Astronomia

Existem equações simplificadas M-L, M-R e de tempo de vida para estrelas não da sequência principal?

Existem equações simplificadas M-L, M-R e de tempo de vida para estrelas não da sequência principal?


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Para dar um contexto - estou tentando criar um programa simples que produza as propriedades estelares de uma estrela quando dada sua massa inicial e idade atual.

por exemplo.

Entrada

  • Massa inicial = 2e30kg
  • Idade = 4,6 bilhões de anos

Resultado

  • Tipo = Sequência Principal
  • Classe = G2V
  • Raio = 7e5km
  • Temperatura da superfície = 5778K

ou

Entrada

  • Massa inicial = 2e30kg
  • Idade = 10,2 bilhões de anos

Resultado

  • Tipo = gigante vermelho
  • Classe = K4V
  • Raio = 4e7km
  • Temperatura da superfície = 4000K

Meu problema é que as equações que usei para calcular essas propriedades de saída são aplicáveis ​​apenas à sequência principal, portanto, não podem ser usadas para outros tipos, como gigantes vermelhas, supergigantes ou anãs brancas (por exemplo, a relação Massa-Luminosidade).

Não tive sorte em encontrar as equações equivalentes depois de muitas horas pesquisando no Google, então eu realmente apreciaria qualquer ajuda ou mesmo uma palavra-chave do google que eu possa pesquisar para me colocar no caminho certo.


As pesquisas mais recentes sobre a formação de planetas indicam que Marte se formou em alguns milhões de anos (Myr) e permaneceu como um embrião planetário que nunca cresceu e se tornou um planeta mais massivo. Também pode ser esperado de modelos dinâmicos que a maioria dos blocos de construção de Marte & # x27 consistia em material que se formou em localizações orbitais logo além da linha de gelo que poderia conter

0,1 - 0,2 em peso % de H2O. Usando essas restrições, estimamos os conteúdos voláteis capturados por nebulosa e catastroficamente liberados de gases durante a solidificação do oceano de magma de Marte & # x27 e aplicamos um modelo hidrodinâmico da atmosfera superior para o estudo do raio X suave e ultravioleta extremo (XUV) impulsionado escape térmico da protoatmosfera marciana durante a época ativa inicial do Sol jovem. A quantidade de gás que foi capturada do disco protoplanetário para a atmosfera planetária é calculada resolvendo as equações da estrutura hidrostática na nebulosa protoplanetária. Dependendo das propriedades nebulares, como o fator de depleção de grãos de poeira, taxas de acreção planetesimal e luminosidades, envelopes de hidrogênio com massas ≥ 3 × 10 19 g a ≤ 6,5 × 10 22 g podem ter sido capturados da nebulosa em torno do início de Marte. Dependendo dos parâmetros mencionados antes, devido à baixa gravidade dos planetas e um fluxo XUV solar que foi

100 vezes mais forte em comparação com o valor presente, nossos resultados indicam que o início de Marte teria perdido seu envelope de hidrogênio capturado pela nebulosa depois que o gás da nebulosa evaporou, durante um rápido período de

0,1 - 7,5 Myr. Após a solidificação do oceano de magma inicial de Marte & # x27, catastroficamente liberou gases voláteis com a quantidade de

10 - 55 bar CO2 poderia ter sido perdido durante

0,4 - 12 milhões de anos, se o fluxo de energia relacionado ao impacto de grandes planetesimais e pequenos embriões para a superfície do planeta durasse tempo suficiente, a atmosfera de vapor poderia ter sido impedida de condensar. Se este não fosse o caso, então nossos resultados sugerem que os prazos para H2A condensação e a formação do oceano podem ter sido mais curtas em comparação com a escala de tempo de evaporação da atmosfera, de modo que se pode especular que períodos esporadicamente, onde alguma quantidade de água líquida pode ter estado presente na superfície do planeta. No entanto, dependendo da quantidade de voláteis liberados por gás, por causa dos impactos e das altas taxas de escape atmosférico impulsionadas por XUV, tais condições de superfície esporadicamente molhadas também podem não ter durado muito mais do que

0,4 - 12 Myr. Após a perda do envelope de hidrogênio capturado e os voláteis liberados durante o primeiro período de 100 milhões de anos do jovem Sol, um período mais quente e provavelmente úmido pode ter evoluído por uma combinação de liberação vulcânica e voláteis liberados por impacto

4,0 ± 0,2 Gyr atrás, quando o fluxo solar de XUV diminuiu para valores que eram & lt 10 vezes maiores do que o atual & # x27s Sol.


Artigo de MÉTODOS

Uma teoria de convecção não local e dependente do tempo foi brevemente descrita. Esta teoria foi usada para calcular a estrutura das zonas de convecção solar, a evolução de estrelas massivas, esgotamento de lítio na atmosfera do Sol e anãs de tipo tardio e oscilações estelares (na Parte & # x02161). Os resultados mostram que: 1) os campos teóricos de velocidade turbulenta e temperatura na atmosfera e a estrutura térmica do envelope convectivo do Sol concordam muito bem com as observações e inferências da inversão heliossísmica. 2) A chamada contradição de semiconvecção nos cálculos evolutivos de estrelas massivas foi removida automaticamente, conforme previsto por nós. As trilhas de evolução teórica de estrelas massivas correm em maior luminosidade e a banda da sequência principal torna-se visivelmente mais ampla em comparação com aquelas calculadas usando a teoria do comprimento de mistura local (MLT). Isso significa que a massa evolutiva para uma dada luminosidade foi superestimada e a largura da banda da sequência principal foi subestimada pelo MLT local, o que pode ser parte da razão para a contradição entre as massas evolutiva e pulsacional das variáveis ​​cefeidas e a contradição entre distribuições teóricas e observadas de estrelas luminosas no diagrama HR. 3) O esgotamento de lítio previsto, em geral, concorda bem com a observação do Sol e aglomerados abertos galácticos de diferentes idades. 4) Nossos resultados teóricos para oscilações não adiabáticas estão de acordo com a instabilidade de modo observada a partir de variáveis ​​clássicas de gigantes vermelhos de alta luminosidade. Quase todas as tiras de instabilidade das variáveis ​​pulsantes clássicas (incluindo Cepheid, & # x003b4 Scuti, & # x003b3 Doradus, & # x003b2Cephei e tiras SPB) foram reproduzidas (Parte & # x02161).


1. Introdução

Se M planetas anões são bons alvos na busca por vida ainda é um problema aberto de alta complexidade. Existem vários fatores que tornam esses planetas alvos promissores - principalmente, detectabilidade e abundância. Os planetas rochosos são mais fáceis de detectar em torno dessas estrelas de baixa massa (0,5-0,08 M) com técnicas e instrumentos atuais. Anãs vermelhas são abundantes na vizinhança solar, elas passam ∼10 10 anos na sequência principal e bioassinaturas como N2O e CH4 pode ser mais abundante e potencialmente mais fácil de detectar (Segura et al.,2005 ver também análises de Scalo et al.,Tarter 2007 et al.,Escudos de 2007 et al.,2016 Meadows et al.,2018a). A abundância de hospedeiros anões M e, portanto, planetas potencialmente habitáveis, é benéfica, uma vez que os planetas orbitando esses hospedeiros em suas zonas habitáveis ​​proximais encontram condições que podem tornar a habitabilidade um desafio.

Modelos atmosféricos planetários tridimensionais dissiparam as preocupações de colapso atmosférico por diferenças extremas de temperatura entre os hemisférios iluminados e escuros (por exemplo., Dole, 1964) para planetas bloqueados por maré orbitando hospedeiros anões M na zona habitável, os modelos aplicados a este problema mostraram que a circulação atmosférica pode distribuir a energia estelar, diminuindo a diferença de temperatura (por exemplo., Joshi et al.,1997 Joshi, 2003 Turbet et al.,2016). As estrelas hospedeiras anãs M ativas, no entanto, exibem atividade magnética originada pela interação de suas atmosferas com seus campos magnéticos impulsionados por seus interiores principalmente ou totalmente convectivos. Uma consequência da atividade magnética são os flares, liberações imprevisíveis de energia que variam de "microflares" (∼10 29 erg conforme medido na banda U, ∼3320–3980 Å) a flares de alta energia com energias totais tão grandes quanto 10 34 erg (por exemplo., Hawley e Pettersen, 1991 Hawley et al.,2014). Uma vez que a zona habitável em torno desses hospedeiros estelares está localizada em uma fração de uma unidade astronômica, o fluxo de energia desses eventos que impactam mundos potencialmente habitáveis ​​é aumentado em pelo menos uma ordem de magnitude em comparação com a Terra.

As anãs M ativas exibem atividade de flare com energias e frequências de flare amplamente variáveis, mas geralmente seguindo uma distribuição de probabilidade de lei de potência (por exemplo., Hilton, Hawley 2011 et al.,2014). Observou-se que as mais ativas dessas estrelas dM3-dM5 produzem dezenas de flares por dia com energias totais ≥10 30 erg e eventos potencialmente catastróficos como a Grande Flare de AD Leonis em 10 34 erg (Hawley e Pettersen, 1991) em um frequência de uma vez por mês. Compare isso com a atividade solar média com a maior frequência de um único evento por dia de energia ∼10 27 erg, até aproximadamente um evento 10 31 erg por ano (por exemplo., Crosby et al.,1993). Um dos maiores eventos de explosão solar observados, conhecido como o evento Carrington de 1859, tinha uma energia total estimada de ∼10 32 erg (por exemplo., Cliver e Dietrich, 2013), um total de 2 ordens de magnitude inferior aos eventos mais energéticos observados em anãs M ativas.

Existem dois aspectos dos eventos de erupção que podem impactar negativamente a habitabilidade de um planeta, alterando a composição atmosférica: aumento no fluxo eletromagnético e uma erupção de partículas carregadas energizadas. A energia injetada por um flare na atmosfera estelar resulta em um aumento e pico de brilho fotométrico, conhecido como fase impulsiva. Segue-se uma fase de decaimento gradual do flare, onde a entrada de energia diminui até que a estrela volte lentamente ao estado quiescente. Durante os eventos de flare, a luminosidade da estrela no raio X, UV e visível aumenta até 3 ordens de magnitude (Scalo et al.,2007), que pode alterar fotoquimicamente a alta atmosfera de um planeta (Segura et al.,2010). Para um planeta que não possui constituintes atmosféricos (por exemplo., O2, O3, CO2) para absorver essa radiação de comprimento de onda curto, a superfície pode ser irradiada regularmente.

O segundo aspecto impactante dos eventos de flare envolve partículas energéticas estelares (SEPs) que podem ser aceleradas durante a fase impulsiva dos flares. Nosso conhecimento desses eventos vem apenas de correlações solares, pois não temos nenhum método pelo qual eles possam ser observados remotamente. Seu efeito na atmosfera de um planeta habitável provavelmente depende de vários fatores: as energias das partículas, a presença e a orientação de um campo magnético planetário e a composição química da atmosfera. A probabilidade de um evento de próton estar associado a uma explosão estelar depende da energia da explosão, com microflares solares (≤10 27 erg) apenas raramente produzindo eventos de partícula fraca (por exemplo., Hudson, 2011). A chance de um grande fluxo de partículas energéticas atinge uma certeza próxima para flares ∼10 28,3 erg (classe GOES X2) e acima (por exemplo., Yashiro et al.,Dierckxsens 2006 et al.,2015). Embora nem todo evento de próton atinja um planeta potencialmente habitável devido à geometria combinada das regiões ativas da estrela e da órbita planetária (por exemplo., Khodachenko et al.,2007), M planetas anões que consideramos estão sob ameaça significativa. Esses planetas orbitam em uma fração de uma unidade astronômica, e os hospedeiros estelares exibem eventos de flare de alta frequência e alta energia, indicando que os efeitos de múltiplos eventos de prótons impactantes podem ser significativos.

Estudos sobre os efeitos do clima espacial na habitabilidade tornaram-se cruciais com a descoberta de planetas como Proxima Centauri b (Anglada-Escudé et al.,2016) e o TRAPPIST-1 (Gillon et al.,2016, 2017) planetas de múltiplas zonas habitáveis ​​dos sistemas. O escape atmosférico planetário pode ser causado pela radiação XUV que aquece a exosfera do planeta, impulsionando um vento hidrodinâmico que carrega a atmosfera planetária (por exemplo., Luger e Barnes, 2015) processos não térmicos, como o aumento do vento polar e escape de captação de íons, podem potencialmente remover grandes quantidades de íons pesados, como N + e O + da atmosfera (por exemplo., Ribas et al.,2016 Airapetian et al.,Garcia-Sage 2017 et al.,2017) o aumento da força da magnetosfera por eventos de vento estelar ou de estado estacionário também pode ser impactante para a perda atmosférica e o subsequente fluxo atmosférico (por exemplo., Garraffo et al.,2016, 2017 Dong et al.,2018). No entanto, embora muitos artigos tenham se concentrado na perda atmosférica de planetas orbitando anãs M, menos pesquisas se concentraram nos efeitos dos eventos climáticos espaciais na evolução química dos planetas que retêm sua atmosfera e como esses processos afetam a habitabilidade.

