Astronomija

Suprasti energijos nuostolius teleskopo angoje dėl atmosferos sklaidos

Suprasti energijos nuostolius teleskopo angoje dėl atmosferos sklaidos


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.

Bandau suprasti energijos nuostolius, atsirandančius dėl atmosferos sklaidos, atsižvelgiant į žemiau pateiktą Keck teleskopo schemą. Paprastam matymui man sakoma, kad 80% apgaubta energija yra 1 ". Instrumento diafragma yra 2". Siužete rodoma dispersija kaip zenito atstumo funkcija skirtingiems bangos ilgiams.

Koks yra didžiausias zenito atstumas, kai nuostolis yra <20% esant 3200 angstremui dėl atmosferos sklaidos?

Aš nesu įpratęs galvoti apie diafragmą lanko sekundėmis, bet manau, kad ji paprastai yra didesnė už matomąją? Be to, tai, kad 80% energijos yra apgaubta 1 ", ar tai reiškia, kad jūs 100% pagaunate 2" diafragma, ar aš nepastebiu daiktų? Tikrai nežinau, kaip naudotis šiuo siužetu. Ar tam tikru fiksuotu zenito atstumu, jei, pavyzdžiui, y reikšmė yra -3, ar tai reiškia, kad matymas padidėja 3 "(pvz., Jei matymas buvo 1" be dispersijos, ar tai būtų 4 "su dispersija)? Ar ne prasminga pagalvoti apie atmosferos sklaidos matymą „be“?


Darysiu prielaidą, kad instrumento „diafragma“ reiškia pluošto, kuris tiekia spektrografą, plotį (negaliu sugalvoti jokio kito patikimo scenarijaus).

Norite, kad teleskopo židinio plokštumoje būtų pritvirtinta didžiausia galia, esanti per 2 arksekų skersmenį dominančiais bangos ilgiais. Vienas gluminantis poveikis yra matymas. Jei 80% energijos uždaroma 1 arkseko skersmeniu, tai yra pagrįsta prielaida, kad jūs beveik viską gausite ($>95$%) 2 arcsek pluošte.

Pirmiau minėta aplinkybė taikoma bet koks viengubas, vienspalvis bangos ilgis. Jei norite stebėti spektrą bangų ilgių diapazone, turite atsižvelgti į atmosferos sklaidą. Skirtingo bangos ilgio šviesa lūžta atmosferos, taigi skirtingo bangos ilgio šviesa nukreipiama į skirtingą židinio tašką, atsižvelgiant į jo bangos ilgį. Šio diferencinio poslinkio židinio plokštumoje amplitudė priklauso nuo to, kiek atmosferos yra kelyje, todėl didėja zenito atstumu.

Jūsų klausimo grafike parodyta, koks yra tas poslinkis (lanko sekundėmis) šviesos, esant 5000A, šviesai. Tai reiškia, kad diapazonas bangos ilgio, kurį galite sėkmingai pasiekti savo 2 arcsekų pluošte, priklausys nuo centrinio bangos ilgio ir zenito atstumo.

Pavyzdžiui, bandant gauti spektrą tarp atmosferos ribos, esant 3200A ir 5000A, vienu stebėjimu nebus įmanoma viršyti zenito atstumo, jei 50 laipsnių, nes šių dviejų bangos ilgių vaizdų centroidas skiriasi daugiau nei 2 arkekais. Tiesą sakant, jūs pradėsite prarasti signalą prieš tai, nes grafiko poslinkis yra tik vaizdo centroidas, ir akivaizdu, kad jei šis centroidas pasieks artimą diafragmos kraštą, neryškus matymo poveikis sukels šviesos praradimą.

Jei vietoj to „diafragma“ nurodo plyšio plotį tradiciškesniame spektrografe, tuomet šią dispersijos problemą galite apeiti pasukdami plyšį lygiagretiu kampu, kad plyšys būtų palei išsisklaidžiusį žvaigždės vaizdą ir pan. renka šviesą visais bangos ilgiais (nors fotoaparate jie pasirodys skirtingais pikseliais).

Jei darote vaizdą, atmosferos sklaidos poveikis priklausys nuo jūsų filtro pralaidumo ir zenito atstumo. Naudojant siauros juostos filtrą, vaizdų dydį ribos matymas. Jei naudojate plačiajuosčio ryšio filtrus, ypač U ir B, vaizdai gali būti vertikaliai pailgi dideliais zenito atstumais dėl diferencinės sklaidos.

Išeitis yra įvesti atmosferos dispersijos korektorių prieš židinio plokštumą, kuris pakeis apskaičiuotą atmosferos sklaidos poveikį (tam tikro signalo ir vaizdo kokybės praradimo sąskaita).


