Astronomia

Como o vidro afeta a obtenção de espectros solares?

Como o vidro afeta a obtenção de espectros solares?

Neste caso, estou usando um telescópio CCD montado em uma câmera apontado para as nuvens para obter espectros solares e estava me perguntando como o telescópio sendo apontado para as nuvens através de uma janela de vidro duplo (duas camadas) afetaria os espectros, se é que afetaria?


você precisará encontrar a transmissividade espectral de cada pedaço de vidro. Muito provavelmente, todos eles bloqueiam UV e grandes seções das bandas de infravermelho. Além disso, a menos que você tenha removido o filtro infravermelho interno, sua câmera não gravará nenhum infravermelho. Os CCDs também são cortados no azul, portanto, nenhum UV será gravado.

BTW, como você está separando os comprimentos de onda na câmera? Normalmente, usa-se um espectrômetro de grade (caro).


Spectrum Scientifics & # 039 Store Blog

Portanto, estamos a) configurando e amaldiçoando nosso sistema de projeção solar, b) amaldiçoando as nuvens, c) nos perguntando como podemos viver até o ano 2117, d) nos perguntando por que não fizemos tanto barulho para o Vênus de 2004 transito.

Marcado com:

Astronomia Solar de Projeção

Com o eclipse anular que acabou de acontecer na parte ocidental dos EUA há alguns fins de semana e a próxima transição de Vênus, você pode estar inclinado a comprar um filtro solar sofisticado para esse telescópio.

Bem, pode haver um problema com isso. Veja que todo mundo teve a mesma ideia que você, e isso significa que os fabricantes desses filtros estão praticamente esgotados! Pode até ser difícil encontrar apenas o material do filtro! O que fazer?

Bem, existe outra maneira de ver o sol sem o uso de um filtro. Pode ser complicado e perigoso se não forem tomados os devidos cuidados. Esse método é chamado de astronomia de projeção. É aqui que você usa o telescópio e a ocular para projetar de fato a imagem que normalmente veria com o olho em uma placa ou outra superfície brilhante.

O que você precisa? Você precisa de um telescópio com uma ocular (de preferência de potência média-baixa), um dia ensolarado e algo para projetar a imagem.

Chegamos a esse tipo de última hora, então usamos apenas uma caixa plana em uma prancheta. Ele tinha problemas com as costuras da caixa, mas a superfície era muito brilhante (mais brilhante do que um pedaço de papel de impressora comum) e, portanto, daria uma imagem decente.

Em seguida, precisamos de um telescópio. Usamos um Orion StarBlast 6, principalmente porque era o que tínhamos na loja.

Observe que a imagem acima mostra o telescópio em ação. Ao configurá-lo e direcioná-lo, você deve DEIXAR A COBERTURA DE PÓ. Isso é o melhor para sua segurança.

Apontar seu telescópio para o sol é muito fácil, apenas tente fazer com que seu tubo faça a menor sombra possível. Quando você achar que está no alvo, remova a tampa contra poeira e veja se há alguma luz passando pela ocular. NÃO olhe para a ocular, TAMBÉM NÃO OLHE PARA BAIXO DA OCULAR. Veja de lado. Não somos responsáveis ​​por você perder sua visão.

Agora, mais um aviso de segurança: tente evitar que nenhuma parte do corpo fique no caminho da luz que sai da ocular. Segure a placa na borda, trabalhe ao redor do telescópio, não sobre ele, etc.

Então, agora que você está alinhado com o sol, você pode ver que tipo de imagem você tem. Coloque a placa de projeção a cerca de 30 centímetros de distância da ocular. Mova-o para mais perto ou mais longe para tentar colocá-lo em foco. NÃO o aproxime mais de 15 centímetros da ocular, a luz está um pouco concentrada ali e alguns tipos de papel podem queimar.

Alguns ajustes serão necessários. É melhor mover a tela em vez do telescópio. Se você precisar ajustar o focalizador, coloque a tampa contra poeira na frente do telescópio.

Então, que tipo de visualização você obtém? Bem, aqui está uma imagem da tela um pouco mais próxima do que a última foto:

Isso não apareceu muito bem na foto, mas se você olhar de perto, poderá ver algumas manchas solares projetadas no quadro à direita e à direita / abaixo do centro.

Quão bem a astronomia de projeção funcionará no trânsito de Vênus? Não sabemos ao certo. O sol estará muito baixo no céu e pode haver mais distorção ou descoloração como resultado. Mas se você tiver o tempo e o telescópio, este não é exatamente um experimento caro! Apenas lembre-se de ter cuidado! Apontar um telescópio para o sol sempre apresenta riscos & # 8211 apenas use o bom senso e mantenha-se fora do caminho da luz solar projetada e você estará bem!

Marcado com:

Next Up in Solar Astronomy & # 8211 The Transit of Venus 5 de junho (e 6 de junho)

Então, ontem a parte ocidental dos EUA pôde desfrutar de um eclipse anular & # 8230 NÃO NÓS NÃO SOMOS MAIS AMIGOS!

Em qualquer caso, este não é o único evento solar para nós este ano, porque de 5 a 6 de junho ocorre o Trânsito de Vênus !.

Um trânsito é quando um dos planetas internos (que é basicamente Mercúrio e Vênus) se move entre a Terra e o Sol. Uma pequena sombra desse planeta pode então ser vista através de um telescópio filtrado. O último trânsito de Vênus foi apenas em 2004, mas o próximo será em 2117! Portanto, não perca.

Observação: a imagem da foto de satélite de Vênus & # 8211 sua vista provavelmente não será tão nítida!

Lembre-se de que olhar para o sol não filtrado é muito perigoso. Sempre use um telescópio filtrado ou um sistema de projeção para ver o sol!

O trânsito será visível por todos os Estados Unidos (e Canadá e grande parte da América Central) durante a noite / pôr do sol em 5 de junho. O trânsito estará em andamento quando o sol se pôr. A maior parte da Europa poderá ver o trânsito na manhã de 6 de junho. Partes da Ásia, Austrália e Alasca poderão ver todo o trânsito.

Marcado com:

The Annular Solar Eclipse & # 8211 20 de maio de 2012

É um pouco difícil escrever sobre um eclipse solar quando a chuva está caindo, e duplamente quando a área de visualização não é onde você mora. Mas este é um evento astronômico bastante importante e muitos leitores podem estar em posição de realmente vê-lo. Estamos falando sobre o eclipse solar anular de domingo, 20 de maio.

Os eclipses anulares ocorrem quando a Lua está posicionada em frente ao sol, mas, ao contrário dos eclipses totais, o sol não está completamente bloqueado devido à Lua estar mais longe do que em um eclipse total. Isso significa um diâmetro aparente reduzido e resulta na aparência de & # 8220ring of fire & # 8217.

A maior parte desse eclipse ocorrerá no Oceano Pacífico, e apenas partes da parte oeste dos EUA poderão vê-lo acontecer perto do pôr do sol. Aqui está um mapa aproximado das áreas que podem ver uma parte deste eclipse:

O pessoal de Alberquerque tem muita sorte!

