الفلك

كيف يؤثر الزجاج على أخذ أطياف الطاقة الشمسية؟

كيف يؤثر الزجاج على أخذ أطياف الطاقة الشمسية؟


We are searching data for your request:

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

في هذه الحالة ، أستخدم تلسكوبًا مثبتًا على كاميرا CCD موجهًا إلى السحب لأخذ أطياف الطاقة الشمسية وكنت أتساءل كيف سيؤثر التلسكوب الذي يتم توجيهه إلى السحب من خلال نافذة زجاجية مزدوجة (طبقتان) على الأطياف ، إذا كان الأمر كذلك؟


ستحتاج إلى إيجاد النفاذية الطيفية لكل قطعة من الزجاج. على الأرجح أنها تحجب جميعًا الأشعة فوق البنفسجية وأجزاء كبيرة من نطاقات الأشعة تحت الحمراء. علاوة على ذلك ، ما لم تقم بإزالة مرشح الأشعة تحت الحمراء الداخلي ، فلن تسجل الكاميرا أي الأشعة تحت الحمراء. يتم قطع CCD أيضًا باللون الأزرق ، لذلك لن يتم تسجيل الأشعة فوق البنفسجية.

راجع للشغل ، كيف تفصل الأطوال الموجية في الكاميرا؟ عادة ما يستخدم المرء مطياف مقضب (باهظ الثمن).


مدونة Spectrum Scientifics & # 039 Store

لذلك نحن إما أ) نضع ونشتم نظام الإسقاط الشمسي لدينا ، ب) نلعن الغيوم ، ج) نتساءل كيف يمكننا أن نعيش حتى عام 2117 ، د) نتساءل لماذا لم نقم & # 8217t بإثارة مثل هذه الضجة لـ 2004 فينوس عبور.

الموسومة ب:

علم الفلك الشمسي الإسقاط

مع حدوث الكسوف الحلقي الذي تم تمريره للتو في الجزء الغربي من الولايات المتحدة الأمريكية قبل أسبوعين ، والانتقال القادم لكوكب الزهرة ، قد تميل إلى شراء مرشح شمسي فاخر لهذا التلسكوب.

حسنًا ، قد تكون هناك مشكلة في ذلك. شاهد كل شخص آخر لديه نفس الفكرة مثلك ، وهذا يعني أن الشركات المصنعة لهذه المرشحات نفدت إلى حد كبير! قد يكون من الصعب العثور على مادة المرشح فقط! ما يجب القيام به؟

حسنًا ، هناك طريقة أخرى لمشاهدة الشمس بدون استخدام مرشح. يمكن أن يكون خادعًا ويمكن أن يكون خطيرًا إذا لم يتم اتخاذ الرعاية المناسبة. هذه الطريقة تسمى علم الفلك الإسقاط. هذا هو المكان الذي تستخدم فيه التلسكوب والعدسة العينية لعرض الصورة التي تراها عادةً بعينك على لوح أو سطح لامع آخر.

ماذا تحتاج؟ أنت بحاجة إلى تلسكوب به عدسة (يفضل أن تكون ذات طاقة منخفضة متوسطة) ، ويوم مشمس ، وشيء لعرض الصورة عليه.

توصلنا إلى هذا النوع من اللحظة الأخيرة ، لذلك استخدمنا للتو صندوقًا مسطحًا على الحافظة. كانت بها مشاكل في طبقات الصندوق ، لكن السطح كان شديد السطوع (أكثر إشراقًا من متوسط ​​قطعة ورق الطابعة) وبالتالي سيعطي صورة لائقة.

بعد ذلك ، نحتاج إلى تلسكوب. استخدمنا Orion StarBlast 6 ، غالبًا لأن هذا هو ما لدينا في المتجر.

لاحظ أن الصورة أعلاه توضح عمل التلسكوب. عند إعداده وتوجيهه ، يجب ترك غطاء الغبار قيد التشغيل. هذا هو أفضل شيء لسلامتك.

من السهل جدًا توجيه التلسكوب الخاص بك إلى الشمس ، ما عليك سوى محاولة الحصول على أنبوبك لعمل أصغر ظل ممكن. عندما تعتقد أنك على الهدف ، قم بإزالة غطاء الغبار ومعرفة ما إذا كان هناك أي ضوء يمر عبر العدسة. لا تنظر إلى العدسة ، ولا تنظر إلى أسفل العين أيضًا. مشاهدته من الجانب. نحن لسنا مسؤولين عن فقدان بصرك.

الآن تحذير إضافي للسلامة: حاول تجنب وضع أي أجزاء من الجسم في مسار الضوء المنبعث من العدسة. أمسك اللوحة على الحافة ، واعمل حول التلسكوب ، وليس فوقه ، وما إلى ذلك.

والآن بعد أن اصطفت مع الشمس ، يمكنك أن ترى نوع الصورة التي لديك. ضع لوحة العرض على بعد حوالي قدم واحدة من العدسة. حركه أقرب أو بعيدًا لمحاولة التركيز عليه. لا تقربها من العدسة بأكثر من 6 بوصات ، فالضوء شديد التركيز هناك وقد تحترق بعض أنواع الورق.

ستكون هناك حاجة إلى بعض التعديل. من الأفضل تحريك الشاشة بدلاً من التلسكوب. إذا كان لا بد من ضبط أداة التركيز ، فضع غطاء الغبار على مقدمة التلسكوب.

إذن ما نوع العرض الذي تحصل عليه؟ حسنًا ، هذه لقطة للشاشة أقرب قليلاً من الصورة الأخيرة:

لم يظهر هذا & # 8217t جيدًا في الصورة ، ولكن إذا نظرت عن كثب ، يمكنك رؤية بعض البقع الشمسية معروضة على السبورة إلى يمين ويمين / أسفل المركز.

