المؤتمر للمجموعة: "معالجة الإشارات الرقمية هي التي تجعل CHIME قادرة على إعادة البناء و" النظر "في آلاف الاتجاهات في وقت واحد. "هذا ما يساعدنا على اكتشاف FRBs ألف مرة أكثر من التلسكوب التقليدي."

    Over the first year of operation, CHIME detected 535 new fast radio bursts. When the scientists mapped their locations, they found the bursts were evenly distributed in space, seeming to arise from any and all parts of the sky. From the FRBs that CHIME was able to detect, the scientists calculated that bright fast radio bursts occur at a rate of about 800 per day across the entire sky — the most precise estimate of FRBs overall rate to date.

    “That’s kind of the beautiful thing about this field — FRBs are really hard to see, but they’re not uncommon,” says Masui, who is a member of MIT’s Kavli Institute for Astrophysics and Space Research. “If your eyes could see radio flashes the way you can see camera flashes, you would see them all the time if you just looked up.”

    Mapping the universe

    As radio waves travel across space, any interstellar gas, or plasma, along the way can distort or disperse the wave’s properties and trajectory. The degree to which a radio wave is dispersed can give clues to how much gas it passed through, and possibly how much distance it has traveled from its source.

    For each of the 535 FRBs that CHIME detected, Masui and his colleagues measured its dispersion, and found that most bursts likely originated from far-off sources within distant galaxies. The fact that the bursts were bright enough to be detected by CHIME suggests that they must have been produced by extremely energetic sources. As the telescope detects more FRBs, scientists hope to pin down exactly what kind of exotic phenomena could generate such ultrabright, ultrafast signals.

    Scientists also plan to use the bursts, and their dispersion estimates, to map the distribution of gas throughout the universe.

    “Each FRB gives us some information of how far they’ve propagated and how much gas they’ve propagated through,” Shin says. “With large numbers of FRBs, we can hopefully figure out how gas and matter are distributed on very large scales in the universe. So, alongside the mystery of what FRBs are themselves, there’s also the exciting potential for FRBs as powerful cosmological probes in the future.”

    This research was supported by various institutions including the Canada Foundation for Innovation, the Dunlap Institute for Astronomy and Astrophysics at the University of Toronto, the Canadian Institute for Advanced Research, McGill University and the McGill Space Institute via the Trottier Family Foundation, and the University of British Columbia.


    Kepler telescope captures extraordinary observations of a star's death throes

    The supernova—known as SN 2018oh—is located in a spiral galaxy called UGC 4780 in the constellation Cancer at a distance of more than 170 million light years. Kepler's observations of the supernova known as SN 2018oh showed an unexpected fast rise in brightness that may be an important clue to understanding the progenitors of Type Ia supernovae, which cosmologists use to study the expansion of the universe and dark energy.

    An exploding star in another galaxy has been documented with unprecedented precision thanks to the Kepler Space Telescope’s K2 Supernova Cosmology Experiment, one of the telescope’s final missions before running out of fuel late last month.

    Kepler’s observations of the supernova known as SN 2018oh showed an unexpected fast rise in brightness that may be an important clue to understanding the progenitors of Type Ia supernovae, which cosmologists use to study the expansion of the universe and dark energy.

    An international team led by astronomers at the University of California, Santa Cruz, conducted an analysis of SN 2018oh focusing on the first week after the explosion. Their paper, accepted for publication in رسائل مجلة الفيزياء الفلكية and available online, is one of a series of papers analyzing SN 2018oh.

    “This is an incredibly exciting discovery,” said Georgios Dimitriadis, a postdoctoral researcher at UC Santa Cruz who led the analysis. “When I downloaded the data and started looking at it in detail, my jaw dropped.”

    “The observations are exquisite, because we have images from Kepler every 30 minutes, starting from before the explosion all the way past its peak brightness. And it’s scientifically interesting because the increase in brightness deviates from the expected behavior,” said Ryan Foley, assistant professor of astronomy and astrophysics at UC Santa Cruz.

    The supernova was also extensively monitored by ground-based facilities which provided important complementary observations, including the Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System (Pan-STARRS1) at Haleakala Observatory, Hawaii, and the Dark Energy Camera (DECam) at Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile.

    The light curve of the supernova shows how its brightness changed over time. A typical supernova gets steadily brighter for almost three weeks, then gradually fades away. SN 2018oh, however, brightened very quickly right after explosion before settling into the normal progression. Because of the fast brightening, SN 2018oh was about 3 times brighter than a typical supernova a few days after explosion.

    “This early bump in the light curve requires an extra source of light, and the question is where does that come from,” Foley said.

    Dimitriadis said the team investigated three possible explanations.

    "We know a Type Ia supernova results from the explosion of a white dwarf that acquires extra mass given to it from a companion star,” he explained. “But we don’t know what kind of star donates this extra mass.”

    One possibility is that the white dwarf accretes matter from a star like our sun. This scenario could give rise to extra light (the bump in the light curve) when the shock wave from the exploding white dwarf runs into the companion star. As the supernova flows around the companion star, it creates an area of extremely hot material on the star which emits light in addition to the light from the supernova.

    “In that scenario, we would expect the observation of excess light to be very dependent on the viewing angle, which may explain why it has not been seen in all supernova observations,” Foley said.