Lembre-se de que deve-se ter cuidado especial ao visualizar um eclipse & # 8211, seja por meio de um método de projeção ou com um filtro solar ou óculos de eclipse feitos de maneira apropriada. NÃO tente visualizar usando óculos de sol. Mesmo ao pôr-do-sol, o sol pode ser excessivamente brilhante e prejudicial aos olhos.

Aproveite o eclipse, se puder!

Marcado com:

Dicas de astronomia nº 15: Filtro! Filtro!

Uma das coisas mais abrangentes para usar em astronomia são os filtros. Há um grande número deles e sua finalidade varia muito. Eles podem reduzir a luz, ajudar com a luz poluição, extração de detalhes ou ajuda com astrofotografia. A maioria dos filtros se encaixa facilmente nas oculares do telescópio e pode mudar sua experiência de visualização.

Mas ao escolher os filtros, deve-se lembrar disso: eles são filtros, eles são projetados para remover algo, mesmo que seja indesejado. Algumas pessoas têm a ideia, especialmente com filtros de poluição luminosa, de que os filtros tornam os objetos visualizados com muito mais brilho. Mas esse não é o caso. Pense desta forma: se você tem uma cozinha, é provável que tenha um filtro de água na torneira ou algum tipo de jarro. Quando você usa este filtro, você não faz mais água usando-o, você está apenas removendo o material da água que você não quer. Os filtros de água são realmente muito bons porque se você colocar 1 litro de água sobre um filtro de água, as chances são de que você acabará com muito perto de 1 litro de água limpa. Mas você não vai acabar com 1,1 litros. Parece óbvio, mas algumas pessoas acham que é isso que os filtros de astronomia podem fazer. Mas não é assim. Na verdade, usar um filtro astronômico na luz das estrelas significa que você vai perder parte da boa luz junto com as coisas que não deseja. Se voltarmos ao filtro de água, você pode pensar em nosso 1 litro de água não filtrada se tornando 0,9 ou mesmo 0,8 de um litro.

Mas vamos discutir os vários tipos de filtros:

Filtros de Lua

Os filtros lunares são filtros simples de densidade neutra (o que significa que eles reduzem uniformemente a luz em todo o espectro visível) que são inseridos em sua ocular. Eles são usados ​​porque a Lua é realmente muito, muito brilhante e vê-la mesmo em pequenos telescópios pode machucar seus olhos depois de um curto período de tempo (não permanentemente, veja bem). Um filtro lunar pode tornar a visualização mais confortável. Normalmente, os filtros permitem 25% da luz, ou 12% (para telescópios maiores) ou em um modelo variável que você mesmo ajusta.

Filtros Solares

Os filtros solares são os únicos filtros que não se enroscam na ocular. Vá para a frente do telescópio. Se você encontrar um & # 8216filtro solar & # 8217 que se destina a ser rosqueado em uma ocular, destrua-o imediatamente. Eles são muito perigosos, pois podem rachar e deixar passar a luz do sol, o que pode causar danos aos olhos. Não os use, não os guarde & # 8211 outra pessoa pode se sentir tentada. Destrua-os.

A maioria dos filtros solares são telas simples de Mylar que reduzem 99,999% da luz para que você possa ver o sol com segurança. Principalmente o que você verá é um disco branco com algumas manchas solares. É uma visão agradável durante os pontos altos dos ciclos de manchas solares, durante as baixas o sol pode parecer um pouco sem características, no entanto.

Outro tipo de Filtro Solar é o Filtro Alfa de Hidrogênio. Eles permitem que você visualize proeminências de cor avermelhada e erupções solares. Eles são muito caros, entretanto (na casa dos milhares de dólares) e precisam de uma certa quantidade de & # 8216tweaking & # 8217. Mas eles podem fornecer vistas impressionantes da atividade solar.

Filtros de cor

Filtros de cor são usados ​​nos planetas ou na Lua e # 8211 eles cortam muita luz para usar em objetos do céu profundo. Filtros de cor são usados ​​para tentar trazer mais detalhes sobre o planetas que podem ser apagados na filtragem regular. Os detalhes apresentados podem incluir as faixas em Júpiter, calotas polares em Marte, mais detalhes da cratera lunar e assim por diante. Os filtros de cores podem ser um sucesso ou um fracasso entre os astrônomos. Alguns acham que são ótimos, outros os consideram menos úteis. O campo parece bastante subjetivo, mas se você planeja ver a Lua e os planetas mais do que qualquer outra coisa, você pode querer investir em um conjunto.

Filtros de poluição luminosa

Filtros de poluição luminosa são projetados para ajudar os astrônomos que vivem em subúrbios ou cidades poluídos pela luz. Eles não são um substituto para o céu escuro, mas certamente podem ajudar quando as opções são limitadas. Filtros de poluição luminosa ajudam a reduzir as frequências de luz que postes de rua, luzes de estacionamentos e outras fontes de luz feitas pelo homem produzem, enquanto deixam passar a maior parte da luz que estrelas, nebulosas e outros objetos do céu profundo emitem.

Este conjunto de fotos rápidas pode dar uma ideia do efeito dos filtros. Aqui está uma cena de um poste de luz de uma cidade que fica aceso durante o dia:

Street Lamp, através de uma câmera de telefone, durante o dia, sem filtro.

E então com um Ultrablock Filer Orion sobre a lente:

Mesmo poste de luz, com filtro de poluição luminosa colocado sobre a lente da câmera. Observe a diferença.

Você notará que o filtro ajuda, mas não elimina completamente a luz da rua, e também tem algum efeito na luz natural de fundo. É por isso que eles são úteis, mas não uma solução completa para céus escuros.

Filtros de poluição luminosa também são de pouca utilidade na Lua (que é brilhante o suficiente para não ser incomodada pela poluição luminosa) ou nos planetas principais (que também não são afetados pela poluição luminosa). Eles têm efeito limitado nos planetas externos, pois esses planetas emitem luz em grande parte do espectro e são filtrados tanto quanto a luz de fundo. Alguns filtros de poluição luminosa podem ser referidos como filtros de nebulosa, que são muito focados e até mesmo projetados para reduzir parte da luz das estrelas próximas.

Filtros de astrofotografia

Há um grande número deles e seus usos poderiam encher um livro & # 8211 um livro sobre astrofotografia. Esses filtros fazem coisas como cortar a porção IV do espectro (que bagunça os chips CCD em câmeras digitais) ou filtra apenas a parte vermelha, verde ou azul do espectro para câmeras monocromáticas. O número desses filtros cresceu enormemente nos últimos anos. Cobrir isso exigiria uma entrada muito grande, então vamos deixá-los por enquanto, pois está além do escopo das Dicas de Astronomia.