Segura et al. (2010) realizaram o primeiro estudo para explorar o efeito de um único flare de alta energia (e SEPs associados) na química atmosférica de um planeta habitável. Seu estudo investigou o impacto de um evento equivalente ao flare de 12 de abril de 1985 do M anão AD Leonis (AD Leo) (Hawley e Pettersen, 1991) em um planeta semelhante à Terra localizado dentro de sua zona habitável. A atmosfera planetária tinha uma composição semelhante à da Terra atual (0,21 O2, Pressão de superfície de 1 bar) e recebeu o mesmo fluxo estelar integrado que o nosso planeta. Eles usaram um modelo fotoquímico 1D acoplado a um modelo 1D radiativo / convectivo para simular os efeitos da radiação ultravioleta e dos prótons na química atmosférica de um planeta habitável hipotético. As observações disponíveis para este flare incluíram espectroscopia UV (1150–3100 Å) e espectroscopia óptica (3560–4440 Å), mas nenhum dado de evento de próton está disponível. Para incluir partículas, Segura et al. (2010) usou uma relação encontrada para a intensidade da explosão de raios-X solar e fluxos de prótons (Belov et al.,2005). As intensidades do flare de raios-X foram calculadas através do efeito Neupert, uma relação empírica entre a energia do flare emitida no UV e o pico de luminosidade dos raios-X (Hawley et al.,1995 Mitra-Kraev et al.,2005). Eles estimaram um fluxo de prótons associado ao flare de 5,9 × 10 8 prótons cm −2 sr −1 s −1 para partículas com energias & gt10 MeV. Em seguida, eles calcularam a abundância de óxidos de nitrogênio produzidos pela erupção escalando a produção desses compostos durante um grande evento de próton solar chamado de evento de Carrington (por exemplo., Cliver e Dietrich, 2013).

Resultados de Segura et al. (2010) indicam que a radiação UV emitida durante a queima não produz uma mudança significativa na profundidade da coluna de ozônio do planeta. Quando os SEPs foram incluídos, a redução da camada de ozônio atingiu um máximo de 94% 2 anos após a erupção para um planeta sem campo magnético. No pico da erupção, o fluxo de UV da superfície nas faixas de comprimento de onda que são prejudiciais à vida excedeu aqueles recebidos na Terra por uma duração de menos de 100 s. A coluna atmosférica então se recuperou e reequilibrou dentro de ∼50 anos. Segura et al. (2010) concluíram que as chamas podem não representar um risco direto para a vida na superfície de um planeta habitável em órbita.

Estudos recentes foram realizados para determinar o efeito da energia eletromagnética do flare na habitabilidade dos sistemas planetários. O sistema TRAPPIST-1 foi investigado pela Vida et al. (2017) em um recente estudo Kepler / K2 mostrando pelo menos ∼0,75 flares cumulativos por dia de energia entre 1,26 × 10 30 e 1,24 × 10 33 erg. Isso poderia produzir um fluxo UV prejudicial nas superfícies planetárias potencialmente habitáveis ​​do TRAPPIST-1b-h. O'Malley-James e Kaltenegger (2017) investigaram o potencial de habitabilidade da superfície relacionada a UV do sistema TRAPPIST-1 e descobriram que o estado óxido da atmosfera é a chave para proteger a superfície, mesmo com uma atmosfera de oxigênio fino (∼0.1 bar) suficiente para evitar que o UVC atinja a superfície com qualquer intensidade. Estrela e Valio (2017) identificaram superflares no sistema Kepler-96 até ∼1,8 × 10 35 erg, simularam os efeitos nas atmosferas arqueanas e terrestres atuais e descobriram que a presença de um O3 camada é crucial para a proteção da vida sob tais eventos altamente irradiadores.

Além de Segura et al. (2010), esses estudos anteriores não investigam os efeitos dos eventos de prótons associados à atividade magnética estelar, e não estudam a resiliência e evolução do O3 coluna de um planeta potencialmente habitável para tais eventos. AD Leonis, a estrela usada para o estudo de Segura et al. (2010), é uma das anãs M mais magneticamente ativas conhecidas. Nas últimas décadas, apenas as chamas das anãs M mais ativas foram estudadas porque a emissão de UV das anãs vermelhas de média e baixa atividade cai abaixo do limite de detecção dos instrumentos disponíveis. As observações realizadas usando o Telescópio Espacial Hubble mostraram que a emissão de UV da atividade cromosférica também estava presente nas estrelas geralmente classificadas como não ativas (Walkowicz et al.,França 2008 et al.,2012, 2013), enquanto a missão Kepler / K2 (por exemplo., Davenport et al.,Hawley 2014 et al.,2014) e os instrumentos MOST (Davenport et al.,2016) mostrou uma visão mais detalhada da frequência de flare de estrelas de baixa massa.

O presente trabalho estende os resultados de Segura et al. (2010) para determinar o efeito de múltiplas explosões anãs M e eventos de prótons energéticos em um mundo potencialmente habitável, tirando proveito das campanhas de observação mais recentes mencionadas acima. Nós atualizamos os modelos usados ​​em Segura et al. (2010) (ver Seção 2.1) para estudar o efeito de vários eventos em uma atmosfera semelhante à da Terra para determinar os efeitos potenciais sobre o O3 coluna e fluxo de UV biologicamente relevante relacionado na superfície do planeta.


Biomassa acima do solo

14.4.3 Imagens estereoscópicas espaciais

As imagens estereoscópicas (ou fotogramétricas) foram inicialmente utilizadas para a extração de elevações do terreno por meio da medição da paralaxe contida em duas imagens adquiridas com diferentes ângulos de visão. A precisão das elevações extraídas de imagens estereoscópicas é determinada pela resolução espacial, bem como pela diferença do ângulo de visão de duas imagens. Antes da década de 1990, a resolução espacial das imagens de sensoriamento remoto adquiridas por sensores espaciais era muito baixa para fazer uma medição precisa da paralaxe. Por exemplo, o scanner multiespectral a bordo do Landsat 1-3 tem uma resolução espacial nominal de 78 m (Slater, 1979), enquanto que a bordo do Landsat 4-5 é de 30 m (Malila et al., 1984). Portanto, a maioria dos estudos tem que trabalhar com imagens aerotransportadas no século passado.

Desde o início deste século, a resolução espacial das imagens de sensoriamento remoto espacial foi muito melhorada, especialmente para satélites comerciais. Por exemplo, o Quickbird pode adquirir imagens multiespectrais de 2,44 m e imagens pancromáticas de 0,61 m (Noguchi e Fraser, 2004). IKONOS pode fornecer imagens multiespectrais de 3,28 m e imagens pancromáticas de 0,82 m (Zhou e Li, 2000). Embora não sejam sistemas fotogramétricos especificamente projetados, eles podem fornecer imagens estereoscópicas ao longo e ao longo do caminho, mudando as atitudes. St-Onge et al. (2008) examinaram as imagens estéreo IKONOS adquiridas com o mesmo ângulo de elevação (67,4 °), mas diferentes ângulos de azimute (27,8 ° e 180,52 °). O modelo digital de elevação de superfície foi inicialmente extraído por meio de processamento estereoscópico. O modelo de altura da floresta foi posteriormente derivado com a ajuda da elevação da superfície do solo a partir de dados lidar com pegadas pequenas. Os resultados finais demonstraram que o AGB da floresta estimado usando a altura da floresta extraída foi altamente correlacionado com a medição de campo com R 2 = 0.79.

Os sistemas fotogramétricos espaciais estão crescendo rapidamente nas últimas duas décadas. Os ASTER a bordo do satélite Terra são projetados para a aquisição de imagens estereoscópicas usando duas câmeras apontando para o nadir e para trás. As imagens adquiridas pelo ASTER foram utilizadas para o modelo digital de elevação global (ASTER GDEM) (Ni et al., 2015). O Satélite Avançado de Observação da Terra (ALOS), lançado pela Agência de Exploração Aeroespacial do Japão em 2006, carregava o Instrumento de Sensoriamento Remoto Pancromático para Mapeamento Estéreo (PRISM). As três câmeras do ALOS / PRISM, apontando para frente, nadir e para trás com um intervalo de ângulo nominal de 24,0 °, podem adquirir imagens estereoscópicas de 2,5 m. O mapa 3D digital global preciso foi gerado usando imagens estereoscópicas ALOS / PRISM (Tadono et al., 2016). A China também lançou seu primeiro satélite fotogramétrico espacial civil em 2012, conhecido como ZY-3, que possui três câmeras da mesma forma que o ALOS / PRISM. A resolução espacial das câmeras para frente e para trás foi melhorada de 3,5 para 2,5 m no segundo satélite do ZY-3 lançado em 2016.

Em comparação com a maioria dos estudos focados na extração de elevações da superfície do solo, os cientistas da área de sensoriamento remoto de florestas gradualmente prestaram atenção para explorar a medição de imagens estereoscópicas espaciais de estruturas espaciais de florestas na última década. Comparando com dados lidar, Ni et al. (2015) constataram que a altura da floresta estava contida no ASTER GDEM, embora a resolução espacial do ASTER seja de apenas 15 me o ASTER GDEM sejam os produtos combinados ao longo de 10 anos entre 2000 e 2010.

Normalmente, as imagens estereoscópicas espaciais são adquiridas por uma câmera pushbroom, enquanto as imagens estereoscópicas aerotransportadas são adquiridas por câmeras de quadro. Uma das maiores diferenças entre eles é o campo de visão e o número de ângulos de observação. As câmeras aerotransportadas têm um grande campo de visão e milhares de ângulos de observação ao longo e ao longo da trilha. Para a câmera da vassoura, o campo de visão ao longo da trilha é de apenas vários graus, enquanto o número de ângulos de observação ao longo da trilha é determinado pelo número de câmeras. Portanto, a identificação automática de pontos comuns é muito mais difícil para câmeras pushbroom do que câmeras de quadro. Como fazer uso total dos ângulos de observação limitados para obter mais pontos comuns é uma questão crítica para imagens estereoscópicas espaciais. Ni et al. (2014) analisaram a nuvem de pontos extraída de diferentes combinações de visões e descobriram que eram complementares nas distribuições horizontal e vertical. A nuvem de pontos sintetizada pode fornecer uma descrição melhor das estruturas espaciais da floresta do que qualquer uma delas.

Teoricamente, as imagens estereoscópicas espaciais têm grande potencial para a estimativa de AGB florestal como dados LIDAR. Os estudos atuais focaram apenas na medição das estruturas espaciais da floresta. Há um longo caminho a percorrer para o mapeamento regional de AGB florestal usando imagens estereoscópicas espaciais. Muito esforço deve ser gasto na compreensão dos efeitos dos fatores ambientais na distribuição da nuvem de pontos a partir de imagens estereoscópicas, como os efeitos sazonais (Montesano et al., 2019), efeitos do terreno, geometrias de observação (Montesano et al., 2017), e assim por diante. Além da análise utilizando o máximo de imagens estereoscópicas possíveis, o modelo teórico também é uma ferramenta importante para a realização desse tipo de estudos (Ni et al., 2019).


Evolução do Gradiente de Abundância Radial e Gás Frio do Disco Galáctico ☆, ☆☆

A fim de compreender o mecanismo de formação do gradiente de abundância radial do disco galáctico e a evolução do gás frio, construímos um modelo de evolução química do disco galáctico, no qual a lei de formação estelar preocupa-se com hidrogênios é adotado, e a evolução da densidade superficial de massa é calculada para os hidrogênios moleculares e atômicos separadamente, então as previsões do modelo e as distribuições radiais observadas de algumas quantidades físicas são comparadas. O resultado indica que a previsão do modelo é sensível à escala de tempo infall adotada, o modelo que adota a lei de formação estelar relacionada aos hidrogênios moleculares pode concordar bem com as principais propriedades observadas do disco galáctico, especialmente pode obter naturalmente o gradiente de abundância de oxigênio radial do disco galáctico e o perfil de densidade da superfície radial do gás frio. A suposição de aproximação de reciclagem instantânea ou não instantânea tem um pequeno efeito na evolução do gás frio, especialmente no caso de densidade de gás bastante baixa.


