Astronomía

¿Fuerte línea naranja en el espectro del fuego de leña?

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Acabo de construir un espectroscopio de bricolaje usando un CD y después de hacer algunas pruebas, noté una línea de emisión realmente fuerte ubicada en la zona naranja-amarillenta del espectro de fuego (específicamente, madera quemada).

Creo que la línea fuerte podría ser en realidad sodio, pero ¿no significa eso que la madera contiene mucho sodio para ver una línea de emisión tan fuerte?


Los materiales basados ​​en grafeno representan una herramienta útil para la realización de nuevas interfaces neuronales. Varios estudios han demostrado la biocompatibilidad de los soportes basados ​​en grafeno, pero las interacciones biológicas entre el grafeno y las neuronas aún plantean cuestiones abiertas. En este trabajo se investiga la influencia de películas de grafeno con diferentes características en el crecimiento y maduración de neuronas corticales primarias. Las películas de grafeno se cultivan mediante deposición de vapor químico, reduciendo progresivamente el rango de temperatura de 1070 a 650 ° C para cambiar la estructura de la red y la conductividad eléctrica correspondiente. Se seleccionan dos películas a base de grafeno con diferentes propiedades eléctricas y se utilizan como sustrato para el crecimiento de neuronas corticales primarias: i) altamente cristalinas y conductoras (cultivadas a 1070 ° C) y ii) altamente desordenadas y 140 veces menos conductoras (cultivadas a 790 ° C). C). Las imágenes de microscopía electrónica y de fluorescencia revelan una excelente viabilidad neuronal y el desarrollo de una red madura, estructurada y excitable en ambos sustratos, independientemente de su microestructura y conductividad eléctrica. Los resultados subrayan que la alta conductividad eléctrica por sí sola no es fundamental para las interfaces neuronales basadas en grafeno, mientras que otras características físico-químicas, incluida la estructura atómica, también deben considerarse en el diseño de plantillas funcionales y respetuosas con el medio ambiente. Este hallazgo amplía el espectro de materiales a base de carbono adecuados para aplicaciones de neurociencia.

En los últimos años, los avances combinados en la ciencia de los biomateriales y la neurotecnología dieron lugar a un gran salto en la investigación de la ingeniería de tejidos neurales. En este escenario, se pueden diseñar materiales innovadores para diseñar interfaces biológicas avanzadas que puedan adaptarse al sistema nervioso central e interactuar con él. [1, 2] Para construir una plataforma original para aplicaciones potenciales en neurobiología, es fundamental determinar si y cómo un nuevo material interfiere con la actividad neuronal y / o puede manipularse para regularla. El grafeno, un material 2D representativo caracterizado por átomos de carbono hibridados sp 2 en una disposición de panal, [3-5] produce características semimetálicas sin espacios [6, 7] con alta movilidad del portador [4, 6, 8] y conductividad térmica. [9] Las propiedades distintivas del grafeno han motivado sus aplicaciones experimentales en una variedad de campos, incluidos la electrónica, el almacenamiento de energía, los compuestos [10-22] y la biomedicina. [2, 23-27] Los materiales a base de grafeno se pueden diseñar en interfaces biológicas avanzadas que pueden adaptarse al sistema nervioso central e interactuar con las neuronas, gracias a una serie de propiedades ajustables (por ejemplo, mecánicas, eléctricas, químicas y de fricción) . Para construir una plataforma innovadora para posibles tratamientos de enfermedades neurodegenerativas, es fundamental excluir cualquier efecto biológico no deseado y determinar si los materiales basados ​​en grafeno pueden afectar la actividad neuronal y / o manipularse para regularla y de qué manera. Recientemente, los materiales basados ​​en grafeno, como el óxido de grafeno y el grafeno funcionalizado, se han utilizado como plantillas 2D / 3D para aplicaciones neurocientíficas in vitro e in vivo, lo que permite la estimulación del crecimiento y la regeneración neuronales, así como la modulación de las propiedades de activación neuronal. [28-30] A pesar de algunos estudios en neuronas primarias y astrocitos, [31-35] la naturaleza fisicoquímica de las interacciones entre células cultivadas y superficies basadas en carbono no se comprende completamente. Se ha demostrado que el grafeno modificado químicamente con alta humectabilidad fomenta la biocompatibilidad y aumenta la adhesión de biomoléculas, [28, 30, 36, 37] mostrando su potencial incorporación en sistemas biológicos. Se informó que los materiales basados ​​en grafeno afectan la transferencia de electrones de biomoléculas [38, 39] y se acoplan eléctricamente con células madre neurales. [40] Además, el grafeno pareció influir en la excitabilidad neuronal al restringir la movilidad de los iones K + cerca de la superficie del grafeno depositados sobre sustratos eléctricamente aislantes. [29] No obstante, es necesario investigar más a fondo la capacidad de los soportes basados ​​en grafeno para promover la actividad neuronal desde un punto de vista morfológico y fisiológico, teniendo en cuenta las distintas propiedades eléctricas, químicas y estructurales del grafeno.

Hoy en día, la producción de grafeno por deposición química de vapor (CVD) ofrece altos estándares en términos de calidad de materiales, escala y costo, que se adaptan a los requisitos de diferentes aplicaciones e indican el camino hacia una producción en masa sostenible. [41-43] CVD proporciona una flexibilidad favorable en el diseño de las propiedades de las películas de grafeno, que puede ajustarse adecuadamente ajustando los parámetros del proceso. Se pueden producir películas de grafeno policristalino con una amplia gama de tamaños de grano y conductividad eléctrica. El grafeno monocristalino con un gran tamaño de grano y el carbono amorfo monocapa con un tamaño de grano infinitesimal se encuentran en los extremos respectivos del rango, siendo eléctricamente conductor y aislante, respectivamente. En el último caso, se ha informado recientemente de una forma de "grafeno amorfo aislante" (es decir, una monocapa independiente, continua y estable de átomos de carbono unidos sp 2 con estructura amorfa). [44] Entre los dos extremos, el uso de etanol como precursor de carbono en CVD ofrece un control adecuado sobre el tamaño de grano y la conductividad eléctrica. [45-47]

Aquí, estudiamos la interacción de neuronas primarias con películas de grafeno con diferente estructura y conductividad eléctrica cultivadas por CVD a base de etanol a varias temperaturas (que van desde 650 a 1070 ° C). Mientras que las temperaturas & gt1000 ° C condujeron a la formación de grafeno policristalino con un gran tamaño de grano [48-50] y valores de resistencia de la hoja por debajo de 1 kΩ □ -1, [51, 52] la reducción de la temperatura de crecimiento redujo el tamaño de grano, con un aumento de los límites de grano, desorden estructural y resistencia eléctrica (hasta 70 kΩ □ −1). Las neuronas que crecieron en películas de grafeno de alta y baja conductividad soportadas sobre sustratos de poli (tereftalato de etileno) (PET) formaron una red madura y altamente estructurada, sin una clara alteración de su actividad fisiológica. Curiosamente, la arquitectura de la red neuronal tendió a mejorar en grafeno de baja conductividad en comparación con el grafeno prístino, lo que sugiere que un ambiente aislante similar a un astrocito (inducido por regiones de carbono nanocristalinas o sp 3) podría disminuir el grado de aglutinación de células neuronales y favorecer la propagación de las neuronas. , sin afectar la actividad fisiológica de las células. La observación de que la conductividad eléctrica por sí sola no es una propiedad crucial para fomentar la actividad de las redes neuronales destaca un punto clave a considerar para el diseño de futuros implantes basados ​​en grafeno.


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Los scripts de Python utilizados para realizar cálculos significativos y para reproducir todas las cifras están disponibles en https://github.com/robertdstein/at2019dsg y en https://doi.org/10.5281/zenodo.4308124.

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LIBRO III. OBSERVACIÓN

10. INSTRUMENTOS DE PRECISIÓN & mdashESTADO DEL SISTEMA SOLAR.

Habiendo rastreado ahora el progreso de la astronomía física hasta el momento en que pruebas muy sorprendentes de la universalidad de la ley de la gravitación convencieron a los más escépticos, aún debe tenerse en cuenta que, si bien la gravitación es ciertamente la fuerza principal que gobierna los movimientos de la cuerpos celestes, todavía puede haber un medio de resistencia en el espacio, y puede haber fuerzas eléctricas y magnéticas con las que lidiar. Además, puede haber casos en los que los efectos de la repulsión radiativa luminosa se hagan evidentes, y también los efectos de vacío de Crookes descritos como "materia inestable". Tampoco es muy seguro que las pruebas de Laplace de la propagación instantánea de la gravedad sean definitivas.