Filtros Refratores Violeta

Esses filtros são para um tipo de telescópio e refratores # 8211. As lentes grandes desse telescópio às vezes agem como prismas e dividem a luz em cores componentes. Isso é especialmente perceptível em objetos brilhantes como Júpiter ou a estrela Sirius. O efeito é que o objeto que está sendo visto terá um halo de cor violeta que é carinhosamente conhecido como & # 8216numa roxa & # 8217. Os filtros Violet-Minus cortam esta parte do espectro sem afetar muito a visualização geral. Se você tiver um refrator maior que às vezes mostra a neblina ourple, você pode considerar adquirir um desses filtros.

Marcado com:

Relógios de sol verticais de papel, agora onde nós & # 8230.

& # 8230oh certo! Estávamos dizendo às pessoas como imprimir um relógio de sol de papel. Bem, nós temos os nossos impressos e felizes. Nós recortamos e dobramos.

& # 8230e percebeu que não duraria até a primeira garoa. Isso seria um problema, pois as chuvas de verão acontecem quase diariamente neste ponto. Então o que fazer?

Bem, no nosso caso imprimimos outro relógio de sol e o colocamos na máquina de laminação! Agora estava coberto de plástico e protegido das intempéries, pelo menos por um tempo. Se você não tiver uma máquina de laminação (a maioria das pessoas não), a fita de embalagem transparente pode ajudar a proteger seu relógio de sol. Depende de você se é mais fácil aplicar a fita antes ou depois de cortá-la. Certamente tivemos que colocar o papel no laminador antes de cortá-lo (as máquinas de laminação emperradas tendem a queimar).

Depois de recortar o relógio de sol laminado e colá-lo com fita adesiva, colocamos na parede. Então descobrimos que havia um problema. As paredes externas de nossa loja não têm muitos lugares onde não haja outros objetos que envolvam sombras no espaço do relógio de sol. Dê uma olhada:

OK. então a grande sombra que você vê é do dossel da loja ao lado da nossa. Durante grande parte do dia, ele cobre completamente a sombra do relógio de sol. Mas, por algumas horas, a coisa faz um bom trabalho em lhe dar o tempo. Observe que ele mostra a hora em um padrão de relógio de 24 horas.

Esperamos que você tenha melhor sorte do que nós e tenha um espaço sem sombras.


Um curso de atualização de observação solar

Por: Jeff Medkeff, 17 de julho de 2006 0

Envie artigos como este para sua caixa de entrada

Os filtros solares são normalmente feitos com um Mylar especialmente revestido ou substrato de vidro montado em uma célula que se encaixa perfeitamente na frente do telescópio. Esses filtros oferecem vistas seguras de luz branca do Sol, revelando manchas solares, faculas, escurecimento de membros e uma série de características menores.

Foto Sky & Telescope de Craig Michael Utter.

"Segurança do filtro solar.") Ver o Sol também exige vigilância extra quando se trata de equipamentos. Nunca deixe um telescópio ou binóculo sem vigilância, especialmente quando houver crianças. Leva apenas um momento de desatenção para criar uma situação perigosa.

O vidro Welder & # 039s de tons 12 a 14 são filtros solares populares e seguros, facilmente obtidos em pontos de fornecimento de soldagem. A maioria dos observadores prefere tons 13 ou 14, a imagem solar através de um filtro número 12 é desconfortavelmente brilhante.

Foto Sky & Telescope de Chuck Baker.

A superfície solar, vista na luz branca, inclui manchas solares, fáculas, proeminências e outras características associadas aos campos magnéticos que resultam do movimento da matéria ionizada no interior do Sol.

Close de uma mancha solar. Esta imagem, obtida pelo telescópio solar sueco de 1 metro em La Palma, nas Ilhas Canárias, resolve os filamentos que compõem a penumbra do ponto # 039 com uma resolução de 0,1 segundo de arco, cortesia de um sistema de óptica adaptativa avançado. As imagens em preto e branco foram coloridas aqui para enfatizar os contrastes. As menores estruturas resolvidas têm cerca de 90 quilômetros de diâmetro.

Cortesia da Royal Swedish Academy of Sciences.

Vários tipos de filtros solares estão ajudando a aumentar a popularidade da observação solar. Aqui, Sky & Telescope os membros da equipe demonstram várias maneiras diferentes de estudar o sol com segurança.

Céu e telescópio: Craig Michael Utter.

Pequenos telescópios são especialmente adequados para o método de projeção solar. Aqui está um sistema de projeção simples feito de uma caixa de papelão com um pedaço de papel branco como superfície de projeção. Uma quantidade surpreendente de detalhes pode ser vista com esta configuração.

Foto Sky & Telescope de Craig Michael Utter.

"Observando o Sol por projeção.") Uma ocular é colocada no focalizador do telescópio e usada para projetar uma imagem do Sol em uma superfície plana conveniente. Telescópios com caminhos de luz dobrados, como Newtonianos ou Schmidt-Cassegrains, não são recomendados, pois o feixe de luz convergente pode produzir calor suficiente para danificar os componentes internos.

Quando se trata de oculares para projetar a imagem do Sol, o muito difamado design Huygenian é uma boa escolha porque não contém elementos cimentados que podem ser danificados pelo intenso calor do Sol. A maior parte da projeção solar é feita em papel branco ou cartolina. Mas não importa o quão branca seja a tela, ela deve ser adequadamente protegida da luz solar direta e de outras luzes estranhas para que o observador veja os detalhes mais finos da imagem solar. Esta técnica poderosa permite que um telescópio de 4 polegadas produza uma imagem útil do Sol com 30 polegadas de diâmetro. O tamanho e o brilho da imagem do Sol dependem principalmente da distância entre a ocular e a superfície de visualização & # 8212 quanto mais longe estiver, maior e mais escura será a imagem.

As manchas solares são regiões mais frias da superfície solar, causadas por intensos campos magnéticos localizados que levam a convecção ascendente do material interno a uma paralisação virtual. Embora pareçam quase pretos, este é apenas um efeito de contraste. Se fosse possível colocar uma mancha solar de tamanho modesto no céu noturno, ela brilharia 10 vezes mais do que a Lua cheia!

Mesmo o observador casual logo aprenderá que as manchas solares vêm em uma ampla variedade de formas e tamanhos. Enquanto as manchas solares mais simples são áreas escuras isoladas, as manchas maiores são bastante dramáticas. Manchas complexas apresentam uma região central escura chamada umbra rodeada por uma penumbra cinza. A penumbra normalmente aparece como uma franja lisa, mas sob condições de visão estável pode exibir padrões radiais ou nós de luz e escuridão. Durante aqueles momentos fugazes de boa visão, você também pode ver pequenas manchas solares circulares com 2 arcosegundos de diâmetro ou menos. Esses são chamados de poros. Às vezes, eles explodem em pontos completos, mas geralmente eles simplesmente desaparecem & # 8212 às vezes após uma vida de apenas alguns minutos.

O efeito Wilson, que é muito exagerado neste diagrama, mostra como a umbra e a penumbra de uma mancha solar típica se tornam cada vez mais simétricas à medida que se aproximam do centro do disco do Sol.

Ilustração do céu e do telescópio.

