Astronomia

O que limita o uso do diagrama H-R para medir distâncias (ajuste da sequência principal), para quais distâncias ele é útil?

O que limita o uso do diagrama H-R para medir distâncias (ajuste da sequência principal), para quais distâncias ele é útil?


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Só é possível medir objetos que se formam ao mesmo tempo? É possível medir aglomerados de galáxias distantes que não sejam a nossa?


Depende de quão preciso você precisa ser. O ajuste da sequência principal assume que as estrelas em questão estão na sequência principal. Se você tem um aglomerado de estrelas (na mesma idade), então definir o que está na sequência principal e o que não está se torna muito, muito mais fácil e, claro, você tem muitas estrelas com as quais vencer a incerteza estatística.

Na verdade, para grupos coevos de estrelas, o que você chama de "ajuste da sequência principal" raramente é feito. O processo é o encaixe de uma "isócrona" (uma linha que liga pontos no diagrama HR em uma única idade), de forma que tanto a distância quanto a idade (também extinção e metalicidade) sejam possíveis parâmetros livres.

A distinção sutil aqui é que o que é denominado "a sequência principal" não existe realmente na prática, ou pelo menos não como um locus exclusivamente definido no diagrama HR. As estrelas começam suas vidas na sequência principal na "sequência principal da idade zero" (ZAMS) e terminam suas carreiras na sequência principal na "sequência principal da idade terminal" (TAMS), mudando gradualmente sua luminosidade e temperatura ao fazê-lo.

Aqui está um diagrama de Martignoni et al. (2014) mostrando o ZAMS e o TAM para estrelas de diferentes massas. há normalmente um fator 2-3 na luminosidade entre eles (uma diferença maior em massas maiores). Isso significa que se você usar o ZAMS, o TAMS ou algo intermediário para determinar a distância de um deslocamento vertical no diagrama HR, você pode variar sua resposta para a distância em $ sqrt {2} $ para $ sqrt {3} $. Em outras palavras você precisa saber a idade de uma estrela da sequência principal antes que o "ajuste da sequência principal" possa fornecer uma distância precisa.

Claro, estrelas de menor massa têm vida mais longa. Qualquer coisa de, digamos, 0,7 massas solares ou menos, dificilmente se moveu do ZAMS na era da Galáxia, então haveria pouco erro em assumir um locus ZAMS. Por outro lado, os efeitos da idade são muito mais rápidos e, portanto, muito mais importantes na sequência principal em massas maiores.

Se você tentar usar o ajuste da sequência principal para estimar a distância até Individual estrelas, então, existem vários perigos. Por um lado, pode ser quase impossível estimar a idade de uma estrela individual. Portanto, se ele tem uma massa maior do que 0,7 massas solares, então haverá uma incerteza em sua posição no diagrama HR absoluto que leva a uma incerteza inevitável na distância estimada. Além disso, a posição intrínseca no diagrama HR depende da composição química da estrela. Essas informações auxiliares podem estar disponíveis, mas não podem; nesse caso, essa é outra fonte de erro. Outra fonte de incerteza sistemática é a rotação estelar. Estrelas de rotação rápida têm vida útil prolongada na sequência principal e posições intrínsecas um tanto diferentes no diagrama HR; novamente uma fonte de incerteza sistemática que é especialmente problemática para estrelas de grande massa. Finalmente, pode ser que o que você pensa ser uma estrela isolada da sequência principal seja na verdade um sistema binário. Um companheiro pode aumentar a luminosidade do sistema e fazer uma estrela parecer mais perto do que realmente é (por até um fator $ sqrt {2} $).


Usando supernovas para medir distâncias

Os métodos que descrevemos até agora só podem alcançar os aglomerados de galáxias mais próximos. Se quisermos sondar mais fundo no universo, precisamos encontrar novas maneiras de estimar distâncias. Os métodos que descreverei hoje, cada um tem um ponto forte e uma fraqueza.

O que é uma supernova?

A resposta curta é "uma estrela que explode".

Agora, existem vários mecanismos que fazem uma estrela explodir, e o objeto pré-explosão pode ter várias formas diferentes. Discutiremos alguns desses problemas um pouco mais tarde.

Mas do ponto de vista observacional, uma supernova é uma estrela que de repente aparece em uma galáxia, brilha tanto quanto uma galáxia inteira por algumas semanas ou mesese, em seguida, desaparece gradualmente. Aqui estão alguns bons exemplos de supernovas recentes.


Imagens de SN 2011fe em M101 cortesia de PTF e B. J. Fulton


Imagens de SN 2014J em M82 cortesia de Scott McNeil

SN 2017eaw em NGC 6946 - que é brilhante agora mesmo!

Agora, essas fotos não mostram realmente o quão brilhante uma supernova pode ser. Em muitos casos, uma supernova pode ofuscar todas as estrelas em sua galáxia hospedeira por um breve período. Por exemplo, as fotos anteriores do SN 2011fe em M101 dão a impressão de que o SN era apenas uma pequena gota de luz entre muitas outras.


Imagem de SN 2011fe em M101 cortesia de PTF e B. J. Fulton e cortada por mim.

Mas se alguém usar um pequeno telescópio, como meu Meade LX200 de 12 polegadas no Observatório RIT, e fizer apenas uma curta exposição, então podemos comparar a luz do núcleo da galáxia e dos braços espirais com a da supernova com mais clareza. Abaixo está uma imagem de banda R (luz vermelha) tirada em 25 de setembro de 2011, quando SN 2011fe já havia passado de seu brilho máximo e começando a desaparecer.


Imagem da banda R de SN 2011fe em M101 cortesia de Michael Richmond e do Observatório RIT

E abaixo está uma imagem obtida através de um filtro de banda B (luz azul). O SN, por si só, produz muito, muito mais luz azul do que os bilhões de estrelas no núcleo desta galáxia!


Imagem da banda B de SN 2011fe em M101 cortesia de Michael Richmond e do Observatório RIT

Os aspectos bons e ruins das supernovas como indicadores de distância

    Bom
      Muito luminoso, por isso pode ser visto a distâncias muito grandes. Os astrônomos encontraram supernovas bem além de z = 1, com o evento mais distante em z = 3,9! Isso significa que as supernovas podem alcançar muito mais longe no espaço do que qualquer outro método que discutimos.

A estrela "S Andromeda" foi uma explosão do tipo Ia na Galáxia de Andrômeda, mas aconteceu apenas algumas décadas antes que os astrônomos estivessem prontos com um equipamento poderoso o suficiente para estudá-la adequadamente.

Muitas variedades.

Existe uma grande variedade de classes e subclasses de supernovas. É fácil se perder nos diferentes tipos e designações. Para nossos propósitos, todas essas distinções sutis não são necessárias. Embora APARECE haver muitos tipos diferentes, pode-se no final separá-los em apenas duas variedades.

Quer praticar? Observe as fotos a seguir e tente separar os quatro animais diferentes em duas espécies. Todos os indivíduos retratados têm duas pernas, uma cabeça e cerca de dois metros de altura.


Imagem de avestruz cortesia de Berniedup e Wikipedia. Imagem de Rob Gronkowski cortesia de Wellslogan e Wikipedia. Imagem do astronauta Apollo, cortesia da NASA. Imagem de Cao Yuan cortesia de Fernando Frazão / Agência Brasil e Wikipedia

(Espero que você tenha entendido direito)

Existem apenas DUAS espécies, embora todas as fotos pareçam bem diferentes.

Os três diferentes humanos PARECEM diferentes porque eles estão usando diferentes quantidades de material sobre seus corpos. Se você pudesse cortar cada humano ao meio, você encontraria a mesma coisa dentro: osso, músculo, sangue, etc.

  1. o centro do núcleo (geralmente) colapsa em uma estrela de nêutrons ou buraco negro
  2. as (relativamente massivas) camadas externas da estrela são aquecidas para

50.000 K e voar para o espaço a velocidades de


Copyright da imagem David Hardy surgem de sistemas de estrelas binárias em que uma estrela comum da sequência principal está perto de uma anã branca de carbono-oxigênio (a único degenerado cenário). O material da estrela da sequência principal pode - nas circunstâncias certas - escapar da atmosfera externa e formar um disco de acreção ao redor da anã branca. Se a taxa de acréscimo de massa na anã branca cair na faixa adequada, então a massa da anã branca pode eventualmente atingir o limite de Chandrasekhar, cerca de 1,4 massas solares. Nesse ponto, pequenas regiões de reações termonucleares perto do centro da anã branca podem entrar em uma instabilidade descontrolada, transformando a maior parte da anã branca de C-O em elementos do grupo Fe e produzindo energia suficiente para explodir a estrela inteira no espaço.

Bem, essa é uma possibilidade. Outra é que DUAS anãs brancas em uma órbita próxima podem eventualmente se fundir (o duplo degenerado cenário). A fusão cria um único objeto que novamente excede o limite Chandrasekhar e, mais uma vez, Ka-Boom.

  1. toda a anã branca é destruída, então não há nenhum remanescente
  2. o (relativamente pequeno) corpo da estrela é aquecido a

50.000 K e voa para o espaço a velocidades de

Em ambos os casos, aproximadamente 10 51 ergs de energia são liberados pelos, hum, processos complexos que ocorrem nas regiões centrais da estrela progenitora. Então, em uma aproximação muito grosseira, em ambos os casos, vemos a mesma coisa: uma nuvem em expansão de gás extremamente quente, voando para fora em velocidades muito altas, atingindo magnitudes absolutas de Mv

Como podemos usar essa grande explosão para medir uma distância?

Método de expansão da fotosfera com tipo IIP

  • o núcleo mais interno se torna uma estrela de nêutrons ou buraco negro
  • um grande número de neutrinos voa para o espaço imediatamente
  • uma onda de choque lentamente (ao longo de horas) empurra seu caminho através do envelope para a fotosfera

A onda de choque aquece a maior parte da estrela e a acelera para fora, a velocidades muito acima da velocidade de escape. Em uma palavra, a estrela explode. No entanto, se olharmos mais de perto, descobriremos que as velocidades das diferentes camadas da estrela variam de forma sistemática: o material das regiões internas tem uma velocidade relativamente pequena, enquanto o material das regiões externas tem uma velocidade relativamente alta. Nós chamamos isso expansão homóloga. (Clique na figura abaixo para animar)

A onda de choque aquece o material a temperaturas muito altas, bem acima de 100.000 Kelvin, ionizando todo o hidrogênio. As camadas mais externas emitem raios X e UV por várias horas após o choque irromper da estrela, mas depois esfriam rapidamente. Quando a temperatura do gás cai para cerca de 6.000 Kelvin, no entanto, o hidrogênio começa a se recombinar. Nesse ponto, conforme a camada mais externa muda de ionizada para neutra, sua opacidade cai: o gás hidrogênio neutro é MUITO mais transparente do que o gás ionizado.

Quando a camada mais externa se recombina, ela se torna essencialmente transparente e podemos ver a camada abaixo dela. Esta camada ainda está quente o suficiente para que o hidrogênio seja ionizado. mas em pouco tempo, ele também esfria para cerca de 6.000 Kelvin e se recombina. Quando se torna transparente, podemos ver a próxima camada da estrela, e assim por diante.

  • o material "visível" mais externo é definido pela região em que o hidrogênio está começando a se recombinar
  • esta camada mais externa terá uma temperatura razoavelmente bem definida de cerca de 6000 K
  • a camada está se movendo para fora rapidamente

Conforme o tempo passa e vemos mais dentro da estrela, a velocidade dessa camada especial diminuirá. O gráfico abaixo mostra a evolução de um modelo de computador de uma supernova Tipo II - as linhas são desenhadas em intervalos de aproximadamente uma semana.


Figura retirada de Kasen e Woosley, ApJ 703, 2205 (2009)

A curva sólida na figura abaixo mostra a evolução de um modelo de computador de uma estrela explodindo, enquanto os círculos mostram medidas de supernovas reais.


Figura retirada de Kasen e Woosley, ApJ 703, 2205 (2009)

O raio de qualquer camada particular de material em algum momento t pode ser escrito como

Onde t0 é a hora da explosão e R0 é o raio dessa camada no momento da explosão. Com espectros de alta qualidade da supernova, podemos medir a velocidade de uma camada específica da estrela - a camada que está agindo como a fotosfera no momento.

Como a fotosfera está em uma condição tão simples - hidrogênio quase puro, a uma temperatura próxima a 6.000 K - não é muito difícil calcular a radiação que ela emite. Em primeira ordem, a fotosfera atua como um "corpo negro diluído", emitindo fluxo

Onde T é a temperatura

6000 K, e &XI é um "fator de diluição", inserido na equação do corpo negro comum para explicar vários fatores que fazem com que o espectro da estrela real seja diferente daquele de um corpo negro perfeito.

Usando espectroscopia e fotometria, podemos medir v (t) e o fluxo observado f (t). Se fizermos medições em vários momentos diferentes, quando a fotosfera tem diferentes tamanhos e luminosidades, temos informações suficientes para resolver para o tempo de explosão, tamanho inicial da estrela, e determinar também a distância, é apenas uma questão de comparar a luminosidade F (t) ao fluxo observado f (t) e usando a lei do inverso do quadrado (e esperando que não houvesse extinção, etc.).

É uma boa coincidência que a velocidade com que a onda de recombinação penetra mais profundamente na estrela é quase a mesma que a velocidade com que a estrela está se expandindo, em outras palavras, o raio da fotosfera aparente não muda muito enquanto a onda ainda está se movendo através do envelope. Como resultado, a luminosidade das supernovas do Tipo IIP atinge um platô (daí o "P") e permanece quase constante por um ou dois meses.


Figura retirada de Jones e Hamuy, RMxAC, 35, 310 (2009)

Como um exemplo dessa técnica, vamos olhar para o SN IIP 2013ej próximo em M74. Suas curvas de luz mostram evidências claras de um "platô" conforme a fotosfera recua para o material ejetado.


Figura 3 de Richmond, JAVSO 42, 333 (2014)

Usaremos apenas as medições da banda V para este pequeno cálculo rápido em sala de aula. Vamos escolher a data JD = 2456510, que é um pouco depois do tempo de luz máxima.


Retirado da Figura 3 de Richmond, JAVSO 42, 333 (2014)

Se assumirmos que a fotosfera está emitindo como um corpo negro, podemos estimar a temperatura ajustando os fluxos medidos aos espectros das funções de Planck para diferentes temperaturas. A temperatura vai diminuir com o tempo, em geral.


Retirado da Figura 8 de Richmond, JAVSO 42, 333 (2014)

Precisamos saber a velocidade dessa parte do material ejetado para descobrir seu tamanho. Observações e modelagem por vários pesquisadores sugerem que a explosão ocorreu em JD 2.456.494, então nossa data escolhida de 2.456.510 é cerca de 16 dias após a explosão.