Y en el futuro, como en el pasado, Tycho Brahe & rsquos dictum debe mantenerse, que toda teoría debe ir precedida de observaciones precisas. Los astrónomos se enorgullecen de que su ciencia se destaque por encima de todas las demás en la precisión de los hechos observados, así como en la rígida lógica de las matemáticas utilizadas para interpretar estos hechos.

Es interesante rastrear históricamente la invención de aquellos instrumentos de precisión que han llevado a este resultado y, sin entrar en los detalles requeridos en un manual práctico, notar los principios rectores de la construcción en diferentes épocas.

Es muy probable que los caldeos hayan fabricado esferas, como la esfera armilar, para representar los polos del cielo y con anillos para mostrar la eclíptica y el zodíaco, así como los colores equinoccial y solsticial pero no tenemos constancia. Solo sabemos que la torre de Belus, en una eminencia, fue su observatorio. Sin embargo, tenemos registros distintos de dos de esas esferas utilizadas por los chinos alrededor del 2500 a. C. Los egipcios y otros usaban gnomones, o algún tipo de reloj de sol, y muchas de las naciones antiguas midieron la oblicuidad de la eclíptica por las sombras de una columna vertical en verano e invierno. El horizonte natural era el único instrumento de precisión utilizado por quienes determinaban las posiciones de las estrellas por las direcciones de sus salidas y puestas, mientras que en aquellos días la clepsidra, o reloj de agua, era el mejor instrumento para comparar sus horas de salida y puesta.

Aproximadamente en el 300 a.C. un observatorio equipado con instrumentos circulares para la posición de las estrellas se instaló en Alejandría, el entonces centro de la civilización. No sabemos casi nada sobre los instrumentos utilizados por Hiparco para preparar sus catálogos de estrellas y sus tablas lunares y solares, pero se le atribuye la invención del astrolabio. [1]

En tiempos más modernos, Nuremberg se convirtió en un centro de cultura astronómica. Waltherus, de esa ciudad, hizo observaciones realmente precisas de las altitudes de las estrellas y de las distancias entre las estrellas y en 1484 d.C. usó una especie de reloj. Tycho Brahe probó estos, pero los descartó por ser inexactos.

Tycho Brahe (1546-1601 d.C.) hizo grandes mejoras en esferas armilares, cuadrantes, sextantes y grandes globos celestes. Con estos midió las posiciones de las estrellas, o la distancia de un cometa a varias estrellas conocidas. Nos ha dejado descripciones completas de ellas, ilustradas por excelentes grabados. Antes de su época, estos instrumentos estaban hechos de madera. Tycho siempre usó metal. Prestó la mayor atención a la estabilidad del montaje, a la orientación de sus instrumentos, a la graduación de los arcos por el entonces nuevo método de transversales y a la mirilla de apertura utilizada en su puntero. En su época no había telescopios ni relojes de péndulo. Reconoció el hecho de que debe haber errores instrumentales. Los hizo lo más pequeños posible, midió su cantidad y corrigió sus observaciones. Su tabla de refracciones le permitió abolir el error debido a nuestra atmósfera en la medida en que podría afectar las observaciones a simple vista. El círculo azimutal del cuadrante más grande de Tycho & rsquos tenía un diámetro de nueve pies y el cuadrante un radio de seis pies. Introdujo el cuadrante mural para observaciones de meridianos. [2]

ANCIENT CHINESE INSTRUMENTOS,
Incluyendo cuadrante, globo celeste y dos armillas, en el Observatorio de Pekín. Fotografiado en Pekín por el autor en 1875 y robado por los alemanes cuando los aliados relevaron las embajadas en 1900.

Los jesuitas franceses en Pekín, en el siglo XVII, ayudaron a los chinos en su astronomía. En 1875, el escritor vio y fotografió, en esa parte de la muralla de Pekín utilizada por los mandarines como observatorio, los seis instrumentos bellamente diseñados por el padre Verbiest, copiados de los instrumentos de Tycho Brahe y adornados con dragones chinos y emblemas colocados en los soportes. También vio allí dos instrumentos antiguos (que le dijeron que eran árabes) de fecha 1279, de Ko Show-King, astrónomo de Koblai Khan, nieto de Chenghis Khan. Uno de estos últimos es casi idéntico a la armillae de Tycho y el otro a su & ldquoarmillae æquatoriæ maximæ, & rdquo con el que observó el cometa de 1585, además de estrellas fijas y planetas. [3]

El descubrimiento por Galileo del isocronismo del péndulo, seguido de la adaptación de Huyghens & rsquos de ese principio a los relojes, ha sido una de las mayores ayudas para una observación precisa. Aproximadamente al mismo tiempo, un paso igualmente beneficioso fue el empleo del telescopio como un puntero, no el galileo con un ocular cóncavo, sino con una lupa para examinar la imagen focal, en la que también se podía colocar una marca fija. Kepler fue el primero en sugerir esto. Gascoigne fue el primero en usarlo. Huyghens usó una tira de metal de ancho variable en el foco, a modo de micrómetro para cubrir un disco planetario, y así medir el ancho cubierto por el planeta. El Marqués Malvasia, en 1662, describió la red de finos hilos de plata en ángulo recto, que usó en el enfoque, tanto como lo hacemos ahora.

En manos de un hombre tan hábil como Tycho Brahe, las viejas miras abiertas, incluso sin relojes, cumplieron su propósito lo suficientemente bien como para permitirle a Kepler descubrir la verdadera teoría del sistema solar. Pero se necesitaban miras y relojes telescópicos para probar algunas de las teorías de Newton y rsquos sobre las perturbaciones planetarias. Las observaciones de Picard & rsquos en París desde 1667 en adelante parecen encarnar el primer uso del telescopio como puntero. También fue el primero en introducir el uso de relojes Huyghens & rsquos para observar la ascensión recta de las estrellas. Olaus Romer nació en Copenhague en 1644. En 1675, mediante un estudio cuidadoso de los tiempos de los eclipses de los satélites de Júpiter y rsquos, descubrió que la luz tardaba en atravesar el espacio. Su velocidad es de 300.000 kilómetros por segundo. En 1681 asumió sus funciones como astrónomo en Copenhague y construyó el primer círculo de tránsito en el alféizar de una ventana de su casa. El eje de hierro tenía cinco pies de largo y una pulgada y media de grosor, y el telescopio estaba fijado cerca de un extremo con un contrapeso. El tubo del telescopio era un cono doble, para evitar la flexión. Se utilizaron tres cables horizontales y tres verticales en el enfoque. Estos fueron iluminados por un espéculo, cerca del objeto-vidrio, reflejando la luz de una linterna colocada sobre el eje, la parte superior del telescopio-tubo se cortó parcialmente para admitir la luz. Se proporcionó un círculo dividido, con puntero y microscopio de lectura, para leer la declinación. Se dio cuenta de la superioridad de un círculo con graduaciones sobre un cuadrante mucho más grande. El error de colimación se encontró invirtiendo el instrumento y usando una marca terrestre, el error de acimut por observaciones de estrellas. El tiempo se expresó en fracciones de segundo. También construyó un telescopio con montaje ecuatoriano, para seguir una estrella con un movimiento axial. En 1728, sus instrumentos y registros de observación fueron destruidos por un incendio.

Hevelius había introducido el nonio y el tornillo tangente en su medición de graduaciones de arco. Su observatorio y registros se quemaron hasta los cimientos en 1679. Aunque era un anciano, comenzó de nuevo y dejó un catálogo de 1.500 estrellas.

Flamsteed comenzó sus funciones en el Observatorio de Greenwich, como primer Astrónomo Real, en 1676, con instrumentos muy pobres. En 1683 colocó un arco mural de 140 & # 176, y en 1689 uno mejor, de setenta y nueve pulgadas de radio. Realizó sus mediciones con gran habilidad e introdujo nuevos métodos para lograr precisión, utilizando ciertas estrellas para determinar los errores de sus instrumentos y siempre redujo sus observaciones a una forma en la que pudieran usarse fácilmente. Introdujo nuevos métodos para determinar la posición del equinoccio y la ascensión recta de una estrella fundamental. Produjo un catálogo de 2.935 estrellas. Proporcionó a Sir Isaac Newton los resultados de la observación requeridos en sus cálculos teóricos. Murió en 1719.