@ProfRob atsakymas padėjo suprasti, kas vyksta, bet norėčiau ką nors pridėti.

Jei teleskopas nukreipimas optimizuotas 5000 angstremui angoje 2 "visiškai bus 1 plotas", kuris atitinka 80% energijos. Jei laikysite, kad teleskopas nukreiptas fiksuotai, bet šviesą stebėsite 3200 kampų atstumu, 1 "skersmens" diskas "pasislinks žemyn dėl atmosferos sklaidos. Kol šis 1" diskas lieka 2 "viduje, kurį stebite nukreipdamas tą teleskopą , jūs sugausite 80% 3200 angstremų šviesos. Taigi jums reikia apskaičiuoti, kiek galite maksimaliai išstumti 1 "disko centrą, kad jis liktų didesnio disko viduje. Tai bus tada, kai mažas apskritimas palies didįjį apskritimą viduje, o tai reiškia, kad centras pasislinks žemyn per pusę mažiausio apskritimo skersmens, t. Y. 0,5 ". Tikiuosi, kad tai prasminga ...

Siužete -0,5 "atitinka 20 ° zenito atstumą. Jei norite nustatyti, kiek korektorių (ADC) jums reikia (ratu, ne visi serijiniu būdu) tam tikru zenito atstumu, pvz. 70 °, išlaikant nuostolius mažesnius nei 20%, turite sužinoti, kiek iš 1 "diskų pasislinko už 2" disko už tą teleskopą, kuris yra optimizuotas esant 5000 angstremui. Esant 70 °, jums tereikės pataisyti 4 iš siužete parodytų bangos ilgių.


Atmosferos lūžis

Radijo bangos, kaip ir šviesos bangos, gali atsispindėti ir lūžti. Jie taip pat patiria slopinimo nuostolius dėl atmosferos ir gamtos reiškinių, tokių kaip lietus, sniegas ir rūkas. Tai lemia tris pagrindinius signalo degradacijos tipus: kelių takų trikdžius, blukimą ir slopinimo nuostolius.

Atspindžiai nuo žemės paviršiaus, jonosferos, natūralių ar žmogaus sukurtų objektų ir atmosferos lūžis gali sukurti kelis kelius tarp perduodančios ir priimančios antenos. Atsižvelgiant į santykinį kelio atstumą, atspindėta banga perkeliama fazėje, palyginti su pradine banga, o tai gali sukelti trukdžius imtuve, vadinamame kelių takų trukdžiai. Kadangi fazės poslinkio dydis priklauso nuo dažnio, kombinuotas priimamas signalas taip pat priklauso nuo dažnio, o tai gali sukelti rimtų plačiajuosčio ryšio problemų.

Blukimą lemia nenormalūs atmosferos lūžio rodiklio pokyčiai. Paprastai atmosfera laužia arba lenkia radijo bangas atgal į žemės paviršių. Tačiau dėl nenormalaus temperatūros, drėgmės ir stipraus žemės rūko pasiskirstymo radijo bangos gali būti linkusios link paviršiaus daug labiau nei įprasta, kad jos niekada nepasiektų priimančiosios antenos, dėl to pasikeistų priimamo signalo stiprumas ar net visiškai prarastų. Skambinama gaunamo signalo stiprumo kitimu arba sumažėjimu įvairiais laiko periodais nyksta.

Didėjant perdavimo dažniams, didėja ir kelio slopinimo nuostoliai dėl atmosferos. Rimtesnius nuostolius sukelia rūkas, sniegas ir ypač lietus, kuris tampa labai reikšmingas dažniuose, viršijančiuose 4 GHz. Šių nuostolių poveikis nyksta ir padidėja klaidų lygis. Paprastai juos leidžiama naudoti projektuojant, naudojant paskelbtus meteorologinius duomenis apie regioną, kuriame yra radijo ryšys.


Turinys

Partnerystė ir finansavimas Redaguoti

Iš pradžių MSE projektas susiformavo atlikus galimybių studiją, kuriai vadovavo Kanados nacionalinė mokslinių tyrimų taryba, kuri parodė mokslo tvirtumą didelei diafragmai skirtai daugiaobjektinei spektroskopinei įrangai, taip pat tokios įrangos, kaip atnaujinimo, technines galimybes. CFHT. 2014 m. CFHT įkūrė projekto biurą Waimea HI, kad vadovautų ir plėtotų projektą iki pat statybų pradžios. [1] 2018 m. MSE dalyvius sudaro nacionalinio ar valstybinio lygio organizacijos Kanadoje, Prancūzijoje, Havajuose, Australijoje, Kinijoje ir Indijoje, o projekto vykdomoji agentūra yra „CFHT Corp“. Ispanijos universitetų grupės taip pat vaidino pagrindinį projektavimo vaidmenį ankstesniuose projekto etapuose. Projektą valdo kiekvieno dalyvio narių valdymo grupė. Projekto projektavimo darbai finansuojami grynaisiais, kuriuos valdo valdymo grupė ir kuriuos moka CFHT Corp, taip pat daugumos dalyvių darbu natūra.