Abstrato

A evolução de planetas habitáveis ​​semelhantes à Terra é um processo complexo que depende dos ambientes geodinâmicos e geofísicos. Em particular, é necessário que as placas tectônicas permaneçam ativas por bilhões de anos. Esses ambientes geofisicamente ativos são fortemente acoplados aos parâmetros da estrela hospedeira de um planeta, como massa, luminosidade e atividade, localização orbital da zona habitável e inventário inicial de água do planeta. Dependendo da radiação da estrela hospedeira e da evolução do fluxo de partículas, a composição na termosfera e a disponibilidade de um dínamo magnético ativo, as atmosferas de planetas semelhantes à Terra em suas zonas habitáveis ​​são afetadas de forma diferente devido aos processos de escape térmico e não-térmico. Para alguns planetas, um forte escape atmosférico pode até afetar a estabilidade da atmosfera. Palavras-chave: Planetas terrestres - Evolução da atmosfera - Geofísica - Habitabilidade. Astrobiology 10, 45–68.


Existem equações simplificadas M-L, M-R e de tempo de vida para estrelas não da sequência principal? - Astronomia

Matriz 6 vezes maior em relação ao sistema receptor atual. O grande conjunto de bolômetros TES é lido por um sistema de multiplexação de domínio de frequência digital atualizado, capaz de multiplexar 40 bolômetros por meio de um único dispositivo de interferência quântica supercondutor (SQUID). O primeiro receptor POLARBEAR-2, POLARBEAR-2A é construído e o teste ponta a ponta para avaliar o desempenho integrado do detector, leitura e sistema óptico está sendo conduzido em laboratório com vários tipos de equipamentos de teste. O POLARBEAR-2A está programado para ser implantado em 2018 no deserto do Atacama, no Chile. Para aumentar ainda mais a sensibilidade da medição, mais dois receptores do tipo POLARBEAR-2 serão implantados logo após a implantação (projeto Simons Array). O Simons Array cobrirá quatro bandas de frequência em 95 GHz, 150 GHz, 220 GH e 270 GHz para melhor controle do sinal de primeiro plano. As restrições projetadas em uma razão tensor-escalar (amplitude do sinal do modo B inflacionário) é σ (r = 0,1) = $ 6,0 vezes 10 ^ <-3> $ após a remoção do primeiro plano ($ 4,0 vezes 10 ^ <- 3 > $ (stat.)), e a sensibilidade à soma das massas de neutrino quando combinada com dados de pesquisa espectroscópica de galáxias DESI é de 40 meV a 1-sigma após a remoção do primeiro plano (19 meV (stat.)). Apresentaremos uma visão geral do projeto, montagem e status dos testes de laboratório do sistema receptor POLARBEAR-2A, bem como a visão geral do projeto Simons Array.

16.000 bolômetros de sensores de borda de transição sensíveis à polarização. Vários desenvolvimentos de tecnologia importantes permitiram este plano focal de grande formato, incluindo avanços em detectores, eletrônicos de leitura e ótica de grande comprimento de onda milimétrica. Discutimos a implementação dessas tecnologias no receptor SPT-3G, bem como os desafios que elas apresentaram. No final de 2017, as implementações de todas as três tecnologias foram modificadas para otimizar o desempenho total. Aqui, apresentamos o status atual do instrumento do receptor SPT-3G.

Usamos 3500 detectores de multiplexação de domínio de frequência (FDM) com feedback de banda base. Em cada canal de multiplexação, um pré-amplificador SQUID de dois estágios lê 160 detectores. Descrevemos o sistema do detector e discutimos algumas das considerações que informaram seu projeto.

Recursos de escala de 0,1 parsec que são críticos para a compreensão da origem das estruturas no meio interestelar.

O BLAST-TNG apresenta três conjuntos de detectores operando em comprimentos de onda de 250, 350 e 500 m (1200, 857 e 600 GHz) compostos de 918, 469 e 272 pixels de polarização dupla, respectivamente. Cada pixel é composto por dois detectores de indutância cinética de micro-ondas cruzadas (MKIDs). Essas matrizes são resfriadas a 275 mK em um receptor criogênico. Cada MKID tem uma frequência ressonante diferente, permitindo que centenas de ressonadores sejam lidos em uma única linha de transmissão. Essa capacidade inerente de ser multiplexado no domínio da frequência simplifica o hardware de leitura criogênica, mas requer testes ópticos cuidadosos para mapear a localização física de cada ressonador no plano focal. O teste óptico no nível do receptor foi realizado usando uma fonte criogênica montada em um estágio xy móvel com um obturador e uma fonte de corpo negro aquecida de preenchimento de feixe capaz de fornecer um corte de temperatura de 10-50 ° C. As propriedades de ruído da matriz de plano focal, responsividade, eficiência de polarização e polarização instrumental foram medidas. Apresentamos a caracterização pré-voo do sistema criogênico BLAST-TNG e o teste óptico em nível de array dos arrays de detectores MKID no receptor de vôo.

Aqui, descrevemos alguns dos principais elementos de design do instrumento MUSCAT, como o novo uso de refrigeradores de sorção contínua e um diluidor em miniatura para o resfriamento contínuo de 100 mK do plano focal, acoplamento óptico de banda larga a matrizes de alumínio LEKID usando reatores de guia de onda e anti- materiais de revestimento de reflexão, bem como com o design geral mecânico e óptico de MUSCAT. Explicaremos como o MUSCAT foi projetado para ser simples de atualizar e as possibilidades de alterar a unidade de plano focal que permite ao MUSCAT atuar como um demonstrador para outras tecnologias inovadoras, como pixels sensíveis à polarização multicróica e espectrometria on-chip no futuro. Por fim, faremos um relatório sobre o estado atual do comissionamento do MUSCAT.

1 pW, com uma potência equivalente de ruído óptica limitada por ruído de fóton de 1-2 x 10 ^ -16 W Hz ^ -0,5. De outubro a novembro de 2017, o DESHIMA foi instalado no Atacama Submillimeter Telescope Experiment (ASTE), uma antena de 10 m de diâmetro no deserto de Atacama, no Chile. A sensibilidade do DESHIMA medida dentro da cabine ASTE é semelhante aos resultados de laboratório. No momento da submissão do resumo, DESHIMA detectou com sucesso múltiplas fontes astronômicas, tanto na emissão contínua quanto na linha. Na conferência, relataremos as lições aprendidas na primeira operação real de um espectrômetro de banco de filtros no chip em um telescópio, incluindo a influência dos ciclos térmicos nos filtros, a suscetibilidade do sistema ao ambiente e movimento do telescópio, padrão de feixe no céu e sensibilidade ao contínuo e emissão de linha.

100.000. Ele usará duas matrizes de bolômetros Transition Edge Sensed (TES). Uma das matrizes consiste em 8 tiras de 16 pixels, para o modo de alta resolução, onde a área de pixels e os backshorts são otimizados para 8 regimes de comprimento de onda diferentes. O segundo detector consiste em uma matriz de 16x64 com excelente sensibilidade em toda a faixa de comprimento de onda e será usado para resolução média (R

19.000) e baixa resolução (R

600) modos de observação. Ambas as matrizes de detector terão desempenho limitado em segundo plano com NEPs de & lt 2E-17 W / Hz ^ (1/2) para a matriz de baixa resolução e & lt 3E-18 W / Hz ^ (1/2) para a matriz de alta resolução . HIRMES irá empregar vários interferômetros Fabry-Perot (FPI) para o baixo- (R

19.000), e alta resolução (R

100.000) modos de observação. Além disso, três grades com resoluções de R

600 será usado para ordenar os picos de transmissão de FPI e também para obter espectros de largura de banda larga de baixa resolução. Os principais objetivos científicos do HIRMES são estudar a evolução dos discos protoplanetários, bem como investigar a origem do Hidrogênio e do Deutério no Sistema Solar. As observações de alta resolução espectral da linha HD 1-0 R (0) em 112 mícrons determinarão a massa do gás e a cinemática em discos protoplanetários, enquanto as observações das linhas [OI] 63 mícrons e H2O revelam a quantidade de oxigênio e H20 dentro da linha de neve. Observações de baixa resolução espectral de características de gelo H20 de estado sólido em

63 mícrons determinarão a quantidade de gelo de água além da linha da neve. As medições da linha de hidrogênio molecular e várias linhas de HD em resolução média ajudarão a estimar a razão H / D no Sistema Solar. Além disso, o FPI de baixa resolução é adequado para mapear a emissão de linhas de estrutura fina de galáxias próximas.

300), espectroscopia de pesquisa de grande largura de banda de galáxias de alto redshift para a janela atmosférica de 1 mm. SuperSpec visa a escada CO na faixa de redshift de z = 0 a 4, a linha [CII] 158 um de z = 5 a 9 e a linha [NII] 205 um de z = 4-7. Todas essas linhas juntas oferecem cobertura de redshift completa de z = 0 a 9. SuperSpec emprega uma nova arquitetura na qual os detectores são acoplados a uma série de filtros ressonantes ao longo de uma única linha de alimentação de micro-ondas em vez de usar óptica dispersiva. Esta construção permite a criação de um espectrômetro completo ocupando apenas 20 cm quadrados de silício, uma redução no tamanho de várias ordens de magnitude quando comparado aos espectrômetros de grade padrão. Este pequeno perfil permite a produção de futuros instrumentos espectroscópicos de múltiplos objetos necessários à medida que o campo da espectroscopia de onda milimétrica amadurece. SuperSpec usa uma antena acoplada a lente para fornecer radiação astrofísica a uma linha de transmissão de microfita. A radiação então se propaga por esta linha de transmissão onde, por proximidade, ressonadores de microtira de meio comprimento de onda acoplados captam frequências específicas de radiação. O ajuste cuidadoso da proximidade dos ressonadores aos discos da linha de alimentação no poder de resolução desejado do banco de filtros SuperSpec ajustando o fator de qualidade de acoplamento. Os ressonadores de meio comprimento de onda são, por sua vez, acoplados ao meandro indutivo dos detectores de indutância cinética (KIDs), que servem como detectores de energia para o banco de filtros SuperSpec. Cada banco de filtros SuperSpec contém centenas de KIDs de nitreto de titânio TiN e a multiplexibilidade natural desses detectores permite a leitura de um grande número de detectores necessários. O esquema de acoplamento exclusivo empregado pelo SuperSpec permite a criação de um volume incrivelmente baixo (2,6 mícrons cúbicos), alta responsividade, TiN KIDs. Uma vez que a responsividade é proporcional ao inverso do volume ocupado por quasipartículas, isso permite que SuperSpec alcance os NEPs baixos exigidos por espectroscopia de resolução moderada para ser limitado por fótons a partir dos melhores locais de observação baseados no solo. Apresentaremos os resultados mais recentes dos dispositivos SuperSpec. Em particular, NEPs de detector, eficiência de banco de filtro medido (incluindo perdas de linha de transmissão) e perfis espectrais para um completo

Banco de filtros de 300 canais. Por fim, apresentaremos um relatório sobre a eficiência ponta a ponta do nosso sistema e o NEP total do sistema.

Sensibilidade de 10 ^ -20 W / √Hz permitida pelo observatório. Um objetivo desta instalação são levantamentos espectroscópicos rápidos do universo de alto redshift em 420-800 μm, usando matrizes de espectrômetros integrados com resoluções moderadas (R = λ / Δλ

1000), para explorar a evolução da galáxia e o crescimento da estrutura no universo. Um segundo objetivo é realizar levantamentos espectroscópicos de alta resolução (R> 100.000) em 20–300 μm para explorar a distribuição dos ingredientes para a vida em discos protoplanetários. Por último, o OST visa fazer espectroscopia sensível no infravermelho médio (5–30 μm) de atmosferas de planetas rochosos na zona habitável usando o método de trânsito. Esses objetivos representam um acordo comunitário bem organizado, mas são impossíveis de alcançar sem um salto significativo na tecnologia de detectores, e o OST provavelmente não será recomendado se não houver um caminho para detectores adequados. Nossa equipe está desenvolvendo detectores de indutância cinética (KIDs) para contagem de fótons para o OST. Como os KIDs são altamente multiplexáveis ​​por natureza, sua escalabilidade será uma grande melhoria em relação às tecnologias atuais que são severamente limitadas na velocidade de observação devido ao pequeno número de pixels. Além disso, os KIDs são um forte concorrente estabelecido para os TESs e alcançaram o NEP

1,5—3x10 ^ -19 W / √Hz em um array de classe científica de 1000 pixels totalmente operacional feito pela SRON sob o programa SpaceKID. Para atingir as sensibilidades para OST, estamos desenvolvendo KIDs feitos de filmes de alumínio muito finos em substratos de silício de cristal único. Sob as condições certas, indutores de pequeno volume feitos desses filmes podem se tornar ultrassensíveis a fótons únicos> 90 GHz. Compreender a física dos materiais e a eletrodinâmica das excitações nesses sistemas dielétricos supercondutores é fundamental para o desempenho. Alcançamos propriedades de material recorde mundial, que estão dentro dos requisitos para contagem de fótons: fator de qualidade de micro-ondas de 0,5 x 10 ^ 6 para um ressonador de alumínio de 10 nm com potência de acionamento de fóton de micro-ondas único, densidade residual de elétrons escuros de 95% de eficiência em 0,5-1,0 THz é alcançável. Combinado com µ-Spec - nosso espectrômetro de infravermelho distante no chip baseado em Goddard - esses detectores habilitarão o primeiro objetivo científico OST mencionado acima e fornecerão um caminho claro para os objetivos de comprimento de onda mais curtos também.