Figura 2a ligeiramente modificada de Valenti et al., MNRAS 438, L101 (2014)

  • Na temperatura que você estimou, cerca de 8 por cento da radiação de um corpo negro cai na banda passante V
  • Um objeto de magnitude aparente V = 0 tem um fluxo acima da atmosfera da Terra de aproximadamente 3,16 x 10 -6 ergs por centímetro quadrado por segundo
  • neste caso, o "fator de diluição" é aproximadamente & xi = 0,5

Portanto, agora você deve conseguir fazer uma estimativa aproximada da distância até essa supernova.

Quando passei por um procedimento mais complicado usando dados desta supernova, descobri que o Método da Fotosfera em Expansão produziu uma distância de cerca de 9,1 +/- 0,4 Mpc. Outros métodos sugerem uma distância semelhante. Como o seu valor se compara?

    fraquezas
    • a fotosfera real não é um corpo negro
    • a camada de gás que produz a maior parte da luz pode não ser a mesma que a camada que produz as linhas de absorção, a partir das quais medimos a velocidade

    Podemos aplicar esta técnica a grandes distâncias, porque SNe Tipo IIP são muito luminosos: suas magntiudes absolutas típicas estão entre -15 e -18. Veja o exemplo de SN 2013eq!


    Tabela 4 retirada de Gall et al., A&A 592, 129 (2016)

    Tipo Ia: velas padronizáveis

    Agora vamos considerar as supernovas "Anãs Brancas". A ideia básica para usá-los como indicadores de distância é muito simples:

    Nos velhos tempos (anos 1970 e 1980), a coleção de medidas era relativamente pequena e heterogênea. Naquela época, parecia possível - dentro das incertezas - que todos os SNe Tipo Ia tivessem a mesma luminosidade absoluta, ou seja, parecia possível que eles pudessem ser velas padrão.


    Resumo de Branch and Bettis, AJ 83, 224 (1978)

    No entanto, conforme os astrônomos acumulavam melhores medições e amostras maiores, ficou claro que SNe Ia não são todos idênticos. Essas supernovas parecem variar de maneira sistemática.

    Por exemplo, se medirmos a quantidade pela qual as supernovas diminuem no brilho 15 dias após o máximo de luz na banda B,


    Figura retirada de Richmond et al., AJ 111, 327 (1996)

    e compará-lo com a magnitude absoluta do evento, encontramos uma correlação clara.

    Se pudermos medir SNe Ia suficiente para determinar essas relações entre magnitude absoluta e outras quantidades observáveis, talvez possamos transformar SNe Ia em velas padronizáveis não tão bom quanto velas verdadeiramente padrão, mas ainda útil. Existem vários grupos trabalhando neste problema, com técnicas ligeiramente diferentes, e ambos tiveram algum sucesso. O procedimento SALT envolve a escolha de um de um conjunto de modelos que melhor se ajusta à curva de luz de algum SN Ia particular observado.


    Figura retirada de Guy et al., A&A 443, 781 (2005)

    Usando esses métodos para corrigir a relação entre a taxa de declínio e a luminosidade, pode-se reduzir a incerteza nas medições do módulo de distância para SNe Ia para talvez 0,15 magnitudes.

    Se olharmos para SNe na banda H do infravermelho próximo, eles podem, de fato, ser quase idênticos; o diagrama de Hubble abaixo usa medições que NÃO foram corrigidas para o efeito da taxa de declínio. Para ser justo, muito menos trabalho foi feito no infravermelho próximo do que no óptico.


    Figura retirada de Wood-Vasey et al., ApJ 689, 377 (2008)

    Uma das razões pelas quais os astrônomos gastam tanto tempo tentando entender o Tipo Ia SNe é que eles são muito, muito luminosos: suas magnitudes absolutas são em torno de -19 ou -20! Isso significa que eles podem ser vistos a distâncias MUITO grandes, o que significa que podem ser capazes de testar diferentes modelos cosmológicos.


    Figura retirada de Amanullah et al., ApJ 716, 712 (2010)

    • sofreu pouca extinção por material interestelar em sua galáxia hospedeira ou na Via Láctea
    • mostrou as características espectrais "típicas" ou "normais"
    • foi descoberto logo após a explosão e medido com frequência em várias bandas de passagem ópticas

    Uma parte da curva de luz da banda B medida por Richmond e Smith, JAVSO 40, 872 (2012) é mostrada na figura abaixo.


    Modificado ligeiramente da Figura 3 de Richmond e Smith, JAVSO 40, 872 (2012)

    1. paralaxe, com o qual podemos chegar.
    2. RR Lyr ou TRGB ou Cefeidas, com as quais podemos chegar.
    3. Tipo Ia SNe

    Ainda assim, mesmo com essa ressalva, as supernovas do tipo Ia fornecem uma ferramenta poderosa, porque podemos vê-las (e medir suas propriedades) MUITO LONGE!

    Para maiores informações

    Copyright e cópia de Michael Richmond. Este trabalho está licenciado sob uma Licença Creative Commons.


    Por Martin Hardcastle [email protected]>

    As distâncias da galáxia devem ser medidas por uma série complicada de inferências
    conhecida como escada de distância. Podemos medir as distâncias para o
    estrelas mais próximas por paralaxe, isto é, pelo movimento aparente da estrela em
    o céu como resultado do movimento da Terra em torno do sol. Esta técnica
    é limitado pela resolução angular que pode ser obtida. O
    satélite Hipparcos fornecerá as melhores medidas, dando a
    paralaxe para cerca de 100.000 estrelas. No momento, a paralaxe pode ser usada
    com precisão para determinar as distâncias das estrelas dentro de algumas dezenas de
    parsecs do sol. [1 parsec = 3,26 lt anos.]

    Métodos estatísticos aplicados a aglomerados de estrelas podem ser usados ​​para estender
    a técnica ainda mais, como pode "paralaxe dinâmica" em que o
    distâncias de estrelas binárias podem ser estimadas a partir de seus orbitais
    parâmetros e luminosidades. Desta forma, ou por outros métodos, o
    distância para os `aglomerados abertos 'de estrelas mais próximos pode ser estimada
    estes podem ser usados ​​para determinar uma sequência principal (não evoluída
    Diagrama de Hertzsprung-Russell), que pode ser ajustado a outros mais distantes
    aglomerados abertos, levando a escada de distância para cerca de 7 kpc.
    Distâncias para 'aglomerados globulares', que são aglomerados muito mais compactos
    de estrelas mais velhas, também podem ter suas distâncias determinadas desta forma
    se for levado em consideração o ajuste da sua composição química
    ao diagrama H-R dessas associações pode permitir estimativas de distância
    a 100 kpc. Todas essas técnicas podem ser verificadas em um
    outro e sua consistência verificada.

    A importância desta determinação da distância dentro de nossa própria galáxia
    é que nos permite calibrar os indicadores de distância que são usados
    para estimar distâncias fora dela. O primário mais comumente usado
    indicadores de distância são dois tipos de estrelas variáveis ​​periódicas (Cefeidas
    e RR Lyrae estrelas) e dois tipos de estrelas explodindo (novas e
    supernovas). As cefeidas mostram uma correlação entre o seu período de
    variabilidade e sua luminosidade média (a cor da estrela também desempenha
    uma parte) de modo que se o período e a magnitude forem conhecidos, a distância pode
    em princípio, ser calculado. As cefeidas podem ser observadas com base terrestre
    telescópios para cerca de 5 Mpc e com o telescópio espacial Hubble para em
    pelo menos 15 Mpc. Estrelas RR Lyrae são variáveis ​​com uma
    magnitude eles são muito fracos para serem úteis em grandes distâncias, mas eles
    permitem uma medição independente da distância às galáxias dentro de 100
    kpc, como as Nuvens de Magalhães, para comparação com as Cefeidas. Novae
    mostram uma relação entre a luminosidade na luz máxima e a taxa de
    declínio de magnitude, embora não seja muito forte, no entanto, eles são
    mais brilhante do que as Cefeidas, portanto, este método pode permitir estimativas de distância para
    objetos mais distantes. Finalmente, as supernovas permitem a determinação da distância
    em escalas grandes (uma vez que são tão brilhantes), mas o método requer alguns
    contribuições da teoria sobre como eles devem se comportar à medida que se expandem. O
    vantagem de usar supernovas é que as distâncias derivadas são
    independente da calibração das medições galácticas, a desvantagem
    é que a dependência do comportamento da supernova no tipo de estrela
    que formado não é completamente compreendido.

    Os melhores indicadores de distância primários (geralmente Cefeidas) podem ser usados
    para calibrar indicadores de distância secundários empíricos, principalmente estes
    incluem as propriedades das regiões H II, nebulosas planetárias e
    aglomerados globulares em galáxias externas e a relação Tully-Fisher
    entre a largura da linha de 21 cm de hidrogênio neutro e o
    magnitude absoluta de uma galáxia espiral. Todos eles podem ser usados ​​em
    conjunção com supernovas tipo Ia para empurrar a escada de distância para
    o grande aglomerado de galáxias mais próximo (Virgem, em torno de 15–20 Mpc)
    e além (o próximo objetivo principal é o aglomerado Coma em cerca de 5 vezes
    ainda mais longe). Outros estimadores empíricos, como uma galáxia
    relação tamanho-luminosidade ou uma luminosidade constante para o mais brilhante
    galáxias de aglomerados têm valor incerto.

    O objetivo de tudo isso é ir além dos movimentos de nosso
    grupo de galáxias e determinar distâncias para muito mais distantes
    objetos que podem ser razoavelmente presumidos como se movendo junto com o
    expansão do universo na cosmologia do Big Bang. Já que sabemos
    suas velocidades de seus redshifts, isso nos permitiria
    determinar a constante de Hubble, atualmente o `santo graal 'da
    cosmologia observacional se isso fosse conhecido, saberíamos o
    distâncias para _todas_ galáxias distantes diretamente de sua recessão
    velocidade. Métodos tristemente diferentes para essa determinação, usando
    diferentes etapas ao longo da escada de distância, fornecem resultados diferentes
    isso leva a um intervalo comumente adotado para H entre 50 e 100
    km / s / Mpc, com campos rivais apoiando valores diferentes. Há um
    número de tentativas contínuas para reduzir a complexidade da distância
    escada e, portanto, a incerteza em H. Um foi o recente (e
    continuando) uso do Telescópio Espacial Hubble para medir Cefeidas
    variáveis ​​diretamente no cluster de Virgem, eliminando assim vários
    etapas, isso leva a um valor alto (80-100) de H, embora com grande
    incerteza (que deve ser reduzida à medida que mais resultados
    chegar). Outros grupos estão trabalhando para eliminar a escada de distância,
    com sua grande incerteza e suposições empíricas, por completo, e
    determinar as distâncias para galáxias distantes ou aglomerados diretamente,
    por exemplo, usando o efeito Sunyaev-Zeldovich junto com o raio-X
    dados em aglomerados distantes ou usando os atrasos de tempo gravitacional
    lentes. Os primeiros resultados tendem a apoiar valores mais baixos de H, em torno de
    50.


    O que limita o uso do diagrama H-R para medir distâncias (ajuste da sequência principal), para quais distâncias ele é útil? - Astronomia

    Distâncias para galáxias e AGNs são importantes, mas os meios diretos de medição de distâncias podem ser difíceis e demorados. Daí a mera possibilidade de algo como o fluxo do Hubble cz = H0 D seria um verdadeiro benefício, já que poderíamos então estimar a distância (até erros causados ​​por movimento peculiar) a partir de uma única medição direta. A ideia é então que para "grande o suficiente" D, a velocidade de Hubble irá superar quaisquer movimentos peculiares e veremos um fluxo puramente radial suave.

    Encontrando o valor de H0 tem sido uma parte importante da pesquisa de galáxias desde o seu início, com a recente possibilidade adicional de mapear partidas sistemáticas de um fluxo suave do Hubble. O procedimento geralmente segue um escada de distância, em que objetos de propriedades bem conhecidas são usados ​​para calibrar tipos de objetos maiores / mais brilhantes que podem, por sua vez, ser usados ​​para calibrar outros indicadores que podem ser vistos a distâncias maiores, até que finalmente temos indicadores que são úteis no reino de supostamente movimento cosmológico puro. Um indicador de distância deve ter os seguintes atributos:

    Muito do debate sobre a escala de distância surge das grandes distâncias que precisamos cobrir para ter certeza de que estamos além da faixa de velocidades peculiares, como o fluxo virgocêntrico. Eventualmente, descobrimos que apenas as propriedades globais da galáxia e suas correlações são utilizáveis. Na escada de indicadores de distância, a propagação de erros torna-se dominante. Veja Rowan-Robinson, A escada da distância cosmológica (Cambridge 1987), para uma discussão completa. Os métodos modernos são descritos em Distâncias de galáxias e desvios da expansão universal, ed. B. Madore e R.B. Tully (OTAN ASI 180). Consideraremos os métodos da escada de distância tradicional, por sua vez.

    Paralaxe trigonométrica. Isso é útil para algumas centenas de pc para estrelas individuais se tivermos precisão de miliarcsegundos, que Hipparcos entregue por dezenas de milhares de estrelas. Esta é a única técnica (quase) completamente infalível para distâncias, uma vez que conhecemos bem o tamanho da órbita da Terra. As aplicações estatísticas podem ser aplicadas a grupos inteiros de estrelas, usando (por exemplo) o movimento solar através do disco galáctico para gerar paralaxe secular. Estes ainda amostram apenas uma pequena região da galáxia e, em particular, não alcançam estrelas muito luminosas ou variáveis ​​Cefeidas (embora Hipparcos entregou paralaxes estatisticamente úteis para algumas Cefeidas).

    Pontos convergentes do cluster. Para aglomerados próximos de extensão angular apreciável (como o Hyades), a perspectiva torna os movimentos adequados de estrelas individuais não paralelos, mas direcionados a um ponto no céu paralelo ao movimento médio do aglomerado em relação ao Sol. Isso dá o ângulo entre nossa linha de visão e o movimento do aglomerado e, portanto, que fração do movimento espacial do aglomerado é vista como movimento adequado e qual é a velocidade radial. Medir a velocidade radial média permite então uma determinação da distância, como a distância para a qual a velocidade radial e o movimento adequado são consistentes com o ângulo entre a linha de visão e o movimento espacial. Isso nos permite calibrar as magnitudes absolutas para todos os membros do cluster - incluindo a sequência principal superior e estrelas gigantes vermelhas. O exemplo clássico é o cluster Hyades, visto aqui usando Hipparcos movimentos adequados de Perryman et al. (1998 A&A 331, 81):

    Ajuste da sequência principal. Para aglomerados de estrelas ainda mais distantes (que podem conter estrelas OB ou Cefeidas, por exemplo), estimamos distâncias assumindo que estrelas da sequência principal de tipo espectral idêntico têm a mesma magnitude absoluta. Isso equivale, por exemplo, a mudar a localização da sequência principal de um aglomerado até que coincida com a de algum aglomerado de referência como o Hyades. O avermelhamento deve ser razoavelmente bem determinado para fazer este trabalho. Isso pode ser feito para sistemas tão distantes como as nuvens de Magalhães, que é o lugar mais fácil para calibrar as cefeidas. Para este propósito, cada Nuvem de Magalhães pode ser considerada um aglomerado gigante.