    Another prediction of this scenario is that the excess light would be blue, because of the high shock temperatures. The researchers obtained critical color information for SN 2018oh from ground-based observations. "We observed blue colors at the time of the flux excess, a key clue in understanding what was causing the extra light,” Dimitriadis said.

    The scenario where the supernova runs into its nearby companion star should produce blue light similar to what was seen from the ground. However, the researchers did not rule out other possible explanations. The light from a supernova comes from the radioactive decay of heavy elements such as nickel󈞤, which tend to be in the center of the star. If nickel accumulates on the surface during the explosion, however, its radioactive decay could also generate excess light at an early stage of the supernova. It could even produce a “double detonation” in which a small explosion on the surface triggers a second explosions that consumes the entire star.

    Another possibility is excess light being emitted when the shock wave from the supernova heats a large shell of material just above the surface of the star. According to Foley, the color information from early ground-based images is critical to distinguishing between these different scenarios.

    “The blue color, in particular, agrees with the scenario in which the supernova interacts with a companion star, and is harder to explain with either nickel on the surface or the heating of circumstellar material,” he said.

    This is significant because it favors one of the two general models for Type Ia supernovae that astrophysicists have been debating for decades. In the “single-degenerate” model, the white dwarf accretes matter from a normal companion star until it reaches a certain limit and explodes. In the “double-degenerate” model, the excess mass results from the merger of two white dwarfs.

    “The interaction with a companion star is a prediction of the single-degenerate model, whereas the other two scenarios for the excess light could fit with either model,” Foley said. "This supernova is consistent with the single-degenerate model, but there are other supernovae where there is strong evidence against a normal companion star, so it remains an open question.”

    Dimitriadis adds that his team continues to observe the supernova, searching for additional clues about how it exploded. He says, “This is an important problem, and we will keep chipping away at it.”

    SN 2018oh is located in a spiral galaxy called UGC 4780 in the constellation Cancer at a distance of more than 170 million light years. This galaxy was included as a target for monitoring by NASA’s Kepler Space Telescope as part of the K2 Supernova Cosmology Experiment. The supernova was discovered in February 2018 by the All Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN). Early images were obtained by the Pan-STARRS1 telescope and the CTIO Mayall telescope with DECam.

    “This study was a large collaborative effort involving 150 scientists from a wide range of specialties,” Dimitriadis said. “A lot of credit goes to the people who worked on the Kepler telescope and gave it extra life with the K2 mission. Kepler was not designed to observe supernovae, and we had important contributions from exoplanet scientists because they know the instrument best.”

    The coauthors of the paper include scientists from more than 50 institutions, including UC Santa Cruz, Space Science Telescope Institute, and UC Berkeley. This work was supported in part by NASA, the Gordon and Betty Moore Foundation, the Packard Foundation, the National Science Foundation, and the Heising-Simons Foundation.


    Question about Telescopes , observations and explanations of the observations - Astronomy

    New, high-resolution images of the disks of NGC 4038/4039 obtained with the Wide Field Camera of the Hubble Space Telescope (HST) are presented. NGC 4038/4039, nicknamed "The Antennae," is a prototypical example of a pair of colliding galaxies believed to be at an early stage of a merger. Down to the limiting magnitude of V

    23 mag, the HST images reveal a population of over 700 blue pointlike objects within the disks. The mean absolute magnitude of these objects is M_v_ = -11 mag, with the brightest objects reaching M_V_

    -15. Their mean apparent color indices are U-V= -0.7 mag and V-I = 0.8 mag on the Johnson UVI passband system, while their mean indices corrected for internal reddening are (U-V)_0_= -1.0 mag and (V-I)_0_ = 0.5. Their mean effective radius, determined from slightly resolved images, is 18 pc (for H_0_ = 50 km s^-1^ Mpc^-1^). Based on their luminosities and resolution, most of these objects cannot be individual stars, but are likely young compact star clusters. The brighter ones are similar to the objects found in NGC 1275 and NGC 7252, which appear to be young globular clusters formed during recent galaxy mergers. Based on their U-V and V-I colors, the brightest, bluest clusters of NGC 4038/4039 appear to be less than 10 Myr old. Most of these bright clusters are relatively tightly clustered themselves, with typically a dozen individual clusters belonging to a complex identified as a giant H II region from ground-based observations. The cluster luminosity function (LF) is approximately a power law, φ(L)dL is proportional to L^-1.78+/-0.05^dL, with no hint of a turnover at fainter magnitudes. This power-law shape agrees with the LF of Magellanic Cloud clusters and Galactic open clusters, but differs from the LF of old globular cluster systems that is typically Gaussian with a FWHM of

    3 mag. Possible explanations for this apparent difference include: (1) We have not observed faint enough to see the turnover, (2) the initial LF of star clusters is a power law but the fainter objects dissolve with time, (3) conditions at the present epoch favor the formation of a wide range of cluster masses while conditions at earlier epochs favored the formation of massive clusters, and (4) the NGC 4038/4039 clusters may not evolve into normal globular clusters. Besides the blue clusters, we also find about a dozen extremely red objects with V-I > 3.0. The highest number density of these red objects is found in the SE quadrant, where star formation appears to be most recent. We propose that these objects may be very young star clusters still embedded in their placental dust cocoons.


    شاهد الفيديو: كوكب العلوم تليسكوب هابل عين الانسان فى الفضاء YouTube (أغسطس 2022).