Aqui, relatamos o projeto de um novo receptor 4.7 THz para GUSTO. O receptor consiste principalmente em dois subsistemas: uma matriz de misturador quasi-óptico HEB 4 & times2 e um LO multi-feixe de 4,7 THz. Descrevemos a matriz do misturador, que é projetada como uma unidade monolítica compacta. Mostramos, por exemplo, 10 detectores HEB potenciais com o estado da arte da sensibilidade de 720 K medido a 2,5 THz. Eles têm uma pequena variação na sensibilidade, sendo inferior a 3%, embora também atendam aos requisitos de uniformidade LO. Para o LO multi-feixe, demonstramos a combinação de uma grade de fase e um único QCL em 4,7 THz, que gera 8 feixes sub-LO, onde a grade de fase mostra uma eficiência de 75%. É apresentado um conceito preliminar para a unidade LO integrada, incluindo QCL, grade de fase e óptica de correspondência de feixe.

10.000-100.000 por câmera) de sensores sub-Kelvin, por exemplo, conforme proposto para o experimento CMB-S4, exigirá melhorias substanciais nas técnicas de leitura a frio e quente. Para reduzir o custo de leitura por sensor e a complexidade da integração, os esforços atualmente estão focados em alcançar uma densidade de multiplexação mais alta, mantendo o ruído de leitura subdominante ao ruído intrínseco do detector e apresentando cargas térmicas gerenciáveis. As tecnologias de leitura a frio altamente multiplexadas em desenvolvimento ativo incluem sensores de indutância cinética de micro-ondas (MKIDs) e rf-SQUIDs de micro-ondas. Ambos exploram os fatores de alta qualidade dos ressonadores supercondutores de micro-ondas para canalizar densamente os sensores sub-Kelvin na largura de banda de uma linha de transmissão de micro-ondas. No caso da multiplexação de microondas SQUID, matrizes de sensores de borda de transição (TES) são multiplexados pelo acoplamento de cada TES ao seu próprio ressonador supercondutor de microondas por meio de um rf-SQUID. Apresentamos os avanços no desenvolvimento de um novo sistema de leitura quente para multiplexação SQUID por micro-ondas, a eletrônica de RF supercondutor de microrresonador SLAC, ou SMuRF, adaptando a plataforma comum de FPGA da arquitetura de computação avançada do SLAC National Accelerator Laboratory (ATCA). SMuRF tem como objetivo ler 4000 canais SQUID de microondas entre 4 e 8 GHz por linha RF. Cada sistema SMuRF compacto é construído em uma única lâmina transportadora ATCA.As placas de expansão no blade implementam a multiplexação por divisão de frequência de RF usando FPGAs, DACs e ADCs rápidos e uma cadeia de conversão ascendente e descendente analógica. O sistema lê as mudanças no fluxo em cada rf-SQUID acoplado ao ressonador, monitorando a mudança na amplitude transmitida e na frequência dos tons de RF produzidos na frequência fundamental de cada ressonador. O sistema SMuRF é único em sua capacidade de rastrear cada tom, minimizando a potência total de RF necessária para a leitura de cada ressonador, reduzindo significativamente os requisitos de linearidade na leitura fria e quente. Aqui, apresentamos medições do ruído de leitura e linearidade do primeiro sistema SMuRF completo, incluindo uma demonstração de rastreamento de tom de loop fechado em um multiplexador SQUID de micro-ondas criogênico de 528 canais. SMuRF está sendo explorado como uma solução de leitura potencial para uma série de projetos CMB futuros, incluindo Observatório Simons, BICEP Array, CCAT-prime, Ali-CPT e CMB-S4. Além disso, o desenvolvimento paralelo da plataforma está em andamento para adaptar o SMuRF para ler matrizes de calorímetro MKID e TES de raio-X rápido.

6.000) quando comparado com o instrumento de segunda geração, ACTPol. A quarta matriz, projetada para observar em 39 e 27 GHz, será a última a ser implantada. O aumento na contagem de detectores e a ampla cobertura de frequência permite uma ampla gama de objetivos científicos que incluem melhorar as restrições à energia escura, a soma das massas de neutrinos e as ondas gravitacionais primordiais. O comando e controle do telescópio são realizados remotamente. Uma equipe de membros da colaboração, conhecidos como observadores remotos, formou-se para assumir turnos no controle do telescópio ao longo da temporada. Cada turno dura 24 horas, durante as quais o observador remoto designado é responsável por programar as observações do dia, coordenar com a equipe de engenharia no local e recuperar o telescópio caso ele interrompa as operações. Para facilitar essas tarefas, projetamos um conjunto de ferramentas da web. A utilidade dessas ferramentas varia desde o monitoramento de sistemas de telescópio, fluxo de dados e status do computador até o agendamento de observações e o controle do próprio telescópio. As novas ferramentas são simples de integrar e são adicionadas conforme necessário. A coleta, o processamento e a transferência de dados de ciência e manutenção são amplamente autônomos. As ferramentas de controle do telescópio comandam a eletrônica de leitura que faz interface com os detectores. Os dados são coletados em um dos três computadores, um para cada conjunto de detectores, e processados ​​em um formato compactado padronizado antes de serem armazenados em um RAID próximo ao local. Uma cópia é então feita automaticamente em um disco de transporte, que é usado para transferir os dados para a América do Norte, onde outra cópia é feita para análise de dados. AdvACT está agora em sua segunda temporada de observações. Neste trabalho, descrevemos o status do projeto AdvACT e discutimos os sistemas e operações do telescópio.

1500 a 230 μm. O instrumento opera em quatro bandas de comprimento de onda, cobrindo simultaneamente a faixa completa de 34-230μm. Cada banda possui três matrizes de cerca de 300 sensores TES, fornecendo três saídas espaciais e 300 espectrais. Para limitar o número de fios de sinal entre o plano focal frio e as unidades eletrônicas quentes, um esquema de Multiplexação de Domínio de Freqüência de 160 pixels / canal é empregado.

310 e se encaixa em um chip de 3,5 & times5,5 cm. SuperSpec usa uma lente e uma antena de banda larga para acoplar a radiação em uma microfita de nióbio que alimenta um banco de ressonadores de meia onda de microtira de nióbio para seletividade de frequência. Cada ressonador de meia onda é acoplado ao indutor de um detector de indutância cinética de elemento concentrado de nitreto de titânio (LEKID) que detecta a radiação incidente. O dispositivo foi projetado para uso em um instrumento de demonstração no Large Millimeter Telescope (LMT).

16.000. O plano focal SPT-3G consiste em dez módulos detectores, cada um com uma matriz de 269 pixels tricróicos sensíveis à polarização em um wafer de silício de seis polegadas. Dentro de cada pixel está uma antena sinuosa de dupla polarização de banda larga, o sinal de cada polarização linear ortogonal é dividido em três bandas de frequência centradas em 95, 150 e 220 GHz por filtros de elemento concentrado em linha e transmitido via microfita supercondutora para Ti / Au bolômetros de sensor de borda de transição (TES). As propriedades do filme TES, filtros de microfita e ilha de bolômetro devem ser rigidamente controladas para atingir o desempenho ideal. No segundo ano de operação do SPT-3G, substituímos todos os dez wafers no plano focal por novos conjuntos de detectores ajustados para aumentar a velocidade de mapeamento e melhorar o desempenho geral. Aqui, discutimos a temperatura de transição supercondutora TES e a resistência normal, o poder de saturação do detector, as passagens de banda, a eficiência óptica e o rendimento da matriz completa para o plano focal de 2018.

O receptor do telescópio de grande abertura (LATR) está acoplado ao telescópio Dragone cruzado SO de seis metros e terá 2,4 m de diâmetro, pesará mais de 3 toneladas métricas e terá cinco estágios criogênicos (80 K, 40 K, 4 K, 1 K e 100 mK). O LATR é acoplado ao telescópio por meio de 13 tubos ópticos independentes contendo detectores e elementos ópticos criogênicos. O criostato será resfriado por dois Cryomech PT90 (80 K) e três Cryomech PT420 (40 K e 4 K) com tubo de pulso crio-resfriador, com resfriamento dos estágios de 1 K e 100 mK por um sistema de refrigerador de diluição comercial. O segundo componente, o telescópio de pequena abertura (SAT), é um único tubo óptico de câmeras refrativas de 42 cm de diâmetro. O resfriamento dos estágios SAT será fornecido por dois Cryomech PT420, um dos quais é dedicado ao sistema de refrigeração por diluição que resfriará o plano focal a 100 mK. O SO implantará um total de três SATs.

Para estimar o tempo de resfriamento dos sistemas de câmeras, dado seu tamanho e complexidade, um código de diferença finita baseado em um solucionador implícito foi escrito para simular o comportamento térmico transiente de ambos os criostatos. O resultado das simulações apresentadas aqui prevê um resfriamento de 35 dias para o LATR. As simulações sugerem que trocas de calor adicionais entre os estágios seriam eficazes na distribuição de energia de resfriamento e na redução do tempo que leva para o LATR atingir suas temperaturas de base. O SAT está previsto para esfriar em uma semana, o que atende aos objetivos de design do SO.

O demonstrador técnico é uma versão reduzida do Módulo 1 em termos do número de detectores, buzinas de entrada e tubos de pulso e uma redução no diâmetro dos espelhos combinadores e filtros, mas é semelhante. O demonstrador será atualizado para o módulo completo em 2019. Neste artigo, apresentamos uma visão geral do projeto e instrumento QUBIC.

0,03. Em nosso artigo, discutimos os principais requisitos da estratégia de varredura (sobreposição com cobertura SWIPE, distribuição de sensibilidade, observação de fontes de calibração) e mostramos como obtemos uma compensação girando o telescópio em torno do eixo azimutal com elevação e velocidade angular constantes. A combinação do movimento do telescópio com a rotação da Terra garantirá o acesso às grandes escalas angulares. Observaremos periodicamente a Nebulosa do Caranguejo e também a nuvem molecular de Perseus. O Caranguejo é uma das fontes polarizadas mais conhecidas no céu e será observado para fins de calibração. O segundo é uma fonte de Emissão de Microondas Anômala que pode ser caracterizada tanto em intensidade quanto em polarização.

O instrumento QUBIC completo é descrito em outro lugar 1,2,3,4 neste artigo, vamos nos concentrar em particular nas simulações do combinador óptico (um gerador de imagens gregoriano fora do eixo) e a matriz feedhorn. Modelamos o desempenho óptico do módulo QUBIC completo e de um demonstrador tecnológico em escala reduzida que será usado para validar o design completo do instrumento. A modelagem óptica é realizada usando óptica física vetorial completa com uma combinação de software comercial e interno. No canal de alta frequência, devemos ter o cuidado de considerar os modos de ordem superior que podem ser transmitidos pelo arranjo de cornetas. A função da janela do instrumento é usada como uma medida de desempenho e investigamos o efeito de, por exemplo, tolerâncias de alinhamento e fabricação, truncamento por componentes ópticos e aberrações fora do eixo. Também relatamos os testes de laboratório realizados no demonstrador tecnológico QUBIC antes da implantação no local de observação na Argentina.

15.000 graus 2). Essas medições são projetadas para caracterizar a estrutura em grande escala do universo, testar modelos cosmológicos e restringir a soma das massas de neutrinos. À medida que a sensibilidade dessas pesquisas amplas aumenta, o controle e a validação da resposta do lóbulo lateral distante se tornam cada vez mais importantes e são particularmente desafiadores, pois múltiplas reflexões, transbordamento, difração e espalhamento tornam-se difíceis de modelar e caracterizar nos níveis exigidos. Neste trabalho, apresentamos um modelo de traçado de raio da estrutura superior do ACT que é usado para descrever grande parte do padrão de lóbulo lateral distante observado. Este modelo combina medições de transbordamento de espelho secundário com um modelo CAD 3D baseado em medições de fotogrametria para simular o feixe da câmera e a proteção de solo móvel. Esta simulação mostra concordância qualitativa com ferramentas ópticas físicas e recursos observados em medições de lóbulos laterais distantes. Apresentamos este método como um cálculo de primeira ordem eficiente que, embora não capture todos os efeitos de difração, informa as interações entre os componentes estruturais do telescópio e o caminho óptico, que podem então ser combinados com cálculos ópticos físicos mais intensivos computacionalmente. Este método pode ser usado para prever padrões de lóbulos laterais no estágio de projeto de futuros sistemas ópticos, como o Observatório Simons, CCAT-prime e CMB Estágio IV.