    Variáveis ​​cefeidas. Eles são supergigantes na faixa de instabilidade no diagrama H-R, passando por pulsações regulares que são expressas por variações de luminosidade e temperatura. Sua alta luminosidade ótica torna fácil identificá-las (embora, sendo estrelas bastante massivas, elas não ocorram em galáxias elípticas). Os dados recentes fornecem uma relação período-luminosidade da forma & # 60MV& # 62 = -3,53 log P + 2,13 (& # 60B0& # 62 - & # 60V0& # 62) + & phi where & phi

    -2,25 é um ponto zero. P está em dias aqui, e os colchetes denotam a média ao longo de um ciclo da curva de luz. As relações para o SMC e LMC são mostradas por Mathewson, Ford e Visvanathan 1986 (ApJ 301, 664) como segue, de sua Fig. 3 (cortesia do AAS):

    Para usar as Cefeidas de forma eficaz, é preciso lidar com os seguintes pontos:

    As cefeidas foram medidas do solo em todo o Grupo Local (o que Hubble poderia fazer - o astrônomo, não o telescópio) e podem ser detectadas nos grupos M81 e Escultor, e mais recentemente em M101 a uma distância de 7 Mpc (Cook, Aaronson e Illingworth 1986 ApJLett 301, L45), e até mesmo uma detecção surpreendente de um casal na espiral de Virgem do tipo tardio NGC 4751, quando a visão e a aglomeração estelar trabalharam juntas (Pierce et al. 1994 BAAS 26, 1411). Observe que é tradicional citar o módulo de distância m-M = 5 log D - 5 ao invés da própria distância em muitas publicações na escala de distância - por exemplo, o DM do LMC é próximo a 18,5. Até o momento, o projeto-chave do HST na escala de distância relatou detecções de Cefeidas a 25 Mpc e pode, em princípio, ir muito além de Virgem. É uma pena que não existam espirais que possam viver no núcleo Coma. O relatório mais conhecido deste trabalho foi para NGC 4321 = M100 em Virgo por Ferrarese et al (1996 ApJ 464, 568), ver também Freedman et al 1994 (Nature 371, 757). O projeto, usando Cefeidas para calibrar indicadores de distância secundários por meio de galáxias comuns e membros de grupos, foi descrito por Kennicutt, Mold e Freedman 1995 (AJ 110, 1476). Algumas de suas curvas de luz Cefeida são mostradas abaixo - apenas para o M100, eles já detectam mais Cefeidas do que o conhecido no LMC, então a calibração do LMC se torna um elo fraco. O projeto obteve todos os seus dados, e um resumo recente (Mold et al. 2000 ApJ 529, 7867) dá um grande valor médio de H0= 71 & # 177 6 km / s Mpc com base nas distâncias HST Cefeidas a 25 galáxias, em concordância ridiculamente próxima com os resultados do ajuste do espectro de potência WMAP da flutuação CMB.

    Este gráfico coleta as distâncias Cefeidas do Projeto Chave. Observe os grandes movimentos peculiares em Virgem - a única galáxia situada bem na linha média a essa distância é NGC 7331, quase oposta a Virgem no céu.

    RR Lyrae estrelas. Estas são estrelas de baixa luminosidade, onde a faixa de instabilidade cruza o ramo horizontal. Eles podem aparecer em diagramas de cluster H-R por omissão no "intervalo de Lyrae RR", uma vez que as variáveis ​​geralmente não são plotadas. A magnitude absoluta de todas as variáveis ​​RR Lyrae parece ser quase constante em & # 60MV = 0,75 e # 177 0,1. Pode haver alguma dependência de metalicidade mal determinada. Nenhuma determinação de período é necessária aqui, apenas a determinação de que uma estrela é desse tipo (o que significa que você obtém o período de qualquer maneira). Os problemas são: RR Lyraes são intrinsecamente cerca de 2 magnitudes mais fracas do que as Cefeidas e, da mesma forma, difíceis de calibrar, apenas alguns estão próximos o suficiente para uma medição de paralaxe com Hipparcos, portanto, paralaxes estatísticas ainda são importantes.

    A detecção automatizada de imagens provou ser útil em encontrar essas estrelas em todo o Grupo Local, mesmo antes do HST. Saha e Hoessel (1990, AJ 99, 97) relatam a descoberta de 151 no pequeno elíptico NGC 185, conforme visto na Fig. 5, cortesia do AAS:

    Estrelas mais luminosas (azuis / vermelhas). Há uma relação empírica entre a magnitude absoluta de uma galáxia e a das estrelas individuais mais brilhantes - isso equivale a assumir uma forma constante para a extremidade superior da função de luminosidade e permitir que as estatísticas operem. Convenientemente, essas são as primeiras estrelas a serem resolvidas. Possíveis problemas: confusão com aglomerados compactos (como em 30 Doradus), variação desconhecida com o tipo de galáxia.

    Todos os indicadores estelares listados acima para outras galáxias são mais fáceis de usar em sistemas com componentes de população I substanciais, e em galáxias bastante abertas, de modo que a aglomeração é reduzida. Portanto, tenta-se lidar com as regiões externas de uma galáxia, e com as galáxias do tipo tardio (veja o atlas de Sandage e Bedke para ilustrações de resolução em estrelas para tais galáxias, que foi o objetivo de sua produção neste volume). Existem também vários indicadores de distância estelar temporária ou indireta:

    Novae. Há uma relação entre magnitude absoluta e taxa de desvanecimento para novas, como podemos dizer do Grupo Local. Eles podem ser facilmente identificados como fontes H & alfa transitórias, e dois parecem ter sido detectados dessa forma tão distantes quanto M87 (Pritchet e van den Bergh 1987 ApJLett 288, L41) também, séries de dados suficientes para encontrar Cefeidas podem encontrá-los como fontes contínuas. Ciardullo et al. (1990 ApJ 356, 472) discutem 11 novas bem observadas em M31. A relação entre a taxa de desvanecimento e a magnitude absoluta de B é apenas parcialmente seguida por H e alfa, de modo que uma combinação de descoberta de H e alfa, observações contínuas perto do máximo e observações de H e alfa para níveis de desmaio parece a abordagem mais eficaz. As medições contínuas tênues são impossíveis porque a nova se mistura com o fundo estelar geral. Esta técnica pode ser usada para sistemas de população II.

    Nebulosas planetárias. Eles também podem rastrear os componentes da população II, uma vez que podem ser produzidos por estrelas velhas. Sua utilidade como um indicador de distância depende do fato de que sua função de luminosidade parece ser invariante e é facilmente compreendida a partir da evolução estelar (Jacoby 1989 ApJ 339, 39). Um grande número de planetários pode ser detectado em galáxias próximas usando imagens de banda estreita ao redor da linha [O III] e lambda5007, que é extremamente forte em planetários, mas não na maioria das regiões H II. Planetários suficientes foram detectados para estimativas da distância até Virgem (Jacoby et al. 1990, ApJ 356, 332). A técnica de ajuste para uma função de luminosidade incompleta é ilustrada pela Fig. 3 de Ciardullo et al. 1989 (ApJ 339, 53) para M31 (cortesia do AAS):

    Supernovas. Supernovas do tipo I (população II) podem ser reconhecidas (e divididas em subgrupos a, b e talvez c) com base em seus espectros e curvas de luz. A evidência disponível é consistente com o pico de luminosidade sendo grosseiramente fixado para pelo menos o tipo Ia (mas cuidado, um novo entendimento de subluminosos como 1987A pode mudar isso). Supernovas podem ser vistas em longo bem longe (como z= 1,7 se você estiver olhando com atenção), então eles seriam indicadores de distância maravilhosos se (1) realmente conhecermos esse pico de luminosidade, (2) se realmente for constante e (3) pudermos explicar o obscurecimento de poeira (olá IR) . O brilho máximo é fornecido por modelos de supernova, mas SN em galáxias próximas o suficiente para verificação são raros. Para SN cosmologicamente distante, a taxa de decaimento é esticada pelo fator de dilatação (1 + z). Estes são os objetos que primeiro forneceram fortes evidências de uma aceleração da expansão de Hubble (talvez para ser identificado com a constante cosmológica de Einstein).

    Uma medida direta de distância para objetos em expansão ou pulsantes é, em princípio, possível através do método Baade-Wesselink. Um mede a mudança na luminosidade bolométrica e a velocidade radial integral (mudança no relativo) ao longo deste tempo. Então, aplicando uma aproximação de corpo negro ou um espectro mais realista, a diferença de tamanho angular entre duas épocas é derivada, o que dá uma distância exigindo que ela seja consistente com a mudança de raio das velocidades radiais. Os problemas giram em torno de como a velocidade observada é ponderada na fotosfera e se a estrutura de opacidade muda entre as épocas.

    Flutuações de brilho da superfície. Bem antes de uma galáxia ser realmente resolvida até mesmo em suas estrelas mais brilhantes, a imagem será manchada por flutuações estatísticas, por exemplo, se o brilho da superfície for tal que haja 100 gigantes vermelhos por disco visível, espera-se flutuações de Poisson de 10%. Estes podem ser distinguidos do ruído do fóton porque essas flutuações têm o mesmo espectro de potência espacial que o disco de visão (ou mais geralmente a resposta do sistema, isto é, PSF), não o ruído branco (Tonry e Schneider 1988 AJ 96, 807). Como uma amostra, esta imagem mostra dados M32 HST reamostrados como se vistos em distâncias progressivamente maiores (cada etapa aumentando por um fator 2). A técnica é surpreendentemente poderosa, desde que se possa comparar galáxias com populações estelares semelhantes - basicamente, deve-se assumir uma luminosidade média característica (bem definida) para estrelas. O método já foi estendido a Virgem, dando excelente concordância com as determinações de nebulosas planetárias e as primeiras dicas de quais galáxias estão nos lados próximos e distantes (Tonry et al. 1989 ApJ 346, L57).

    Regiões H II. Por necessidade, eles requerem a formação de estrelas ativas e estrelas OB. Eles são luminosos e mensuráveis ​​a distâncias muito grandes. A primeira abordagem (Sandage e Tammann 1974 ApJ 190, 525) foi assumir que o diâmetro das regiões H II mais brilhantes está relacionado à magnitude absoluta da galáxia. No entanto, Kennicutt 1979 (ApJ 228, 704) mostrou que os efeitos da visão comprometem os diâmetros visuais e isofotais tão fortemente que isso não pode funcionar como um indicador de distância.Trabalhos mais recentes concentraram-se nas luminosidades das linhas de emissão, assumindo, em essência, que quanto mais formação de estrelas, mais brilhante é a galáxia e, estatisticamente, mais brilhante são as poucas regiões H II maiores. Isso pode ser considerado uma variante do método das estrelas azuis mais brilhantes.

    As larguras das linhas de emissão também foram consideradas, com uma afirmação de Terlevich e Melnick (1981 MNRAS 195, 839) de que uma relação L - & sigma 4 é válida para as regiões H II supergigantes, ou seja, elas são limitadas por uma massa gravitacional apropriada a ( UV ionizante) intensidade da luz das estrelas. Isso seria útil da mesma forma que a relação de Tully-Fisher ou a relação análoga para galáxias elípticas. No entanto, um trabalho posterior (Gallagher e Hunter 1983 ApJ 274, 141 Roy et al. 1986 ApJ 300, 624) turvou o quadro para amostras mais extensas, a correlação é muito menos notável e os movimentos do gás são em grande parte supersônicos, impulsionados por estelares ventos e SN, em vez de serem produzidos gravitacionalmente.

    Um refinamento, incluindo um segundo parâmetro relacionado ao brilho da superfície, foi usado pelo Seven Samurai para compilar um grande conjunto de distâncias independentes do redshift para mapear o campo de velocidade local (Dressler et al. 1987 ApJ 313, 42 dados em Faber et al 1989 ApJSuppl 69, 763).

    Propriedades globais da galáxia: Devem ser usados ​​para sistemas cada vez mais distantes, exigindo calibração extensiva das técnicas acima. Indicadores específicos incluem:

    As correções nas magnitudes observadas devem ser aplicadas para (1) medir o tamanho da abertura (2) o redshifting de banda passante, o chamado K-correção (3) o desvio para o vermelho da energia do fóton e da taxa de chegada, e (4) qualquer evolução assumida - pelo menos a evolução passiva da população estelar deve estar ocorrendo.

    Indicadores de distância "exóticos"

    Todos os métodos acima dependem de uma aplicação direta da lei do inverso do quadrado ou da relação diâmetro-distância angular. Há também uma série de técnicas que usam combinações mais indiretas ou indiretas de observáveis. Alguns exemplos são:

    A hora do Hubble: para modelos big-bang simples, as idades dos objetos (estrelas, núcleos radioativos) definem limites em H0. A idade do universo está na ordem do tempo de Hubble e tauH =1/H0, para dentro de um fator de unidade de ordem dependendo da história de desaceleração da expansão. Para H0= 50 km / s Mpc, & tauH= 2 x 10 10 anos para 100 km / s Mpc, 10 10 anos. Isso deve ser maior do que a idade determinada a partir de escalas de tempo geológicas e evolutivas estelares, relógios nucleares isotópicos como 235 U / 238 U, e consistente com o status dinâmico de galáxias e aglomerados. A pequena evolução observada em galáxias elípticas até cerca de z = 1 favores menores H0 em modelos simples (Hamilton 1985 ApJ 297, 371). Deve-se tomar cuidado com argumentos sutilmente circulares - idades de aglomerados globulares eram lindamente consistentes com H0= 50, mas foi calculado por pessoas que sabem a resposta que esperavam obter e ajustaram alguns parâmetros de acordo. Houve, por vários anos, uma discrepância amplamente divulgada entre & tauH a partir de resultados de Cefeidas HST e idades de aglomerados globulares, mas cálculos recentes dos efeitos da mistura na evolução estelar e a Hipparcos as revisões de distância das Cefeidas vão no sentido de reduzir o problema.

    Lentes gravitacionais: precisamos saber a massa da lente (por exemplo, através da dispersão da velocidade do cluster) e o atraso de tempo entre as imagens (digamos, da variabilidade do QSO). Então, podemos derivar a distância adequada da lente. O atraso de tempo diferencial pode ser a parte mais difícil aqui, especialmente na presença de microlente.

    Ecos de luz: isto deu uma distância independente para o LMC, usando o tempo de iluminação de um anel circunstelar (visto de IUE, Panagia et al. 1991 ApJL 380, L23) para dar um tamanho frontal-traseiro absoluto e o tamanho angular de o anel (do HST) para uma medição transversal. Este exemplo foi feito por, por exemplo, Gould (1995 ApJ 452, 189). Uma abordagem semelhante também pode ser usada (com polarização para dizer onde está o anel) para supernovas distantes (Sparks 1994 ApJ 433, 19).