إلى أي مدى سيعمل علم الفلك الإسقاط على عبور كوكب الزهرة؟ نحن لا نعرف على وجه اليقين. ستكون الشمس منخفضة جدًا في السماء وقد يكون هناك المزيد من التشويه أو تغير اللون نتيجة لذلك. ولكن إذا كان لديك الوقت والتلسكوب ، فهذه ليست تجربة مكلفة تمامًا! فقط تذكر أن تكون حذرا! دائمًا ما ينطوي توجيه التلسكوب إلى الشمس على مخاطر & # 8211 فقط استخدم الفطرة السليمة وابتعد عن مسار ضوء الشمس المسقط ويجب أن تكون على ما يرام!

الموسومة ب:

التالي في علم الفلك الشمسي & # 8211 عبور كوكب الزهرة 5 يونيو (والسادس)

لذا ، بالأمس ، استمتع الجزء الغربي من الولايات المتحدة بكسوف حلقي & # 8230NO نحن لسنا أفضل!

على أي حال ، ليس هذا هو الحدث الشمسي الوحيد بالنسبة لنا هذا العام ، لأنه في 5-6 يونيو هناك عبور كوكب الزهرة !.

العبور هو عندما يتحرك أحد الكواكب الداخلية (التي تشبه إلى حد كبير عطارد والزهرة) بين الأرض والشمس. يمكن بعد ذلك رؤية ظل صغير لهذا الكوكب من خلال تلسكوب مصفى. كان العبور الأخير لكوكب الزهرة في عام 2004 فقط ، ولكن سيكون العبور التالي في عام 2117! لذلك لا تفوت # 8217t.

ملاحظة: صورة القمر الصناعي لكوكب الزهرة & # 8211 ربما لن تكون وجهة نظرك # 8217 بهذا الوضوح!

تذكر أن النظر إلى الشمس غير المرشحة أمر خطير للغاية. استخدم دائمًا تلسكوبًا مصفيًا أو نظام عرض لمشاهدة الشمس!

سيكون العبور مرئيًا عبر الولايات المتحدة بأكملها (وكندا ومعظم أمريكا الوسطى) خلال المساء / غروب الشمس في الخامس من يونيو. سيكون العبور جاريًا عند غروب الشمس. سيتمكن معظم أوروبا من رؤية العبور في صباح يوم 6 يونيو. ستتمكن أجزاء من آسيا وأستراليا وألاسكا من رؤية العبور بالكامل.

الموسومة ب:

كسوف الشمس الحلقي & # 8211 20 مايو 2012

من الصعب بعض الشيء الكتابة عن كسوف الشمس عند هطول المطر ، ومضاعفة ذلك عندما لا تكون منطقة المشاهدة هي المكان الذي تعيش فيه. لكن هذا حدث فلكي مهم إلى حد ما وقد يكون العديد من القراء في وضع يمكنهم من رؤيته بالفعل. نحن نتحدث عن كسوف الشمس الحلقي يوم الأحد 20 مايو.

يحدث الكسوف الحلقي عندما يتم وضع القمر أمام الشمس ، ولكن على عكس الكسوف الكلي ، لا يتم حظر الشمس تمامًا نظرًا لوجود القمر بعيدًا عن الكسوف الكلي. وهذا يعني انخفاض القطر الظاهر ويؤدي إلى ظهور & # 8220ring من النار & # 8217 المظهر.

ستحدث غالبية هذا الكسوف فوق المحيط الهادئ ، وستتمكن أجزاء فقط من الجزء الغربي من الولايات المتحدة من رؤيته بالقرب من غروب الشمس. فيما يلي خريطة تقريبية للمناطق التي يمكنها عرض جزء من هذا الكسوف:

الناس في البيركيرك كل التوفيق!

تذكر أنه يجب توخي الحذر بشكل خاص لمشاهدة عرض الكسوف & # 8211 إما عن طريق طريقة الإسقاط أو باستخدام مرشح شمسي مصنوع بشكل صحيح أو نظارات الكسوف. لا تحاول المشاهدة باستخدام النظارات الشمسية. حتى عند غروب الشمس ، يمكن أن تكون الشمس شديدة السطوع ومضرة لعينيك.

استمتع بالكسوف إذا استطعت!

الموسومة ب:

تلميحات علم الفلك # 15: التصفية! منقي!

تعد المرشحات واحدة من أكثر الأشياء التي يمكن استخدامها على نطاق واسع في علم الفلك. هناك عدد كبير منهم ويختلف الغرض منهم بشكل كبير. يمكنهم تقليل الضوء والمساعدة في الضوء التلوث ، أو الإفراط في التفاصيل ، أو المساعدة في التصوير الفلكي. يتم ربط معظم المرشحات بسهولة إلى عدسات التلسكوب & # 8217s ويمكن أن تغير تجربة المشاهدة.

ولكن عند اختيار المرشحات ، يجب على المرء أن يتذكر هذا: إنهم كذلك المرشحات، فهي مصممة لإزالة شيء ما ، حتى لو كان غير مرغوب فيه. يحصل بعض الأشخاص على فكرة أن المرشحات تجعل رؤية الأشياء أكثر إشراقًا ، خاصةً مع مرشحات التلوث الضوئي. لكن هذه ليست هي القضية. فكر في الأمر بهذه الطريقة: إذا كانت لديك احتمالات في المطبخ ، فقد يكون لديك مرشح مياه في الصنبور أو نوع من الإبريق. عندما تستخدم هذا الفلتر ، فإنك لا تصنع المزيد من المياه باستخدامه ، فأنت تقوم فقط بإزالة الأشياء التي لا تريدها في الماء. تعتبر فلاتر المياه في الواقع جيدة جدًا لأنك إذا وضعت لترًا واحدًا من الماء فوق مرشح المياه ، فمن المحتمل أن ينتهي بك الأمر بما يقرب من لتر واحد من الماء النظيف. لكنك ربحت & # 8217t انتهى بك الأمر بـ 1.1 لتر. يبدو واضحًا ، لكن بعض الأشخاص لديهم فكرة أن هذا هو ما يمكن أن تفعله مرشحات علم الفلك. ولكنه ليس كذلك. في الواقع ، فإن استخدام مرشح علم الفلك على ضوء النجوم يعني أنك ستفقد بعض الضوء الجيد مع الأشياء التي لا تريدها. إذا عدنا إلى فلتر المياه ، يمكنك التفكير في أن 1 لتر من المياه غير المفلترة تصبح 0.9 أو حتى 0.8 لتر.