Statybos patvirtinimo procesas Redaguoti

Pagrindiniai Maunakėjos žemių valdymo dokumentai yra Mauna Kea mokslo rezervo pagrindinis planas [4] (2000 m. Birželio mėn.) Ir Mauna Kea išsamus valdymo planas [5] (2009 ir 2010 m.). Pagrindiniame plane CFHT aiškiai pripažįstama kaip viena iš aukščiausiojo lygio susitikimo vietų, kuri bus pertvarkyta, o išsamaus valdymo plane nurodytas kūrimo ir patvirtinimo procesas. Nors planuojami MSE pakeitimai turi mažesnį poveikį nei tie, kurie pagrindiniame plane ir valstybės administracinėse taisyklėse priskiriami „pertvarkymui“, MSE taikomi patvirtinimo procesai, kurie apibrėžti šiuose dokumentuose ir kuriuos valdo Havajų žemės ir gamtos departamentas. Ištekliai (DLNR).

CFHT užima vietą Maunakėjoje pagal bendrosios nuomos S-4191 subnuomą tarp Havajų valstijos ir Havajų universiteto (UH). Bendroji nuoma suteikia UH teises ir pareigas veikti ir valdyti Mauna Kea mokslo rezervatą iki 2033 m. Gruodžio 31 d. UH šiuo metu siekia atnaujinti bendrąją nuomą. Prieš MSE pereinant į statybos etapą, projekte turi būti ir DLNR patvirtintas projektas, ir galimybė veikti po 2033 m. Pagal atnaujintą Maunakėjos mokslo rezervo bendrąją nuomą.

Mokslo tikslai Redaguoti

MSE mokslo tikslus sukūrė plati tarptautinė mokslo komanda ir jie aprašyti MSE išsamaus mokslo byloje. [6] Išsamus mokslo atvejis sukuria ir pagrindžia 12 stebėjimo tyrimų mokslo atvejį, kiekviename iš jų nagrinėjant pagrindinį mokslo klausimą, ir sugrupuoja tuos 12 atvejų į tris mokslo temas:

  1. Žvaigždžių, žvaigždžių sistemų ir žvaigždžių Galaktikos gyventojų kilmė,
  2. Galaktikų susiejimas su didele Visatos struktūra ir
  3. Apšviečiant tamsiąją visatą.

Stebėjimo centro techninėms charakteristikoms apibrėžti ir apriboti naudojamas šešių tyrimų programų rinkinys, kuris unikaliai įmanomas naudojant MSE [7] [ref].

1. Egzoplanetos ir žvaigždžių astrofizika Redaguoti

MSE atliks spektroskopinį apibūdinimą esant didelei spektrinei skiriamajai gebai ir aukštam silpno galo signalo ir triukšmo santykiui (g

16) PLATO tikslinio pasiskirstymo, kad būtų galima statistiškai analizuoti planetas priimančių žvaigždžių savybes priklausomai nuo žvaigždžių ir cheminių parametrų. Tai leis atlikti labai išsamius žvaigždžių daugybės paplitimo karštų Jupiterių režime statistinius tyrimus šiam ir kitiems mėginiams, taip pat tiesiogiai išmatuoti dvejetaines frakcijas nuo Saulės kaimynystės.

2. Cheminis žymėjimas išoriniame Paukščių Tako Redaguoti

MSE sutelks dėmesį į išorinių „Galaxy“ komponentų supratimą: aureolę, storą diską ir išorinį diską, prie kurių nepasiekiama 4 metrų klasės teleskopams, daugiausia naudojant unikalias galimybes atlikti cheminio žymėjimo eksperimentus. Chemija gali būti naudojama kartu su fazių erdve arba vietoj jos, kad būtų atskleistos žvaigždžių asociacijos, vaizduojančios galaktikos statybinių blokų liekanas. MSE imsis šių metodų į priekį, kad padėtų realizuoti Freemano ir Blando-Hawthorne'o „Naująją galaktiką“ [8].