    Medidas de emissão / absorção: aqui um usa as diferentes dependências de emissão e absorção na densidade versus comprimento do caminho. Um exemplo é o IGM em aglomerados vistos em emissão via raios-X e em absorção (mais precisamente espalhamento para cima) contra o fundo de microondas (o efeito Sunyaev-Zeldovich). Isso funciona porque, em bases astrofísicas, esperamos que o gás quente seja distribuído suavemente através da aglomeração potencial do cluster tornaria isso mais útil para sondar a estrutura do que a distância. Até agora, isso não é preciso o suficiente para ser usado como mais do que um argumento de consistência porque a absorção é muito fraca, mas em princípio está livre de muitas das suposições de outros métodos (10 7 K gás deve ser distribuído de maneira muito suave). Esta técnica para detectar atmosferas de aglomerados quentes é quase igualmente sensível para todos os redshifts de aglomerados z> 0,5 porque é uma medida de área, pesquisas estão em andamento para encontrar aglomerados de alto redshift como pontos S-Z.

    Movimentos adequados: um maser em uma região de formação de estrelas deve ser detectável com o VLBA até Virgem. Seu movimento devido à rotação de uma espiral típica deve ser da ordem de 3 microssegundos por ano, o que, tem sido afirmado, deve ser mensurável em cerca de uma década. Em seguida, determina-se a distância na qual isso corresponde à velocidade de rotação do disco no raio apropriado. A aplicação real mais distante até agora tem sido para masers no disco nuclear de NGC 4258 (Herrnstein et al. 1999 Nature 400, 539).

    As distâncias às galáxias próximas não são um problema sério, mas o papel da velocidade peculiar nessas escalas é. Algumas distâncias úteis são (em Mpc)

    Isso significa que H (Virgem) é cerca de 60 km / s Mpc, mas esse valor é globalmente aplicável? Dois grandes campos existem há muito tempo: Sandage em 50 (a escala de "longa" distância) e de Vaucouleurs em 100 (a escala "curta"). Dados ocasionalmente se afogam em invectivas sobre este assunto. Fazendo um tratamento sistemático de erros, Hanes 1981 (MNRAS) e Rowan-Robinson em seu livro descobriram que 80 km / s Mpc satisfaz todas as barras de erro e é o que a relação IR T-F fornece em grandes distâncias. Este é essencialmente o valor global do Projeto Chave também, com o encaixe global CMBR dando um valor de 71. Talvez o valor de compromisso de 75 que muitas pessoas usaram fosse na verdade mais do que ficar em pé de cerca.

    Aaronson, Huchra e Mold encontraram evidências de desvios sistemáticos do fluxo do Hubble em direção a Virgem, de modo que a relação redshift-distância não é linear e, em alguns lugares, tem valor duplo ou triplo.

    Uma primeira indicação de tais distúrbios foi o estudo de Rubin e Ford (1987 AJ 81, 719) de 96 galáxias Sc I, que mostraram uma assimetria no céu no espaço redshift-magnitude tal que provavelmente estaríamos nos movendo a cerca de 500 km / s em relação ao centróide dessas galáxias. Isso acabou se transformando em uma indústria, com o 7 Samurai anunciando um "Grande Atrator" em Centaurus (eu=299°, b= -11 e # 176) que bagunça o campo de velocidade para cerca de 3000 km / s (Lynden-Bell et al. 1987 ApJLett 313, L37). Estamos nos aproximando dessa massa em cerca de 700 km / s, o que é consistente com o resultado de Rubin e Ford se o infalível de Virgem for incluído. Lauer e Postman (1994 ApJ 425, 418) encontram ainda um movimento diferente em relação a 119 aglomerados de Abell em z & # 60 0,05 - 561 & # 177 284 km / s em direção eu=220 °, b= -28 & # 176, mas em uma direção diferente e certamente uma magnitude inesperada. Um movimento um pouco diferente é derivado em relação ao fundo de microondas, que é a maior média que podemos encontrar - o conjunto de dados COBE final dá 368 km / s em direção eu=264.3, b= 48,1 com análise independente dos instrumentos FIRAS e DMR em boa concordância (Lineweaver et al. 1996 ApJ 470, 38). Isso acaba de ser refinado com WMAP para eu=263.8, b= 48,2 (Bennett et al. ApJ submetido, astro-ph / 0302207). Em algum ponto, questiona-se sobre a escala em que o princípio cosmológico é realizado de forma adequada. Isso significa que o próprio Graal, H0, deve ser buscado em distâncias ainda maiores do que se pensava antes (na medida em que seria útil em si mesmo se o fluxo de Hubble fosse realmente irregular, embora a rigidez do diagrama de Hubble para velas padrão sugira que não é tão ruim) .

    Existem também casos isolados de galáxias que violam flagrantemente o fluxo do Hubble. Talvez o melhor esteja na direção de NGC 1275. A galáxia principal tem v = 5000 km / s, e tem algo que se parece com uma espiral de tipo tardio comprovadamente em frente disso, mas tendo v= 8100 km / s. Imagens de Keel 1983 (AJ 88, 1579) isolam os sistemas de primeiro e segundo plano em H & alpha:

    enquanto o sistema de primeiro plano é visível na absorção de poeira nesta imagem HST:

    Isso é muito rápido para ser apenas uma queda livre em um núcleo de aglomerado - e se houver muitas galáxias disparando a 3.000 km / s, deve haver uma grande dispersão no diagrama de Hubble. Portanto, não pode haver muitos deles, mas até onde teríamos errado se víssemos a espiral por si só?


    2. Astrometria do telescópio espacial Hubble de Polaris B

    2.1. Observações FGS e análise de dados

    Como parte de um programa astrométrico nas paralaxes trigonométricas de Cefeidas harmônicas, observamos Polaris com o sistema FGS em HST. Os FGSs são um conjunto de três interferômetros que, além de fornecer controle de orientação durante a geração de imagens ou observações espectroscópicas, podem medir posições precisas de uma estrela-alvo e várias estrelas de referência astrométrica circundantes com um FGS enquanto as outras duas guiam o telescópio. O sistema FGS demonstrou ser capaz de produzir paralaxes trigonométricas, em casos favoráveis, com precisão melhor que ± 0,2 mas (por exemplo, Benedict et al. 2007, doravante B07 Soderblom et al. 2005 Benedict et al. 2011, 2017 McArthur et al. 2011 Bond et al. 2013).

    A Cepheid Polaris A, com brilho médio (Fernie et al. 1995), é muito brilhante para ser observada com o sistema FGS. Por causa da forte evidência de que Polaris B é um companheiro físico na mesma distância que a Cefeida (veja acima), nós o escolhemos como nosso alvo astrométrico. Fizemos observações FGS do Polaris B durante dois HST visitas em cada uma das cinco épocas entre outubro de 2003 e setembro de 2006 (números de programas GO-9888, −10113 e −10482 PI H.E.B.), em datas próximas aos tempos semestrais de fator de paralaxe máximo. Usamos o FGS1r para as medições, em seu modo POSITION astrométrico de grande angular. Não houve sinal de duplicidade de B nos dados de aquisição do FGS. Além da Polaris B, observamos uma rede de 10 estrelas fracas de referência de fundo situadas dentro do alvo. Das 10 estrelas de referência, duas foram rejeitadas devido a falhas de aquisição, fraqueza, binaridade ou interferência dos picos de difração de Polaris A, e mantivemos oito (com magnitudes de V = 14,1–16,5) para a solução final. Eles estão listados na Tabela 1.

    Tabela 1. Astrometric Reference Stars and Polaris B

    EU IA R.A. (J2000) V BV Veu Sp.Type (mas ano -1) a (mas) b
    Decl. (J2000) (mas ano -1) a (mas) b
    R1 02:37:32.4 14.342 0.762 0.890 F8 V 0.9 ± 0.4 1.16 ± 0.15
    +89:20:00.1 ±0.003 ±0.007 ±0.003 −0.6 ± 0.4 1.14 ± 0.07
    R2 02:25:31.0 14.277 0.814 0.930 G2 V −7.9 ± 0.8 1.31 ± 0.17
    +89:18:09.5 ±0.003 ±0.004 ±0.004 7.0 ± 0.5 1.41 ± 0.13
    R3 02:34:04.9 16.504 0.734 0.820 F7: IV: 0.5 ± 0.8 0.28 ± 0.11
    +89:19:11.6 ±0.014 ±0.010 ±0.011 −0.7 ± 0.7 0.28 ± 0.04
    R7 c 02:30:48.2 14.147 0.825 G0 IV 5.4 ± 0.5 1.04 ± 0.35
    +89:14:30.2 ±0.003 ±0.007 0.5 ± 0.4 1.04 ± 0.13
    R8 02:25:26.6 15.304 1.116 1.237 G0 IV 9.7 ± 0.6 0.49 ± 0.16
    +89:14:26.2 ±0.015 ±0.011 ±0.009 −6.8 ± 0.5 0.49 ± 0.05
    R9 02:21:18.2 14.958 0.903 1.070 G1 IV 13.3 ± 1.0 0.76 ± 0.30
    +89:13:37.5 ±0.007 ±0.007 ±0.005 1.5 ± 0.7 0.73 ± 0.07
    R10 02:32:25.8 14.675 1.360 1.633 K5 V 35.0 ± 0.6 5.48 ± 0.70
    +89:12:09.2 ±0.004 ±0.008 ±0.007 15.6 ± 0.6 6.32 ± 0.42
    R13 02:25:58.3 15.940 1.051 1.140 G5: V: 3.5 ± 0.8 1.16 ± 0.15
    +89:12:12.9 ±0.006 ±0.020 ±0.010 −2.0 ± 0.7 1.12 ± 0.17
    B d 02:30:43.5 8.65 0.42 F3 V 41.1 ± 0.4
    +89:15:38.6 ±0.02 −13.8 ± 0.4 6.26 ± 0.24

    a Moções próprias em R.A. e decl. de nossa solução astrométrica. b Insira a paralaxe absoluta estimada (entrada superior) e a paralaxe absoluta ajustada da solução astrométrica (entrada inferior). c R7 é catalogado como Polaris D, que foi identificado como um possível companheiro de Polaris por Burnham (1894) e discutido mais recentemente por Evans et al. (2002, 2010). Este último não detectou emissão de raios-X do Polaris D, sugerindo que não é um jovem companheiro de baixa massa da Cefeida. Nosso tipo espectral e fotometria, dando uma distância estimada de

    960 pc, e nosso movimento adequado medido, descartam definitivamente Polaris D como um companheiro físico de Polaris A e B. d Polaris B. V magnitude de Evans et al. (2008) e BV da compilação da literatura por Turner (2005) tipo espectral de Turner (1977).

    Nosso procedimento de solução astrométrica FGS é descrito por Bond et al. (2013), e descrito em detalhes por B07 e Nelan (2017). A primeira etapa é corrigir as medições posicionais do FGS para aberração de velocidade diferencial, distorção geométrica, deriva de nave espacial induzida termicamente e jitter de apontamento do telescópio. Por causa dos elementos refrativos no trem óptico FGS, um ajuste adicional com base no BV a cor de cada estrela é aplicada. Além disso, como uma precaução de segurança devido à sua proximidade com o Polaris A, o próprio Polaris B foi observado com o atenuador de densidade neutra F5ND, enquanto as estrelas de referência muito mais fracas foram observadas apenas com o elemento de filtro F583W. Assim, foi necessário aplicar correções de "filtro cruzado" às posições de Polaris B em relação às estrelas de referência, as correções são ligeiramente dependentes da localização da estrela no campo FGS.

    As medições ajustadas de todas as 10 visitas foram então combinadas usando uma técnica de placa sobreposta de seis parâmetros que resolve simultaneamente para escala, translação, rotação e movimento adequado e paralaxe de cada estrela. Detalhes completos, incluindo as equações de condição, são fornecidos em B07, sua Seção 4.1. Empregamos o programa de mínimos quadrados GAUSSFIT (Jefferys et al. 1988) para esta análise. Fatores de paralaxe são obtidos do preditor de órbita terrestre JPL, versão DE405 (Standish 1990). Uma vez que as medições FGS fornecem apenas as posições relativas das estrelas, o modelo requer valores estimados de entrada dos movimentos próprios e paralaxes da estrela de referência, a fim de determinar uma paralaxe absoluta do alvo. Essas estimativas (Seção 2.2) foram inseridas no modelo como observações com erros, o que permite que o modelo ajuste suas paralaxes e movimentos adequados (para dentro de seus erros especificados) para encontrar uma solução global que minimize o resultado.

    2.2. Movimentos próprios e paralaxes da estrela de referência

    As estimativas iniciais de movimento adequado para as estrelas de referência foram retiradas do catálogo UCAC5 (Zacharias et al. 2017). Para estimar as distâncias às estrelas de referência, empregamos classificação espectral e fotometria, e como critério de menor peso, seus movimentos próprios reduzidos. Para a classificação espectral, foram obtidos espectros digitais com o telescópio WIYN 3,5 m e o espectrógrafo multi-objeto Hydra no Kitt Peak National Observatory (KPNO), na noite de 22 de novembro de 2003. As classificações foram realizadas por comparação com uma rede de MK estrelas padrão obtidas com o mesmo espectrógrafo, auxiliadas por medidas de largura equivalente de linhas sensíveis à temperatura e luminosidade. Os resultados são fornecidos na sexta coluna da Tabela 1.

    Fotometria das estrelas de referência em Johnson – Kron-Cousins BVI sistema foi obtido em KPNO em uma noite fotométrica em outubro de 2007 (telescópio de 0,9 m), e em três noites fotométricas em outubro de 2008 (telescópio de 2,1 m). Cada estrela foi medida entre 9 e 13 quadros CCD individuais. A fotometria foi calibrada para a rede estrela padrão de Landolt (1992), e os resultados são apresentados na Tabela 1. Os erros internos da fotometria, tabulados na Tabela 1, são geralmente muito pequenos, mas os erros sistemáticos são provavelmente maiores porque de (a) a alta massa de ar na qual o campo Polaris deve ser observado, e (b) a presença de uma estrela muito brilhante no centro do campo, dando origem a asas PSF, picos de difração e colunas de sangramento de carga através muito do campo.

    Embora Polaris em si não esteja avermelhado (por exemplo, Fernie 1990 Laney & amp Caldwell 2007), ou levemente avermelhado (por exemplo, Gauthier & amp Fernie 1978 find e TKUG13 dê), sabe-se que fica bem na frente de uma nuvem molecular, o "Polaris Cirrus Cloud "ou" Polaris Flare "(por exemplo, Sandage 1976 Heithausen & amp Thaddeus 1990 Zagury et al. 1999 Cambrésy et al. 2001 Ward-Thompson et al. 2010 Panopoulou et al. 2016, e suas referências). Assim, é esperado um avermelhamento significativo das estrelas de referência.