Halley logró que Flamsteed descubriera que todo el lugar había sido destruido por estos últimos y rsquos ejecutores. En 1721 obtuvo un instrumento de tránsito y en 1726 un cuadrante mural de Graham. Su sucesor en 1742, Bradley, lo reemplazó por un fino cuadrante de latón, de dos metros y medio de radio, de Bird y Bradley & rsquos compró el sector cenital para el observatorio. Un instrumento como este, especialmente diseñado para estrellas cenit, es capaz de mayor rigidez que un instrumento más universal y no hay problemas de refracción en el cenit. Por estas razones, Bradley había instalado este instrumento en Kew, para intentar probar el movimiento de la Tierra y los rsquos observando la paralaje anual de las estrellas. Ciertamente encontró una variación anual de la distancia cenital, pero no en las épocas del año requeridas por el paralaje. Esto lo llevó al descubrimiento de la "disolución" de la luz y de la nutación. Bradley ha sido descrito como el fundador del moderno sistema de observación precisa. Murió en 1762, dejando tras de sí trece volúmenes en folio de observaciones valiosas pero no reducidas. Los relacionados con las estrellas fueron reducidos por Bessel y publicados en 1818, en Königsberg, en su conocida obra estándar, Fundamenta Astronomiae. En él se muestran resultados que muestran las leyes de la refracción, con tablas de su cantidad, el valor máximo de aberración y otras constantes.

Bradley fue sucedido por Bliss y él por Maskelyne (1765), quien realizó un excelente trabajo y sentó las bases del Almanaque Náutico (1767). Justo antes de su muerte, indujo al gobierno a reemplazar el cuadrante de Bird & rsquos por un nuevo y excelente mural. circulo, de seis pies de diámetro, por Troughton, las divisiones se leen con microscopios fijados en pilares opuestos al círculo dividido. En este instrumento, se aplicó el tornillo micrométrico, con un círculo dividido para girarlo, para alinear el alambre micrométrico con una división en el círculo y el plano mdasha que todavía se adopta siempre.

Pond sucedió a Maskelyne en 1811 y fue el primero en utilizar este instrumento. De ahora en adelante, los lugares de las estrellas se referían al polo, no al cenit, obteniéndose el cero a partir de medidas en estrellas circumpolares. Se utilizaron estrellas estándar para dar el error de reloj. En 1816 se añadió un nuevo instrumento de tránsito, de Troughton, y desde esta fecha los lugares de las estrellas de Greenwich han mantenido la máxima precisión.

George Biddell Airy, Séptimo Astrónomo Real, [4] comenzó sus labores en Greenwich en 1835. Su primera y mayor reforma en el trabajo del observatorio fue una que ya había establecido en Cambridge, y ahora es universalmente adoptado. Sostuvo que una observación no se completa hasta que se reduce a una forma útil y, en el caso del sol, la luna y los planetas, estos resultados se comparan, en todos los casos, con las tablas y se imprime el error tabular.

Airy quedó firmemente impresionado con el objeto por el que Carlos II. había fundado sabiamente el observatorio en relación con la navegación y para las observaciones de la luna. Siempre que se podía observar un tránsito meridiano de la luna, se hacía esto. Pero, aun así, hay periodos del mes en los que la luna está demasiado cerca del sol para poder observar bien un tránsito. Además, el clima interfiere con muchas observaciones de meridianos. Para hacer las observaciones lunares más continuas, Airy empleó al sucesor de Troughton & rsquos, James Simms, junto con los ingenieros, Ransome y May, para construir un altacimut con círculos de tres pies y un telescopio de cinco pies, en 1847. El resultado fue que el número de observaciones lunares se triplicó inmediatamente, muchas de ellas en una parte de la órbita lunar y rsquos que anteriormente había estado desprovista de observaciones. Desde esa fecha, las observaciones lunares de Greenwich han sido un modelo y un estándar para todo el mundo.

Airy también se comprometió a supervisar la reducción de todas las observaciones lunares de Greenwich desde 1750 a 1830. El valor de este laborioso trabajo, que se completó en 1848, no puede sobreestimarse.

Las demandas de la astronomía, especialmente en lo que respecta a los pequeños planetas menores, requerían un instrumento de tránsito y un círculo mural con un telescopio más potente. Airy combinó las funciones de ambos y empleó los mismos constructores que antes para hacer un circulo de tránsito con un telescopio de once pies y medio de enfoque y un círculo de seis pies de diámetro, siendo el objeto-vidrio de veinte centímetros de diámetro.

Airy, como Bradley, quedó impresionado con la ventaja de emplear estrellas en el cenit para determinar las constantes fundamentales de la astronomía. Ideó un tubo cenital reflejo, en el que el punto cenit se determinó mediante la reflexión de una superficie de mercurio. El diseño era tan simple, y parecía tan perfecto, que se abrieron grandes expectativas. Pero aparecieron variaciones inexplicables comparables con las del círculo de tránsito, y el instrumento quedó fuera de uso hasta 1903, cuando el actual Astrónomo Real advirtió que las irregularidades podían ser tenidas en cuenta, debido a esa notable variación en la posición del eje terrestre. incluido en círculos de unos seis metros de diámetro en los polos norte y sur, descubierto a finales del siglo XIX. El instrumento se está utilizando ahora para investigar estas variaciones y en el año 1907 se hicieron hasta 1.545 observaciones de estrellas con el tubo cénit reflejo.

En relación con los telescopios cenit, debe afirmarse que Respighi, en el Observatorio del Capitolio en Roma, hizo uso de un pozo profundo con una superficie nivelada de mercurio en la parte inferior y un telescopio en la parte superior apuntando hacia abajo, que el escritor vio en 1871. El reflejo de los hilos del micrómetro y de una estrella muy cerca del cenit (pero no del todo en el cenit) se puede observar juntos. Su canal de mercurio era una superficie plana circular con un borde poco profundo para retener el mercurio. La superficie se detuvo rápidamente después de los disturbios causados ​​por el tráfico de la calle.

Sir W. M. H. Christie, octavo astrónomo real, asumió sus funciones en esa capacidad en 1881. Además de un altacimut más grande que erigió en 1898, ha ampliado el campo de operaciones en Greenwich mediante el uso extensivo de la fotografía y el establecimiento de grandes ecuatorianos. Desde el punto de vista de los instrumentos de precisión, una de las novedades más importantes es el ecuador astrográfico, creado en 1892 y utilizado para la sección de Greenwich de la gran carta astrográfica recién terminada. La fotografía ha llegado a ser útil, no solo para representar el sol y la luna, los cometas y las nebulosas, sino también para obtener posiciones relativas precisas de estrellas vecinas para captar objetos que son invisibles en cualquier telescopio y, sobre todo, quizás, para fijar las posiciones de los satélites débiles. Así, el satélite distante de Saturno & rsquos, Febe, y los satélites sexto y séptimo de Júpiter, han sido seguidos regularmente en sus cursos en Greenwich desde su descubrimiento con el reflector de treinta pulgadas (erigido en 1897) y, mientras lo hacía, Melotte hizo, en 1908, espléndido descubrimiento en algunas de las placas fotográficas de un octavo satélite de Júpiter, a una enorme distancia del planeta. A partir de observaciones en la primera parte de 1908, sobre un arco limitado de su órbita, antes de que Júpiter se acercara al sol, el Sr. Cowell calculó una órbita retrógrada y calculó las posiciones futuras de este satélite, lo que permitió al Sr. Melotte encontrarlo nuevamente en el otoño y mdasha gran triunfo tanto del cálculo como de la observación fotográfica. Este satélite nunca se ha visto y solo se ha fotografiado en Greenwich, Heidelberg y el Observatorio Lick.

El Observatorio de Greenwich ha sido seleccionado aquí para rastrear el progreso de la medición precisa. Pero hay un instrumento de gran valor, el heliómetro, que no se utiliza en Greenwich. Este tiene el propósito de un micrómetro de doble imagen y se hace dividiendo el objeto-vidrio de un telescopio a lo largo de un diámetro. Cada mitad está montada de manera que se deslice una distancia de varias pulgadas en cada sentido en un arco cuyo centro es el foco. La cantidad de movimiento se puede leer con precisión. Por lo tanto, dos campos de visión se superponen y el ajuste se hace para traer una imagen de una estrella sobre la de otra estrella, y luego hacer lo mismo mediante un desplazamiento en la dirección opuesta. El movimiento total del vidrio de medio objeto es el doble de la distancia entre las imágenes de estrellas en el plano focal. Este instrumento se ha establecido desde hace mucho tiempo en Oxford, y los astrónomos alemanes lo han utilizado mucho. Pero en manos de Sir David Gill (difunto Su Majestad y Astrónomo rsquos en el Cabo de Buena Esperanza), y especialmente en sus grandes investigaciones sobre el paralaje solar y estelar, ha sido reconocido como un instrumento de la más alta precisión, midiendo la distancia. entre las estrellas correctamente a menos de una décima de segundo de arco.