Este esboço de Jeffery Sandel mostra um grupo complexo de manchas solares. Ao contrário do método tradicional em que as posições das manchas solares & # 039 são plotadas e seus contornos traçados diretamente na imagem solar projetada, ele as desenha à mão livre em um círculo em branco de 20 centímetros de diâmetro. Isso resulta em tamanhos exagerados de manchas solares.

A atividade solar varia com um ciclo de 11 anos. À medida que o ciclo avança, a atividade aumenta e diminui e, com ela, a quantidade de detalhes visíveis no sol. No mínimo solar, o Sol freqüentemente parece quase sem características, completamente livre de manchas solares. No máximo, entretanto, pode haver centenas de manchas solares organizadas em meia dúzia ou mais grupos e muitas faculas. Obviamente, a época mais emocionante para observar o Sol é nos anos que cercam o máximo solar. O último máximo solar foi em 2000, e o Centro de Previsão do Clima Espacial da NOAA prevê o próximo máximo para maio de 2013. Portanto, não há melhor momento do que agora para se tornar um astrônomo à luz do dia!


Vidro ED em binóculos

ED significa que o vidro tem Dispersão Extra-baixa. Isso por si só não tem significado no que diz respeito à correção de cor e não tem relação com a correção de cor final de uma lente dupla, tripla ou multi-elemento. A dispersão não governa a correção da cor de uma lente. O termo "ED" não implica nenhum nível particular de correção de cor. Existem vidros de dispersão extra baixa que produzem correção de cor ruim, e vidros de alta dispersão que produzem correções de cor excelentes.

O termo "espectro secundário reduzido" é usado para descrever uma lente que tem uma correção melhor do que a acromática, mas ainda terá cor residual. Se um erro de cor de lente não for especificado como apocromático, você pode apostar que a lente ainda é um acromático simples. Em muitos casos, o termo ED nada mais é do que uma jogada de marketing.

Das notas de um designer de lentes de renome mundial
â € œO termo ED significa Dispersà £ o Extra-baixa. Uma grande quantidade de vidro tem dispersão extra baixa (geralmente qualquer vidro com um valor Vd & gt 70). Nem todos os vidros com esta propriedade produzirão uma correção de cor mensuravelmente melhor do que uma combinação acromática de pedra-coroa padrão. Mensuravelmente melhor seria melhor do que 1 parte em 2000 de erro de cor no espectro C-F (vermelho para azul-verde). Portanto, você pode facilmente afirmar ter uma lente (Semi-ED) se usar a coroa FK5 e a pederneira SF1 de design comum, e ainda assim ter exatamente o mesmo erro de cor de qualquer acromático normal.

Não é o ED que produz melhor correção de cores. É o fato de que alguns vidros, notadamente os que utilizam elementos de fluorita em sua construção, possuem uma propriedade conhecida como dispersão anormal. Esta propriedade permite que dois materiais diferentes (como coroa e pederneira) tenham erros de cores opostas e iguais que se cancelam quando são combinados. A maioria (não todos) desses vidros com dispersão anormal também são vidros de dispersão extrabaixa, mas as duas propriedades não devem ser confundidas ”.
Roland Christen

A correção de cor de dois escopos acromáticos diferentes pode ser enviesada em direção à extremidade vermelha ou azul do espectro, mas ainda assim ser igual. Algumas pessoas ficam mais desligadas com o CA vermelho e outras mais com o CA azul. Algumas pessoas (IIRC, pessoas mais velhas com pupilas menores) são menos sensíveis ao azul e podem nem mesmo ver toda a extensão do azul CA e, portanto, acham que um instrumento azul enviesado parece estar sem cor. No entanto, pode ter exatamente o mesmo erro de cor de outro enviesado para o vermelho, que, para os mesmos olhos, parece ter muita cor falsa.

Além disso, a quantidade de erro de cor observada depende da razão focal, um f / 4 tendo um erro de cor potencial maior do que um f / 5. Finalmente, a abertura desempenha um papel significativo na correção de cores. Uma lente f / 4 80 mm mostrará metade do erro de cor de uma lente f / 4 160 mm com design idêntico.

A partir disso, você pode ver como pode ser fácil comercializar um escopo ED pequeno, não tão rápido, para o público espectador e tê-lo declarado pelo menos por potencialmente metade dos telespectadores que é quase sem cor, e ainda assim é um acromático.

As lentes ED podem ser dupletos ou trigêmeos. Mesmo em um dupleto ED bem feito com vidro ED bem combinado, uma relação F mais longa mostrará melhor correção de cor. Por exemplo, um dubleto ED 80mm f / 7 terá menos cor do que um ED 80mm f / 5. Geralmente, nenhum dupleto ED com vidro Abbe # ED inferior se igualará ao desempenho do vidro Abbe # superior.

OK, então como isso se relaciona com o vidro ED em binóculos?

Deixando de lado o que ED realmente significa para o usuário final, pare um momento para pensar sobre onde o vidro ED é empregado no design e qual pode ser o resultado geral. Em um sistema óptico, o erro de cor depende muito mais da correção da lente objetiva do que da ocular. A proporção da contribuição para o erro de cor (longitudinal) pode ser encontrada comparando a distância focal da objetiva com a distância focal da ocular. Alguns podem reconhecer isso como ampliação. Portanto, a 10x a objetiva contribui com 10x o erro de cor da ocular. Existem muitas oculares marcadas com ED, no entanto, sua contribuição total para a correção da cor é muito pequena. Em uma correção de cor de ED binocular 20x, a contribuição de uma ocular é limitada a corrigir 5% do erro CA longitudinal.

Então, tendo dois binóculos aparentemente da mesma qualidade, por que um binóculo pode parecer muito melhor do que outro? Consulte a parte acima sobre viés. A correção de cor de dois escopos acromáticos diferentes (dois binóculos diferentes) pode ser enviesada em direção à extremidade vermelha ou azul do espectro, mas ainda assim ser igual. Algumas pessoas ficam mais desanimadas com o CA vermelho e outras mais com o CA azul. Algumas pessoas (IIRC, pessoas mais velhas com pupilas menores) são menos sensíveis ao azul e podem nem mesmo ver toda a extensão do azul CA e, portanto, acham que um instrumento azul enviesado parece estar sem cor. No entanto, pode ter exatamente o mesmo erro de cor de outro enviesado para o vermelho, que, para os mesmos olhos, parece ter muita cor falsa.

Além disso, a quantidade de erro de cor observada depende da razão focal, um f / 4 tendo um erro de cor potencial maior do que um f / 5. Finalmente, a abertura desempenha um papel significativo na correção de cores. Uma lente f / 4 80 mm mostrará metade do erro de cor de uma lente f / 4 160 mm com design idêntico. Relacione isso a um binóculo de 50 mm ou 40 mm e o erro de cor já é muito pequeno devido à abertura.