    Para estimar seu avermelhamento, comparamos o observado BV cor de cada estrela com a cor intrínseca correspondente ao seu tipo espectral (Schmidt-Kaler 1982), a partir da qual calculamos uma média. Também usamos o mapa de extinção de Schlafly & amp Finkbeiner (2011), conforme implementado no site da NASA / IPAC, 7 para determinar o avermelhamento na direção além da Polaris. O mapa Schlafly & amp Finkbeiner fornece uma gama de valores de avermelhamento em todo o campo coberto pelas estrelas de referência de até 0,30, que é o total avermelhamento para uma estrela hipotética a uma distância muito grande. Adotamos um avermelhamento de para todas as estrelas de referência, exceto para R10, a mais próxima, para a qual usamos com base em seu tipo espectral e observamos BV.

    As distâncias às estrelas de referência foram estimadas da seguinte forma: (1) Para as quatro estrelas classificadas como anãs, usamos uma calibração da magnitude absoluta visual, MV, contra BV e Veu cores derivadas através de ajustes polinomiais para uma grande amostra de estrelas próximas da sequência principal com fotometria precisa e Hipparcos ou paralaxe USNO, que é descrito em mais detalhes em Bond et al. (2013). Este algoritmo corrige os efeitos da metalicidade. (2) Para os quatro subgigantes, pesquisamos o Hipparcos dados para todas as estrelas classificadas com os mesmos tipos espectrais que tinham paralaxes maiores que 15 mas, e calcularam sua magnitude absoluta média para uso na estimativa de distância. Para os anões, nosso MV contra BVI calibração reproduz as magnitudes absolutas conhecidas da amostra de anões próximos com uma dispersão rms de 0,28 mag. A dispersão no subgigante MV calibradores eram maiores,

    0,8 mag. Nossa estimativa final de paralaxe de entrada e seus erros, com base na dispersão no MV calibradores, são fornecidos na última coluna da Tabela 1, junto com as paralaxes de saída fornecidas pela solução.

    2.3. Paralaxe e movimento adequado do Polaris B

    Nossa solução resulta em uma paralaxe absoluta de Polaris B de 6,26 ± 0,24 mas (pc), conforme indicado na parte inferior da Tabela 1. A incerteza inclui contribuições de erros residuais na calibração de distorção geométrica do FGS, erros em HST apontar desempenho e erros nas medições de posição estelar bruta. Os componentes de movimento adequados para Polaris B da solução FGS são 8. O movimento próprio absoluto do Polaris A determinado por Hipparcos é (van Leeuwen 2007), mas isso inclui um deslocamento devido ao movimento orbital no par A – Ab próximo durante a missão astrométrica relativamente curta. O movimento próprio de longo prazo de A no sistema FK5, corrigido para o Hipparcos frame, é, de acordo com Wielen et al. (2000). Uma vez que as incertezas dos movimentos apropriados individuais do UCAC5 usados ​​para estabelecer o quadro de referência do FGS são sobre (Zacharias et al. 2017), a concordância com os resultados do FGS é razoável.

    2.4. A Discrepância com Hipparcos

    Nosso resultado para a paralaxe de Polaris B (6,26 ± 0,24 mas) é 1,28 mas menor do que o encontrado por Hipparcos para Polaris A (7,54 ± 0,11 mas). É plausível que o Hipparcos resultado pode estar errado por uma quantidade tão grande?

    Hipparcos paralaxes geralmente concordam com os resultados de HST/ Medições de FGS, ou de outras técnicas de paralaxe, dentro de seus respectivos erros (por exemplo, Benedict et al. 2002 McArthur et al. 2011 Bond et al. 2013). No entanto, houve algumas exceções notáveis: (1) Para o aglomerado das Plêiades, Melis et al. (2014) obtiveram uma paralaxe de cluster precisa de 7,35 ± 0,07 mas de astrometria de radiointerferometria de linha de base muito longa (VLBI) de quatro membros de cluster emissores de rádio. As paralaxes FGS de três outras estrelas das Plêiades deram uma paralaxe absoluta média de 7,43 ± 0,17 (aleatório) ± 0,20 (sistemático) mas (Soderblom et al. 2005), de acordo com o resultado do VLBI. No entanto, van Leeuwen (2009), com base em Hipparcos astrometria de mais de 50 Plêiads, encontrou uma paralaxe média do agrupamento de 8,32 ± 0,13 mas, maior em 0,97 mas do que o resultado do VLBI. (2) Benedict et al. (2011) usaram FGS para medir uma paralaxe da Cefeida Tipo II κ Pavonis de 5,57 ± 0,28 mas o Hipparcos paralaxe de 6,52 ± 0,77 mas é maior por um 0,95 mas semelhante (embora isso seja de menor significância estatística por causa do relativamente grande Hipparcos incerteza). (3) VandenBerg et al. (2014) usaram FGS para medir paralaxes de três subgigantes halo. Para dois deles, os resultados concordaram muito bem com Hipparcos, mas para HD 84937, o Hipparcos o valor de 13,74 ± 0,78 mas foi maior em 1,50 mas do que a medição FGS de 12,24 ± 0,20 mas. (4) Zhang et al. (2017) usaram a astrometria VLBI para derivar uma paralaxe de 4,42 ± 0,13 mas para a variável semirregular RT Virginis, para a qual o Hipparcos paralaxe é 7,38 ± 0,84 mas, ou 2,96 mas maior.

    Em resumo, existem de fato exemplos isolados do Hipparcos medição de paralaxe sendo mostrada como anormalmente grande.

    2,5. Possíveis fontes de erro sistemático na paralaxe FGS

    Nesta subseção, comentamos sobre as possíveis causas de um erro sistemático em nossa medição de paralaxe FGS para Polaris B, o que poderia explicar potencialmente a discordância com o Hipparcos valor para o Cepheid Polaris A.

    (1) Será que nossas paralaxes estimadas de entrada das estrelas de referência podem ser sistematicamente muito baixas por

    1,3 mas? Omitindo a estrela R10, que está incomumente próxima, encontramos uma paralaxe média estimada das outras sete estrelas de referência de 0,89 mas. Isso concorda muito bem com o valor de 1,0 mas para a paralaxe média de estrelas do campo em V = 15, na latitude Galáctica de Polaris, recomendado por Altena et al. (1995, sua Figura 2) com base em um modelo estatístico de estrutura galáctica. Aumentar nossas paralaxes de estrelas de referência em uma média de cerca de 1,3 mas daria sérias discordâncias com van Altena et al. valores do modelo. Além disso, exigiria que as estrelas de referência fossem sistematicamente cerca de 1,9 mag mais fracas em magnitude absoluta do que em nossa calibração, o que parece astrofisicamente improvável - exigiria que todas as estrelas da sequência principal fossem subanãs extremas, em conflito com seus tipos espectrais.

    (2) Nossa fotometria CCD baseada no solo foi afetada pela presença do brilhante Polaris A nos quadros? O sentido necessário para dar acordo com Hipparcos seria que as estrelas de referência são na verdade sistematicamente mais brilhantes do que o indicado por nossas medições. Aqui temos uma verificação, porque as medições FGS fornecem estimativas independentes do V magnitudes, com base nas taxas de contagem observadas e uma calibração absoluta aproximada. Deixando de lado R7 e R8, que são angularmente as estrelas de referência mais próximas do muito brilhante Polaris A, descobrimos que nossas magnitudes FGS medidas são uma média de apenas 0,09 mag mais brilhante do que as baseadas no solo V magnitudes. Essa quantidade é provavelmente consistente com a contaminação das medições fotométricas FGS pela luz espalhada de fundo do Polaris. (A luz espalhada de fundo não é subtraída das contagens medidas nas reduções de FGS.)

    (3) A luz dispersa ou contagens de escuridão afetou a astrometria FGS? O campo astrométrico Polaris é único entre aqueles medidos com o HST/ Sistema FGS, devido à presença do Polaris A extremamente brilhante próximo ao centro do campo. Além das medições de magnitude observadas no parágrafo anterior, vemos evidências de luz espalhada pelo campo. Isso aparece como taxas de contagem aprimoradas detectadas conforme o campo de visão instantâneo do FGS é varrido pelo céu em branco de uma estrela de referência para a próxima. No entanto, esta luz de fundo é fraca, incoerente com a luz das estrelas alvo FGS e não exibe gradiente significativo ao longo do comprimento da escala das medições interferométricas FGS. Assim, o fundo reduz apenas ligeiramente a amplitude das franjas de interferência, sem deslocar significativamente as posições medidas. Este é o mesmo efeito que as contagens escuras dos tubos fotomultiplicadores têm na amplitude da franja das estrelas fracas (), mas da mesma forma sem afetar sistematicamente suas posições medidas. Para verificar essas conclusões, conduzimos testes extensivos em que cada estrela de referência, bem como pares e tripletos de estrelas de referência, foram removidos da solução para revelar quaisquer exposições individuais afetadas de forma incomum. A remoção das estrelas de referência aumentou os erros nas medições de paralaxe, mas não alterou sistematicamente a paralaxe do Polaris B em mais de 0,3 mas. Concluímos, portanto, que a medição FGS da paralaxe Polaris B não foi significativamente afetada pela presença de Polaris A.

    (4) O que a evidência faz Gaia providenciar? O recente primeiro Gaia a liberação de dados (DR1 Gaia Collaboration et al. 2016a, 2016b) fornece um teste adicional de nossos resultados. As posições de Polaris B e as estrelas de referência FGS foram tabuladas em DR1, mas nenhuma delas está contida no Tycho-Gaia Solução Astrométrica (TGAS) e, portanto, nenhuma ainda tem um Gaiacom base em paralaxe ou movimento adequado. (Polaris A também não foi incluído em DR1 ou TGAS, pois é muito brilhante para o padrão Gaia processamento de pipeline.) No entanto, usamos a época 2015.0 Gaia posições para as estrelas de referência e Polaris B para simular um conjunto de observação FGS adicional e, em seguida, combiná-los com o resto de nossos dados. Encontramos excelente concordância da astrometria FGS com o Gaia posições do catálogo (para melhor que 1 mas), mas resultando em uma paralaxe ainda um pouco menor para Polaris B de 5,90 ± 0,29 mas. Uma vez que notamos que DR1 sinaliza as posições de Polaris B e as estrelas de referência como sendo baseadas em uma "Galactic Bayesian anterior para paralaxe e movimento adequado relaxado por um fator de dez," decidimos não incluir o Gaia medição em nossa solução final. No entanto, a excelente concordância da FGS e Gaia A astrometria DR1 reforça nossa conclusão de que nossas medições não foram contaminadas pela presença de Polaris A.


    NGC 7635 (nebulosa bolha)

    1,0-3,5 mK. Nossos dados resultam de dois experimentos diferentes realizados, calibrados e analisados ​​de maneiras semelhantes. Uma pesquisa C II foi feita no comprimento de onda de 3,5 cm para obter medições precisas das linhas de recombinação de rádio de carbono. Quando combinadas com dados atômicos (C I) e moleculares (CO), essas medições restringirão a composição, estrutura, cinemática e propriedades físicas das regiões de fotodissociação que estão nas bordas das regiões H II. Uma segunda pesquisa foi feita no comprimento de onda de 3,5 cm para determinar a abundância de 3He no meio interestelar da Via Láctea. Junto com as medições da linha hiperfina 3He +, obtemos parâmetros RRL de alta precisão para H, 4He e C. Aqui, discutimos melhorias significativas nesses dados com integrações mais longas e fontes recém-observadas.

    149deg (Região 1) e quatro pulsares em direção a l

    113deg (Região 2) ficam atrás das regiões HII que afetam seriamente as medidas de rotação do pulsar. A medida de rotação do PSR J2337 + 6151 parece ser afetada por sua passagem através do remanescente da supernova G114.3 + 0.3. Para a região 1, somos capazes de restringir o componente aleatório do campo magnético a 5,7mu G. Para o componente de grande escala do campo magnético galáctico, determinamos uma intensidade de campo de 1,7 +/- 1,0 mu G. Este campo médio é constante no galáctico escalas situadas na faixa de longitude galáctica de 85 graus

    3,7 × 10-6 ergs s -1Å-1 cm-2 sr-1 próximo a 8300 Å e com uma razão de intensidade integrada de banda de luz espalhada ERE, I (ERE) / I (sca), de cerca de 0,7. Em distâncias mais distantes, aproximando-se da região H II ampla e brilhante, a banda ERE e a intensidade do pico mudam para comprimentos de onda mais longos, enquanto a intensidade integrada da banda ERE, I (ERE), diminui e, eventualmente, desaparece na borda interna desta região HII A variação radial de I (ERE) e I (ERE) / I (sca) não corresponde à da profundidade óptica do modelo derivado para a faixa de poeira. Em contraste, a variação radial de I (ERE), I (ERE) / I (sca) e do domínio espectral ERE parece depender fortemente da força e dureza do campo de radiação iluminante. Na verdade, I (ERE) e I (ERE) / I (sca) diminuem e a banda ERE muda para comprimentos de onda mais longos quando a taxa de fótons total integrada de Lyman, Q (H0) TOT, e a temperatura efetiva característica, Teff, do estrelas de OB iluminadas aumentam. Q (H0) TOT e Teff são estimados a partir das taxas de intensidade de linha corrigida de extinção Hα (λ = 6563 Å) e intensidade de linha [N II] (λ6583) / Hα e [SII] (λλ6716 + 6731) / Hα , respectivamente, e são consistentes com o modelo e os valores observados típicos de associações de OB. Infelizmente, não temos dados inferiores a 5300 Å, de modo que o censo do UV / fluxo óptico está incompleto. A variação radial complexa da intensidade de pico ERE e comprimento de onda de pico de I (ERE) e I (ERE) / I (sca) com profundidade óptica e força do campo de radiação UV / óptica é reproduzida de forma consistente através da interpretação teórica da fotofísica do Portador ERE de Smith & Witt, que atribui um papel fundamental ao reconhecimento experimentalmente estabelecido de que a fotoionização extingue a luminescência das nanopartículas. Quando examinado dentro do contexto de observações ERE no meio interestelar difuso (ISM) de nossa galáxia e em uma variedade de outros ambientes empoeirados, como nebulosas de reflexão, nebulosas planetárias e a nebulosa de Orion, concluímos que a eficiência de conversão de fótons ERE em NGC 4826 é tão alto como encontrado em outro lugar, mas que o tamanho das nanopartículas ativamente luminescentes em NGC 4826 é quase duas vezes maior do que aquelas que se pensa existirem no ISM difuso de nossa Galáxia.