لكن دعونا نناقش الأنواع المختلفة من المرشحات:

مرشحات القمر

فلاتر القمر عبارة عن مرشحات بسيطة ذات كثافة محايدة (مما يعني أنها تقلل من الضوء بالتساوي عبر الطيف المرئي) التي تلصق على العدسة. يتم استخدامها لأن القمر في الواقع شديد السطوع للغاية ومشاهدته حتى في التلسكوبات الصغيرة يمكن أن يؤذي عينيك بعد وقت قصير (ليس بشكل دائم ، ضع في اعتبارك). يمكن لفلتر القمر أن يجعل المشاهدة أكثر راحة. تسمح المرشحات عادةً بدخول 25٪ من الضوء ، أو 12٪ (للتلسكوبات الأكبر) أو في نموذج متغير تقوم بضبطه بنفسك.

مرشحات الطاقة الشمسية

المرشحات الشمسية هي المرشحات الوحيدة التي لا تدخل في العدسة. الذهاب أمام التلسكوب. إذا وجدت & # 8216solar filter & # 8217 من المفترض أن يتم وضعها على العدسة ، قم بتدميرها على الفور. هذه خطيرة للغاية لأنها يمكن أن تتصدع لأشعة الشمس التي يمكن أن تلحق الضرر بعينيك. لا تستخدمها ، لا تحافظ عليها & # 8211 قد يغري شخص آخر. حطمهم.

معظم المرشحات الشمسية عبارة عن شاشات بسيطة من Mylar تقلل من 99.999٪ من الضوء بحيث يمكنك مشاهدة الشمس بأمان. في الغالب ما ستراه هو قرص أبيض به بعض البقع الشمسية. إنه يجعل بعض المشاهدة لطيفة خلال النقاط العالية لدورات البقع الشمسية ، ومع ذلك ، خلال فترات الانخفاضات المنخفضة ، يمكن أن تبدو الشمس غير واضحة إلى حد ما.

نوع آخر من مرشح الطاقة الشمسية هو مرشح الهيدروجين ألفا. هذه تسمح لك بمشاهدة البروزات ذات اللون الأحمر والتوهجات الشمسية. ومع ذلك ، فهي باهظة الثمن (بآلاف الدولارات) وتحتاج إلى مبلغ معين من & # 8216tweaking & # 8217. لكن يمكنهم إعطاء مناظر رائعة للغاية للنشاط الشمسي.

مرشحات الألوان

تُستخدم فلاتر الألوان على الكواكب أو القمر & # 8211 ، فهي تقطع الكثير من الضوء لاستخدامه في أجسام السماء العميقة. تُستخدم مرشحات الألوان لمحاولة إبراز المزيد من التفاصيل حول ملف الكواكب التي قد تنجرف في الترشيح المنتظم. قد تشمل التفاصيل الموضحة النطاقات الموجودة على كوكب المشتري ، والقبعات القطبية على المريخ ، والمزيد من تفاصيل فوهة القمر ، وما إلى ذلك. مرشحات الألوان يمكن أن تكون ناجحة أو مفقودة بين علماء الفلك. يعتقد البعض أنها رائعة ، والبعض الآخر يجدها أقل فائدة. يبدو المجال ذاتيًا إلى حد ما ، ولكن إذا كنت تخطط لمشاهدة القمر والكواكب أكثر من أي شيء آخر ، فقد ترغب في الاستثمار في مجموعة.

مرشحات التلوث الضوئي

تم تصميم مرشحات التلوث الضوئي لمساعدة علماء الفلك الذين يعيشون في الضواحي أو المدن الملوثة بالضوء. إنها ليست بديلاً عن السماء المظلمة ، لكن يمكنها بالتأكيد المساعدة عندما تكون الخيارات محدودة. تساعد مرشحات التلوث الضوئي عن طريق تقليل ترددات الضوء التي تنتجها إنارة الشوارع وأضواء مواقف السيارات ومصادر الضوء الأخرى من صنع الإنسان ، بينما تسمح بمرور معظم الضوء الذي تنبعث منه النجوم والسديم وأجرام السماء العميقة الأخرى.

يمكن أن تعطيك هذه المجموعة من الصور السريعة فكرة عن تأثير المرشحات. هذه لقطة لمصباح شوارع المدينة الذي يتم تشغيله خلال النهار:

مصباح الشارع ، من خلال كاميرا الهاتف ، في النهار ، غير مصفي.

وبعد ذلك باستخدام Orion Ultrablock Filer المُثبت فوق العدسة:

نفس ضوء الشارع ، مع مرشح تلوث ضوئي مثبت فوق عدسة الكاميرا. لاحظ الفرق.

ستلاحظ أن الفلتر يساعد ، لكنه لا يلغي تمامًا إنارة الشارع ، وله بعض التأثير على إضاءة الخلفية الطبيعية أيضًا. هذا هو السبب في أنها مفيدة ولكنها ليست حلاً كاملاً للسماء المظلمة.

كما أن مرشحات التلوث الضوئي قليلة الاستخدام على القمر (وهو ساطع بدرجة كافية بحيث لا يزعجك التلوث الضوئي) أو الكواكب الرئيسية (التي لا تتأثر بالمثل بالتلوث الضوئي). لها تأثير محدود على الكواكب الخارجية حيث أن تلك الكواكب تبعث ضوءًا على جزء كبير من الطيف ويتم ترشيحها بقدر ضوء الخلفية ، ويمكن الإشارة إلى بعض مرشحات تلوث الضوء باسم مرشحات السديم ، وهي مركزة للغاية ومصممة حتى قطع بعض الضوء من النجوم القريبة.