3. Tamsiosios materijos dinamikos tyrimas Redaguoti

MSE ištirs tamsiosios materijos dinamiką visose astronominėse erdvinėse skalėse. Paukščių Tako nykštukinėms galaktikoms MSE gaus išsamius dešimčių tūkstančių žvaigždžių narių pavyzdžius labai dideliu spinduliu ir su keliomis epochomis, kad būtų galima nustatyti ir pašalinti dvinarės žvaigždės. Tokios analizės leis tiksliai nustatyti vidinį tamsiosios medžiagos profilį ir ištirs tamsiosios medžiagos aureolių pakraščius, kurie lemia išorinius potvynio sutrikimus, kai nykštukai skrieja aplink Galaxy. Galaktikos aureolėje didelio tikslumo radialinio greičio kartografavimas kiekvienam žinomam žvaigždžių srautui atskleis kaitinimo mastą sąveikaujant su tamsiomis subhalomis ir nustatys tvirtas tamsių subhalų masės funkcijos aplink L * galaktiką ribas. Spiečių skalėse MSE naudos galaktikas, planetinius ūkus ir rutulinius spiečius kaip dinaminius atsekamuosius elementus, kad gautų visiškai nuoseklų tamsiosios medžiagos aureolių portretą visoje masės funkcijoje.

4. Ryšio tarp galaktikų ir didelės apimties Visatos struktūros redagavimas

MSE išmatuos, kaip vystosi ir auga galaktikos, palyginti su tamsiosios medžiagos struktūra, kurioje jos yra. Tai daroma atvaizduojant žvaigždžių populiacijų ir supermasyvių juodųjų skylių pasiskirstymą tamsiosios materijos aureolėse ir gijinėse struktūrose, dominuojančiose Visatos masės tankyje, ir tai darant visose masinėse ir erdvinėse skalėse. MSE suteiks proveržį ekstragalaktinėje astronomijoje, susiedamas galaktikų susidarymą ir evoliuciją su supančia didelio masto struktūra visoje atitinkamų erdvinių skalių diapazone (nuo kiloparsekų iki megaparsekų).

5. Stebėdami įvykius, besikeičiančius pagal laiką, redaguokite

MSE atliks LSST, SKA ir kitų pereinamojo laikotarpio visų dangaus tyrimų metu nustatytų įvykių, susijusių su laiku, stebėjimą spektroskopu. Turėdama didelį multiplekso pranašumą ir gerą dangaus sutapimą su kitomis apklausomis, MSE gali užtikrinti didelės apertūros silpnų pereinamųjų įvykių stebėjimą naudodama keletą skaidulų, tuo pat metu tęsdama nenutrūkstamą pagrindinių tyrimo programų stebėjimą su likusia įdiegtų skaidulų rinkinio dalimi.

6. Supermasyvių juodųjų skylių augimas Redaguoti

MSE atliks ekstragalaktinio laiko domeno programą, kad atlikdami reverberacijos žemėlapį tiesiogiai matuotų didelio supermasyvių juodųjų skylių mėginio priėmimo normas ir mases. Ši informacija yra būtina norint suprasti akrecijos fiziką ir atsekti juodosios skylės augimą per kosminį laiką. Reverberacijos žemėlapis yra vienintelis nuo atstumo nepriklausomas juodųjų skylių masių matavimo metodas, taikomas kosmologiniais atstumais. MSE labai prailgins keletą santykinai mažo ryškumo AGN 10-ies, kurių šiuo metu yra matuojami juodosios skylės masės, remiantis šia technika.

Švietimas ir socialinė atsakomybė Redaguoti

Papildydama savo mokslo tikslus, MSE sustiprins švietimą, ypač STEM [mokslo, technologijų, inžinerijos ir matematikos] švietimą partnerių bendruomenėse. Nors tose bendruomenėse yra kuriama išsami informacija apie tai, kaip MSE bus naudojama švietimui paremti, CFHT turi daugybę novatoriškų švietimo ir visuomenės informavimo programų, tokių kaip Maunakea stipendininkų programa [9], kurios dalyvauja Havajuose “. aš bendruomenė. Esamų CFHT projektų įrodytos koncepcijos plačiau pritaikomos visai tarptautinei partnerystei. Tokios programos sudarys pagrindą išplėsti plėtros projektus į kitas STEM studijų sritis.