    15deg2 entre l = 108deg e 113 ° foi pesquisado de forma semelhante em 13CO. Na região coberta em ambas as espécies isotópicas, encontramos pelo menos sete GMCs com massas da ordem de 105 Msolar. Um raio de intensidade ponderada fornece uma medida mais significativa do tamanho da nuvem do que a área geométrica simples e é melhor usado para estimar a massa do vírus. A razão de cloudluminosities totais em CO e 13CO, S12 / S13, varia de 6 a 10, com uma média de 8,5. A distribuição de gás molecular é muito semelhante em CO e 13CO, e as intensidades integradas à velocidade em cada ponto estão intimamente correlacionadas. No diagrama (l, v), o braço de Perseus é cinematicamente separado do braço local por uma lacuna entre os braços que é quase livre de CO, o contraste na densidade da superfície do gás molecular entre o braço de Perseus e o interarmgap é aparentemente de pelo menos 20.

    1.2x10 ^ <-5> ergs s ^ <-1> cm ^ <-2> sr ^ <-1>, é aproximadamente um terço da intensidade da luz espalhada, consistente com medições de cor recentes da luz difusa Galáctica. O pico do cirro ERE (lambda 0

    6000 A) é deslocado para comprimentos de onda curtos (mais azuis) em comparação com o ERE em fontes excitadas por radiação ultravioleta intensa, como regiões H II (lambda0

    8000 A) essa tendência é observada em experimentos de laboratório em filmes de carbono amorfo hidrogenado.


    Cabos usados ​​em Minas: Distribuição, Instalação e Junções de Cabos (com Diagrama)

    A eletricidade é usada para muitos fins em muitos lugares em qualquer mina, tanto no subsolo quanto na superfície. A energia elétrica necessária é obtida de uma estação geradora na mina de carvão ou, mais comumente, do fornecimento de eletricidade local, por meio de uma subestação.

    É sabido que os cabos utilizados no subsolo nas minas têm de resistir a condições desfavoráveis, estando expostos a quedas de telhado, humidade e outras potenciais causas de danos.

    Os cabos de mineração devem, portanto, ser fabricados de maneira robusta para suportar o uso difícil que recebem. Além disso, a manutenção constante é necessária para garantir sua segurança e confiabilidade. Na verdade, cabos confiáveis ​​e robustos são essenciais para uma produção eficiente de carvão.

    Além disso, esses cabos de mineração devem estar em conformidade com os regulamentos de aterramento, ou seja, que a condutância do condutor de aterramento deve ser pelo menos 50 por cento daquela de um dos condutores de energia.

    Nas minas, para as principais linhas de distribuição de alta e média tensão, passam a ser utilizados cabos isolados de PVC / XLP com dimensões métricas. Antes da introdução do tamanho do cabo métrico, os mesmos cabos em polegadas eram usados. Na verdade, os cabos de polegadas ou de tamanho imperial ainda estão em uso. Além disso, antes de os cabos isolados de PVC serem usados, o cabo mais comumente usado era o tipo de chumbo com revestimento de chumbo isolado com papel.

    Quantidades consideráveis ​​desse tipo de cabo ainda estão em uso. Estão disponíveis cabos com dois a quatro núcleos ou condutores. Para três fases a.c. distribuição, três cabos principais são normalmente usados, um núcleo para cada fase do sistema de alimentação.

    A composição dos núcleos é a seguinte:

    (a) Condutor de fios de cobre simples.

    (b) Haste de alumínio sólido pré-formado e condutor sólido # 8211.

    (c) Fios de alumínio liso & # 8211 Stranded conduc & shytor.

    A seção transversal de um condutor é composta por um setor de um círculo. Os núcleos individuais são isolados por uma cobertura de composto isolante de PVC colorido, as cores dos três núcleos de energia sendo vermelho, amarelo e azul. Quando quatro cabos são usados, o quarto núcleo é neutro e colorido com composto isolante preto.

    Os condutores do cabo são dispostos juntos em uma espiral. Quaisquer lacunas entre eles podem ser preenchidas com desparasitação para dar uma seção circular uniforme. Os condutores montados são geralmente unidos com uma camada de fita.

    O cabo colocado é coberto por uma cama, ou seja, uma bainha de PVC extrudado para evitar a entrada de umidade. Os cabos disponíveis podem ser do tipo blindado simples ou duplo. Cada camada de armadura consiste em fios de aço galvanizado dispostos em espiral ao longo do cabo.

    Com o cabo blindado duplo, um separador de fita fibrosa composta separa as duas camadas da armadura e os fios galvanizados são espiralados em direções opostas. A blindagem forma o condutor de aterramento do cabo e, portanto, é importante do ponto de vista do aterramento.

    Cabo isolado de papel:

    Os condutores dos cabos isolados de papel são cobertos com camadas de fita de papel. Eles são então colocados com papel ou desparasitação de juta e amarrados com mais fita de papel. O cabo colocado é impregnado com um composto isolante não drenante.

    Este é então envolvido por uma bainha de chumbo extrudido que é coberta com uma camada de fita fibrosa composta. Esse tipo de cabo pode ter uma armadura simples ou dupla sobre a bainha de chumbo, sendo a armadura total coberta por uma bainha de PVC extrudado.

    Vários métodos de instalação são usados ​​na superfície da mina. O método de instalação, é claro, depende das condições de uma mina de carvão em particular.

    Os métodos geralmente são:

    (a) Suspensão:

    Suspenso por arame centenário ou ganchos de parede. Couro cru ou suspensórios de cabo trançado de chumbo são normalmente usados ​​para esse propósito.

    (b) Presilhas:

    A fixação por presilha é mais comumente usada quando o cabo precisa passar ao longo da lateral de um edifício.

    (c) Duto:

    Um duto é feito cavando uma vala e forrando-o com tijolos ou concreto, o cabo é preso à parede do duto por suportes ou travas.

    (d) Suportes de parede:

    O cabo fica em suportes aparafusados ​​à parede. Este tipo de instalação é normalmente usado quando o cabo passa ao longo de uma parede dentro de um edifício.

    (e) Trincheira:

    A vala para cabos deve ter profundidade adequada, levando em consideração a tensão de operação do cabo e as condições do local. O cabo deve ser colocado em um leito de areia no fundo da vala e, em seguida, coberto com areia. Os blocos de cabos interligados devem então ser assentados na areia de modo a fornecer uma cobertura contínua ao longo do comprimento do cabo enterrado.

    As placas de cabos devem então ser cobertas com terra livre de pedras, objetos estranhos, etc., então a vala é preenchida. Finalmente trincheira de cabos “Postagens de Marcador & # 8221 deve ser erguido para identificar a rota da vala do cabo.

    (f) Instalação do eixo:

    O método normal de prender um cabo verticalmente no eixo é prendê-lo em intervalos regulares por meio de travas de madeira. As presilhas de madeira podem ser obtidas em comprimentos de 2 a 6 pés. A escolha da presilha, claro, depende da carga que ela deve carregar.

    Enfiando o grampo:

    As presilhas são furadas individualmente para se adequar ao cabo a ser instalado, garantindo assim que obtenham uma aderência muito firme. O método de perfuração da presilha é prender as duas metades juntas com uma placa de 6,35 mm (1/4 pol.) Prensada entre elas.

    Um orifício é então feito através da presilha com o mesmo diâmetro do cabo sobre a armadura de arame externa, isto é, omitindo o serviço geral. Quando o mandrilamento é concluído, a placa é removida para que a presilha tenha uma largura de 6,35 mm. beliscar o cabo quando apertado corretamente.

    Suspensão de ponto único:

    Um método alternativo de instalação em um eixo é suspender o cabo em um único ponto no topo do eixo. Um cone de suspensão é usado. No ponto em que deve ser suspenso, o cabo é fornecido com uma blindagem quádrupla.

    Na verdade, o cabo é suspenso por duas camadas de blindagem dobradas e encaixadas no cone. Quando o cone é montado, a cavidade no topo é preenchida com composto. O núcleo da suspensão é preso ao topo do eixo por correntes pesadas. Este método só é adequado para poços relativamente rasos e não é frequentemente adotado.

    Abaixando o cabo:

    O método normal de abaixar o cabo no eixo é instalar o tambor em uma gaiola e dispor o cabo conforme a gaiola é abaixada. O cabo é ancorado no topo do poço e liberado conforme a gaiola desce gradualmente. Se o tambor for muito grande para entrar na gaiola, às vezes é construída uma plataforma embaixo para acomodar o tambor de cabo e os homens o acompanhariam.

    Um método alternativo de abaixar o cabo é amarrá-lo a um cabo de aço para que o cabo possa ser controlado pelo topo do poço. O cabo é geralmente amarrado à corda em intervalos de aproximadamente dez pés. Quando o cabo é abaixado, várias amarrações na parte superior são cortadas e esta parte do cabo é presa por presilhas.

    O trabalho prossegue pelo cabo. Em cada etapa, amarrações suficientes são cortadas para permitir que uma presilha seja instalada. O grampo é então preso antes de mais amarrações serem cortadas.

    Instalação subterrânea:

    Perto do fundo do poço, presilhas em suportes podem ser usadas para prender cabos às paredes, mas em estradas e portões, o método usual de instalação é suspender os cabos em barras ou arcos. Suspensórios trançados de couro cru ou chumbo, como aqueles com fios catenária, são comumente usados ​​no subsolo. Suspensórios de lona ou aço carbono também estão em uso.

    O cabo é suspenso o mais alto possível sobre a estrada, de modo que a chance de ser danificado pela atividade abaixo é minimizada. Os suspensórios de cabos são geralmente projetados para quebrar no caso de uma queda grave do telhado, de modo que o cabo desça com o telhado. Desta forma, o risco de danos aos cabos é minimizado.

    O cabo não deve ser esticado em nenhum ponto. A frouxidão é necessária em todo o seu comprimento para acomodar os movimentos do telhado.

    O comprimento do cabo que pode ser levado ao subsolo inteiro é limitado por:

    (1) O tamanho do tambor de cabo que pode ser abaixado no eixo e transportado em bye ou

    (2) A quantidade de cabo que pode ser enrolado e que é necessário para levar o fornecimento de eletricidade do fundo do poço e, portanto, deve consistir em comprimentos de cabo unidos por meio de um acoplador de cabo ou caixa de junção (junta). Ambos os métodos resultam em uma junta satisfatória quando preenchida com composto.

    Acopladores de cabo:

    Um acoplador de cabo tem duas metades idênticas, uma metade encaixada na extremidade de cada um dos cabos a serem unidos. Cada metade do acoplador possui um tubo de contato para cada condutor de cabo. Quando os cabos estão no lugar, as duas metades do cabo são colocadas juntas e os pinos de contato são inseridos nos tubos de contato para completar as conexões. As metades são então aparafusadas para fazer uma junta à prova de chamas, conforme mostrado na Fig. 15.2.

    Se for necessário separar o cabo novamente, as duas metades do acoplador são desaparafusadas e separadas. No entanto, todo o trabalho de montagem das metades do acoplador aos cabos é feito na superfície. Cada cabo é levado para o subsolo com os acopladores conectados.

    Caixa de junção:

    Quando uma caixa de junção é usada, cada condutor do cabo é unido ao condutor correspondente do outro cabo por meio de uma ponteira ou conector individual. Quando a junção é concluída, a caixa é preenchida com composto. Uma vez que a caixa de junção foi preenchida, é difícil separar os cabos novamente, pois sua operação envolve derreter o composto e drená-lo da caixa para liberar os conectores. Todo o trabalho de montagem de uma caixa de junção deve ser feito no subsolo ou muito próximo ao local onde será instalada e, como tal, as caixas de junção agora são menos comumente usadas do que os acopladores de cabo.

    Conectando um cabo a um acoplador de cabo:

    Uma sequência típica de operações para fazer um acoplador de cabo é a seguinte:

    (1) Preparando os cabos:

    O comprimento do serviço, blindagem, roupa de cama e isolamento do condutor que são removidos da extremidade do cabo dependem do fabricante do acoplador e podem ser encontrados nas instruções do fabricante & # 8217s. Antes de a armadura ser removida, a braçadeira da armadura é passada ao longo do cabo. Ao remover a armadura, não corte direito com uma serra, pois será difícil evitar danificar a cama.

    O procedimento correto é cortar parte do caminho através dos fios e, em seguida, quebrá-los dobrando-os para a frente e para trás. Quando o cabo tiver sido cortado, a blindagem exposta deve ser limpa até ficar clara e, se o cabo tiver uma bainha de chumbo, esta também deve ser bem limpa.

    (2) Montagem do prensa-cabo:

    As extremidades da blindagem & # 8217s são expandidas para que a sobreposta de núcleo interno, completa com os parafusos da sobreposta, possa ser inserida abaixo dela. Se houver duas camadas de blindagem, um núcleo inter-armadura é inserido entre as duas camadas. O grampo da armadura (que foi colocado antes de cortar a armadura) é puxado para frente sobre a armadura expandida e em ambos os parafusos da glândula, os parafusos são então apertados para prender a armadura na glândula. Se o cabo tiver uma bainha de chumbo, a sobreposta deve ser embalada com lã de chumbo de acordo com as instruções do fabricante e # 8217s.

    (3) Montagem dos tubos de contato e moldagem do isolador interno:

    O isolamento dos condutores individuais agora é cortado no comprimento prescrito. Os pilares de suporte de aço do isolador são encaixados na sobreposta do núcleo interno e a moldagem do isolador interno completa com tubos de contato é oferecida até os pilares de suporte, o que permite que os comprimentos do núcleo sejam verificados.

    Se corretos, os tubos de contato agora podem ser encaixados nos núcleos dos cabos, no caso de núcleos condutores de alumínio, estes podem ser soldados (especialmente em gás inerte) ou crimpados pela ferramenta de compressão de acordo com as instruções do fabricante & # 8217.

    No caso de núcleos condutores de cobre, eles podem ser soldados ou fixados por parafusos sem cabeça. Após a fixação dos núcleos nos tubos de contato, a moldagem do isolador interno deve ser encaixada nos tubos e fixada nos pilares de suporte.

    (4) Montagem do corpo do acoplador:

    O corpo do acoplador pode agora ser encaixado sobre o isolador interno e, para ser aparafusado na posição, verifique o F.L.P. lacuna para garantir que seja à prova de chamas.

    (5) Preenchendo a caixa do acoplador:

    Os bujões de enchimento e ventilação são removidos e o composto de isolamento é despejado. Com cabos de PVC, o composto de enchimento quente (com uma temperatura não superior a 135 ° C) ou um composto de vazamento a frio é usado para evitar o derretimento do isolamento do cabo. O composto pode se contrair à medida que endurece e precisa ser completado. Quando o composto estiver definido, os plugues são substituídos.

    Quando um acoplador foi montado e o composto endureceu, a resistência de isolamento entre cada par de condutores e entre cada condutor e a caixa do acoplador é testada com um testador adequado, como Megger ou Metro-ohm.

    Quando ambas as extremidades do cabo foram preparadas, a continuidade de cada condutor através do cabo é testada com um testador de continuidade, para garantir que as conexões internas estão seguras e adequadas.