La superioridad del heliómetro sobre todos los demás dispositivos (excepto la fotografía) para medir ángulos pequeños ha sido especialmente destacada por las investigaciones de Sir David Gill & rsquos sobre la distancia del sol y mdashes decir., la escala del sistema solar. Una medición de la distancia de cualquier planeta fija la escala y, a medida que Venus se acerca a la Tierra casi todos los planetas, se solía suponer que un Tránsito de Venus ofrecía la mejor oportunidad para tal medición, especialmente porque se pensaba que , cuando Venus entró en el disco solar, el barrido de luz alrededor del disco oscuro de Venus permitiría realizar una observación muy precisa. El Tránsito de Venus en 1874, en el que asistió el presente escritor, derrocó este engaño.

En 1877, Sir David Gill usó el heliómetro Lord Crawford & rsquos en la Isla de la Ascensión para medir el paralaje de Marte en oposición, y encontró la distancia entre el sol y los rsquos 93,080,000 millas.Consideró que, si bien se había demostrado la superioridad del heliómetro, los resultados serían aún mejores con los puntos de luz mostrados por planetas menores que con el disco de Marte.

En 1888-9, en el Cabo, observó los planetas menores Iris, Victoria y Safo, y consiguió la cooperación de otros cuatro heliómetros. Su resultado final fue 92,870,000 millas, siendo el paralaje de 8 ", 802 (Cabo Obs., Vol. VI.).

Tan delicadas fueron estas medidas que Gill detectó un diminuto error periódico de teoría de veintisiete días, debido a una posición periódicamente errónea del centro de gravedad de la tierra y la luna a la que se refería la posición del observador. Esto lo llevó a corregir la masa de la luna y a fijar su relación con la masa terrestre y rsquos = 0.012240.

Otro método para obtener la distancia del sol es medir la velocidad del movimiento orbital terrestre y rsquos, dando la circunferencia recorrida en un año y, por lo tanto, el radio de la órbita. Esto se ha hecho comparando la observación y la experimentación. La aberración de la luz es un ángulo de 20º y 48º, lo que da la relación entre la velocidad de la tierra y la velocidad de la luz. La velocidad de la luz es de 186.000 millas por segundo, de donde la distancia al sol es de 92.780.000 millas. Sin embargo, parece haber cierta incertidumbre sobre el verdadero valor de la aberración, cuya determinación está sujeta a irregularidades debido a los & ld errores de temporada & rdquo. La velocidad de la luz fue encontrada experimentalmente, en 1862, por Fizeau y Foucault, cada uno usando un método independiente. Estos métodos han sido desarrollados y nuevos valores encontrados por Cornu, Michaelson, Newcomb y el presente autor.

Recientemente, Halm, en el Cabo de Buena Esperanza, midió espectroscópicamente la velocidad de la Tierra hacia y desde una estrella mediante observaciones tomadas con seis meses de diferencia. De allí obtuvo un valor exacto de la distancia solar y rsquos. [5]

Pero el planeta menor notablemente errático, Eros, descubierto por Witte en 1898, se acerca a la Tierra en un radio de 15.000.000 de millas a intervalos raros y, con la ayuda de la fotografía, sin duda nos dará el mejor resultado. Un gran número de observatorios se combinaron para observar la oposición de 1900. Sus resultados aún no están completamente reducidos, pero el mejor valor deducido hasta ahora para el paralaje [6] es 8 ".807 & # 177 0" .0028. [7]

[1] En 1480 Martin Behaim, de Nuremberg, produjo su astrolabio para medir la latitud, mediante la observación del sol, en el mar. Consistía en un círculo de metal graduado, suspendido por un anillo que se pasaba por encima del pulgar y colgaba verticalmente. Se fijó un puntero a un alfiler en el centro. Este brazo, llamado alhidada, trabajó alrededor del círculo graduado y se señaló al sol. De este modo se determinó la altitud del sol y, con la ayuda de tablas solares, se pudo encontrar la latitud a partir de las observaciones realizadas al mediodía aparente.

[3] Véase el artículo de Dreyer & rsquos sobre estos instrumentos en Copérnico, Vol. I. Fueron robados por los alemanes tras el relevo de las Embajadas, en 1900. La mejor descripción de estos instrumentos es probablemente la contenida en un interesante volumen, que puede verse en la biblioteca de la R. A. S., titulado Investigaciones chinas, de Alexander Wyllie (Shanghai, 1897).

[4] Sir George Airy estaba muy celoso de este honorable título. Con razón sostuvo que solo hay un Astrónomo Real a la vez, ya que solo hay un Mikado, un Dalai Lama. Dijo que Su Majestad y rsquos Astrónomo en el Cabo de Buena Esperanza, Su Majestad y rsquos Astrónomo de Escocia y Su Majestad y rsquos Astrónomo de Irlanda no se llaman Astrónomos Reales.

[5] Anales del Observatorio del Cabo, vol. x., parte 3.

[6] La paralaje del sol es el ángulo subtendido por el radio de la tierra y rsquos a la distancia del sol y rsquos.

[7] A. R. Hinks, R.A.S. Avisos mensuales, junio de 1909.

11. HISTORIA DEL TELESCOPIO

Relatos de maravillosos experimentos ópticos de Roger Bacon (que murió en 1292), y en el siglo XVI por Digges, Baptista Porta y Antonio de Dominis (Grant, Hist. Ph. Ast.), han llevado a algunos a suponer que inventaron el telescopio. El escritor considera que es más probable que estas notas se refieran a una especie de cámara oscura, en el que una lente arroja una imagen invertida de un paisaje en la pared.

Los primeros telescopios se fabricaron en Holanda, siendo el creador Henry Lipperhey, [1] Zacharias Jansen o James Metius, y la fecha de 1608 o anterior.

En 1609, Galileo, estando en Venecia, se enteró de la invención, se fue a casa, elaboró ​​la teoría e hizo un telescopio similar. Todos estos telescopios fueron hechos con un objeto-vidrio convexo y una lente ocular cóncava, y este tipo se conoce como el telescopio galileano. Sus defectos son que no tiene un foco real donde se puedan colocar los alambres transversales y que el campo de visión es muy pequeño. Kepler sugirió el lente ocular convexo en 1611, y Scheiner afirmó haber usado uno en 1617. Pero fue Huyghens quien realmente los introdujo. En el siglo XVII se fabricaron telescopios de gran longitud, que llegaban hasta los 300 pies. Huyghens también inventó el ocular compuesto que lleva su nombre, hecho de dos lentes convexas para disminuir la aberración esférica.

Pero los defectos de color se mantuvieron, aunque se desconocía su causa hasta que Newton llevó a cabo sus experimentos sobre la dispersión y el espectro solar. Para superar la aberración esférica James Gregory, [2] de Aberdeen y Edimburgo, en 1663, en su Optica Promota, propuso un espéculo reflectante de forma parabólica. Pero fue Newton, alrededor de 1666, quien primero hizo un telescopio reflector y lo hizo con el objetivo de evitar la dispersión del color.

Transcurrió algún tiempo antes de que se usaran mucho los reflectores. Pound y Bradley usaron uno presentado a la Royal Society por Hadley en 1723. Hawksbee, Bradley y Molyneaux hicieron algunos. Pero James Short, de Edimburgo, fabricó excelentes reflectores gregorianos desde 1732 hasta su muerte en 1768.

Newton & rsquos problemas con los refractores, la aberración cromática, permaneció insuperable hasta que John Dollond (nacido en 1706, murió en 1761), después de muchos experimentos, descubrió cómo hacer una lente acromática con dos lentes y mdashone de vidrio de corona, el otro de vidrio de pedernal y mdash para destruir el color, de una manera sugerida originalmente por Euler. Pronto adquirió una gran reputación por sus telescopios de tamaño moderado, pero tenía dificultades para fabricar lentes de cristal de sílex de gran tamaño. El primer inventor y constructor real de un telescopio acromático fue Chester Moor Hall, que no estaba en el comercio y no lo patentó. Hacia fines del siglo XVIII, un suizo llamado Guinand logró por fin producir discos de vidrio de sílex más grandes sin estrías. Frauenhofer, de Munich, lo incorporó en 1805 y pronto produjo, entre otros, el refractor Struve & rsquos Dorpat de 9,9 pulgadas de diámetro y 13,5 pies de distancia focal, y otro, de 12 pulgadas de diámetro y 18 pies de distancia focal, para Lamont, de Munich.