مرشحات التصوير الفلكي

هناك عدد كبير من هؤلاء واستخداماتها يمكن أن تملأ كتابًا & # 8211 كتابًا عن التصوير الفلكي. تقوم هذه المرشحات بأشياء مثل قطع جزء الأشعة تحت الحمراء من الطيف (الذي يفسد رقائق CCD في الكاميرات الرقمية) أو يقوم بتصفية الكل باستثناء الجزء الأحمر أو الأخضر أو ​​الأزرق من الطيف للكاميرات أحادية اللون. زاد عدد هذه المرشحات بشكل كبير في السنوات القليلة الماضية. قد يتطلب تغطية هذه العناصر إدخالًا كبيرًا جدًا ، لذا سنتركها في الوقت الحالي لأنها خارج نطاق تلميحات علم الفلك.

فلاتر الانكسار البنفسجي

هذه المرشحات لنوع واحد من التلسكوب & # 8211 المنكسر. تعمل العدسات الكبيرة في هذا التلسكوب أحيانًا كمنشورات وتفكك الضوء إلى ألوان مكونة. هذا ملحوظ بشكل خاص على الأجسام الساطعة مثل المشتري أو النجم سيريوس. التأثير هو أن الكائن الذي يتم عرضه سيكون له هالة ملونة بنفسجية تُعرف باسم & # 8216purple haze & # 8217. تقطع مرشحات Violet-Minus هذا الجزء من الطيف دون التأثير على المشاهدة الكلية كثيرًا. إذا كان لديك منكسر أكبر يُظهر أحيانًا الضباب المتطاير ، فقد تفكر في الحصول على أحد هذه المرشحات.

الموسومة ب:

الساعات الشمسية العمودية الورقية ، حيث نحن الآن & # 8230.

& # 8230oh صحيح! كنا نخبر الناس كيف يطبعون مزولة ورقية. حسنًا ، لقد حصلنا على مطبوعاتنا جميعًا وسعيدة. نقطعها ونطويها.

& # 8230 وأدرك أنه لن يستمر خلال أول رذاذ. قد تكون هذه مشكلة لأن أمطار الصيف تحدث يوميًا تقريبًا في هذه المرحلة. اذا مالعمل؟

حسنًا ، في حالتنا قمنا بطباعة ساعة شمسية أخرى ووضعناها في آلة التصفيح! الآن تم تغطيتها بالبلاستيك وحمايتها من العناصر ، على الأقل لفترة من الوقت. إذا لم يكن لديك & # 8217t آلة تصفيح (معظم الناس لا يملكون # 8217t) ، فيمكن أن يساعد شريط التغليف الواضح في حماية الساعة الشمسية الخاصة بك. الأمر متروك لك إذا كان من الأسهل وضع الشريط قبل أو بعد قصه. لقد اضطررنا بالتأكيد إلى وضع الورق في آلة التغليف قبل قطعه (تميل آلات التصفيح المحشورة إلى الاحتراق).

بمجرد أن نقطع الساعة الشمسية المصفحة ونلصقها معًا ، نضعها على الحائط. ثم اكتشفنا أن هناك مشكلة. لا تحتوي الجدران الخارجية لمتجرنا & # 8217s على الكثير من الأماكن التي لا توجد بها كائنات أخرى تتواجد بظلال على مساحة الساعة الشمسية & # 8217s. إلق نظرة:

نعم. لذا فإن الظل الكبير الذي تراه هو من مظلة المتجر المجاور لنا. خلال معظم النهار ، يغطي ظل الساعة الشمسية و # 8217s بالكامل. لكن لبضع ساعات ، يقوم الشيء بعمل جيد لإعطائك الوقت. لاحظ أنه يظهر الوقت بنظام 24 ساعة.

نأمل أن يكون لديك حظ أفضل مما فعلنا وأن يكون لديك مساحة خالية من الظل.


دورة تنشيطية في مراقبة الطاقة الشمسية

بقلم: جيف ميدكيف 17 يوليو 2006 0

احصل على مقالات مثل هذه المرسلة إلى بريدك الوارد

تصنع الفلاتر الشمسية عادة بطبقة خاصة من مايلر أو ركيزة زجاجية مثبتة في خلية تتناسب بشكل مريح مع مقدمة التلسكوب. توفر هذه المرشحات مناظر آمنة للضوء الأبيض للشمس ، وتكشف عن البقع الشمسية ، والوجهات ، وتغميق الأطراف ، ومجموعة من الميزات الأقل.

صورة Sky & Telescope بواسطة Craig Michael Utter.

"سلامة الفلتر الشمسي.") تتطلب مشاهدة الشمس أيضًا مزيدًا من اليقظة عندما يتعلق الأمر بالمعدات. لا تترك التلسكوب أو المنظار أبدًا دون مراقبة ، خاصة عندما يكون الأطفال في مكان قريب. لا يستغرق الأمر سوى لحظة من عدم الانتباه لخلق موقف خطير.

تعتبر أجهزة اللحام وزجاج الظلال من 12 إلى 14 من 12 إلى 14 مرشحات شمسية آمنة وشائعة ، ويمكن الحصول عليها بسهولة في منافذ توريد اللحام. يفضل معظم المراقبين الظلال 13 أو 14 الصورة الشمسية من خلال مرشح رقم 12 مشرقة بشكل غير مريح.

صورة Sky & Telescope بواسطة Chuck Baker.

يشتمل السطح الشمسي ، الذي يُرى في الضوء الأبيض ، على البقع الشمسية ، والوجهات ، والنتوءات ، وغيرها من الميزات المرتبطة بالمجالات المغناطيسية التي تنتج عن حركة المادة المتأينة في داخل الشمس.

المقربة من بقعة شمسية. التقطت هذه الصورة بواسطة التلسكوب الشمسي السويدي الذي يبلغ طوله مترًا واحدًا في لا بالما في جزر الكناري ، وهي تحل الخيوط التي تشكل البقعة وشبه الظل # 039s بدقة 0.1 ثانية قوسية ، بفضل نظام بصريات تكيفي متقدم. تم تلوين الصور بالأبيض والأسود هنا للتأكيد على التناقضات. يبلغ عرض أصغر الهياكل التي تم حلها حوالي 90 كيلومترًا.

الأكاديمية الملكية السويدية للعلوم بإذن من.