    É particularmente importante testar a continuidade entre as caixas de dois acopladores para garantir que o condutor de aterramento esteja em conformidade com os regulamentos de aterramento, ou seja, que a condutividade do condutor de aterramento seja de pelo menos 50 por cento daquela de um condutor de força.

    Se o condutor de aterramento for fornecido pela blindagem do cabo, a continuidade do aterramento dependerá da segurança com que a blindagem foi presa pelo prensa-cabo. É importante, ao testar tal cabo, medir a continuidade do aterramento entre as caixas dos acopladores de cabo para que as conexões elétricas entre os prensa-cabos e a blindagem sejam testadas corretamente.

    Quando um acoplador é testado, ele é enrolado firmemente em hessians ou folhas de plástico e a extremidade do cabo é presa a um grampo no tambor. É uma boa prática aparafusar uma placa de vedação na extremidade do acoplador para proteger o flange do ponto à prova de chamas. Enquanto o cabo estiver armazenado, ele deve ser mantido o mais seco possível para evitar que a umidade entre no isolamento.

    Fazendo uma caixa de junção:

    A sequência de operações para compor uma caixa de junção é a seguinte:

    Se as condições permitirem, a caixa é primeiro aparafusada na posição em que será instalada, ou seja, em um pilar de tijolo ou em uma inserção. Se a posição for difícil de alcançar, a caixa pode ser feita abaixo ou ao lado de sua posição final e posicionada no lugar quando concluída.

    (2) Preparando o cabo:

    O método de preparação dos cabos é semelhante ao de um acoplador de cabo.

    Os grampos de armadura e as glândulas são semelhantes aos usados ​​com o acoplador de cabo. É comum aparafusar as braçadeiras antes de começar a trabalhar nas conexões internas.

    (4) Fazendo conexões elétricas:

    O isolamento dos condutores individuais é reduzido às dimensões exigidas e os isolamentos restantes são reforçados envolvendo-os com fita isolante. As extremidades dos condutores são moldadas em uma seção circular, se necessário. O ferrolho ou as conexões agora são encaixados nas extremidades dos condutores e seus parafusos sem cabeça estão apertados. A junta inteira é então amarrada com fita isolante.

    Em alguns tipos de caixas, as conexões são aparafusadas a bases de madeira ou porcelana. Em outros tipos, as ponteiras não têm suporte, mas os condutores do cabo são mantidos separados por espaçadores isolantes. Alguns fabricantes exigem que as conexões sejam escalonadas dentro da caixa. O requisito será antecipado pelas dimensões fornecidas para os condutores individuais quando o cabo for preparado.

    Antes de fechar a caixa, a resistência de isolamento entre cada par de condutores e entre cada condutor e a caixa deve ser testada com um testador de resistência de isolamento adequado. Um teste semelhante da extremidade não conectada de um dos cabos é necessário após a caixa ser preenchida.

    A tampa agora está aparafusada. As juntas entre a tampa e o corpo da caixa devem ser testadas com um calibrador de folga para garantir que sejam à prova de chamas. Se for fornecida uma placa de aterramento, certifique-se de que esteja encaixada com segurança e com bons contatos elétricos.

    (8) Preenchimento com Composto:

    Os bujões de enchimento e os bujões de ventilação são removidos e a caixa cheia com o composto. À medida que o composto se estabelece e se contrai, pode ser necessário completá-lo. Quando a caixa estiver cheia, os plugues são substituídos. Se a caixa de junção for subterrânea ou em um poço, o composto não pode ser aquecido perto do local real da caixa.

    Se um composto para vazamento quente for usado, ele deve ser aquecido na superfície e transportado em um suporte isolado até o local onde será preenchido. A temperatura mínima de vazamento para muitos compostos é de cerca de 150 ° C. Se a caixa de junção estiver muito distante no subsolo e precisar de uma longa jornada para alcançá-la, talvez não seja possível manter o composto quente por tempo suficiente para ser despejado na caixa de junção quando finalmente for alcançado.

    Nesses casos, e onde for impraticável o uso de composto quente, é aconselhável que a caixa seja preenchida com um composto para vazamento a frio. Na verdade, um composto para vazamento a frio é feito pela mistura de um endurecedor em um óleo betuminoso. Assim que os dois constituintes são misturados, o composto leva até 24 horas para endurecer.

    O composto pode, é claro, ser misturado no subsolo, além da caixa. Na maioria dos casos práticos, este tipo de composto para vazamento a frio revelou-se muito útil. Para preencher com o composto para vazamento frio, primeiro despeje o óleo betuminoso em um recipiente limpo e, em seguida, adicione o endurecedor. A mistura deve ser agitada vigorosamente até que os dois constituintes estejam completamente misturados, de modo que nenhum sedimento permaneça.

    O composto deve ser despejado na caixa sem demora e os bujões de enchimento substituídos. Assim que a junta for preenchida, qualquer quantidade da mistura deixada no balde deve ser limpa, pois os compostos restantes não podem ser removidos uma vez que podem endurecer.

    Instalação de acopladores de cabos e caixas de junção:

    As caixas de junção usadas no subsolo são geralmente montadas em pilares de tijolos ou em inserções cortadas na lateral de uma rodovia. Os cabos são geralmente presos à parede por travas perto de onde entram nas caixas de junção. É deixada bastante folga, de modo que, no caso de uma queda do telhado que derrube o cabo, o mínimo de tensão possível seja colocado diretamente sobre a caixa.

    Acopladores de cabo e, às vezes, caixas de junção são suspensas no telhado por berços. Se houver uma queda do telhado, o acoplador ou caixa desce com o cabo. As juntas de cabos raramente são feitas em eixos, mas quando o são, a caixa geralmente é colocada em uma inserção na lateral do eixo. Alguns tipos de caixas de junção são projetadas para serem aparafusadas verticalmente na lateral do eixo.

    5. Tipos de cabos flexíveis em minas:

    Cabos flexíveis usados ​​no sistema elétrico de uma mina se enquadram em duas categorias principais & # 8211 cabos de rastreamento e cabos de armadura de arame flexíveis.

    (1) Cabos traseiros:

    A maioria dos cabos traseiros modernos tem cinco núcleos - três núcleos de alimentação para o trifásico a.c. fornecimento, um quarto núcleo para o piloto e um quinto núcleo para a terra. Os núcleos são sempre isolados com um isolamento sintético, como C.S.P. (Polietileno cloro sulfonado) ou E.P.R. (Borracha Etileno Propileno). Alguns núcleos têm isolamento de E.P.R. que é então coberto com uma camada de C.S.P. (duas camadas de isolamento).

    O núcleo de terra em alguns tipos de cabo de reboque não é isolado, mas sim exposto no centro do cabo. O composto sintético C.S.P. é um composto isolante mais duro do que a borracha, é mais resistente à penetração de núcleos quebrados ou fios de tela. Possui baixa resistência de isolamento e alta capacitância com consequente longo tempo de carregamento ao medir a resistência de isolamento.

    Os núcleos isolados são dispostos de várias maneiras, dependendo do tipo de cabo.

    Em alguns, os núcleos são dispostos em espiral em torno de um berço central, a espiral é bastante apertada, especialmente no caso de cabos de perfuração, de modo que o cabo pode flexionar facilmente sem impor tensões nos núcleos individuais. Em outros, o piloto ou o núcleo da terra são executados no berço central com os outros núcleos dispostos ao redor dele.

    A maioria dos cabos de rastreamento modernos são do tipo blindado individualmente, onde as telas são aterradas. A blindagem fornece proteção elétrica para os cabos, caso seja acidentalmente danificado e penetrado por um objeto metálico, o objeto primeiro fará contato com a tela aterrada antes de tocar o núcleo ativo.

    Portanto, a possibilidade de um curto-circuito entre núcleos vivos etc. é bastante reduzida, pois a proteção contra vazamento à terra detectará uma falha à terra e desarmará a caixa da extremidade da porta de controle antes que o curto-circuito seja feito.

    Existem dois tipos de cabos de fuga individualmente blindados:

    (1) A tela trançada de cobre / náilon e

    (ii) A tela de borracha condutora.

    Cabos à direita com telas de borracha condutivas devem ser usados ​​apenas em um sistema com vazamento à terra sensível que limita a corrente de falha à terra a 750 m.a. em cabos de alimentação e 125 m.a. nos cabos de perfuração, os cabos finais são revestidos por toda parte em P.C.P. (Policloropreno).

    (2) Cabos blindados de fio flexível:

    Esses cabos consistem em três ou quatro núcleos com isolamento sintético nos núcleos. O isolamento do núcleo é geralmente C. S. P. ou E.P.R. (ou C.S.P. sobre E.P.R.) para cabos operando na tensão do sistema de até 1.100. Para cabos operando em sistemas com mais de 1.100 volts e até 6.600 volts, o isolamento do núcleo é butil ou E.P.R.

    Os núcleos são dispostos em torno de um centro e, em seguida, incluídos em uma bainha interna de P.C.P. A armadura, na verdade, consiste em uma camada de fios de aço galvanizado flexível dispostos em uma espiral sobre a bainha interna, o cabo é coberto globalmente por uma bainha de P.C.P.

    A blindagem trançada de cobre / nylon é fornecida ao redor de cada núcleo de energia individual. De maneira semelhante e por razões semelhantes àquelas anteriormente mencionadas, os núcleos de aterramento não são blindados para cabos de rastreamento.

    Os cabos traseiros são normalmente conectados ao equipamento por meio de um plugue que se conecta a um soquete correspondente no equipamento. Os plugues e soquetes são de dois tipos, ou seja, tipos aparafusados ​​e restritos. Os plugues e soquetes aparafusados ​​têm flanges correspondentes que se encaixam quando o plugue está totalmente inserido no soquete. Os flanges são então aparafusados ​​por pinos que se aparafusam no flange do soquete.

    Plugues e soquetes restritos são puxados e mantidos juntos por um parafuso extrator. O parafuso do extrator de encaixe tem uma trava (came) que engata em uma superfície plana no corpo do plugue, protegendo o parafuso no plugue, e é puxado para dentro do encaixe e mantido no local. Quando devidamente montados, os tipos aparafusado e restrito formam junções à prova de chamas. Aqui, novamente, o caminho à prova de chamas e as lacunas devem ser verificados.

    Plugues e soquetes com diferentes classificações de corrente e tensão estão em uso, as classificações usadas dependem da carga do equipamento ao qual o cabo está conectado e também com referência à tensão do sistema. Os 150 amp. plugue e soquete com restrição é o mais comumente usado em tensões de até 660 volts.

    Uma versão de dupla voltagem do plugue e soquete restrito de 150 A foi projetada e disponibilizada recentemente. É adequado para operação em sistemas de 600/1100 volts e, além disso, foi atualizado para 200 amperes. Para diferenciar entre 660 volts e 1.100 volts, o modo 1100 volts tem seus isoladores e tubos de contato girados em 180 °. O modo de 660 volts é totalmente intercambiável com a faixa de 150 A 660 volts.

    No entanto, o plugue e soquete do tipo aparafusado de 30 A 660 volts são fornecidos para os pequenos h.p. equipamentos, os plugues e as tomadas de diferentes fabricantes são projetados para serem conectados uns aos outros. Também existem tipos anteriores de plugues de 1.100 volts e soquetes de 50 A e 150 A.

    Esses tipos mais antigos não são intercambiáveis ​​com os tipos mencionados acima, também não são intercambiáveis ​​com produtos de outros fabricantes. Na atualidade, a intercambiabilidade do projeto é um ponto muito importante a se considerar.

    Esta é outra característica importante da engenharia elétrica. O código de cor padrão para identificação do núcleo do cabo mudou devido à metrificação. Para fins de comparação, a tabela a seguir fornece o novo código de cor métrica junto com o antigo código de cor imperial. Isso é importante considerando o fato de que códigos antigos ainda estão em uso e devem continuar em uso por muitos anos.

    Instalação:

    Sempre que possível, os cabos blindados e de arrasto flexíveis são suspensos em barras de tejadilho ou arcos. Se tiverem de correr ao longo do piso, devem ser colocados de lado, onde ficarão fora do caminho do tráfego de passagem e expostos ao mínimo risco de danos.

    Nas cabeceiras das estradas, os cabos devem ser protegidos por canais ou tubos de aço. Os cabos que percorrem a face devem ser colocados em um local onde não sujem as máquinas, macacos e suportes de telhado, e onde sejam menos suscetíveis de sofrer danos devido ao trabalho em andamento, quedas do telhado ou qualquer outra causa.

    Muitos transportadores são equipados com um canal blindado para receber cabos e, quando tal transportador estiver em uso, é necessário garantir que o cabo esteja devidamente protegido pelo canal. Se a máquina coalface estiver equipada com um dispositivo de manuseio de cabos, certifique-se de que o cabo se encaixe corretamente. Os cabos são feitos no comprimento padrão e, por isso, um cabo pode ser mais comprido do que o comprimento para o qual se destina.

    O comprimento sobressalente do cabo deve ser preenchido em um oito. Nunca faça uma bobina circular, pois isso introduzirá torções, o que pode levar à deformação dos condutores ou à blindagem & # 8216 & # 8216-enjaulamento de pássaros & # 8221. As bobinas fornecem uma reserva de cabo que pode ser disposta se o trecho for alongado, e. entre a subestação in-bye e os painéis da extremidade do portão quando a face se move para frente.

    Na verdade, os engenheiros elétricos em minas terão sempre que estar atentos para considerar os fatores para evitar qualquer atraso, e assim evitar qualquer perda de produção e, acima de tudo, para evitar qualquer acidente.

    Detecção de avarias:

    Falhas em cabos são geralmente detectadas por causa de seu efeito sobre o equipamento que servem. É provável que uma falha desarme um contator ou disjuntor por meio da proteção de falha de aterramento ou da proteção de sobrecarga. O tipo de falha pode ser confirmado e o condutor ou condutores afetados podem ser descobertos cuidando dos testes de isolamento e condutância.

    Depois que o tipo de falha é conhecido, permanece o problema de descobrir onde ao longo do comprimento do cabo a falha ocorreu. Encontrar a falha por inspeção é trabalhoso e uma falha pode passar despercebida, a menos que um exame muito completo e detalhado seja feito. Um dos seguintes testes é, portanto, usado para encontrar a posição aproximada da falha antes do início do exame visual.

    Esses testes são realizados com mais frequência na oficina.Se um cabo blindado flexível ou flexível apresentar defeito, ele será substituído por um cabo de som e trazido à superfície para reparo. Se ocorrer uma falha em uma linha de distribuição principal, pode ser necessário realizar um teste com o cabo na posição, para que a falha possa ser reparada no local, ou apenas uma pequena seção do cabo renovada.

    Os testes são de valor particular quando ocorre uma falha em um cabo enterrado na superfície.

    Falha de Terra Teste:

    Este teste é usado para localizar uma falha entre um condutor e a tela ou blindagem. Várias formas de teste estão em uso, a mais simples é o teste de loop de Murray, que usa o princípio da ponte de Wheatstone. O equipamento necessário e a conexão a ser feita são mostrados na Fig. 15.3.