Os moduladores de polarização de atraso variável (VPMs) são usados ​​nos telescópios do Cosmology Large Angular Scale Surveyor (CLASS) como o primeiro elemento na cadeia óptica para modular rapidamente a polarização de entrada. Os VPMs consistem em uma grade de fios de polarização linear na frente de um espelho plano móvel. A variação da distância entre a grade e o espelho produz uma mudança de fase entre os estados de polarização paralelos e perpendiculares à grade que modula Stokes U (polarização linear a 45 °) e Stokes V (polarização circular). Os telescópios CLASS têm VPMs como o primeiro elemento óptico do céu, o que permite simultaneamente uma medição de polarização estilo lock-in e a separação da polarização do céu de qualquer polarização instrumental mais adiante no caminho óptico.

As grades de fio CLASSE VPM usam fio de tungstênio revestido de cobre de 50 µm com um espaçamento de 160 µm em uma abertura livre de 60 cm. O espelho é montado em um sistema de flexão com um grau de liberdade de translação, permitindo o movimento do espelho necessário enquanto mantém um excelente paralelismo em relação à grade de arame. As grades de arame e os espelhos são mantidos paralelos entre si por mais de 80 & mum, e as grades de arame têm erros de planicidade RMS abaixo de 50 & m na abertura de 60 cm. O VPM CLASSE Q-band foi o primeiro VPM a começar a observar o CMB em tempo integral, começando na primavera de 2016. O primeiro VPM CLASSE W-band foi instalado na primavera de 2018.

Medimos CE7 para a) superconduto abaixo de uma temperatura de transição crítica, Tc,

1,2 K, b) têm um perfil de contração térmica muito mais próximo do Si do que os metais, o que permite o acasalamento simples, ec) têm uma baixa condutividade térmica que pode ser melhorada por Au-plating. Nossas investigações também demonstram que o CE7 pode ser usinado bem o suficiente para fabricar pequenas estruturas, como furos roscados # 0-80, com tolerâncias apertadas (

25 & mum) em contraste com silício puro e substratos semelhantes. Fabricamos placas de base CE7 sendo implantadas nos planos focais polarimétricos de 93 GHz usados ​​no Cosmology Large Angular Scale Surveyor (CLASS). 1 Também relatamos o desenvolvimento de matrizes feedhorn de paredes lisas feitas de CE7 que serão usadas em um plano focal de detectores dicróicos 150/220 GHz para a câmera CLASSE de alta frequência.

Aqui, discutimos a estrutura matemática usada em um pipeline de análise desenvolvido para processar medições de padrão de radiação de campo complexas. Esta rotina determina e compensa os desalinhamentos do instrumento e do sistema de digitalização. Começamos com uma visão geral do formalismo do feixe gaussiano e como ele se relaciona com medições de padrão de campo complexas. A seguir, discutimos uma estratégia de varredura usando um deslocamento em z ao longo do eixo óptico que permite que ondas estacionárias ópticas de primeira ordem entre a fonte digitalizada e o sistema óptico sejam removidas no pós-processamento. Também é discutido um método pelo qual os campos de co-polarização e cruzada podem ser extraídos individualmente para cada pixel girando os dois planos de medição ortogonais até que o sinal seja o mapa de co-polarização maximizado (e o sinal no campo de polarização cruzada é minimizado). Detalhamos uma função de minimização que pode ajustar os dados de medição a um modelo de forma de feixe arbitrário. Concluímos discutindo o método espectral de onda plana angular (APWS) para propagação do feixe, incluindo a transformação de campo próximo para campo distante.

O Telescópio do Pólo Sul (SPT) é um telescópio de 10 metros de diâmetro e comprimento de onda milimetrado equipado para observações bolométricas do fundo cósmico de micro-ondas. Para permitir observações VLBI com o SPT, construímos uma cadeia de sinal coerente adequada para o ambiente do Pólo Sul. O receptor de frequência dupla incorpora mixers SIS de última geração e é instalado na cabine do receptor SPT. A cadeia de sinal VLBI também inclui um sistema de gravação e gerador de frequência de referência ligado a um maser de hidrogênio. Aqui, descrevemos o projeto do sistema SPT VLBI em detalhes e apresentamos as medições de laboratório e os resultados no céu.

Neste trabalho, construímos um pequeno beamformer digital de 16 elementos com 384 MHz de largura de banda para avaliar o desempenho do NRCs Advanced Focal Array Demonstrator (AFAD) operando de 750 a 1500 MHz. Comparamos os resultados de sensibilidade medidos com as medições anteriores feitas com um transformador de feixe analógico. O formador de feixe digital é implementado usando a plataforma NRCs Kermode, uma lâmina de computação baseada em Virtex6. Adotamos uma abordagem baseada em padrões, usando o fator de forma AdvancedTCA (ATCA) para a placa Kermode, enquadramento ANSI / VITA-49.0 para todas as comunicações chip a chip e chip a host e formato AXI4-Stream para todas as comunicações internas caminhos de dados. O sistema Kermode pode ser expandido com um backplane padrão ATCA full-mesh para suportar até 128 entradas com mais de 1 GHz de largura de banda.

Essa capacidade expandida será usada para avaliar o desempenho do AFAD PAF completo de 96 elementos montado em uma antena re ectora. Para atingir esse objetivo, estamos desenvolvendo um sistema digitalizador que irá lidar com pelo menos 96 elementos com até 1,5 GHz de largura de banda por elemento. Apresentamos uma visão geral do sistema digitalizador no contexto do sistema formador de feixe PAF e fornecemos uma atualização sobre o progresso até o momento.

As principais melhorias do telescópio APEX foram alcançadas no final de 2017, exigindo a remoção completa dos instrumentos da Cabine C. Nesse ínterim, a câmera ArTeMiS foi mantida em segurança no prédio do ALMA Operations Support Facility (OSF). Aproveitamos essa reinstalação para melhorar um pouco mais o acoplamento óptico dos detectores. Apresentamos aqui o estado atual da câmera.

Como a operação do APEX está garantida até o final de 2022, nossas perspectivas são instalar a tempo novos detectores atualmente desenvolvidos no CEA / Léti no âmbito dos desenvolvimentos de P&D feitos para a futura missão espacial SPICA. Esses detectores, que possuem novas capacidades de polarização, também são apresentados.

Neste artigo, descrevemos o teste e a instalação do novo e aprimorado design de filtro de bloqueio térmico no instrumento e relatamos a mudança de desempenho resultante com base nos dados dos primeiros 12 meses de operação científica com os novos filtros. Também apresentamos os perfis de passa-banda do filtro combinado, medidos in-situ com FTS-2.

200 na faixa de frequência de 186–324 GHz. A luz dispersa é detectada usando matrizes 2-D de bolômetros de sensor de borda de transição. O instrumento está alojado em um criostato de ciclo fechado de 4K – 1K – 300mK. Os espectrômetros e detectores são resfriados usando um refrigerador 250/300 mK de estágio duplo.

300) e alta resolução, (HR) (R

2000-11000). O SAFARI deve fornecer espectroscopia de fonte pontual com capacidade limitada por difração em quatro bandas espectrais ao longo de 34-230 & mum e um campo de visão (FoV) no céu acima de 2 'e vezes2'. Devido à complexidade do design óptico do instrumento SAFARI, um design modular foi selecionado. Quatro módulos principais são definidos: Módulo de calibração (CS), Módulo óptico de entrada (IOM), Distribuição de feixe e modo (BMDO) e Módulos de grade (GMs). O presente trabalho está focado no último módulo. Os sistemas ópticos dispersivos exigem inerentemente a necessidade de alocação de volume para o sistema óptico, sendo este fato de alguma forma proporcional ao comprimento de onda e ao poder de resolução necessário. A amostragem da imagem e o tamanho dos elementos do detector são os principais impulsionadores desse design modular óptico. O processo de otimização foi realizado levando-se em consideração os parâmetros do projeto conceitual obtidos durante esta fase, como distâncias focais do colimador e da óptica da câmera, diâmetros e períodos do subsistema e AOIs das redes de difração.

6 m) telescópios de abertura e ficarão localizados no Deserto do Atacama, no Chile. Este trabalho faz parte de uma série de artigos que estudam calibração, sensibilidade e erros sistemáticos para OE. Neste artigo, discutimos os esforços atuais para modelar efeitos sistemáticos ópticos, como eles foram usados ​​para orientar o projeto do instrumento SO e como esses estudos podem ser usados ​​para informar o projeto de instrumentos de experimentos futuros como o CMB-S4. Enquanto os estudos de sistemática óptica estão em andamento para os telescópios de pequena e grande abertura, limitamos o foco deste artigo ao projeto de telescópio de grande abertura mais maduro, para o qual nossos estudos incluem: erros de apontamento, distorções ópticas, elipticidade do feixe, resposta polar cruzada , rotação de polarização instrumental e várias formas de captação de lóbulo lateral.

Exploramos estratégias de observação tanto para telescópios de pequena (0,42 m) de abertura (SAT) e para um telescópio de grande (6 m) abertura (LAT). Nós estudamos estratégias focadas em pequenas áreas do céu para procurar ondas gravitacionais inflacionárias, bem como estratégias abrangendo cerca de metade do céu em primeiro plano para restringir o número efetivo de espécies relativísticas e medir a soma das massas de neutrinos por meio do sinal de lente gravitacional devido à grande escala estrutura. Apresentamos essas estratégias considerando especificamente o hardware do telescópio e os objetivos científicos do SO, localizado a 23 ° de latitude sul e a 67,8 ° de longitude oeste.

As observações próximas ao Sol e à Lua podem introduzir sistemática adicional, aplicando potência adicional ao instrumento por meio dos lóbulos laterais do telescópio. A contaminação significativa do lóbulo lateral nos dados pode ocorrer mesmo em dezenas de graus ou mais de fontes brilhantes. Portanto, apresentamos várias estratégias que implementam restrições para evitar o Sol e a Lua na programação do telescópio.

As estratégias de varredura também podem ser uma ferramenta poderosa para diagnosticar e mitigar a sistemática instrumental, seja usando várias varreduras para reduzir a sistemática ou fornecendo testes nulos para diagnosticar problemas. Discutimos métodos para quantificar a capacidade de uma estratégia de observação para conseguir isso.

Estratégias para resolver conflitos entre campos visíveis simultaneamente são discutidas. Nosso foco é maximizar o tempo gasto pelo telescópio em observações científicas. Também será necessário agendar medições de calibração, porém isso está além do escopo deste trabalho. As saídas deste estudo são algoritmos que podem gerar comandos de programação específicos para os instrumentos do Observatório Simons.

700 mm de diâmetro) e lenslets (

As lentes hemisféricas de 5 mm de diâmetro no plano focal) usadas nesses sistemas são feitas de materiais de alto índice de refração (como silício ou óxido de alumínio amorfo) que refletem quase um terço da radiação incidente. Para maximizar o fraco sinal CMB que atinge os detectores, as lentes e as lentes devem ser revestidas com um material anti-reflexo (AR). O revestimento AR deve maximizar a transmissão de radiação em bandas cientificamente interessantes e ser criogenicamente estável. Tal revestimento foi desenvolvido para a câmera de terceira geração, SPT-3G, do experimento South Pole Telescope (SPT), mas os materiais e técnicas usados ​​no desenvolvimento são gerais para revestimentos AR para ótica de ondas mm. O revestimento AR à base de politetra uoroetileno de três camadas é de banda larga, barato e pode ser fabricado com ferramentas simples. O revestimento é testado em campo. Elementos de plano focal revestidos de AR foram implantados no verão austral 2016-2017 e as ópticas de recriação de imagens revestidas de AR foram implantadas em 2017-2018.

Descrevemos o processo de fabricação dos indutores supercondutores de Nióbio e os testes de qualificação realizados em nossa instalação criogênica de 300 mK em INFN Pisa dos PCBs em forma de bumerangue hospedando as correntes LC e os SQUIDs gradiométricos, que serão montados na parte traseira do SWIPE planos focais. O desenvolvimento da eletrônica de leitura quente é apresentado, juntamente com o firmware para a geração e leitura do pente de frequência de polarização.