Além disso, não é incomum que um binóculo tenha uma vinheta interna que reduz a abertura para algo ainda menor do que o nominal declarado com base no tamanho da objetiva. Bem, ao mesmo tempo que a abertura é reduzida (benéfico para a redução de cores falsas), isso aumenta a proporção focal (também benéfico para a redução de cores falsas), reduzindo algumas aberrações, incluindo erros de cor. Para dois binóculos de tamanho igual (nominal), mas um com vinheta maior que o outro, uma parte da cor falsa é ligeiramente suprimida pela vinheta interna maior.

Muitos projetos, especialmente os binoculares, são mais rápidos do que o desejável para a correção de cores ED otimizada e seu desempenho de cores é prejudicado. Nas discussões de escopo quase incontáveis ​​que temos, tem sido dito que os dados mostram consistentemente melhores designs incorporam vidro Abbe # ED mais alto em uma objetiva de razão focal significativamente mais do que duas vezes o diâmetro em polegadas. Por exemplo, no que se refere a um binocular, o WO22x70 Apo (apprx f / 5.8 a f / 6) é especificado como APO e como usando vidro ED FPL-51 (um vidro Abbe # ED inferior) em uma configuração de dupleto. Este binóculo ainda mostra alguma cor falsa. É questionável que produza o que seria considerada uma imagem apocromática.

Existem muitos testemunhos sobre osciloscópios usando vidro FPL-51 ED que ainda apresentam cores falsas de moderadas a significativas. Os trigêmeos usando vidro ED de vários tipos têm provado consistentemente ter ótima correção visual de cores. A objetiva de Flourite de 4 elementos do Tak Astronomer 22x60 não mostra nenhum erro de cor visual perceptível.

Portanto, aqui não temos apenas muitas razões pelas quais pode ser muito fácil comercializar ED em um escopo e mostrar bons resultados, embora os resultados possam não ser inteiramente resultado de uma melhor combinação de vidro ED, mas também temos uma série de problemas que são especificamente relacionados a binóculos que tendem a diminuir ainda mais o grau de melhoria de desempenho resultante do uso de DE em um binóculo.

Não fique tão impressionado com o que você lê em alguns sites sobre o excelente desempenho dos binóculos ED. Existem tantos, senão mais, binóculos não ED. Quantas vezes você viu análises de binóculos ED em que o autor isolou vários testes e relatou a contribuição para o desempenho geral de aspectos como relação focal, tamanho da abertura, vinheta, etc. Será que o desempenho dos modelos ED comercializados não é inteiramente devido à inclusão de algum ED no design? Deixo isso para você decidir.


5.6 O efeito Doppler

As duas últimas seções apresentaram muitos conceitos novos e esperamos que, por meio delas, você tenha visto uma ideia importante surgir. Os astrônomos podem aprender sobre os elementos em estrelas e galáxias decodificando as informações em suas linhas espectrais. No entanto, há um fator complicador em aprender como decodificar a mensagem da luz das estrelas. Se uma estrela está se movendo em nossa direção ou se afastando de nós, suas linhas estarão em um lugar ligeiramente diferente no espectro de onde estariam em uma estrela em repouso. E a maioria dos objetos no universo tem algum movimento em relação ao sol.

O movimento afeta as ondas

Em 1842, Christian Doppler mediu primeiro o efeito do movimento nas ondas contratando um grupo de músicos para tocar em um vagão aberto enquanto ele se movia ao longo dos trilhos. Ele então aplicou o que aprendeu a todas as ondas, incluindo a luz, e apontou que se uma fonte de luz está se aproximando ou se afastando do observador, as ondas de luz serão, respectivamente, agrupadas mais próximas ou espalhadas. O princípio geral, agora conhecido como o efeito Doppler, é ilustrado na Figura 1.

Efeito Doppler.

figura 1. (a) Uma fonte, S, faz ondas cujas cristas numeradas (1, 2, 3 e 4) atingem um observador estacionário. (b) A fonte S agora se move em direção ao observador A e para longe do observador C. A crista da onda 1 foi emitida quando a fonte estava na posição S1, a crista 2 na posição S2 e assim por diante. O observador A vê as ondas comprimidas por este movimento e vê um blueshift (se as ondas forem leves). O observador C vê as ondas esticadas pelo movimento e vê um desvio para o vermelho. O observador B, cuja linha de visão é perpendicular ao movimento da fonte, não vê nenhuma mudança nas ondas (e se sente excluído).

Na parte (a) da figura, a fonte de luz (S) está em repouso em relação ao observador. A fonte emite uma série de ondas, cujas cristas rotulamos como 1, 2, 3 e 4. As ondas de luz se espalham uniformemente em todas as direções, como as ondulações de um respingo em um lago. As cristas são separadas por uma distância, λ, onde λ é o comprimento de onda. O observador, que por acaso está localizado na direção da parte inferior da imagem, vê as ondas de luz vindo bem e uniformemente, com um comprimento de onda de distância. Observadores localizados em qualquer outro lugar veriam a mesma coisa.

Por outro lado, se a fonte de luz está se movendo em relação ao observador, como visto no item (b), a situação é mais complicada. Entre o momento em que uma crista é emitida e a próxima está pronta para ser lançada, a fonte mudou um pouco, em direção ao final da página. Do ponto de vista do observador A, este movimento da fonte diminuiu a distância entre as cristas - está comprimindo as cristas, pode dizer este observador.

Na parte (b), mostramos a situação da perspectiva de três observadores. A fonte é vista em quatro posições, S1, S2, S3, e S4, cada um correspondendo à emissão de uma crista de onda. Para o observador A, as ondas parecem seguir umas às outras mais de perto, em um comprimento de onda diminuído e, portanto, com frequência aumentada. (Lembre-se de que todas as ondas de luz viajam na velocidade da luz através do espaço vazio, não importa o que aconteça. Isso significa que o movimento não pode afetar a velocidade, mas apenas o comprimento de onda e a frequência. À medida que o comprimento de onda diminui, a frequência deve aumentar. Se as ondas são mais curtos, mais poderão se mover durante cada segundo.)

A situação não é a mesma para outros observadores. Vejamos a situação do ponto de vista do observador C, localizado oposto ao observador A na figura. Para ela, a fonte está se afastando de sua localização. Como resultado, as ondas não são comprimidas, mas sim espalhadas pelo movimento da fonte. As cristas chegam com comprimento de onda aumentado e frequência reduzida. Para o observador B, em uma direção perpendicular ao movimento da fonte, nenhum efeito é observado. O comprimento de onda e a frequência permanecem iguais aos da parte (a) da figura.

Podemos ver nesta ilustração que o efeito Doppler é produzido apenas por um movimento em direção ou para longe do observador, um movimento denominado velocidade radial. O movimento lateral não produz tal efeito. Os observadores entre A e B observariam algum encurtamento das ondas de luz para aquela parte do movimento da fonte que está ao longo de sua linha de visão. Os observadores entre B e C observariam o alongamento das ondas de luz que estão ao longo de sua linha de visão.

Você pode ter ouvido o efeito Doppler com ondas sonoras. Quando o apito do trem ou a sirene da polícia se aproximar de você e se afastar, você notará uma diminuição no tom (que é como os sentidos humanos interpretam a frequência das ondas sonoras) das ondas sonoras. Em comparação com as ondas em repouso, elas mudaram de um pouco mais frequentes quando se aproximam de você para um pouco menos frequentes quando se afastam de você.