En el siglo XIX gigantesco reflectores ha sido hecho. El reflector de 2 pies de Lassel & rsquos, fabricado por él mismo, hizo un gran trabajo y descubrió cuatro satélites nuevos. Pero el reflector de 6 pies de Lord Rosse & rsquos, 54 pies de distancia focal, construido en 1845, sigue siendo el más grande jamás fabricado. Las imperfecciones de nuestra atmósfera están en contra del uso de aberturas tan grandes, a menos que sea en montañas altas. Durante el último medio siglo se han fabricado excelentes espéculos de vidrio plateado, y el espéculo de 5 pies del Dr. Common & rsquos (trasladado, desde su muerte, a Harvard) ha realizado un excelente trabajo. Luego están el reflector Yerkes de 5 pies en Chicago y el de Grubb de 4 pies en Melbourne.

Pasando ahora de estos grandes reflectores a los refractores, Chance, de Birmingham, Feil y Mantois, de París, y Schott, de Jena, han realizado nuevas mejoras en la fabricación de vidrio, mientras que especialistas en pulido de lentes, como Alvan Clark, de EE. UU. y otros, han producido muchos refractores grandes.

Cooke, de York, hizo un objeto-vidrio, de 25 pulgadas de diámetro, para Newall, de Gateshead, que ha realizado un trabajo espléndido en Cambridge. Tenemos el Washington de 26 pulgadas de Clark, el Vienna de 27 pulgadas de Grubb, el Nice de 29 y 189 pulgadas de Gautier, el Pulkowa de 30 pulgadas de Clark. Luego estuvo la sensación de Clark & ​​rsquos 36 pulgadas para el Observatorio Lick en California, y finalmente su proeza, el refractor Yerkes de 40 pulgadas, para Chicago.

En Greenwich está el refractor fotográfico de 28 pulgadas y el Thompson equatoreal de Grubb, que lleva tanto el refractor fotográfico de 26 pulgadas como el reflector de 30 pulgadas. En el Cabo de Buena Esperanza encontramos al Sr. Frank McClean & rsquos refractor de 24 pulgadas, con un prisma objeto-vidrio para trabajo espectroscópico.

Estaría fuera de lugar describir aquí los accesorios prácticos de un moderno sistema ecuatoriano: los ajustes para señalarlo, el reloj para conducirlo, el micrómetro de posición y varios oculares, los accesorios fotográficos y espectroscópicos, las cúpulas giratorias, los asientos de observación, y pisos elevados y diferentes formas de montaje, los siderostatos y celóstatos, y otros accesorios convenientes, además del cronógrafo registrador y numerosas facilidades para ayudar a la observación. Sobre cada uno de estos se podría escribir un capítulo, pero la parte más importante de todo el equipo es el hombre detrás del telescopio, y es con él que la historia se ocupa más especialmente.

ESPECTROSCOPIO.

Desde la invención del telescopio, ningún descubrimiento ha dado un impulso tan grande a la física astronómica como el espectroscopio, y al brindarnos información sobre los sistemas de las estrellas y sus propios movimientos, rivaliza con el telescopio.

Frauenhofer, a principios del siglo XIX, mientras aplicaba el descubrimiento de Dollond & rsquos para hacer grandes telescopios acromáticos, estudió la dispersión de la luz mediante un prisma. Admitiendo la luz del sol a través de una rendija estrecha en una contraventana, se puede proyectar una imagen invertida de la rendija, mediante una lente de distancia focal adecuada, en la pared opuesta. Si se interpone una cuña o prisma de vidrio, la imagen se desvía hacia un lado pero, como había mostrado Newton, las imágenes formadas por los diferentes colores de los que se compone la luz blanca se desvían en diferentes extensiones y mdash, el violeta más, el rojo menos. El número de colores que forman imágenes es tan numeroso que forma un espectro continuo en la pared con todos los colores: rojo, naranja, amarillo, verde, azul, índigo y violeta. Pero Frauenhofer descubrió con una rendija estrecha, bien enfocada por la lente, que faltaban algunos colores en la luz blanca del sol, y estos se mostraban mediante líneas oscuras en todo el espectro. Estas son las líneas de Frauenhofer, algunas de las cuales nombró por las letras del alfabeto. La línea D es muy marcada en amarillo. Wollaston ya había observado estas líneas oscuras en el espectro solar. [3]

Al examinar las luces artificiales, se encontró que los sólidos y líquidos incandescentes (incluido el carbón que brilla en una llama de gas blanco) dan espectros de gases continuos, excepto bajo una enorme presión, que dan líneas brillantes. Si se arroja sodio o sal común a la llama incolora de una lámpara espiritual, le da un color amarillo, y su espectro es una línea amarilla brillante que coincide en posición con la línea D del espectro solar.

En 1832, Sir David Brewster descubrió que algunas de las líneas negras solares aumentaban de intensidad hacia la puesta del sol y las atribuía a la absorción en la atmósfera terrestre. Sugirió que los demás se debían a la absorción en la atmósfera del sol y los rsquos. A continuación, el profesor J. D. Forbes señaló que durante un eclipse casi total las líneas deben reforzarse de la misma manera que la parte de la luz del sol y rsquos, que proviene de su borde, atraviesa una gran distancia en la atmósfera del sol y rsquos. Lo intentó con el eclipse anular de 1836, con un resultado negativo que nunca se ha contado y que parecía condenar la visión de Brewster & rsquos.

En 1859, Kirchoff, al repetir el experimento de Frauenhofer & rsquos, descubrió que, si se colocaba una lámpara de espíritu con sal en la llama en el camino de la luz, la línea D negra se intensificaba. También descubrió que, si usaba un foco de luz en lugar de la luz del sol y lo pasaba a través de la llama con sal, el espectro mostraba la línea D negra o el vapor de sodio absorbe la misma luz que irradia. Esto le demostró la existencia de sodio en la atmósfera solar y rsquos. [4] Pronto se detectaron hierro, calcio y otros elementos de la misma manera.

Se han realizado extensas investigaciones de laboratorio (aún incompletas) para catalogar (según su longitud de onda en la teoría ondulatoria de la luz) todas las líneas de cada elemento químico, en todas las condiciones de temperatura y presión. Al mismo tiempo, todas las líneas han sido catalogadas a la luz del sol y al brillo de las estrellas.

Otro método de obtención de espectros se conocía desde hacía mucho tiempo, mediante la transmisión a través de una red de líneas equidistantes regidas sobre vidrio o metal, o reflejada en ella. H. A. Rowland desarrolló el arte de construir estas rejillas, lo que requiere una gran habilidad técnica, y por ello los astrónomos le deben una deuda de gratitud.

En 1842 Doppler [5] demostró que el color de un cuerpo luminoso, como el tono o la nota de un cuerpo sonoro, debe cambiarse por la velocidad de aproximación o recesión. Todo el mundo ha notado en un ferrocarril que, al toparse con el silbido de una locomotora, la nota se baja después de que la locomotora ha pasado. El tono de un sonido o el color de una luz depende del número de ondas que golpean el oído o el ojo en un segundo. Este número aumenta con el enfoque y se reduce con la recesión.

Por lo tanto, al comparar el espectro de una estrella junto con un espectro de hidrógeno, podemos ver todas las líneas y estar seguros de que hay hidrógeno en la estrella, pero las líneas en el espectro de estrellas pueden estar todas ligeramente desplazadas hacia un lado de la estrella. líneas del espectro de comparación. Si hacia el extremo violeta, significa acercamiento mutuo de la estrella y la tierra, si hacia el extremo rojo, significa recesión. El desplazamiento de las líneas no nos dice si el movimiento es en la estrella, en la tierra o en ambos. Al medir el desplazamiento de las líneas, podemos calcular la velocidad de aproximación o recesión en millas por segundo.

En 1868 Huggins [6] logró así medir las velocidades de las estrellas en la dirección de la línea de visión.

En 1873 Vogel [7] comparó los espectros del sol y el limbo Este (acercándose) y el limbo Oeste (retroceso), y el desplazamiento de las líneas respaldaba la teoría. Esta última observación fue sugerida por Zöllner.

[1] En el Enciclopedia Británica, artículo & ldquoTelescope, & rdquo y en Grant & rsquos Astronomía física, se dan buenas razones para otorgar el honor a Lipperhey.