تساعد أنواع مختلفة من المرشحات الشمسية على زيادة شعبية المراقبة الشمسية. هنا، سكاي وتلسكوب يوضح الموظفون عدة طرق مختلفة لدراسة الشمس بأمان.

سكاي وتلسكوب: كريج مايكل أوتر.

تتناسب المقاريب الصغيرة بشكل خاص مع طريقة الإسقاط الشمسي. يظهر هنا نظام إسقاط بسيط مصنوع من صندوق من الورق المقوى مع قطعة من الورق الأبيض كسطح للإسقاط. يمكن رؤية قدر مذهل من التفاصيل مع هذا الإعداد.

صورة Sky & Telescope بواسطة Craig Michael Utter.

"مراقبة الشمس من خلال الإسقاط.") يتم وضع العدسة العينية في مصحح التلسكوب وتستخدم لإبراز صورة للشمس على سطح مستو مناسب. لا يُنصح باستخدام التلسكوبات ذات المسارات الضوئية المطوية ، مثل نيوتن أو شميدت كاسيغراينز ، لأن شعاع الضوء المتقارب يمكن أن ينتج حرارة كافية لإتلاف المكونات الداخلية.

عندما يتعلق الأمر بالعدسات لإسقاط صورة الشمس ، فإن تصميم Huygenian السيئ للغاية يعد خيارًا جيدًا لأنه لا يحتوي على عناصر مثبتة يمكن أن تتلف بسبب حرارة الشمس الشديدة. يتم إجراء معظم الإسقاط الشمسي على ورق أبيض أو مخزون بطاقات. ولكن بغض النظر عن مدى بياض الشاشة ، يجب تظليلها بشكل كافٍ من أشعة الشمس المباشرة وغيرها من الضوء الخارجي حتى يتمكن المشاهد من رؤية أدق التفاصيل في الصورة الشمسية. تمكن هذه التقنية القوية تلسكوبًا مقاس 4 بوصات من إنتاج صورة قابلة للاستخدام للشمس بعرض 30 بوصة. يعتمد حجم صورة الشمس وسطوعها بشكل أساسي على المسافة بين العدسة وسطح الرؤية & # 8212 كلما كانت بعيدة ، كلما كانت الصورة أكبر وأقل تعتيمًا.

البقع الشمسية هي مناطق أكثر برودة من سطح الشمس ناتجة عن مجالات مغناطيسية محلية شديدة تجعل الحمل الحراري الصاعد للمواد الداخلية في حالة توقف افتراضي. على الرغم من أنها تبدو سوداء تقريبًا ، إلا أن هذا مجرد تأثير تباين. إذا كان من الممكن وضع بقعة شمسية ذات حجم متواضع في سماء الليل ، فسوف تسطع 10 مرات أكثر من البدر!

حتى المراقب العادي سيتعلم قريبًا أن البقع الشمسية تأتي في مجموعة متنوعة من الأشكال والأحجام. في حين أن أبسط البقع الشمسية هي مناطق مظلمة معزولة ، فإن البقع الأكبر تكون مثيرة للغاية. تتميز البقع المعقدة بمنطقة مركزية مظلمة تسمى umbra محاطة بظلال رمادية اللون. تظهر شبه الظل عادة على شكل هامش ناعم ، ولكن في ظل ظروف الرؤية الثابتة ، قد تظهر أنماطًا شعاعية أو عقدة من الضوء والظلام. خلال تلك اللحظات العابرة من الرؤية الجيدة ، قد ترى أيضًا بقعًا شمسية دائرية صغيرة قطرها 2 ثانية قوسية أو أصغر. هذه تسمى المسام. في بعض الأحيان ينفجرون في مناطق مكتملة ولكن عادة ما يختفون ببساطة & # 8212 أحيانًا بعد عمر بضع دقائق فقط.

يوضح تأثير ويلسون ، الذي تم تضخيمه بشكل كبير في هذا الرسم البياني ، كيف أن ظل وشبه الظل في بقعة شمسية نموذجية يصبحان أكثر وأكثر تناسقًا نظرًا لقربهما من مركز قرص الشمس.

التوضيح السماء والتلسكوب.

يُظهر هذا الرسم الذي رسمه جيفري ساندل مجموعة معقدة من البقع الشمسية. على عكس الطريقة التقليدية حيث يتم رسم البقع الشمسية & # 039 مواضع وتتبع الخطوط العريضة مباشرة على الصورة الشمسية المسقطة ، يرسمها يدويًا على دائرة فارغة قطرها 8 بوصات. ينتج عن هذا أحجام مبالغ فيها للبقع الشمسية.

يختلف النشاط الشمسي مع دورة مدتها 11 عامًا. مع تقدم الدورة ، يرتفع النشاط وينخفض ​​، ومعه مقدار التفاصيل المرئية على الشمس. عند الحد الأدنى من الطاقة الشمسية ، غالبًا ما تبدو الشمس بلا ملامح تقريبًا وخالية تمامًا من البقع الشمسية. ومع ذلك ، كحد أقصى ، يمكن أن يكون هناك مئات البقع الشمسية مرتبة في نصف دزينة أو أكثر من المجموعات والكثير من البقع الشمسية. من الواضح أن أكثر الأوقات إثارة لمشاهدة الشمس هي السنوات المحيطة بأقصى طاقة شمسية. كان آخر حد أقصى للشمس في عام 2000 ، ويتوقع مركز التنبؤ بالطقس الفضائي التابع للإدارة الوطنية للمحيطات والغلاف الجوي (NOAA) الحد الأقصى التالي لشهر مايو 2013. لذلك ليس هناك وقت أفضل من الآن لتصبح عالم فلك في ضوء النهار!


زجاج منخفض التشتيت في مناظير

يعني ED أن الزجاج يحتوي على تشتت منخفض للغاية. هذا في حد ذاته ليس له معنى فيما يتعلق بتصحيح الألوان وليس له تأثير على تصحيح اللون النهائي للعدسة المزدوجة أو الثلاثية أو متعددة العناصر. لا يتحكم التشتت في تصحيح ألوان العدسة. لا يشير مصطلح "ED" إلى أي مستوى معين من تصحيح الألوان. هناك نظارات تشتت منخفضة للغاية تنتج تصحيحًا سيئًا للألوان ، وهناك زجاج عالي التشتت ينتج تصحيحات ألوان ممتازة.