Os TES polarizados por voltagem são lidos com Multiplexação no Domínio do Tempo e um fator de multiplexação sem precedentes (MUX) igual a 128. Este fator MUX é alcançado com multiplexação de dois estágios: um tradicional explorando Dispositivos de Interferência Quântica Supercondutores (SQUIDs) a 1K e a O novo Circuito Integrado Específico de Aplicação SiGe (ASIC) a 60 K. O primeiro fornece um fator MUX de 32, enquanto o último fornece mais 4. Cada conjunto TES é composto por 256 detectores e lido com quatro módulos de 32 SQUIDs e dois ASICs. Um software personalizado sincroniza e gerencia a leitura e a operação do detector, enquanto os TES são amostrados a 780 Hz (taxa de 100 kHz / 128 MUX).

Neste trabalho, apresentamos a caracterização experimental dos arranjos QUBIC TES e sua cadeia de leitura de multiplexação, incluindo constante de tempo, temperatura crítica e propriedades de ruído.

Exploramos duas tecnologias de blindagem magnética: metais de alta e mu e blindagem supercondutora. O escudo de alta e mu é uma caixa feita de Amuneal A4K, uma liga projetada para alta permeabilidade em temperaturas criogênicas. A geometria da caixa é um meio cilindro para permitir o teste simultâneo de eletrônicos de leitura blindados e não blindados. A blindagem supercondutora é uma cobertura revestida com NbN instalada em torno de uma rede de filtros supercondutores. Não vimos atenuação do acoplamento ao campo externo aplicado com a caixa A4K, e a blindagem NbN amplifica esse acoplamento em sua implementação atual. Descobrimos que a caixa A4K é eficaz no isolamento de alguns acoplamentos a campos magnéticos inerentes à eletrônica de leitura. Mais testes são necessários para diferenciar os efeitos SQUID vizinhos de outros acoplamentos intermodulares antes de avaliar a capacidade de isolamento de crosstalk do escudo NbN.

50 wafers de detector que o SO irá colocar em campo são feedhorns com perfil spline, que oferecem sintonia entre a eficiência de acoplamento e o controle dos efeitos de vazamento de polarização do feixe. Apresentaremos esforços para aumentar a produção de feedhorn para SO e sua viabilidade para futuros experimentos de CMB, incluindo matrizes de feedhorn de metal de usinagem direta e matrizes de Si empilhadas de usinagem a laser.


O paradoxo fraco do jovem sol: uma abordagem termodinâmica simplificada

2 Departamento de Formación Básica, Escola Superior de Cómputo, Instituto Politécnico Nacional, Avenida Juan de Dios Batiz s / n. Esquina M. Othón de Mendizabal UP Adolfo López Mateos, 07738 México, DF, México

Abstrato

Os modelos clássicos do Sol sugerem que a produção de energia no estágio inicial de sua evolução era 30% menor do que hoje. Neste contexto, o equilíbrio radiativo sozinho entre o Sol e a Terra não foi suficiente para explicar a presença precoce de água líquida na superfície da Terra. Essa dificuldade é chamada de paradoxo fraco do jovem Sol. Muitas propostas foram publicadas para resolver este paradoxo. No presente trabalho, propomos uma abordagem termodinâmica de tempo finito supersimplificada que descreve as células convectivas do ar na atmosfera terrestre. Este modelo apresenta dois modos atmosféricos de desempenho termodinâmico: um primeiro modo que consiste na maximização da saída de potência das células convectivas (regime de potência máxima) e um segundo modo que consiste em maximizar um funcional representando um bom trade-off entre a saída de potência e produção de entropia (o regime ecológico). Dentro das premissas deste modelo simplificado, apresentamos diferentes cenários de albedo e efeito estufa que parecem realistas para preservar a água líquida na Terra no estágio inicial de formação.

1. Introdução

O chamado paradoxo fraco do Sol jovem [1] é uma desvantagem chave na compreensão das primeiras condições da Terra, bem como da própria história do Sol [1, 2]. Esse paradoxo pode ser resumido da seguinte forma: a luminosidade do Sol, aproximadamente 4,5-3,8 Gyr atrás, era cerca de 70-80 por cento de seu valor presente [1-7], o que representa apenas as temperaturas terrestres abaixo do ponto de congelamento da água . Como é bem sabido, a temperatura da superfície da Terra é impulsionada principalmente pelo fluxo de radiação solar que recebe e pela interação da radiação com os gases da atmosfera. Na verdade, assumindo um equilíbrio radiativo de corpo negro entre o jovem Sol e a Terra resulta em

[1], baixo o suficiente para manter grandes partes da superfície da Terra congeladas até 1-2 Gyr atrás [4]. No entanto, evidências de várias linhas de investigação independentes sugerem que, por praticamente toda a sua história, a Terra manteve uma temperatura de superfície na faixa em que a água é um líquido, levantando questões sobre como reconciliar esses fatos. Entre as evidências de antigas temperaturas de água líquida na superfície da Terra está a datação de rochas sedimentares, ou seja, rochas depositadas sob a água. Essas rochas datam de pelo menos 4 Gyr antes do presente (BP) [5–8]. Por outro lado, Cogley e Henderson-Sellers [9], com base em estudos fósseis, afirmam que a água líquida seria necessária para explicar a existência de diversos fósseis em rochas anteriores a 3,5 Gyr AP. Mais recentemente, Watson e Harrison [10], estudando zircões antigos da Austrália Ocidental, sugerem que seus resultados comprovam a existência de condições mínimas de derretimento úmidas de 4,55 a 4,0 Gyr BP. Eles ainda sugerem que a Terra havia se estabelecido em um padrão de formação de crosta, erosão e reciclagem de sedimentos naquela época.

Várias abordagens foram propostas para tentar resolver o débil jovem paradoxo do Sol (FYSP) [1, 3-7, 11, 12]. Algumas soluções geralmente envolvem maiores quantidades de gases de efeito estufa do que o presente na atmosfera moderna para compensar o sol mais frio, por exemplo, maiores quantidades de

[16]. Em 2003 [4], Shaviv propôs outra solução FYSP, considerando o efeito de resfriamento que os raios cósmicos têm sobre o clima global e que o Sol mais jovem deve ter tido um vento solar mais forte (associado a uma modesta perda de massa), de modo que era mais eficaz em impedir que os raios cósmicos chegassem à Terra. No entanto, Bada et al. [11] enfatizaram que as propostas do FYSP devem incluir um cenário com um mecanismo para derreter um oceano antes congelado. Eles propuseram que impactos de bólidos entre cerca de 4,0 e 3,6 Gyr atrás poderiam ter derretido episodicamente um oceano primitivo coberto de gelo.

Outro tipo de proposta tem usado modelos alternativos de evolução solar (AMSE) originalmente construídos para explicar a depleção anômala de lítio no Sol e estrelas semelhantes [5, 6, 17]. Esses AMSE incorporam perda precoce de massa solar de 5–10 por cento, prevendo luminosidades solares iniciais mais altas [5], que têm o potencial de produzir temperaturas planetárias dentro da faixa de água líquida sem exigir concentrações muito altas [5]. Muito recentemente, Turck-Chièze et al. [18], com base no estudo do perfil interno rotacional do Sol, mostraram que o campo magnético provavelmente esteve presente no primeiro estágio com forte atividade de superfície durante o primeiro milhão de anos e perda de massa associada. Esses autores estimam a perda de massa a partir das observações de jovens análogos solares, que podem atingir até 30 por cento da massa atual. Embora essa fase seja insuficientemente descrita, não está excluído que a luminosidade inicial teria sido maior do que os resultados do modelo solar padrão (SSM) [18]. Em relação às propostas do AMSE, embora Gaidos et al. [6] observando

Ursa Majoris, uma estrela de massa solar de 300 milhões de anos (provável análogo do Sol primitivo) colocou um limite superior na taxa de perda de massa que possivelmente exclui AMSE como uma solução de FYSP, resultados recentes de Turck-Chièze et al. [18] reforçam a viabilidade dos modelos AMSE.

A maioria das soluções propostas do FYSP anteriores enfrentaram alguma forma de contradições ou grandes incertezas, seja a partir de dados geológicos sobre as condições atmosféricas ou de modelagem atmosférica [12]. Por exemplo, concentrações antigas muito altas podem ser inconsistentes com as taxas de intemperismo derivadas. Assim, como Graedel et al. [5] afirmam, a imposição de altas concentrações em modelos climáticos pré-cambrianos é consistente com, mas não exigido pelo registro de temperatura. Por outro lado, Hessler et al. [19] analisaram cascas de intemperismo em cascalhos de rios datadas de 3,2 Gyr, sugerindo um limite inferior de pressão parcial na atmosfera para apenas várias vezes o valor presente, que é duas ordens de magnitude abaixo do que é necessário para manter a temperatura da superfície da Terra acima congelando. Em relação a altas concentrações [3, 15], Shaviv [4] afirma que, embora não seja impossível, não é fácil evitar a fotólise irreversível em e [20]. Shaviv também sugere que a solução requer um longo tempo de residência do metano na atmosfera e provável domínio de bactérias metanogênicas, concluindo que esse tipo de solução não pode ser descartada, nem comprovada neste momento.

Recentemente, von Paris et al. [12] reconsiderou o papel de no aquecimento da Terra primitiva. Eles concluíram que a quantidade necessária para aquecer a superfície da Terra primitiva pode ter sido superestimada por estudos anteriores. Eles usaram um modelo convectivo radiativo unidimensional muito detalhado baseado em vários modelos climáticos para obter concentrações compatíveis com a quantidade inferida de estudos de sedimentos.

Em resumo, existe uma série de soluções FYSP possíveis decorrentes de abordagens distintas, ou seja, propostas distintas que fornecem temperaturas de água líquida para a superfície da Terra primitiva.

No presente trabalho, também obtemos as temperaturas da água líquida por meio de um modelo termodinâmico de tempo finito supersimplificado, sem a necessidade de altas concentrações de gases de efeito estufa. Esta abordagem é baseada em um modelo altamente idealizado que não se destina a fornecer uma descrição quantitativamente precisa ou fisicamente completa do FYSP, ou seja, é um modelo de brinquedo na classificação de Randall e Wielicki para modelos em ciências atmosféricas [21]. É necessário enfatizar que as células convectivas do nosso modelo (como no modelo GZ [22]) são apenas células virtuais tentando dar um esquema termodinamicamente equivalente de convecção real por meio de levar em consideração as restrições termodinâmicas globais sobre os fluxos de energia. . No entanto, devemos mencionar que outros modelos simplificados podem ser encontrados em livros de dinâmica do clima [23]. Essas abordagens podem ser modelos 0D baseados na mudança da opacidade e do número de camadas efetivas da atmosfera para compensar até mesmo mudanças muito grandes da constante solar, a fim de manter constante a temperatura da superfície. Veja, por exemplo, o exercício para levar para casa

do texto clássico de Hartmann [23], onde o FYSP é levantado em termos de um cálculo do efeito estufa, o que leva a um coeficiente de estufa normalizado muito alto (cerca de

) Este resultado corresponde a um cenário que não é consistente com as evidências geológicas [12, 24]. O presente artigo está organizado da seguinte forma. Na Seção 2, apresentamos uma breve revisão de alguns conceitos básicos da termodinâmica de tempo finito (FTT) na Seção 3, um modelo simples para a energia eólica como um motor térmico movido a energia solar é discutido na Seção 4, uma abordagem FTT para o O FYSP é proposto finalmente na Seção 5, apresentamos algumas considerações finais.