    A e B são duas resistências variáveis ​​(ou partes de uma caixa de resistência).

    O teste de falha de aterramento é descrito abaixo:

    1. Isole as duas extremidades do cabo e descarregue para o aterramento.

    2. Em uma extremidade do cabo, conecte o condutor defeituoso a um condutor de som de área transversal igual.

    3. Na outra extremidade do cabo, conecte o equipamento de teste conforme mostrado na Fig. 15.3.

    4. Ligue a alimentação e ajuste a resistência A e B até que o galvanômetro indique zero.

    5. Os valores das resistências A e amp B quando o galvanômetro está em zero - são usados ​​para encontrar a falha, ou seja, a distância (X) para a falha = A / A + B × duas vezes o comprimento do cabo.

    Este teste é usado para encontrar um curto-circuito entre dois condutores de um cabo. Um dos condutores com defeito é aterrado e a falha é localizada pelo teste de loop Murray, usando o outro condutor com defeito e o condutor de som, conforme mostrado na Fig. 15.4., Onde vemos A & amp B são duas resistências variáveis ​​(ou partes de uma caixa de resistência).

    O Galvanômetro é balanceado em zero ajustando a resistência.

    Circuito aberto Teste:

    Este teste é usado para encontrar uma quebra em um dos condutores do cabo. O princípio do teste é comparar a capacitância de uma parte do condutor defeituoso com a capacitância de todo um condutor de som.

    Os métodos são os seguintes:

    1. Isole as duas extremidades do cabo e descarregue para o aterramento.

    2. Em uma extremidade do cabo, conecte o equipamento de teste conforme mostrado na Fig. 15.5. O condutor de som a ser usado deve ter a mesma área de seção transversal do condutor rompido.

    3. Aterre ambas as extremidades do condutor quebrado e todos os condutores do cabo, exceto o condutor de som ao qual a alimentação deve ser conectada.

    4. Ligue a alimentação do condutor de som e permita que o condutor fique totalmente carregado.

    5. Conecte imediatamente o condutor carregado ao galvanômetro e observe o tempo que leva para o condutor descarregar. O tempo de descarga é medido a partir do momento em que a chave é conectada até o momento em que o ponteiro do galvanômetro retorna a zero.

    6. Desconecte o equipamento de teste do condutor de som e aterre o condutor.

    7. Remova a conexão de aterramento da extremidade de teste do condutor rompido e conecte o equipamento de teste ao condutor.

    8. Carregue o condutor quebrado e encontre o tempo de descarga.

    9. A distância (X) para a falha

    = Tempo de descarga para condutor rompido x comprimento do cabo. / Tempo de descarga do condutor de som.

    Todo o sistema terrestre para as várias seções da mina de carvão estão, de fato, conectados em um único sistema, que termina em algum lugar na superfície, onde é conectado ao corpo geral da terra por uma ou mais conexões de placas terrestres.

    A segurança de todo o sistema elétrico depende de um aterramento eficiente no ponto, e as conexões da placa de aterramento devem, portanto, ser testadas de tempos em tempos. O teste pode ser realizado com um testador de aterramento (por exemplo, o Megger) ou pelo método de queda de potencial usando o equipamento mostrado na Fig. 15.6, que explica em detalhes o método de teste denominado Teste da Placa de Terra.

    Placa de Terra Teste:

    Este é um teste muito importante, o método de teste é o seguinte:

    1. Desconecte a placa de aterramento a ser testada do sistema elétrico.

    Certifique-se de que o sistema elétrico ainda esteja conectado à terra por outras placas. Se houver apenas uma placa de aterramento, o teste pode ser realizado somente com o sistema elétrico desligado.

    2. Insira os dois espigões de aterramento no solo, colocando um cerca de duas vezes mais longe da placa de aterramento do que o outro. As distâncias adequadas seriam: PA 12 m, PB 24 m. Uma grande distância é necessária para garantir que cada eletrodo esteja bem fora da área de resistência da placa de aterramento em teste. Certifique-se de que cada espigão tenha uma boa conexão com a terra.

    3. Conecte o equipamento conforme mostrado na Fig. 15.6. As conexões corretas para um testador de aterramento são fornecidas com o instrumento.

    4. Ligue a fonte de teste e observe as leituras nos dois instrumentos. A leitura no voltímetro, dividida pela leitura no amperímetro, dá um valor em ohm para a resistência da conexão da placa de aterramento ao terra. A resistência pode ser lida diretamente em um testador de aterramento.

    5. Desligue a alimentação e mova o pico B cerca de 6 m. mais perto da placa de terra, por ex. PA 12 m, PB 18 m.

    6. Ligue a alimentação e encontre novamente a resistência da placa de aterramento.

    7. Ligue a alimentação e mova o pico B para uma posição de cerca de 6 m. mais longe da placa de terra do que sua posição original, por ex. PA 12 m, PB 30 m.

    8. Ligue a alimentação e encontre novamente a resistência da placa de aterramento.

    9. Se os três valores obtidos nas etapas 4, 6 e 8 estiverem dentro de cerca de 0,25 ohm um do outro, encontre a média dos três valores e aceite-a como a resistência da conexão da placa de aterramento ao terra.

    Se os três valores agora mostram uma variação maior, é provável que os picos de teste não estivessem localizados fora da área de resistência da placa de terra. Será necessário repetir todo o teste para encontrar três leituras que não diferem em mais de 0,25 ohm. Comece com picos de teste mais distantes do que antes.

    Um valor final de 1 ohm ou menos indica uma boa conexão de aterramento. O valor máximo que pode ser aceito é 2 ohms.


    Type1: Temperatura

    (i) Termopar - São feitos de dois fios (cada um de uma liga ou metal homogêneo diferente) que formam uma junção de medição por meio da união em uma extremidade. Esta junção de medição está aberta para os elementos que estão sendo medidos. A outra extremidade do fio é terminada em um dispositivo de medição onde uma junção de referência é formada. A corrente flui pelo circuito, pois as temperaturas das duas junções são diferentes. A milivoltagem resultante é medida para determinar a temperatura na junção. O diagrama do termopar é mostrado abaixo.

    Simpósio Europeu de Engenharia de Processos Assistida por Computador-12

    Arnoud Nougues,. Rob Snoeren, em Engenharia Química Assistida por Computador, 2002

    Monitoramento de APC e de controle de camada de base

    A Shell desenvolveu e está em processo de desenvolvimento de um conjunto completo de pacotes de software, denominado MD (Monitoramento e Diagnóstico), para monitorar o desempenho de malhas de controle e auxiliar na solução de problemas de malhas que falham em atingir sua meta de desempenho. As ferramentas se aplicam a controles multivariáveis ​​de tecnologia Shell (SMOC), bem como a controles multivariáveis ​​de qualquer fornecedor APC, e se aplicam a loops tradicionais de entrada única para saída única (por exemplo, controlador PID).

    O elemento central do MD é um sistema de informações cliente-servidor para rastreamento de desempenho de loop de controle. MD está ligado a vários historiadores de dados de plantas comerciais (por exemplo, Exaquantum de Yokogawa, OSI PI), onde o status do circuito de controle em tempo real básico e as informações de desempenho residem. A cada dia, as estatísticas de desempenho são calculadas automaticamente e armazenadas em um Banco de Dados Relacional dedicado. Os engenheiros de controle são notificados se os loops de controle estão funcionando abaixo das metas predefinidas por relatórios de resumo diários por e-mail. A seguir, o usuário pode entrar no modo de relatório onde as informações estatísticas podem ser navegadas.

    Para cada loop de controle e Variável Controlada (CV), MD fornece as seguintes informações estatísticas:

    % em serviço: o controlador opcional e as tags de disponibilidade da unidade são monitorados para determinar se o controlador está em serviço.

    % Uptime: o tempo de atividade do loop é determinado a partir do status do modo do controlador.

    % em conformidade: esta estatística indica se um CV se desvia significativamente de um ponto de ajuste ou mín. / máx. limites. O limite para indicar um desvio significativo é determinado a partir de uma tolerância especificada pelo usuário (CL) para cada CV. Se o CV estiver dentro do limite ± CL sobre os limites de controle (faixa definida), o CV é considerado em conformidade. As informações são relatadas como médias diárias e mensais com base em cálculos realizados usando dados normalmente de um minuto.

    % em serviço,% tempo de atividade,% em conformidade juntamente com um fator de custo definido pelo usuário são usados ​​para derivar um incentivo de custo que é relatado em uma base diária e mensal para o usuário (PONC: Preço de não conformidade).

    Monitorar o desempenho do loop não é suficiente. Ferramentas adicionais são necessárias para ajudar a analisar problemas relacionados ao desempenho do loop e solucionar problemas de loop de baixo desempenho com eficiência. Uma série de técnicas de diagnóstico de desempenho de loop proprietário inovadoras foram desenvolvidas pela Shell e fazem parte do pacote de pacotes MD:

    Curvas médias de resposta em malha fechada: as curvas de erro CV e de resposta MV são calculadas e plotadas. As curvas de resposta média fornecem um resumo visual da forma e do tempo de resposta do SISO, bem como dos loops de controle multivariável, em resposta aos distúrbios reais que afetam o processo e em resposta às alterações do ponto de ajuste. As curvas de resposta média são derivadas do ajuste de um modelo ARMA (Auto-Regressive Moving Average) aos dados da série temporal do loop, normalmente durante várias horas ou dias de operação normal do loop fechado.

    Gráfico de comparação do desvio padrão do erro CV da janela deslizante com o melhor desempenho alcançável do Controlador de Variância Mínima (MVC): o desvio padrão do erro CV é calculado ao longo de um intervalo de tempo representativo e, em seguida, o cálculo é repetido deslizando a janela do início ao fim do intervalo de tempo dos dados. O desvio padrão que teria sido alcançado pelo controlador de feedback mais rápido possível (MVC) é mostrado em um gráfico paralelo. Os gráficos de desvio padrão do erro CV são úteis na avaliação do desempenho do loop em termos relativos (desvio padrão do erro CV alcançado e como ele evolui no tempo), bem como em termos absolutos (comparação com o controlador MVC de referência).

    Graus de liberdade e análise de restrição: esta técnica se aplica a aplicativos de controle multivariável. A ideia é rastrear e relatar quais variáveis ​​controladas em um sistema multivariável de ciclo fechado estão ativas (ou seja, conduzidas para seu limite de especificação superior ou inferior) e com que frequência elas estão ativas. Correspondentemente, o status da atividade das variáveis ​​manipuladas é relatado, ou seja, quais MVs estão limitados ou indisponíveis e com que frequência. Esta informação, apresentada na forma de gráficos de barras e tendências, fornece uma visão sobre a atividade e o desempenho de um controlador multivariável complexo e ajuda a diagnosticar problemas de estrutura de controle (por exemplo, graus de liberdade insuficientes para atingir os objetivos de controle necessários).


    Tecnologia Automóvel

    III.B.6 Sistemas Eletrônicos

    Existem quatro campos nos quais as novas técnicas de aquisição e processamento eletrônico de dados são utilizadas:

    Funcionalidades de controle necessárias para a operação do veículo que eram parcialmente realizadas de forma mecânica, hidráulica ou pneumática no passado. Os exemplos são os sistemas gerais de gerenciamento do motor para reduzir o consumo de combustível ou as emissões de poluentes, bem como o controle da transmissão para escolher a relação ideal de transmissão ou para melhorar a operação de mudança na transmissão automática.

    Funcionalidades de controlo relativas ao movimento do veículo na estrada que também melhoram a segurança activa e passiva ao reconhecer quando o condutor reage demasiado tarde ou de forma inadequada e corrigindo atempadamente as suas manobras de direcção e travagem. Seguem exemplos da combinação de eixos, direção e freios com processamento eletrônico de dados. O sistema de freio antitravamento (ABS Seção 4) às vezes é apoiado por assistente de freio, que encurta a distância de parada de um veículo em uma situação de frenagem de emergência. O freio auxiliar reconhece uma reação induzida pelo medo a partir da velocidade em que o motorista pressiona o pedal do freio. Em seguida, ele desenvolve o aumento da potência máxima de frenagem desde o início da frenagem. O sistema de controle de derrapagem de aceleração (ASR) evita que as rodas motrizes deslizem. ASR é uma intervenção controlada eletronicamente na potência do motor e nos freios que está sendo usada cada vez mais em automóveis de passageiros e veículos comerciais. O Programa de estabilidade eletrônica (ESP) (Fig. 17B) reduz drasticamente as tendências de derrapagem e deslizamento no veículo em movimento. O sistema detecta potenciais situações perigosas com base em diferentes sinais de sensor (por exemplo, velocidade de rotação da roda, ângulo de guinada e ângulo de direção) mais rápido do que até mesmo o motorista mais experiente pode fazer. O ESP então intervém com alta precisão e estabiliza o veículo com a ativação dos freios exatamente medida e / ou redução da potência do motor. O controle eletrônico dos freios e da potência do motor ajuda a utilizar todas as forças de atrito possíveis entre as rodas e a estrada, mas apenas dentro de seus limites físicos. O controle de distância eletrônico regula a distância ao veículo da frente por meio de radar ou sensores infravermelhos, intervém no gerenciamento do motor e, se necessário, aciona os freios. A ativação do airbag e do tensor do cinto é controlada por um sensor de desaceleração, que é rigidamente conectado à carroceria do carro em um local central (Seção VI).

    Transferência de informação e comunicação entre o veículo, o motorista e o mundo exterior. Durante décadas, o rádio do carro forneceu a única conexão - unilateral - com o mundo exterior, e era unilateral. Recentemente, o telefone móvel inaugurou uma era de comunicação bidirecional. Os sistemas de navegação assistida por satélite para rastrear a posição exata de um veículo e um monitor operacional e de exibição, os componentes básicos de uma comunicação no veículo ou módulo de telemática, agora fazem parte de um carro moderno. Isso permite uma ampla gama de novos aplicativos, incluindo sistemas de navegação para guiar os motoristas até seu destino com a ajuda de um mapa de estrada em CD-ROM. Se os dados de tráfego atuais também forem canalizados para o veículo por meio da interface de dados (Fig. 17C), a recomendação de rota pode levar em consideração a situação do tráfego e, sempre que possível, ajudar a evitar atrasos.

    Monitoramento de todas as funções importantes do veículo, como ABS, airbags, iluminação, etc. Essas funções são verificadas constantemente. Caso ocorra uma falha, o motorista recebe um aviso e / ou buzzer.

    Apesar desses avanços, no entanto, não há chance de a eletrônica assumir inteiramente o controle do motorista em um futuro próximo. Os motoristas serão responsáveis ​​pelo monitoramento da situação do tráfego e pela reação em caso de perigo.


    Assista o vídeo: O Diagrama de Hertzsprung-Russell (Novembro 2022).