يستخدم مصطلح "طيف ثانوي منخفض" لوصف عدسة أفضل من تصحيح الألوان ، لكنها ستظل لها لون متبقي. إذا لم يتم تحديد خطأ لون العدسة على أنه أحادي اللون ، فيمكنك الرهان إلى حد كبير على أن العدسة لا تزال مجرد لوني بسيط. في كثير من الحالات ، لا يعد مصطلح ED مجرد حيلة تسويقية.

من ملاحظات مصمم عدسة مشهور عالميًا
مصطلح ED يعني تشتت منخفض للغاية. يحتوي الكثير من الزجاج على تشتت منخفض للغاية (بشكل عام أي زجاج له قيمة Vd & gt 70). لن تنتج جميع الزجاجات التي تحتوي على هذه الخاصية تصحيحًا للون أفضل بشكل ملموس من مجموعة الألوان القياسية ذات التاج الصوان. سيكون أفضل بشكل قابل للقياس أفضل من جزء واحد في خطأ اللون 2000 على طيف C-F (الأحمر إلى الأزرق والأخضر). لذلك ، يمكنك بسهولة الادعاء بأن لديك عدسة (شبه ED) إذا كنت تستخدم التصميم الشائع لتاج FK5 وصوان SF1 ، ولكن لديك نفس خطأ اللون تمامًا مثل أي لون عادي.

ليس ED هو الذي ينتج تصحيحًا أفضل للألوان. إنها حقيقة أن بعض الزجاج ، لا سيما تلك التي تستخدم عناصر الفلوريت في بنائها ، لها خاصية تعرف باسم التشتت غير الطبيعي. تسمح هذه الخاصية لمادتين مختلفتين (مثل التاج والصوان) بأن يكون لها أخطاء ألوان متقابلة ومتساوية تلغي عند دمجها. معظم (وليس كل) هذه النظارات ذات التشتت غير الطبيعي هي أيضًا زجاج منخفض التشتت للغاية ، ولكن يجب عدم الخلط بين الخواص.
رولاند كريستين

يمكن أن يكون تصحيح اللون لنطاقين مختلفين من ألوان الألوان متحيزًا نحو النهاية الحمراء أو الطرف الأزرق من الطيف ، ولكن يظل متساويًا. يتم إيقاف تشغيل بعض الأشخاص بواسطة المرجع المصدق الأحمر والبعض الآخر بواسطة المرجع المصدق الأزرق. بعض الناس (IIRC ، كبار السن مع تلاميذ أصغر) يكونون أقل حساسية للأزرق وقد لا يرون حتى المدى الكامل لـ CA الأزرق ، وبالتالي فإن العثور على أداة منحازة في CA يبدو أنها بدون لون. ومع ذلك ، قد يكون له نفس خطأ اللون تمامًا مثل خطأ آخر متحيز تجاه اللون الأحمر ، والذي يبدو ، لنفس العينين ، أنه يحتوي على الكثير من الألوان الزائفة.

أيضًا ، يعتمد مقدار خطأ اللون المرئي على النسبة البؤرية ، ف / 4 بها خطأ محتمل في اللون أكبر من f / 5. أخيرًا ، تلعب الفتحة دورًا مهمًا في تصحيح الألوان. ستظهر f / 4 80mm نصف خطأ اللون كعدسة f / 4 160mm مصممة بشكل مماثل.

من هذا ، يمكنك أن ترى مدى سهولة تسويق نطاق ED صغير ، وليس سريعًا جدًا ، للجمهور الذي يشاهده وإعلانه على الأقل من قبل نصف المشاهدين أنه خالٍ من الألوان تقريبًا ، ومع ذلك فإنه لا يزال اكرومات.

يمكن أن تكون عدسات ED ثنائية أو ثلاثية. حتى في مزدوج ED المصنوع جيدًا مع زجاج منخفض التشتت للغاية متطابق جيدًا ، ستظهر نسبة F الأطول تصحيحًا أفضل للألوان. على سبيل المثال ، سيكون للون ED مزدوج 80 مم f / 7 لون أقل من ED 80 مم f / 5. بشكل عام ، لن يتطابق أي مزدوج مع زجاج منخفض التشتت للغاية مع زجاج Abbe # ED مع أداء زجاج Abbe # العالي.

حسنًا ، ما علاقة ذلك بزجاج ED في المناظير؟

وبغض النظر عما يعنيه ED حقًا للمستخدم النهائي ، خذ لحظة للتفكير في مكان استخدام زجاج ED في التصميم وما قد تكون النتيجة الإجمالية. في النظام البصري ، يكون خطأ اللون أكثر اعتمادًا على تصحيح العدسة الشيئية من العدسة العينية. يمكن العثور على نسبة المساهمة في خطأ اللون (الطولي) من خلال مقارنة البعد البؤري للهدف مقابل البعد البؤري للعدسة. قد يتعرف البعض على هذا على أنه تكبير. لذلك ، عند 10x الهدف يساهم 10x في خطأ اللون مثل العدسة العينية. هناك العديد من العدسات التي تحمل علامة ED ، ومع ذلك ، فإن مساهمتها الإجمالية في تصحيح الألوان صغيرة جدًا. في 20x مجهر ED مساهمة تصحيح اللون من العدسة يقتصر على تصحيح 5 ٪ من خطأ CA الطولي.

لذا ، فإن امتلاك منظارين لهما نفس الجودة على ما يبدو ، فلماذا يمكن أن يبدو أحدهما أفضل بكثير من الآخر؟ الرجوع إلى الجزء أعلاه حول التحيز. يمكن أن يكون تصحيح اللون لنطاقين مختلفين من الأكرومات (منظاران مختلفان) متحيزًا نحو النهاية الحمراء أو الطرف الأزرق من الطيف ، ولكن يظل متساويًا. يتم إيقاف تشغيل بعض الأشخاص بواسطة المرجع المصدق الأحمر والبعض الآخر بواسطة المرجع المصدق الأزرق. بعض الناس (IIRC ، كبار السن مع تلاميذ أصغر) يكونون أقل حساسية للأزرق وقد لا يرون حتى المدى الكامل لـ CA الأزرق ، وبالتالي فإن العثور على أداة منحازة في CA يبدو أنها بدون لون. ومع ذلك ، قد يكون له نفس خطأ اللون تمامًا مثل خطأ آخر متحيز تجاه اللون الأحمر ، والذي يبدو ، لنفس العينين ، أنه يحتوي على الكثير من الألوان الزائفة.