[2] ¿Perdonará el lector indulgente una anécdota que pueda animar a algunos trabajadores que pueden haber encontrado sus matemáticas defectuosas por falta de uso? El sobrino de James Gregory & rsquos, David, tenía un montón de EM. notas de Newton. Estos descendieron a la señorita Gregory, de Edimburgo, quien se los entregó al actual escritor, cuando era estudiante de grado en Cambridge, para que los examinara. Después de leerlos, se los prestó a su mejor amigo, J. C. Adams (el descubridor de Neptuno), para que le diera su opinión. El veredicto final de Adams & rsquos fue: "Me temo que no tienen ningún valor. Es bastante evidente que, cuando escribió estas notas, Newton & rsquos matemáticas estaban un poco oxidadas. & rdquo

[4] El experimento había sido realizado antes por alguien que no entendía su significado. Pero sir George G. Stokes ya había dado verbalmente la verdadera explicación de las líneas de Frauenhofer.

[5] Abh. D. Kön. Böhm. D. Wiss., Bd. ii., 1841-42, pág. 467. Véase también Fizeau en el Ana. de Chem. et de Phys., 1870, pág. 211.


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Figura 2

El rango típico del potencial de acoplamiento Δ en un proceso FRET en función de las distancias intermoleculares ξ en escala logarítmica. La línea horizontal en el medio es el valor de Γ = 10 - 4. Suponemos Γ h = 10 - 9.

Figura 3

(a) Tasa de transferencia de energía frente a separación donante-aceptor ξ en escala logarítmica. La línea azul marino sólida (arriba): el caso de resonancia (Ω = R * = ω 1 - ω 2). La línea azul punteada debajo de ella: 0,2% de descuento en la resonancia. El caso de frecuencia Rabi demasiado alta (Ω = 2 R *) coincide con las tasas de frecuencias Rabi bajas Ω ω 1 - ω 2 & lt 0.2, que están marcadas por la línea naranja inclinada. Para otros regímenes de parámetros, los resultados se encuentran entre las líneas azul marino y naranja. La línea negra punteada que se superpone con la naranja es el límite de láser débil (suponga Ω ≳ Γ). δ 1 = 0, R * = 0,1, Γ = 10 - 4. (b) Rendimiento cuántico frente a distancia ξ en escala logarítmica en la misma condición que (a). La eficiencia es casi idéntica a la tasa κ hasta un factor de Γ cuando κ ≪ 1. (c) Rendimiento cuántico frente a frecuencia Rabi a distancia fija. Las frecuencias características de Rabi se establecen en R * = 0.01 (la línea azul marino a la izquierda) y R * = 0.02 (la línea naranja a la derecha). Aquí δ 1 = 0, Δ = 5 × 10 - 4 y Γ = 10 - 4.

Figura 4

La dinámica de las excitaciones en el estado aceptor con el tiempo multiplicado por la frecuencia del láser ν. (a) En resonancia Ω = R *. (b) Resonancia desactivada Ω = R * (1% ± 3%). El código de color se da de la siguiente manera (de arriba a abajo), las líneas azules: Δ = 4 Γ, las líneas naranjas: Δ = 2 Γ, las líneas verdes: Δ = Γ y las líneas rojas: Δ = 0.5 Γ. Para (a) y (b), Γ = 10 - 4, Γ h = 10 - 9 y ω 1 - ω 2 = 0.1.

Figura 5

(a) Demostración esquemática de la división del nivel de energía debido al efecto dinámico Stark.(b) Población en el estado “a” (azul marino, arriba) y “b” (naranja, abajo) vs frecuencia Rabi Ω. δ 1 = 0, R * = 0,01. El valor pico de excitación de alrededor de 0,2 se puede inferir del término constante en la ecuación. (20). (c) Coherencia cuántica frente al sesgo de la frecuencia Rabi de la R * en escala logarítmica. El elemento fuera de la diagonal de la matriz de densidad correspondiente a la coherencia entre la excitación en el donante y la excitación en el aceptor. Para todos, Δ = 2 × 10 - 4, Γ = 10 - 4.

Figura 6

Población en el estado "a" (azul marino, arriba) y "b" (naranja, abajo) vs desafinación δ 1. Líneas continuas: Ω = R * = 0.1. Líneas de puntos: Ω = 0,1, R * = 0,11. El valor pico de excitación de alrededor de 0.2 se puede inferir del término constante en la Ec. (20). Aquí Δ = 5 × 10 - 4, Γ = 10 - 4.


2 Instrumentación y análisis de datos en la nube

2.1 LACROS

El sistema de observación remota de aerosoles y nubes de Leipzig (LACROS, 51,3 ° N, 12,4 ° E) [Wandinger y col., 2012] del Instituto Leibniz para la Investigación Troposférica (TROPOS), Leipzig, Alemania, se estableció en 2011. Las piedras angulares de LACROS son el lidar de polarización / Raman de múltiples longitudes de onda MARTHA (Lidar de Raman atmosférico de múltiples longitudes de onda para perfiles de temperatura, humedad y aerosoles) parte de EARLINET (Red europea de investigación de aerosoles Lidar) [Mattis y col., 2004 , 2008 , 2010 Wandinger y col., 2004 Schmidt y col., 2013], el viento Doppler lidar WILI [Engelmann y col., 2008 Bühl y col., 2012], el radar en la nube de 35 GHz MIRA35 [Bühl y col., 2013], y el radiómetro de microondas HATPRO (Perfilador de humedad y temperatura) [Rose y col., 2005 ].

MARTHA es un potente lidar Raman y se actualizó para realizar mediciones de lidar Raman de doble campo de visión para la recuperación de las propiedades microfísicas de la nube en 2008 [Schmidt y col., 2013]. Un láser Nd: YAG emite pulsos de radiación en las longitudes de onda de 355, 532 y 1064 nm con energías de pulso de 0,3, 0,6 y 0,5 J, respectivamente, y una frecuencia de repetición de 30 Hz. El receptor de MARTHA consta de un telescopio de 0,8 m de diámetro y una unidad de separación de haces con 12 canales de detección. Los coeficientes de retrodispersión de partículas a 355, 532 y 1064 nm y los coeficientes de extinción a 355 y 532 nm se pueden determinar a partir de estas observaciones LIDAR [Ansmann y col., 1990 , 1992 Ansmann y Müller, 2005]. Aplicando el método de inversión con regularización con restricciones [Müller y col., 1999 Wandinger y col., 2002 Ansmann y Müller, 2005] al conjunto de coeficientes de retrodispersión y extinción de partículas resueltos espectralmente, propiedades microfísicas de las partículas de aerosol en términos de volumen y concentración de superficie, radio efectivo y APNC (que cubre la acumulación y las partículas de modo grueso con diámetros de 0,1 a 10 μm). puede ser derivado.

La novedosa técnica lidar Raman de doble campo de visión utiliza dos campos de visión del receptor. La luz dispersa Raman con una longitud de onda de 607 nm se detecta con un campo de visión circular convencional y un campo de visión exterior anular que abarca el campo de visión circular interior. La geometría de la medición se ilustra en la Figura 1. En el caso de las mediciones LIDAR en nubes, se detecta luz dispersa múltiple debido al pico de dispersión frontal pronunciado de la función de fase de las gotitas de las nubes. El ancho del pico de dispersión hacia adelante se correlaciona de manera inequívoca con el tamaño de las gotas de dispersión. Como los ángulos de dispersión hacia adelante determinan la relación entre las señales del campo de visión interior y exterior, la relación de las señales del campo de visión interior y exterior contiene información sobre el tamaño de las gotas de nubes de hasta 50 g / m 2.

El nuevo aspecto introducido aquí es la detección de luz que se dispersa hacia adelante por gotitas de nubes y Raman dispersada por moléculas de nitrógeno. Como se ilustra en la Figura 2, el punto clave de la técnica es que la retrodispersión Raman de las moléculas de nitrógeno es casi isotrópica para ángulos de dispersión cercanos a 180 °, de modo que la distribución angular de la luz entrante depende de la dispersión hacia adelante solo por gotitas. En fuerte contraste, la técnica lidar de dispersión múltiple convencional se basa en la medición de luz láser retrodispersada elásticamente [Bissonnette y Hutt, 1995 Bissonnette y col., 2002 Bissonnette, 2005]. La dispersión hacia adelante y la retrodispersión de las gotas de nubes influyen en la distribución angular de la luz entrante, pero ambos procesos de dispersión dependen del tamaño de la gota de manera diferente (ver Figura 2, curvas verde y azul). Esto prohíbe una determinación clara y directa de las características del tamaño de la gota.