2. Termodinâmica de Tempo Finito

Durante as últimas décadas, a termodinâmica de tempo finito estendeu suas aplicações em muitos campos [26-32]. Da mesma forma que a termodinâmica clássica do início do século 19, a partir do estudo dos motores térmicos, logo alcançou praticamente todos os sistemas macroscópicos, a FTT passou a abraçar muitos problemas onde a produção de entropia de processos globais desempenha um papel inevitável. Por exemplo, em um modelo de motor térmico FTT típico, toda a produção de entropia é atribuída apenas ao acoplamento entre a substância de trabalho e seus arredores, e é permitido que o fluido de trabalho sofra apenas transformações reversíveis. Essa abordagem é chamada de hipótese de endoreversibilidade (EH) [33]. Por meio dessa hipótese, foi possível estabelecer limites realistas para processos irreversíveis que ocorrem em um tempo finito. Normalmente, na metodologia FTT calcula-se um extremo ou ótimo de uma variável ou funcional termodinamicamente significativa [22]. Recentemente, Fischer e Hoffmann [34] mostraram que um modelo endoreversível simples (o chamado motor Novikov) pode reproduzir o comportamento complexo do motor de uma simulação dinâmica quantitativa de um motor Otto incluindo, mas não se limitando a, efeitos de perdas devido ao calor perda por condução, exaustão e perdas por fricção. Por outro lado, Curto-Risso et al. [35] publicaram um modelo FTT também para um ciclo de Otto irreversível adequado para reproduzir os resultados de desempenho de um modelo dinâmico muito elaborado de um motor térmico de ignição por centelha real, incluindo um processo de propagação de chama turbulenta, válvulas sobrepostas, transferência de calor através das paredes cilíndricas e uma análise detalhada das reações químicas envolvidas. Nestes dois artigos, o espírito do FTT é ilustrado enfatizando as virtudes e limitações desta metodologia. No entanto, nesses artigos, a utilidade dos modelos FTT é mostrada sem qualquer dúvida. De fato, podemos afirmar que o espírito do FTT é concomitante com o espírito da termodinâmica carnotiana no sentido da busca por certos tipos de limites para variáveis ​​termodinâmicas e funcionais. Por exemplo, em 1975, Curzon e Ahlborn (doravante CA) [36] publicaram um artigo onde propuseram um tipo de ciclo de Carnot que produz entropia apenas devido a uma transferência irreversível de calor newtoniano entre dois reservatórios térmicos em temperaturas absolutas e

e os dois ramos isotérmicos do fluido de trabalho em temperaturas

e, respectivamente (ver Figura 1) dado por & # 13

& # 13 onde e são as condutâncias térmicas dos materiais que separam os reservatórios da substância de trabalho e e são os fluxos de calor por unidade de tempo. Desta forma, CA propôs um modelo global irreversível com

mas internamente reversível (EH). Ao integrar (1), CA obteve o período do ciclo

e, portanto, eles tinham um ciclo com potência diferente de zero, em contraste com o ciclo reversível de Carnot com entropia zero e produções de potência. Para o modelo de ciclo mencionado, CA maximizou a saída de potência e descobriu que a eficiência sob condições de potência máxima é expressa por & # 13


Existem equações simplificadas M-L, M-R e de tempo de vida para estrelas não da sequência principal? - Astronomia

6000 para ver o limite), espectropolarimetria e espectroscopia de imagem Fabry-Perot (R

320-9.000). Os estudos de tempo resolvido são um aspecto importante dos motivadores gerais da ciência do SALT e esforços especiais foram feitos para garantir a capacidade de funcionar em

10 Hz, com tempo morto mínimo, empregando CCDs de transferência de quadros. Finalmente, apresentamos o projeto e o status do espectrógrafo echelle de alta resolução alimentado por fibra, SALTHRS, o último dos instrumentos de SALT de "primeira geração".

0,40 arcsec). A câmera f / 4 usa grades refletoras de 6 polegadas para obter espectroscopia em várias resoluções variando de R = 1350-9375 a câmera f / 2 usa três grismas de 6 polegadas para alcançar resoluções de R = 450, 600 e 900 sobre seus maiores campo. Rotineiramente, cortamos centenas de fendas em máscaras de fenda esféricas de aço inoxidável de 30 polegadas de diâmetro com um sistema a laser comercial. Os procedimentos de alinhamento para observação são simples e eficientes, normalmente levando de 5 a 10 minutos por configuração. IMACS - um instrumento excepcionalmente versátil - inclui um IFU construído pela Durham University com duas aberturas de 5 "x 8" (f / 2) ou 4 "x 7" (f / 4), cada uma amostrada por 1000 fibras ópticas. Um modo Multi-Object Echelle, que pode obter 10-15 comprimentos de onda completos R = 20000 espectros, foi totalmente testado e agora começou a operação regular. O Maryland-Magellan Tunable Filter (MMTF) foi testado em laboratório e será comissionado em junho de 2006. No início de 2007, o Image-Slicing Multislit Option (GISMO) da Gladder estará pronto para teste, e uma segunda câmera CCD Mosaic - que simplificará operações, aumentar a sensibilidade e permitir acesso rápido aos modos f / 2 e f / 4 - está em construção. Relatamos os desafios de design apresentados e enfrentados pela variedade de modos de operação e requisitos de desempenho rigorosos. Descrevemos alguns problemas encontrados nos últimos dois anos ao trazer um instrumento multimodo tão complexo para o Observatório Magalhães.

3000. O MUSE acopla o potencial de descoberta de um grande dispositivo de imagem às capacidades de medição de um espectrógrafo de alta qualidade, enquanto aproveita a maior resolução espacial fornecida pela óptica adaptativa. Isso torna o MUSE um instrumento único e tremendamente poderoso para descobrir e caracterizar objetos que estão além do alcance mesmo das pesquisas de imagem mais profundas. O MUSE também tem um modo de alta resolução espacial com campo de visão de 7,5x7,5 arcsec 2 amostrado a 25 mili-arcsec. Neste modo, o MUSE deve ser capaz de obter cubos de dados limitados por difração na faixa de comprimento de onda de 0,6-0,93 μm. Embora o projeto do MUSE tenha sido otimizado para o estudo da formação e evolução de galáxias, ele tem uma ampla gama de aplicações possíveis, por exemplo, monitoramento da atmosfera de planetas externos, ambiente de objetos estelares jovens, buracos negros supermassivos e núcleos ativos em galáxias próximas ou pesquisas espectroscópicas massivas de campos estelares na Via Láctea e galáxias próximas.

0,95 - 2,32μm) com o auxílio de uma câmera de imagem dupla (IRDIS) e um espectrógrafo de campo integral (IFS), e no visível usando uma câmera de polarização de modulação rápida (ZIMPOL). O instrumento emprega um sistema de compensação de turbulência AO extremo, correção de inclinação da ponta do plano focal e coronógrafos interferenciais.Descrevemos brevemente os objetivos científicos do instrumento e deduzimos os requisitos de nível superior. A arquitetura do sistema é apresentada, incluindo breves descrições de cada um dos principais subsistemas. O desempenho esperado é descrito em termos de simulações de ponta a ponta e uma ferramenta de estimativa de desempenho semianalítica para análise de sensibilidade em nível de sistema é apresentada.

Campo de 15 ". O instrumento foi projetado desde o início com um infravermelho térmico de grande profundidade e leitura rápida (

3_5μm) detector InSb de 320 por 256 pixels, óptica resfriada e plano focal associado e máscaras de pupila (com a opção de um coronógrafo) para minimizar o fundo térmico e maximizar o rendimento. Quando combinado com o fundo térmico baixo do sistema AO (dois reflexos quentes) secundário adaptativo do MMT, este instrumento está em uma posição única para criar imagens de planetas quentes próximos, que são os mais brilhantes nas janelas atmosféricas das bandas L 'e M. Apresentamos o status atual deste instrumento recentemente comissionado, que teve um desempenho excepcional durante a primeira luz. Nossas sensibilidades de instrumentos são impressionantes e são limitadas ao fundo do céu: por uma hora de integração, obtemos um limite de detecção da banda L 5 & # 963 de 17,0 magnitudes

80%) e um limite de banda M de 14,5 (Strehl

90%). Nossa sensibilidade da banda M é menor devido ao aumento no fundo do céu térmico. Essas sensibilidades se traduzem em encontrar planetas relativamente jovens cinco vezes a massa de Júpiter (MJup) a 10 pc dentro de alguns AU de uma estrela. Atualmente, uma grande pesquisa Clio de sistemas estelares próximos está em andamento, incluindo uma busca por planetas ao redor de estrelas do tipo solar, anãs M e anãs brancas. Mesmo com um resultado nulo, podemos colocar fortes restrições nos modelos de distribuição de planetas.

140 - 1200) nas passagens de banda 4,9 - 8,1 mícrons, 8,0 - 13,3 mícrons, 17,1 - 28,1 mícrons e 28,6 - 37,4 mícrons. FORCAST viu a primeira luz no telescópio Palomar de 200 polegadas. Ele estará disponível para observações astronômicas e testes de instalação no primeiro vôo da SOFIA.

110 K. Ao escolher o modo MOS, um manipulador puxa uma máscara de fenda do carrossel para o dewar principal do MOIRCS e a ajusta corretamente no foco Cassegrain. O carrossel é fechado por uma válvula de gaveta, de modo que pode ser aquecido e resfriado independentemente para a troca de conjuntos de máscara de fenda durante o dia. Testamos várias configurações de 30 ou mais posições de múltiplas fendas em vários campos do céu e descobrimos que os alvos são lançados nos centros das fendas ou orifícios-guia dentro de uma dispersão de cerca de 0,3 pixels (0. "03). MOIRCS foi aberto para uso comum especificamente para observações de imagem desde fevereiro de 2006. A função MOS estará disponível em agosto próximo.

3000 em toda a faixa do espectrógrafo. O FLAMINGOS-2 também é compatível com o sistema Gemini Multi-Conjugate Adaptive Optics, fornecendo recursos espectroscópicos multi-objetos em um campo de 3 × 1 arco-minuto com alta resolução espacial (0,09-arco / seg / pixel). Revisamos os projetos de subsistemas ópticos, mecânicos, eletrônicos, de software e do sensor WaveFront no instrumento. Também apresentamos o status atual do projeto, atualmente em fase de teste final em meados de 2006.

400 e completo 0,75-2,5 μcobertura m. Isso o torna um instrumento de usuário comum e muito versátil que estará permanentemente montado e disponível nos focos Nasmyth-B do Telescopio Nazionale Galileo (TNG) localizado no Observatório Roque de Los Muchachos (ORM), La Palma, Espanha. O projeto é rápido e depende de tecnologias bem conhecidas e relativamente padronizadas. Foi reconhecido como um dos projetos instrumentais de alta prioridade do INAF (Instituto Nacional de Astronomia da Itália) e recebeu seu primeiro financiamento para o estudo de fase A em outubro de 2003. A integração no laboratório está planejada para começar antes do final de 2006 , o comissionamento do telescópio está previsto para 2007 e as operações científicas em 2008. Um dos objetivos científicos mais importantes é a busca por planetas rochosos com condições habitáveis ​​em torno de estrelas de baixa massa. Se concluído a tempo, o GIANO será o primeiro e único instrumento de IR operando em todo o mundo, fornecendo a combinação de eficiência, resolução espectral, cobertura de comprimento de onda e estabilidade necessária para este tipo de pesquisa. Com sua combinação única de modos de alta e baixa resolução, GIANO também será um instrumento de usuário comum muito flexível, ideal, por exemplo, para espectroscopia quantitativa de anãs marrons, estrelas e aglomerados estelares, bem como para a determinação da distribuição de energia espectral de objetos tênues / vermelhos, como galáxias com alto redshift. As magnitudes limitantes esperadas são tais que o GIANO será capaz de fornecer espectros de HR de boa qualidade de qualquer objeto 2MASS e espectros LR de qualquer objeto detectado no levantamento de grande área do UKIDSS.

3 m / s para um anão J = 9 M5V em 15 min no telescópio APO de 3,5 m.

1700 em alta resolução e R

900 em baixa resolução. Esta resolução é melhor do que a dos espectrômetros IRAS, ISO ou KAO, e cobre um regime espectral deixado sem amostragem pelo Telescópio Espacial Spitzer. Quando usado no SOFIA, o modo espectroscópico do FLITECAM permitirá a investigação astronômica de recursos próximos ao infravermelho em uma camada de baixo vapor de água. O modo espectroscópico grism foi demonstrado no telescópio Shane de 120 polegadas no Lick Observatory por observações de alvos astronômicos de interesse, especialmente o recurso PAH em 3,3 mícrons em regiões HII e jovens nebulosas planetárias.

5 modos guiados têm um comportamento qualitativamente diferente das fibras monomodo e compartilham uma série de características benéficas das fibras multimodo.

A estação de foco principal f / 2 representa um desafio aos conceitos normais de posicionamento de fibra. As soluções geralmente envolvem a imposição de limites ao campo de patrulha de cada fibra. Usando essa simplificação, é proposto um novo conceito que move objetos em uma matriz fixa de fibras, em vez de mover as próprias fibras. Tal esquema pode simplificar os processos de fabricação e montagem e pode resultar em uma solução mais robusta compatível com o ambiente desafiador de foco principal. Descrevemos o conceito POSM e apresentamos um layout opto-mecânico inicial.

2008. SOFIA iniciará suas operações em 2008 e terá uma vida útil operacional de

20 anos. A partir das altitudes das aeronaves, será possível cobrir uma ampla gama de comprimentos de onda, particularmente na banda crítica de 5-9 mícrons, onde a detecção de moléculas astrobiologicamente interessantes têm assinaturas espectrais chave que não são acessíveis do solo. grismas: quatro Si grismas monolíticos e dois grismas KRS-5. Esses dispositivos permitirão modos espectroscópicos de fenda longa de baixa resolução (R ​​= 100-300) e fenda curta, dispersão cruzada de alta resolução (R ​​= 800-1200) em comprimentos de onda selecionados na faixa espectral de 5-40 e # 956m e permitir programas de observação para reunir imagens e espectros em um único vôo SOFIA. Os grãos de silício demonstram uma nova família de elementos dispersivos com bom desempenho óptico para espectroscopia de 1,2-8 & # 956m e além de 18 & # 956m. Depois que o SOFIA voa, os modos de granulação no FORCAST complementam outros instrumentos de primeira geração no SOFIA e fornecem capacidade de acompanhamento de fontes brilhantes observadas com o espectrógrafo infravermelho (IRS) no Spitzer. Este artigo destaca o design do pacote de grãos para FORCAST e o desempenho criogênico de laboratório atual dos grãos de silício.