أيضًا ، يعتمد مقدار خطأ اللون المرئي على النسبة البؤرية ، ف / 4 بها خطأ محتمل في اللون أكبر من f / 5. أخيرًا ، تلعب الفتحة دورًا مهمًا في تصحيح الألوان. ستظهر f / 4 80mm نصف خطأ اللون كعدسة f / 4 160mm مصممة بشكل مماثل. اربط ذلك بمنظار 50 مم أو 40 مم وأن خطأ اللون صغير جدًا بالفعل بسبب الفتحة.

علاوة على ذلك ، ليس من غير المألوف على الإطلاق أن يكون للمنظار نقوش صورة نصفية داخلية تقلل الفتحة إلى شيء أصغر حتى من القيمة الاسمية المذكورة بناءً على الحجم الموضوعي. حسنًا ، في نفس الوقت يتم تقليل الفتحة (مفيد لتقليل الألوان الزائفة) ، وهذا يزيد من النسبة البؤرية (مفيد أيضًا لتقليل الألوان الزائفة) ، مما يقلل من بعض الانحرافات ، بما في ذلك خطأ اللون. بالنسبة لمنظرين متساويين الحجم (اسمي) ، لكن أحدهما يحتوي على نقوش صورة نصفية أكبر من الآخر ، يتم منع جزء من اللون الزائف قليلاً بواسطة نقوش الصورة النصفية الداخلية الأكبر.

العديد من التصميمات ، خاصة التصميمات ثنائية العدسة ، أسرع مما هو مرغوب فيه من أجل التصحيح الأمثل للون ED ويتأثر أداء الألوان نتيجة لذلك. في مناقشات النطاق غير المعدودة تقريبًا التي أجريناها ، قيل إن البيانات تظهر باستمرار تصميمات أفضل تتضمن زجاج Abbe # ED أعلى في هدف نسبة بؤرية أكبر بكثير من ضعف القطر بالبوصة. على سبيل المثال ، فيما يتعلق بالمنظار ، تم تحديد WO22x70 Apo (apprx f / 5.8 إلى f / 6) كـ APO وباستخدام زجاج FPL-51 ED (زجاج Abbe # ED منخفض) في تكوين مزدوج. لا يزال هذا المنظار يظهر بعض الألوان الزائفة. يبقى من المشكوك فيه أنه ينتج ما يمكن اعتباره صورة أحادية اللون.

هناك العديد من الشهادات حول النطاقات التي تستخدم زجاج FPL-51 ED والتي لا تزال تُظهر ألوانًا زائفة معتدلة إلى كبيرة. أثبتت النماذج الثلاثية التي تستخدم زجاج منخفض التشتيت من أنواع مختلفة باستمرار أنها تتمتع بتصحيح رائع للألوان المرئية. لا يُظهر هدف Tak Astronomer 22x60 المكون من 4 عناصر أي خطأ مرئي ملحوظ في اللون.

لذلك ، ليس لدينا هنا فقط العديد من الأسباب التي تجعل من السهل جدًا تسويق ED في نطاق وإظهار نتائج جيدة ، على الرغم من أن النتائج قد لا تكون بالكامل نتيجة مزيج أفضل من زجاج ED ، ولكن لدينا أيضًا عددًا من المشكلات المتعلقة بالمناظير على وجه التحديد والتي تميل إلى تقليل درجة تحسين الأداء الناتجة عن استخدام ED في المنظار.

لا تشغل بالك بما تقرأه على بعض مواقع الويب حول الأداء المتميز لمنظير ED. هناك عدد مماثل ، إن لم يكن أكثر ، منظار جيد غير ED. عدد المرات التي شاهدت فيها مراجعات مناظير ED حيث قام المؤلف بعزل الاختبارات المختلفة والإبلاغ عن المساهمة في الأداء العام من جوانب مثل النسبة البؤرية وحجم الفتحة والمصغر وما إلى ذلك. هل يمكن أن يكون أداء النماذج التي يتم تسويقها من ED غير مستحق تمامًا لإدراج بعض الضعف الجنسي في التصميم؟ أترك هذا لك لتقرر.


5.6 تأثير دوبلر

قدم لك القسمان الأخيران العديد من المفاهيم الجديدة ، ونأمل أن تكون قد رأيت من خلالها فكرة رئيسية واحدة تظهر. يمكن لعلماء الفلك التعرف على العناصر الموجودة في النجوم والمجرات عن طريق فك تشفير المعلومات الموجودة في خطوطهم الطيفية. ومع ذلك ، هناك عامل معقد في تعلم كيفية فك شفرة رسالة ضوء النجوم. إذا كان النجم يتحرك باتجاهنا أو بعيدًا عنا ، فستكون خطوطه في مكان مختلف قليلاً في الطيف من حيث ستكون في النجم عند السكون. ومعظم الأجسام في الكون لديها بعض الحركة بالنسبة للشمس.

الحركة تؤثر على الموجات

في عام 1842 ، كريستيان دوبلر قاس أولاً تأثير الحركة على الأمواج من خلال الاستعانة بمجموعة من الموسيقيين للعزف على عربة سكة حديد مفتوحة أثناء تحركها على طول المسار. ثم طبق ما تعلمه على جميع الموجات ، بما في ذلك الضوء ، وأشار إلى أنه إذا كان مصدر الضوء يقترب من الراصد أو ينحسر ، فإن موجات الضوء ستكون ، على التوالي ، مزدحمة أو منتشرة. المبدأ العام ، المعروف الآن باسم تأثير دوبلر، هو موضح في الشكل 1.