Mudanças de cor

Quando a fonte das ondas se move em sua direção, o comprimento de onda diminui um pouco. Se as ondas envolvidas são luz visível, as cores da luz mudam ligeiramente. À medida que o comprimento de onda diminui, eles mudam em direção à extremidade azul do espectro: os astrônomos chamam isso de turno azul (uma vez que o fim do espectro é realmente violeta, o termo provavelmente deveria ser violetshift, mas o azul é uma cor mais comum). Quando a fonte se afasta de você e o comprimento de onda fica mais longo, chamamos a mudança nas cores de redshift. Como o efeito Doppler foi usado pela primeira vez com luz visível na astronomia, os termos “ turno azul " e " redshift ”Tornou-se bem estabelecido. Hoje, os astrônomos usam essas palavras para descrever as mudanças nos comprimentos de onda das ondas de rádio ou raios X tão confortavelmente quanto as usam para descrever as mudanças na luz visível.

Quanto maior for o movimento em direção ou para longe de nós, maior será o desvio Doppler. Se o movimento relativo for inteiramente ao longo da linha de visão, a fórmula para o deslocamento Doppler da luz é

where λ is the wavelength emitted by the source, Δλ is the difference between λ and the wavelength measured by the observer, c is the speed of light, and v is the relative speed of the observer and the source in the line of sight. The variable v is counted as positive if the velocity is one of recession, and negative if it is one of approach. Solving this equation for the velocity, we find v = c × Δλ/λ.

If a star approaches or recedes from us, the wavelengths of light in its continuous spectrum appear shortened or lengthened, respectively, as do those of the dark lines. However, unless its speed is tens of thousands of kilometers per second, the star does not appear noticeably bluer or redder than normal. The Doppler shift is thus not easily detected in a continuous spectrum and cannot be measured accurately in such a spectrum. The wavelengths of the absorption lines can be measured accurately, however, and their Doppler shift is relatively simple to detect.

The Doppler Effect

We can use the efeito Doppler equation to calculate the radial velocity of an object if we know three things: the speed of light, the original (unshifted) wavelength of the light emitted, and the difference between the wavelength of the emitted light and the wavelength we observe. For particular absorption or emission lines, we usually know exactly what wavelength the line has in our laboratories on Earth, where the source of light is not moving. We can measure the new wavelength with our instruments at the telescope, and so we know the difference in wavelength due to Doppler shifting. Since the speed of light is a universal constant, we can then calculate the radial velocity of the star.A particular emission line of hydrogen is originally emitted with a wavelength of 656.3 nm from a gas cloud. At our telescope, we observe the wavelength of the emission line to be 656.6 nm. How fast is this gas cloud moving toward or away from Earth?

Solução

Because the light is shifted to a longer wavelength (redshifted), we know this gas cloud is moving away from us. The speed can be calculated using the Doppler shift formula:

Check Your Learning

Suppose a spectral line of hydrogen, normally at 500 nm, is observed in the spectrum of a star to be at 500.1 nm. How fast is the star moving toward or away from Earth?

ANSWER:

Because the light is shifted to a longer wavelength, the star is moving away from us:

You may now be asking: if all the stars are moving and motion changes the wavelength of each spectral line, won’t this be a disaster for astronomers trying to figure out what elements are present in the stars? After all, it is the precise wavelength (or color) that tells astronomers which lines belong to which element. And we first measure these wavelengths in containers of gas in our laboratories, which are not moving. If every line in a star’s spectrum is now shifted by its motion to a different wavelength (color), how can we be sure which lines and which elements we are looking at in a star whose speed we do not know?

Take heart. This situation sounds worse than it really is. Astronomers rarely judge the presence of an element in an astronomical object by a single line. É o padronizar of lines unique to hydrogen or calcium that enables us to determine that those elements are part of the star or galaxy we are observing. The Doppler effect does not change the pattern of lines from a given element—it only shifts the whole pattern slightly toward redder or bluer wavelengths. The shifted pattern is still quite easy to recognize. Best of all, when we do recognize a familiar element’s pattern, we get a bonus: the amount the pattern is shifted can enable us to determine the speed of the objects in our line of sight.

The training of astronomers includes much work on learning to decode light (and other electromagnetic radiation). A skillful “decoder” can learn the temperature of a star, what elements are in it, and even its speed in a direction toward us or away from us. That’s really an impressive amount of information for stars that are light-years away.

Conceitos-chave e resumo

If an atom is moving toward us when an electron changes orbits and produces a spectral line, we see that line shifted slightly toward the blue of its normal wavelength in a spectrum. If the atom is moving away, we see the line shifted toward the red. This shift is known as the Doppler effect and can be used to measure the radial velocities of distant objects.

For Further Exploration

Artigos

Augensen, H. & Woodbury, J. “The Electromagnetic Spectrum.” Astronomia (June 1982): 6.Darling, D. “Spectral Visions: The Long Wavelengths.” Astronomia (August 1984): 16 “The Short Wavelengths.” Astronomia (September 1984): 14.Gingerich, O. “Unlocking the Chemical Secrets of the Cosmos.” Sky & amp Telescope (July 1981): 13.Stencil, R. et al. “Astronomical Spectroscopy.” Astronomia (June 1978): 6.

Sites

Doppler Effect: http://www.physicsclassroom.com/class/waves/Lesson-3/The-Doppler-Effect. A shaking bug and the Doppler Effect explained.Electromagnetic Spectrum: http://imagine.gsfc.nasa.gov/science/toolbox/emspectrum1.html. An introduction to the electromagnetic spectrum from NASA’s Imagine the Universe note that you can click the “Advanced” button near the top and get a more detailed discussion.Rainbows: How They Form and How to See Them: http://www.livescience.com/30235-rainbows-formation-explainer.html. By meteorologist and amateur astronomer Joe Rao.

Vídeos

Doppler Effect: http://www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2014/07/Doppler_effect_-_classroom_demonstration_video_VP05. ESA video with Doppler ball demonstration and Doppler effect and satellites (4:48).How a Prism Works to Make Rainbow Colors: https://www.youtube.com/watch?v=JGqsi_LDUn0. Short video on how a prism bends light to make a rainbow of colors (2:44).Tour of the Electromagnetic Spectrum: https://www.youtube.com/watch?v=HPcAWNlVl-8. NASA Mission Science video tour of the bands of the electromagnetic spectrum (eight short videos).

Introductions to Quantum Mechanics

Ford, Kenneth. The Quantum World. 2004. A well-written recent introduction by a physicist/educator.Gribbin, John. In Search of Schroedinger’s Cat. 1984. Clear, very basic introduction to the fundamental ideas of quantum mechanics, by a British physicist and science writer.Rae, Alastair. Quantum Physics: A Beginner’s Guide. 2005. Widely praised introduction by a British physicist.