Para poder realizar mediciones de nubes con campo de visión dual en un rango de altitud extendido de 1.3 a 6 km de altura, el receptor de MARTHA está configurado de manera que la geometría de medición se pueda optimizar fácilmente con respecto al contraste de los efectos de dispersión múltiple en los dos canales intercambiando la parada de campo [Schmidt y col., 2013]. Pares de FOV de 0,28 y 0,78 mrad (para nubes por encima de aproximadamente 4 km de altura), de 0,5 y 2,0 mrad (para nubes de aproximadamente 2,7 a 4 km de altura) y de 0,78 y 3,8 mrad (para nubes con base & lt2,7 km) son usados ​​[Schmidt y col., 2013]. Debido a la pequeña sección transversal de dispersión Raman, las mediciones lidar Raman de FOV dual están restringidas a las horas nocturnas.

El lidar de viento Doppler WILI opera a una longitud de onda de 2022nm y emite pulsos de láser de 450ns (140m) de longitud y 1.5mJ de energía de pulso con una frecuencia de repetición de pulso de 750Hz [Engelmann y col., 2008 Bühl y col., 2012]. Las resoluciones vertical y temporal son 75 my 2 s, respectivamente. La incertidumbre en la determinación de la componente vertical del viento es del orden de 10 cm / s. Las observaciones de WILI se utilizaron principalmente en nuestro estudio para separar regiones con movimientos ascendentes y descendentes. Para sentir de forma remota el mismo volumen con WILI y MARTHA, ambos sistemas se ubicaron a una distancia de menos de 10 m, y ambos lidares apuntaban exactamente al cenit.

El radar de nubes se utiliza aquí solo para la detección de lloviznas y la identificación de la cima de las nubes para corroborar las observaciones de LIDAR en casos con nubes ópticamente densas. El radiómetro de microondas HATPRO nos permite estimar LWP [Rose y col., 2005] que se puede comparar con el contenido de agua líquida integrada en la columna (LWC) obtenido de las observaciones lidar Raman de FOV dual (como se explica en la siguiente sección). La incertidumbre en el HATPRO LWP es de aproximadamente 15-30 g / m 2 [Westwater y col., 2001 Crewell y Löhnert, 2003 Gaussiat y col., 2007 Ebell y col., 2011]. Para una clara reducción del error relativo a alrededor del 10%, los LWP de HATPRO se calibraron a 0 g / m 2 en regiones sin nubes indicadas por lidar o ceilómetro antes o después del paso de nubes en capas [Gaussiat y col., 2007 ].

2.2 Recuperación de parámetros microfísicos de la nube

La novedosa técnica lidar Raman de doble FOV permite la derivación de perfiles del radio efectivo de la gota de la nube rmi (3V/A con concentración de volumen de gotas V y concentración de superficie A) y coeficiente de extinción de gotitas de nubes (dispersión única) α [Malinka y Zege, 2007 Schmidt y col., 2013]. El radio efectivo es el tercer momento (LWC) sobre el segundo momento (α). LWC viene dado por 2/3ρrmi(z)α(z) con densidad de agua ρ. No se deben hacer suposiciones sobre las propiedades de las nubes (por ejemplo, el perfil adiabático de LWC o cierta distribución del tamaño de las gotas de las nubes) en nuestro enfoque lidar de FOV dual. El ancho medido (en términos de ángulo de dispersión) del pico de defracción de dispersión de luz está relacionado de manera inequívoca con el radio de gota efectivo rmi. El rango de radios efectivos observables es de aproximadamente 1,5 a 30 μm [Schmidt y col., 2013], de acuerdo con estudios de simulación de Veselovskii y col. [2006]. Las incertidumbres en las cantidades derivadas (como se muestra como barras de error en la sección 3) se obtienen mediante la variación de entrada de las señales medidas en ambos campos de visión, la comparación de los resultados cuando se aplican diferentes resoluciones de altura en los cálculos y considerando las incertidumbres en los valores recuperados. alturas de la base y la cima de las nubes [Schmidt y col., 2013]. Las incertidumbres resultantes en las propiedades de las nubes presentadas son en su mayoría del orden del 10% al 30%.

Miles y col. [2000] estableció una base de datos a partir de varias mediciones in situ de la distribución del tamaño de las gotas de los estratos de nubes de bajo nivel. El ajuste de una distribución gamma modificada a las distribuciones de tamaño obtenidas a partir de mediciones en masas de aire continentales arrojó ν = 8,7 ± 6,3 y, por tanto, un valor medio de l de 0,74 dentro de un rango de 0,42 a 0,83.

Similar a la ecuación 4, se puede obtener un enfoque alternativo comenzando con el radio medio del volumen rv[Martin y col., 1994] de modo que la ecuación 4 se da como una función de k en vez de l. Para masas de aire continentales, Lu y Seinfeld [2006] compiló una lista de k-valores para nubes estratiformes basados ​​en una revisión de la literatura. La k el rango de 0,75 ± 0,15 representa bien los valores encontrados para las masas de aire continentales. A continuación, usamos 0,75 para l en la ecuación 4 y suponga una incertidumbre en l del 20% en el cálculo de la incertidumbre en norte después de la ecuación 4.

2.3 Recuperación de la altura de la base de la nube

La detección de la altura de la base de la nube con LIDAR suele estar enmascarada por un fuerte aumento del coeficiente de retrodispersión en un factor de & gt5 por debajo de la base de la nube debido al rápido crecimiento de partículas de aerosol por absorción de agua. En el caso del lidar Raman de doble campo de visión, las señales de campo de visión exterior (canales de dispersión múltiple) se pueden utilizar para identificar la verdadera base de la nube (en la que la humedad relativa alcanza el nivel del 100%). Se produce una dispersión múltiple significativa solo si las partículas de aerosol se activan. Incluso las partículas de aerosol grandes después de la absorción de agua no pueden producir una señal de dispersión múltiple significativa. Este potencial para detectar sin ambigüedades la altura de la base de las nubes se ilustra en la Figura 3. Las simulaciones de las señales Raman que se muestran en la Figura 3 se basan en el modelo de Malinka y Zege [2003]. En todas las simulaciones, la señal Raman del campo de visión exterior aumenta fuertemente en la base de la nube. La pendiente del aumento difiere con la geometría de medición y las propiedades de la nube. La absorción de agua por las partículas de aerosol se considera en las simulaciones y, como se muestra, no afecta la detección precisa de la base de las nubes.


Código de color de la bandera de servicios públicos

Entonces, ¿qué significa este arco iris de banderas de marcado en su jardín?

  • Banderas rojas & # 8211 El rojo es la bandera más común. Significa servicios eléctricos, como cables y líneas eléctricas. Estos marcan las líneas eléctricas que se conectan a la red eléctrica de un vecino. Marcar estos cruces ayuda a evitar un corte de energía en todo el vecindario.
  • Banderas blancas & # 8211 Las banderas blancas significan excavación. A menudo, los verá preparados para un proyecto de excavación de la ciudad. La extensión del área con bandera blanca le dará una idea de qué tan grande es el proyecto en el que se encuentra.
  • Banderas rosas y # 8211 Estos se utilizan como marcas topográficas temporales. Como miden los topógrafos, marcan su trabajo con banderas rosas. Mida dos veces, corte una vez y use muchas banderas rosas. El rosa también se usa para marcar misterios. Si no se puede identificar una empresa de servicios públicos, un trabajador la marcará con una bandera rosa.
  • Banderas amarillas & # 8211 Al igual que la cinta de precaución amarilla, debes alejarte de las banderas amarillas. Estos marcan materiales gaseosos, petróleo, vapor y otras cosas que son desagradables cuando se sueltan y pueden causar contaminación del suelo o explosiones.
  • Banderas naranjas & # 8211 ¿Recuerdas las líneas terrestres? Estos reciben banderas naranjas, al igual que otros sistemas de comunicación, como líneas de señal o alarma, o cables de TV. No enfurezca a su vecino cortando ese cable justo antes del gran juego.
  • Banderas azules & # 8211 Azul significa agua, riego o purines. Por lo general, se trata de agua potable. Dañe esta línea y podría inundar su casa o quedarse sin agua potable durante unos días.
  • Banderas moradas & # 8211 El morado también marca el agua, pero del tipo que no quieres beber: agua reciclada de aguas residuales. Pero es bueno para el riego de jardines.
  • Banderas verdes & # 8211 Las banderas verdes significan líneas de desagüe y alcantarillas. Cortar esta línea podría liberar gases venenosos e inundar el vecindario.

Hoja de referencia de marcado de banderas de servicios públicos

¿Tiene problemas para memorizar para qué se usa cada bandera de color? Utilice nuestra hoja de referencia del color de la bandera.