تأثير دوبلر.

شكل 1. (أ) المصدر ، S ، يصنع موجات تغسل قممها المرقمة (1 ، 2 ، 3 ، 4) فوق مراقب ثابت. (ب) يتحرك المصدر S الآن نحو المراقب A وبعيدًا عن المراقب C. انبعثت قمة الموجة 1 عندما كان المصدر في الموضع S1 ، والشعار 2 في الموضع S2 ، وهكذا دواليك. يرى المراقب أ موجات منضغطة بهذه الحركة ويرى تغيرًا في اللون الأزرق (إذا كانت الأمواج خفيفة). يرى المراقب C الموجات ممتدة بالحركة ويرى انزياحًا أحمر. المراقب B ، الذي يكون خط بصره عموديًا على حركة المصدر ، لا يرى أي تغيير في الموجات (ويشعر بأنه مهمل).

في الجزء (أ) من الشكل ، يكون مصدر الضوء (S) في حالة راحة بالنسبة إلى المراقب. يعطي المصدر سلسلة من الموجات التي قمنا بتسمية قممها 1 و 2 و 3 و 4. تنتشر موجات الضوء بالتساوي في جميع الاتجاهات ، مثل التموجات من دفقة في بركة. يتم فصل القمم بمسافة ، λ ، حيث λ هو الطول الموجي. يرى الراصد ، الذي يقع في اتجاه أسفل الصورة ، أن موجات الضوء تأتي بلطف وبشكل متساوٍ ، على بعد طول موجي واحد. يرى المراقبون الموجودون في أي مكان آخر نفس الشيء.

من ناحية أخرى ، إذا كان مصدر الضوء يتحرك فيما يتعلق بالمراقب ، كما هو موضح في الجزء (ب) ، فإن الوضع أكثر تعقيدًا. بين الوقت الذي يتم فيه انبعاث قمة واحدة وتكون القمة التالية جاهزة للخروج ، يتحرك المصدر قليلاً ، باتجاه أسفل الصفحة. من وجهة نظر المراقب أ ، فإن حركة المصدر هذه قللت المسافة بين القمم - إنها تضغط على القمم معًا ، كما قد يقول هذا المراقب.

في الجزء (ب) ، نعرض الموقف من منظور ثلاثة مراقبين. يظهر المصدر في أربع وظائف ، S.1، س2، س3، و S.4، كل منها يتوافق مع انبعاث قمة موجة واحدة. To observer A, the waves seem to follow one another more closely, at a decreased wavelength and thus increased frequency. (Remember, all light waves travel at the speed of light through empty space, no matter what. This means that motion cannot affect the speed, but only the wavelength and the frequency. As the wavelength decreases, the frequency must increase. If the waves are shorter, more will be able to move by during each second.)

The situation is not the same for other observers. Let’s look at the situation from the point of view of observer C, located opposite observer A in the figure. For her, the source is moving away from her location. As a result, the waves are not squeezed together but instead are spread out by the motion of the source. The crests arrive with an increased wavelength and decreased frequency. To observer B, in a direction at right angles to the motion of the source, no effect is observed. The wavelength and frequency remain the same as they were in part (a) of the figure.

We can see from this illustration that the Doppler effect is produced only by a motion toward or away from the observer, a motion called السرعة الشعاعية. Sideways motion does not produce such an effect. Observers between A and B would observe some shortening of the light waves for that part of the motion of the source that is along their line of sight. Observers between B and C would observe lengthening of the light waves that are along their line of sight.

You may have heard the Doppler effect with sound waves. When a train whistle or police siren approaches you and then moves away, you will notice a decrease in the pitch (which is how human senses interpret sound wave frequency) of the sound waves. Compared to the waves at rest, they have changed from slightly more frequent when coming toward you, to slightly less frequent when moving away from you.

Color Shifts

When the source of waves moves toward you, the wavelength decreases a bit. If the waves involved are visible light, then the colors of the light change slightly. As wavelength decreases, they shift toward the blue end of the spectrum: astronomers call this a blueshift (since the end of the spectrum is really violet, the term should probably be violetshift, but blue is a more common color). When the source moves away from you and the wavelength gets longer, we call the change in colors a redshift. Because the Doppler effect was first used with visible light in astronomy, the terms “ blueshift ” and “ redshift ” became well established. Today, astronomers use these words to describe changes in the wavelengths of radio waves or X-rays as comfortably as they use them to describe changes in visible light.

The greater the motion toward or away from us, the greater the Doppler shift. If the relative motion is entirely along the line of sight, the formula for the Doppler shift of light is

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

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

The Doppler Effect

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

Solution

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

Check Your Learning

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

ANSWER:

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

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

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

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

Key Concepts and Summary

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

For Further Exploration

مقالات

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

مواقع الويب

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

Videos

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

Introductions to Quantum Mechanics

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

Collaborative Group Activities

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

راجع الأسئلة

Thought Questions

With what type of electromagnetic radiation would you observe:

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

Figuring for Yourself

Glossary


These Astronomical Glass Plates Made History

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

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

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

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

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

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

Schrödinger’s Cat When Nobody Is Looking

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

The sun’s magnetic field

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

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

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

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

Hubble’s famous “VAR!” revelation

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

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

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

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

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

“My god, it’s full of stars!”

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

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

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

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

A supernova in a strange galaxy

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

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

A sweeping galactic survey

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

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


Notes for Astronomers

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

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

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


Acknowledgements

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


Atmospheric Evolution

  • Condensation of H2O into the oceans.
  • Locking up of CO2 into carbonaceous rocks
  • Formation of O2 by photosynthesis in plants & algae
  • كو2 content of the atmosphere is regulated by a complex balance cycle.
  • Increases in O2 and methane (CH4) from "biomass" (plants and animals)
  • Human activity (fuel burning & agriculture)

HYDROLOGY | Ground and Surface Water

Hydrological Cycle

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

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


شاهد الفيديو: تشغيل الاحمال على الواح الطاقة الشمسية بدون مدخرات جزء 1 المضخات الغاطسة (ديسمبر 2022).