Collaborative Group Activities

  1. Have your group make a list of all the electromagnetic wave technology you use during a typical day.
  2. How many applications of the Doppler effect can your group think of in everyday life? For example, why would the highway patrol find it useful?
  3. Have members of your group go home and “read” the face of your radio set and then compare notes. If you do not have a radio, research “broadcast radio frequencies” to find answers to the following questions. What do all the words and symbols mean? What frequencies can your radio tune to? What is the frequency of your favorite radio station? What is its wavelength?
  4. If your instructor were to give you a spectrometer, what kind of spectra does your group think you would see from each of the following: (1) a household lightbulb, (2) the Sun, (3) the “neon lights of Broadway,” (4) an ordinary household flashlight, and (5) a streetlight on a busy shopping street?
  5. Suppose astronomers want to send a message to an alien civilization that is living on a planet with an atmosphere very similar to that of Earth’s. This message must travel through space, make it through the other planet’s atmosphere, and be noticeable to the residents of that planet. Have your group discuss what band of the electromagnetic spectrum might be best for this message and why. (Some people, including noted physicist Stephen Hawking, have warned scientists not to send such messages and reveal the presence of our civilization to a possible hostile cosmos. Do you agree with this concern?)

Perguntas de revisão

Thought Questions

With what type of electromagnetic radiation would you observe:

  1. A star with a temperature of 5800 K?
  2. A gas heated to a temperature of one million K?
  3. A person on a dark night?

Descobrindo por você mesmo

Glossário


These Astronomical Glass Plates Made History

O n a clear Christmas morning atop Mount Wilson, before the first tentacles of dawn struck the Los Angeles sprawl 5,700 feet below, George Willis Ritchey was capturing the most spectacular view of the “Great Nebula of Orion” anyone had ever seen. For close to four hours, he had been standing at the base of an enormous, steel-framed telescope, making minute adjustments as the machine tracked the nebula across the night sky.

The year was 1908, and the 60-inch reflector, which Ritchey had engineered and newly built, was the largest and most powerful in the world. As its huge curved mirror collected the nebular light, the incoming photons slowly exposed the emulsion on a photographic glass plate roughly the size of an iPad. Later, an assistant would develop the negative and label it “Ri-0”—the inaugural scientific image from Ritchey’s state-of-the-art scope.

The Great Nebula of Orion: This is a digital print of a photographic plate from the Ritchey 60-inch telescope at Mount Wilson Observatory, made in 1908.

Today, Ri-0 is one of more than 200,000 astronomical plates archived at the main offices of the Carnegie Observatories, in Pasadena, California. Made between 1892 and the early 1990s using telescopes at Mount Wilson, Palomar (near San Diego), Las Campanas (in Chile), and Kenwood (in Chicago) observatories, the plates range in size from centimeter-square slivers to pieces as large as a desktop computer screen. 1

This collection, the second largest in the United States, includes some of the most important observations in astronomy in the last century. It’s these images, for instance, that sparked Edwin Hubble’s realization of the expanding universe, that led George Ellery Hale to discover the sun’s magnetic field, and that provided the empirical basis for theories of how stars and galaxies form.

Here is a sampling of the most famous, and most striking, shots.

Schrödinger’s Cat When Nobody Is Looking

Some of the most perplexing topics in physics revolve around quantum theory. The quandary is seen most famously in the Schrödinger’s cat question and the issue of information loss in black hole evaporation. Richard Feynman said, “I think that I can safely. CONSULTE MAIS INFORMAÇÃO

The sun’s magnetic field

Solar Magnetism: George Ellery Hale made this photographic plate using the Snow solar telescope at Mount Wilson Observatory, in 1908.

In early 1908, the solar astronomer and telescope engineer George Ellery Hale began tinkering with specialized photographic plates that were sensitive to red (long) wavelengths of light. He was particularly interested in observing the sun in the red wavelength known as H-alpha, an important signature of a star’s atmosphere. It took him a month to perfect the technique. The plate above was his first clear image, which revealed strange swirls surrounding sunspots, which Hale called flocculi. Although he (wrongly) hypothesized that the flocculi were gas tornadoes full of whirling electrons, the discovery led him to (rightly) conclude that the sun generated a magnetic field.

Sun spectrum: A photographic plate from the 60-foot solar tower at Mount Wilson Observatory, made in 1917.

Hale went hunting for direct evidence of the sun’s magnetic field using a spectrograph, which separates light into a frequency spectrum, as represented by a series of vertical lines. To spread out these lines so that he could see them in detail, Hale placed an enormous, 30-foot spectrograph in a concrete well beneath the brand new 60-foot solar telescope at Mount Wilson. He captured the projected spectra on a 17-inch-long glass plate, like the one depicted above by an unknown photographer, possibly Hale. When he compared the spectral lines from the surface of the sun with lines from its sunspots, he saw that the sunspots split some of the lines into multiples while also polarizing the light. (In the above plate, the split spectral lines are labeled K and H.) This splitting, known as the Zeeman effect, provided the first confirmation of a magnetic field beyond Earth.

Hubble’s famous “VAR!” revelation

It’s a galaxy!: Edwin Hubble made this photographic plate of the Andromeda “nebula” using the 100-inch Hooker telescope at Mount Wilson Observatory, in 1923.

One night in the fall of 1923, Edwin Hubble took a 45-minute exposure of what was then called the Andromeda nebula. At the time, astronomers were debating whether the spiral smudges, or “nebula,” they were seeing in their telescopes were small star clusters within our own galaxy, the Milky Way, or much larger, distant “island universes.” Hubble hoped to settle the debate once and for all.

When he developed the plate, he thought he saw a “nova,” or stellar explosion, on the outskirts of one of Andromeda’s spiral arms. He labeled the tiny black dot “N.” But when he compared the plate with other photographs taken on different dates, he realized that the star was actually a Cepheid variable, a kind of star that brightens and dims on a regular schedule. By measuring its period and luminosity relative to other known variables, Hubble could then calculate its distance, thus revealing that Andromeda was a huge stellar system far outside the Milky Way. In his excitement, Hubble crossed out the “N” and wrote “VAR!” in its place.

More Cepheid variables: This is a digital print of another of Hubble’s photographic plates of Andromeda. He made it using the 100-inch Hooker telescope at Mount Wilson Observatory, in 1924.

Hubble devoted dozens of plates to observing Andromeda in search of more Cepheid variables that would confirm his original discovery. Like many astronomers of his time, he adorned these plates with colorful notations—circles and arrows that identify candidate Cepheid variables, reference stars, and other notable objects. He numbered each confirmed Cepheid variable in order, often followed by exclamation points, as if he couldn’t contain his excitement. In this digital print of a plate made in early 1924, you can make out the notation “V4. ” in the lower left corner.

“My god, it’s full of stars!”

Stellar sensation: Walter Baade made this photographic plate of Andromeda using the 100-inch Hooker telescope at Mount Wilson Observatory, in 1943.