10 lentes, proporcionando um ganho potencial de eficiência de

20%, bem como um ganho significativo de compactação. Novos sistemas de supressão de OH baseados em tecnologias do mundo fotônico tornam-se disponíveis e podem, em última instância, permitir a redução do brilho do céu infravermelho próximo em 2 a 4 magnitudes, dependendo do comprimento de onda. O desempenho potencial de um ELT com supressão de OH é semelhante em imagens e significativamente maior em espectroscopia do que o JWST.

0,15 "80% de energia circundada) com apenas quatro elementos de colimador e cinco elementos de câmera. O diâmetro do feixe colimado é de 300 mm e o detector é uma matriz de 6 K por 10 K. O espectrógrafo usará máscaras de fenda intercambiáveis ​​e uma variedade de VPH e convencional grades de relevo de superfície. Cada uma das bandas J, H ou K inteiras pode ser observada com uma resolução de 3000. O potencial científico da óptica adaptativa da camada do solo (GLAO) usando uma constelação de estrelas guia de laser de sódio parece ser muito alto no próximo ao infravermelho. As simulações sugerem que imagens de 0,2 "FWHM podem ser obtidas em todo o campo de visão 7 'por 7' do espectrógrafo. Descrevemos o projeto do sistema GLAO com um projeto opto-mecânico versátil que permite uma rápida mudança entre GLAO e observações limitadas de visão.

5%, com quatro técnicas complementares. A pesquisa usará um novo nível de 3 degraus quadrados câmera mosaico (DECam) montada no foco principal do telescópio Blanco 4m no Observatório Internacional Cerro-Tololo (CTIO). DECam inclui uma grande câmera de mosaico, um corretor óptico de cinco elementos, quatro filtros (g, r, i, z) e a infraestrutura associada para operação na gaiola de foco principal. O plano focal consiste em 62 módulos CCD 2K x 4K (0,27 "/ pixel) dispostos em um hexágono inscrito no campo de visão de 2,2 graus de diâmetro. Planejamos usar os CCDs totalmente esgotados de 250 mícrons de espessura que foram desenvolvidos no Laboratório Nacional Lawrence Berkeley (LBNL). No Fermilab, estabeleceremos uma fábrica de embalagens para produzir módulos buttable de quatro lados para os dispositivos LBNL, bem como para testar e classificar os CCDs. A P&D está em andamento e a entrega do DECam à CTIO está programada para 2009.

4-6 vezes melhor do que o que foi alcançado pelos MCCs existentes.

70%. O instrumento produz 292 espectros simultaneamente em dois canais cobrindo o bandpass 390 Show Abstract

30 minutos de arco quadrados por observação, proporcionando espectroscopia de campo integral de 340 a 570 nm, simultaneamente, de 35.670 elementos espaciais, cada 1 arco quadrado de segundo no céu. Isso corresponde a 15 milhões de elementos de resolução por exposição. O VIRUS-145 será montado no telescópio Hobby-Eberly e alimentado por um novo corretor de campo amplo com campo de visão de 22 minutos de arco de diâmetro. O VIRUS representa uma nova abordagem para o projeto de espectrógrafo, oferecendo a vantagem do multiplex científico de grande cobertura do céu para um espectrógrafo de campo integral, juntamente com a vantagem do multiplex de engenharia de> 100 espectrógrafos constituindo um todo. O VIRUS é projetado para o Experimento de Energia Escura do Telescópio Hobby-Eberly (HETDEX), que usará oscilações acústicas bariônicas impressas na distribuição em grande escala de Lyman - galáxias emissoras de # 945 para fornecer restrições únicas na história de expansão do universo que podem restringir as propriedades da energia escura.

200, espectroscopia. Para transientes, a rápida taxa de variação de 10 ° / segundo do telescópio facilitará a aquisição de dados em qualquer alvo dentro de um minuto após o recebimento do aviso. Para alvos artificiais, a imagem simultânea de duas cores ajudará em determinações exclusivas e no monitoramento da condição geral. O SIRVIS tem dois canais, um canal criogênico NIR cobrindo 0,85-2,5 & # 956m a 0,27 arcsec / pixel e um canal visível de temperatura-pressão ambiente cobrindo 0,39-1,0 & # 956m a 0,15 arcsec / pixel. O feixe é dividido por um espelho dicróico passa-vermelho criogênico localizado entre o plano focal do telescópio e os respectivos colimadores. Ambos os canais usam óptica refrativa. O instrumento está sendo projetado para fase inicial no canal visível, depois no canal NIR, e acomodar prontamente as atualizações. Para a subtração do céu, o telescópio é acenado entre integrações NIR de 30-60 segundos. Integrações muito visíveis são possíveis deslocando a carga do CCD em sincronia com o nod.

100.000) Espectrógrafo de IV no VLT. Também apresentamos os primeiros resultados de calibração de testes de laboratório do CRIRES. Os padrões de comprimento de onda recém-estabelecidos também estarão disponíveis para uso pelo X-shooter e outros espectrógrafos no futuro. As medições da variação do espectro das lâmpadas Th-Ar em função da corrente operacional nos permitem otimizar a saída espectral em termos de intensidade relativa e densidade de linha para operação no telescópio. Uma vez que as intensidades das linhas Th e Ar mostram uma resposta diferente em relação à corrente de operação, tais medições podem ser usadas como uma ferramenta de diagnóstico para distinguir as linhas de gás e metal. Nossas descobertas mostram que as lâmpadas Th-Ar têm a promessa de se tornar uma fonte padrão para calibração de comprimento de onda na astronomia de infravermelho próximo.

20) que funciona no infravermelho próximo (0,95-1,35 e # 956m), uma faixa de comprimento de onda ideal para a detecção terrestre de características planetárias. Seu objetivo é suprimir o speckle para um contraste de 10 7, com um objetivo de 10 8, e ao mesmo tempo fornecer informações espectrais em um campo de visão de cerca de 1,5 × 1,5 arcsecs 2 nas proximidades da estrela-alvo. Neste artigo, descrevemos o conceito geral de design do IFS.

4000), projetado para ser usado em conjunto com o sistema de óptica adaptativa de estrela guia a laser Palomar (PALAO e sua atualização planejada PALM-3000). Baseia-se em dois desenvolvimentos recentes (i) a capacidade melhorada de sistemas ópticos adaptativos de segunda geração para corrigir a turbulência atmosférica em comprimentos de onda menores ou iguais a 1 & # 956 m mícron e (ii) a disponibilidade de detectores de matriz CCD com alta eficiência quântica em comprimentos de onda muito vermelhos (perto da borda da banda de silício). Combinando isso com um design de unidade de campo integral de última geração usando um cortador de imagem totalmente em vidro, o design do SWIFT fornece um rendimento muito alto e baixa dispersão de luz. SWIFT fornece simultaneamente espectros de

4000 elementos espaciais, dispostos em um campo de visão retangular de 44 × 89 pixels. Possui três escalas de pixel selecionáveis ​​em tempo real de 0,24 ", 0,16" e 0,08 '. A primeira luz é esperada para a primavera de 2008.

70000 modo de dispersão cruzada e um R limitado por difração alimentado por MCAO

30000 modo multi-objeto em um único instrumento compacto operando na faixa de 1 - 5 e # 956m. O conceito HRNIRS foi desenvolvido em resposta a propostas emitidas através do processo de instrumento Aspen pela Gemini. Aqui, revisamos os motivadores científicos e os principais requisitos funcionais. Apresentamos uma visão geral do instrumento e estimamos o desempenho limitante.

Banco de alumínio de 1,5 × 1,0 m. O objetivo principal do projeto é atingir a mais alta qualidade de imagem possível e estabilidade espectral, essencial para medições precisas de velocidade radial. O instrumento também inclui outros modos de observação que são obtidos inserindo um espelho plano ou um prisma em diferentes posições no caminho óptico. Essa flexibilidade é alcançada sem afetar a estabilidade e o desempenho do modo primário de alta resolução. Descrevemos aqui o projeto criomecânico que foi otimizado para esses propósitos.

70000 com uma fenda de 0,4 arcsec mais de uma oitava no comprimento de onda, cobrindo assim a maioria das janelas JHK ou LM em uma única observação. Neste modo, o espectrógrafo aceita a entrada de f / 16 com visão limitada de Gêmeos em um pequeno campo. Um modulador e polarizador integrados permitem que o HRNIRS meça a polarização linear e circular. O segundo modo é uma resolução moderadamente alta (R

30000) espectrógrafo observando vários objetos simultaneamente dentro de um campo de 2 arcmin alimentado pelo feixe MCAO f / 33.2 Gemini. Neste artigo, discutimos as considerações de design óptico, apresentamos o design resultante e mostramos que o desempenho previsto atende aos requisitos de design.

70000 modo de dispersão cruzada e um R limitado por difração alimentado por MCAO

20000 modo multi-objeto em um único instrumento compacto operando na faixa de 0,9-5,5 e # 956m. Descrevemos o projeto mecânico, enfatizando os requisitos de projeto desafiadores e como eles foram atendidos. A abordagem de desenvolver os projetos ópticos e mecânicos em conjunto e utilizar os conceitos de trabalho comprovados do Espectrógrafo Gemini Near Infra-Red foram os principais elementos da filosofia de projeto. Liang, et al. fornece uma discussão detalhada do design óptico, Hinkle, et al. descreve os casos e requisitos científicos, bem como uma visão geral, e Eikenberry, et al. descreve a engenharia de sistemas e aspectos de desempenho de HRNIRS.

1300 espectros sobre um campo de visão de 16x33 arcsec no foco Cassegrain f / 15 do telescópio KPNO de 4 metros, ou um campo de visão 6x12 arcsec nos focos Nasmyth ou Bent Cassegrain do Gran Telescopio Canarias 10.4 telescópio -meter. A FISICA consegue isso usando três conjuntos de conjuntos de espelhos elétricos "monolíticos", cada um com 22 superfícies espelhadas cortadas em uma única peça de alumínio. Revisamos o projeto óptico e opto-mecânico e a fabricação do FISICA, bem como os resultados dos testes de laboratório do FISICA integrado com o instrumento FLAMINGOS. Finalmente, apresentamos resultados de desempenho de observações com FISICA no telescópio KPNO de 4 m e comparações do desempenho de FISICA com outras IFUs disponíveis em telescópios de classe de 4 a 8 m.

1700 e 900 respectivamente. O FLITECAM foi parcialmente comissionado no telescópio Shane de 3 m do Observatório Lick, onde a ótica f / 17 deste telescópio fornece quase a mesma escala de placa do SOFIA. Solicitações de observação astronômica (scripts) e um pipeline de redução de dados em tempo real (DRP) para padrões de imagem pontilhados foram demonstrados. O desempenho do instrumento durante os testes em solo é ilustrado.

800 e uma abertura livre de 60 mm, e será alimentado pelo sistema Multi-Conjugate Adaptive Optics do telescópio. O sistema é projetado para realizar pesquisas ultraprofundas por fontes de "Primeira Luz" em redshifts de z = 7-10 usando lentes gravitacionais de primeiro plano. Este artigo descreve a caracterização preliminar e o desempenho esperado F2T2.

140, 250 quando usado em ordem inferior com uma fenda de 3 segundos de arco. Ilustramos aspectos de fabricação e teste durante o desenvolvimento do grism e resumimos o desempenho das grades em comprimentos de onda de infravermelho próximo e médio. Essas grades dependem de procedimentos que podem ser usados ​​para tamanhos modestos (

10 cm) peças de silício, fornecendo assim elementos dispersivos com bom desempenho óptico e produtos de resolução de grande largura de fenda de 1,2-8,1 & # 956m e além de 17 & # 956m.

O diâmetro de 2 arcsec pode ser acessado neste campo simultaneamente. IRMOS fornece espectroscopia de campo integral quase limitada por difração ao longo da passagem de banda de 0,8-2,5 μm em R

1.000-20.000 para cada campo de destino. Fornecemos um breve resumo dos casos científicos de Referência de Design para IRMOS. Em seguida, apresentamos uma visão geral do projeto do instrumento de linha de base do IRMOS.


Assista o vídeo: Cykloida (Novembro 2022).