Color de la banderaUsar
rojoServicios eléctricos como líneas eléctricas
blancoExcavación
RosaMarcas de topografía temporales
AmarilloLíneas de gas como petróleo, vapor
naranjaLíneas de comunicación
AzulLíneas de agua
PúrpuraTuberías de agua no potable
VerdeLíneas de alcantarillado


Análisis de bandas de radioastronomía utilizando espectrómetro CALLISTO en la estación Malasia-UKM

El sistema e-CALLISTO es una red mundial que tiene como objetivo observar la emisión de radio solar para la ciencia astronómica. Los instrumentos CALLISTO se han desplegado en todo el mundo en varios lugares que, juntos, pueden proporcionar una observación continua del espectro de radio solar durante las 24 horas del día durante todo el año. Malaysia-UKM es una ubicación ecuatorial estratégica y puede observar el sol 12 h por día. Este documento ofrece una descripción general de la asignación de espectro para radioastronomía, que cae en la banda de frecuencia operativa especificada del espectrómetro CALLISTO. Las bandas de radioastronomía se analizan en la estación Malasia-UKM de acuerdo con las recomendaciones de la Unión Internacional de Telecomunicaciones. En este documento también se presentan algunos resultados de observación.

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4. Discusión y resumen

Aquí, hemos utilizado restricciones observacionales HST y XMM-Newton para derivar un modelo del oscurecedor ecuatorial. Hemos demostrado que el oscurecedor ecuatorial, que modifica el SED para producir el día festivo de la línea de emisión, es en sí mismo una fuente significativa de emisión de línea, que resuelve varios problemas de larga data en la física de las líneas de emisión. El modelo predice que las líneas deben tener un núcleo formado en el BLR clásico y alas anchas fuertes, un perfil consistente con la deconvolución de líneas presentada en Kriss et al. (2019), y que gran parte de la radiación UV He ii y la radiografía Fe Kα puede originarse en el ecuatorial obscurer. Finalmente, descubrimos que el oscurecedor tiene una profundidad óptica modesta a la dispersión de electrones y, por lo tanto, agrega reflexión y dispersión a la física de la función de transferencia de línea continua y los perfiles de línea de emisión. Este es un modelo unificado del viento del disco en el que se explican las notables respuestas de las líneas de emisión en NGC 5548 y se derivan las propiedades de la parte no observable del viento.

La Figura 5 muestra una caricatura de nuestra geometría derivada. Esta cifra es consistente con la Figura 1 de D19b, sin embargo, aquí también consideramos la emisión del viento. El área muy brillante, la base del viento, indica esta emisión del oscuro ecuatorial. Las variaciones en esta parte del viento producen el feriado de la línea de emisión (D19b).

Figura 5. Caricatura del disco de viento en NGC 5548 (no a escala). El disco de viento (azul) rodea el agujero negro central y se extiende desde la LOS hasta el HST en la esquina superior derecha. El BLR se muestra como la nube naranja alrededor del disco. La nube verde en la parte superior derecha muestra la nube absorbente discutida en D19a. La región brillante en la parte inferior del viento indica que el viento es un contribuyente importante a los componentes muy amplios de las líneas de emisión observadas.

Este modelo también es consistente con Sim et al. (2010) Predicciones de transferencia radiativa de Monte Carlo de los espectros de rayos X de un viento de disco AGN impulsado por líneas. Argumentaron que un disco de viento puede producir fácilmente un Fe K amplio y significativo.α componente que tiene un perfil de línea complejo. Según sus simulaciones, los efectos del viento sobre la reflexión o el reprocesamiento de la radiación son al menos tan importantes como los efectos del viento sobre las firmas de absorción. Su modelo fue seguido más tarde por Tatum et al. (2012), en el que un viento de disco de espesor Compton es responsable de todos los componentes de emisión de Fe K moderadamente amplios observados en una muestra de AGN. Su disco de viento no se encuentra en la LOS de la fuente y aún afecta el espectro de rayos X observado.

La profundidad óptica de dispersión de electrones podría ser mayor que la estimada aquí, τmi

0,1. Nuestros parámetros derivados son sugerencias muy aproximadas de las propiedades del oscurecedor ecuatorial. Elegimos el oscurecedor de profundidad óptica continuo de Lyman más pequeño (y densidad de columna H 0) que sea consistente con D19b. Son posibles otras soluciones con densidad de columna atómica similar pero mayor espesor. Tendrían mayor densidad de columna ionizada y profundidad óptica de dispersión de electrones. Las profundidades ópticas de Thomson informadas en la Figura 3 son normales a la losa. Un rayo que penetra en la losa en ángulo. θ verá una profundidad óptica de τ0/ cos θ. Para la iluminación isotrópica, la profundidad óptica media es mayor que la normal.

Una región con una profundidad óptica de dispersión de electrones significativa y una temperatura cálida, T ≈ 5 & # x00d7 10 4 K, resolvería varios problemas pendientes, que resumimos a continuación.

Podría ser parte del reflector Compton y, por lo tanto, constituye un espejo translúcido en las regiones internas. La dispersión del gas caliente ayudará a producir perfiles de líneas suaves (Arav et al. 1998), un misterio de larga data en la geometría del BLR. El gas con estas propiedades también produce una emisión bremsstrahlung con una temperatura similar a la deducida por Antonucci & amp Barvainis (1988) y, por lo tanto, podría proporcionar la ubicación de la emisión sin disco. Sin embargo, el oscuro modelado aquí no es una fuente significativa de emisión de bremsstrahlung.

Un modelo con una profundidad óptica de dispersión de electrones ≥0,5 podría proporcionar un oscurecimiento necesario para explicar los mapas de retardo de velocidad de Horne et al. (2020). Muestran que la emisión del lado lejano del BLR es mucho más débil de lo esperado con una emisión isotrópica de la fuente central y sin oscurecimiento. Si la base del viento es transparente, observaremos tanto el lado cercano como el lejano del BLR. Esto indica que debe haber una nube oscura entre el BLR y la fuente, actuando como un espejo.

D19b propuso que el disco de viento puede ser transparente o translúcido. Esta hipótesis es compatible con la Figura 4 de Giustini & amp Proga (2019), en la que NGC 5548 está al borde de tener un viento de disco impulsado por líneas o un viento fallido. Esto significa que pequeños cambios en la luminosidad del disco / tasa de pérdida de masa afectarán el estado del viento. La razón es que la disminución de la luminosidad del disco conduce a una reducción en la densidad de flujo de masa del viento, haciéndolo sobreionizado (Proga & amp Kallman 2004). Un viento transparente tiene poco efecto en el SED y no ocurren vacaciones espectrales, mientras que las vacaciones ocurren cuando el viento es translúcido. En este estado, el oscurecedor ecuatorial absorbe una gran cantidad de la parte de rayos XUV / X del SED que debe reemitirse en otras regiones espectrales.

En este artículo, presentamos un nuevo enfoque para derivar las propiedades del viento.Esto tendrá importantes implicaciones para los estudios futuros de los flujos de salida y la retroalimentación de AGN. Usamos observaciones para descubrir el comportamiento de una parte del viento que nunca se puede observar directamente. Nuestros modelos del viento se ampliarán para aproximar mejor la hidrodinámica del viento. Derivar estos modelos hidrodinámicos / microfísicos de "próxima generación" y compararlos con las observaciones será el tema de nuestro estudio futuro.

El apoyo para el programa HST número GO-13330 fue proporcionado por la NASA a través de una subvención del Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial, que es operado por la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía, Inc., bajo el contrato NAS5-26555 de la NASA. Agradecemos a NSF (1816537, 1910687), NASA (17-ATP17-0141, 19-ATP19-0188) y STScI (HST-AR-15018, HST-AR-14556). M.C. reconoce el apoyo de la NASA a través de la subvención STScI HST-AR-14556.001-A y la subvención de la NASA 19-ATP19-0188, y también el apoyo de la National Science Foundation a través de la subvención AST-1910687. M.D. y G.F. y F.G. reconozca el apoyo de NSF (AST-1816537), NASA (ATP 17-0141) y STScI (HST-AR-13914, HST-AR-15018) y la Beca Huffaker. M.M. cuenta con el apoyo de la Organización de los Países Bajos para la Investigación Científica (NWO) a través de la subvención Vidi 639.042.525 del Esquema de incentivos a la investigación innovadora. J.M.G. agradece el apoyo de la NASA bajo el premio ADAP 80NSSC17K0126. M.V. agradece el apoyo del Fondo de Investigación Independiente de Dinamarca a través de la subvención número DFF 8021-00130.


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