Although Hubble had proven that Andromeda was a massive galaxy, likely full of hundreds of billions of stars, it took two decades for astronomers to finally resolve the stars in its dense, central region. The first image [above], taken on a 5-by-7 inch plate, came about under unusual circumstances.

In 1943, at the height of World War II, the astronomer Walter Baade was at work on Mount Wilson. Being a German national, Baade was barred from war duties, and so spent his nights peering at the sky above Los Angeles, which was delightfully dark due to wartime brownouts. One night, he aimed the observatory’s 100-inch telescope at Andromeda, capturing for the first time individual stars in its nucleus. This shot laid the groundwork for Baade’s classification of stars into two types: young, hot stars that occupy a galaxy’s spiral arms, and their older, cooler relatives in the galaxy’s heart.

Nearly a century later, the image still astounds. When NASA astronomer Jane Rigby visited the Carnegie archive last year, she examined the plate under a loupe. “My god, it’s full of stars!” she exclaimed.

A supernova in a strange galaxy

Now you see it …: Halton “Chip” Arp made this pair of photographic plates showing the sudden appearance of a supernova using the 200-inch Hale telescope at Palomar Observatory, in 1964 [left] and 1971 [right].

The late astronomer Halton “Chip” Arp is best known for his 1966 Atlas of Peculiar Galaxies, for which he photographed hundreds of galaxies with strange shapes and behaviors. Among these was Stephan’s Quintet, five closely interacting galaxies undergoing violent collisions as far away as 300 million light-years. In one remarkable shot, taken five years after the Atlas’s publication at Palomar Observatory, in San Diego, he identified a supernova [labeled “SN” in the right image], which had exploded a month before. (The other arrows on this plate point to reference stars, which Arp used to calculate the supernova’s coordinates in space.) In an earlier shot [left], taken in 1964, this brilliant blast is noticeably absent.

A sweeping galactic survey

Too many to count: This image shows just a small section of a large photographic plate depicting hundreds of galaxies in or near the Virgo Cluster. It was made using the du Pont telescope at Las Campanas Observatory, in Chile, in 1980.

In the late 1970s and early 1980s, Allan Sandage, a onetime assistant to Hubble, and his collaborators conducted the first exhaustive survey of the Virgo Cluster, a bundle of galaxies that comprise the heart of the supercluster containing our own Milky Way. To do this, the astronomers made 67 enormous, 20-inch-square photographic plates, which together produced a catalogue of 2,096 galaxies. The image above shows just a small fraction of one plate, which Sandage made at Las Campanas Observatory, in Chile, in 1980. He painstakingly located and measured each galaxy one-by-one, noting their catalog number and magnitude directly onto the plate in red and green ink.


Notes for Astronomers

While it is possible to project an image of the sun through telescope optics onto a paper, it can damage your instrument. The sunlight can heat up optics in just a few minutes, damaging eyepiece coatings and even melting the cement that holds eyepiece optics together.

Also avoid so-called solar eyepieces that may come with less expensive telescopes. They are highly dangerous, as intense heat from incoming unfiltered sunlight can hit the eyepiece and cause the lens to crack, allowing the magnified sunlight to hit your eye.

Follow Andrew Fazekas, the Night Sky Guy, on Twitter and Facebook.


Reconhecimentos

P.A. acknowledges STFC support from grant numbers ST/R004285/2 and ST/T000384/1 and support from the International Space Science Institute, Bern, Switzerland to the International Teams on ‘Implications for coronal heating and magnetic fields from coronal rain observations and modeling’ and ‘Observed Multi-Scale Variability of Coronal Loops as a Probe of Coronal Heating’. This project has received funding from the European Research Council (ERC) under the European Union’s Horizon 2020 research and innovation programme (grant agreement no. 647214). P.T. was also supported by contracts 8100002705 and SP02H1701R from Lockheed-Martin to the Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO), and NASA contract NNM07AB07C to the SAO. P.A. thanks I. De Moortel, R. Rutten and B. De Pontieu for valuable discussion and J. A. McLaughlin for the suggested name of the nanojet. Hinode is a Japanese mission developed and launched by ISAS/JAXA, with NAOJ as domestic partner and NASA and STFC (UK) as international partners. It is operated by these agencies in co-operation with ESA and NSC (Norway). IRIS is a NASA small explorer mission developed and operated by LMSAL with mission operations executed at NASA Ames Research Center and major contributions to downlink communications funded by ESA and the Norwegian Space Centre. SDO is part of NASA’s Living With a Star Program. All data used in this work are publicly available through the websites of the respective solar missions. This work used the [email protected] facility managed by the Institute for Computational Cosmology on behalf of the STFC DiRAC HPC Facility (https://www.dirac.ac.uk). The [email protected] equipment was funded by BEIS capital funding via STFC capital grants ST/P002293/1 and ST/R002371/1, Durham University and STFC operations grant ST/R000832/1. The DiRAC component of CSD3 was funded by BEIS capital funding via STFC capital grants ST/P002307/1 and ST/R002452/1 and STFC operations grant ST/R00689X/1. DiRAC is part of the National e- Infrastructure.


Atmospheric Evolution

  • Condensation of H2O into the oceans.
  • Locking up of CO2 into carbonaceous rocks
  • Formation of O2 by photosynthesis in plants & algae
  • CO2 content of the atmosphere is regulated by a complex balance cycle.
  • Increases in O2 and methane (CH4) from "biomass" (plants and animals)
  • Human activity (fuel burning & agriculture)

HYDROLOGY | Ground and Surface Water

Hydrological Cycle

Powered by solar energy , the hydrological cycle is the endless movement of water from one reservoir to another in the Earth system ( Figure 4 ). Water evaporates into the atmosphere from open waters such as oceans and lakes, from soil moisture in the unsaturated zone, and from the water table. Plants lose water to the atmosphere through the process of transpiration. These two processes, evaporation and transpiration, are collectively known as evapotranspiration. Water falls back to the Earth's surface as precipitation in the form of snow or rain. Upon reaching the surface, water flows overland as runoff to streams or infiltrates to the subsurface to become ground water. In the subsurface, water infiltrates through soils, recharges the ground water table and joins the ground water flow system. Ground water takes its course through geological basins of various scales, and some eventually makes its way to the oceans while some accumulates in inland aquifers. The rates of water flow between reservoirs within the hydrological cycle vary spatially and temporally in the Earth's system. As a result, the residence time of water – the time water remains in a reservoir since recharge – in different reservoirs varies from hours in the near-surface soil to tens of thousands of years in rocks several kilometers deep in the crust.

Figure 4 . The hydrologic cycle. The water table is the boundary between the unsaturated zone above and the saturated zone below. Upon reaching the land surface, precipitation either infiltrates soil to replenish ground water or flows overland as runoff to open water bodies. Water evaporates from open water bodies at the Earth's surface, soil moistures in the unsaturated zone, and the water table. Transpiration occurs over vegetated lands. Ground water flows through the vast domain of the subsurface and returns to the oceans.


Assista o vídeo: Como Ver as Respostas dos Formulários - GOOGLE CLASSROM (Outubro 2021).