Teleskopas ir gaubtas Redaguoti

MSE teleskopas naudos aukščio ir azimuto teleskopo laikiklį, palaikantį segmentuotą pirminį veidrodį, kurio faktinis diafragmos skersmuo yra 10 metrų. Montavimo koncepcija vykdoma kaip jungo tipo konstrukcija ir atviro kosminio teleskopo vamzdis, užtikrinantys labai gerą mechaninį našumą. [10] Teleskopas yra optiškai suprojektuotas kaip pagrindinis fokusavimo teleskopas, naudojant segmentuotą pirminį 60 1,44 m segmentų veidrodį, perteikiantį apytiksliai 11,25 metrų diafragmą, ir su penkių elementų plataus lauko korektoriumi, užtikrinančiu 1,5 kvadratinio laipsnio koreguotą regėjimo lauką. pagrindinis teleskopo optinis židinio paviršius. Atmosferos dispersijos kompensavimas yra neatsiejama plataus lauko korektorinės optikos funkcija. Dėl MSE 11,25 metrų diafragmos skersmens reikia pakeisti Kanados, Prancūzijos ir Havajų teleskopo gaubtą, suprojektuotą 3,6 metrų diafragmos teleskopui, su tokiu, kuris užtikrina tinkamą gaubto angą, tačiau vis dar yra tokios masės, kokią gali išlaikyti dabartinis pastatas. Kalotės stiliaus gaubtas [11] buvo pasirinktas kaip tas, kuris atitinka našumo reikalavimus, įskaitant gerą ventiliacijos kontrolę, tačiau neviršija leistino masės ir fiskalinio biudžeto.

Apskrito optinio regėjimo lauko prietaisų pakuotėje [12] vyrauja šešiakampė matrica, sudaryta iš daugiau nei 4300 robotizuoto pluošto padėties nustatymo įrenginių, kurių kiekvienas šviesolaidžio galu ima židinio paviršiaus šviesą. Išoriniuose akorduose tarp šešiakampio pluošto padėties nustatymo elementų ir apskrito matymo lauko yra trys vaizdo kameros, naudojamos teleskopo nukreipimui, orientavimui ir židinio matavimui. Mechaninė de rotatoriaus pakopa išlaiko instrumentų paketą stabiliai dangaus koordinačių sistemoje, nes stebėjimo metu keičiasi parallaktinis kampas.

Mokslo instrumentai Redaguoti

Mokslo duomenis galima gauti dviem galimais spektrinės skiriamosios gebos režimais: didelė skiriamoji geba apie R = 20 000 | 40 000 ir mažos / vidutinės skiriamosios gebos režimas, apimantis R = 2 000 - R = 6 000. MSE sukurta taip, kad bet kokio stebėjimo metu būtų galima vienu metu fotografuoti abiejų režimų spektrus. Šviesolaidžio perdavimo sistema perduoda šviesą, surinktą į pluošto antgalius teleskopo optinėje židinio plokštumoje, į du spektrometrų bankus, kurie išmatuos kiekvienos skaidulos surinktos šviesos spektrą. Pluošto antgaliai tiksliai išdėstyti astronominio susidomėjimo židinio plokštumoje padėtyje, naudojant nuotolinio valdymo pakreipiamus stuburo pluošto padėties nustatymo įrenginius, [13] kiekvienas atsakingas už tai, kad vienas pluoštas tiektų šviesą į vieną iš dviejų spektrometro bankų. Pluošto perdavimo sistema [14] naudoja didelės skaitmeninės apertūros pluoštus, kad optiškai tiesiogiai atitiktų teleskopo židinio santykį, užtikrintų gerą mechaninį stabilumą ir optinį pralaidumą, tuo pačiu sumažinant židinio laipsnio degradaciją. Pluošto šerdies skersmuo, nustatantis dangaus dydį, kurio imamas kiekvienas pluošto antgalis, skiriasi tiems plaušams, kurie naudojami didelės skiriamosios gebos režime, nuo tų, kurie naudojami mažos / vidutinės skiriamosios gebos režimu, dėl astronominių taikinių kampinio dydžio skirtumo numatoma kiekvienu režimu.

MSE didelės skiriamosios gebos spektrometrai yra betoniniame prieplaukoje po teleskopu. Šis spektrometrų bankas matuoja šviesos, kurią skleidžia 1000 ar daugiau skaidulų, spektrą, kiekvienas išsklaidytas trijuose spektriniuose languose, paskirstytuose matomoje prietaiso šviesos srityje (nuo 360 nm iki 900 nm). [15] Žemos / vidutinės skiriamosios gebos spektrometrai yra ant teleskopo, ant atlošo platformų, esančių azimuto struktūroje. Šis spektrometrų bankas matuoja šviesos, kurią skleidžia 3200 ar daugiau skaidulų, spektrą, kiekvienas išsklaidytas keturiuose spektriniuose languose. Langai užtikrina nenutrūkstamą bangos ilgį matomose ir artimoje infraraudonųjų spindulių juostose nuo 360 nm iki maždaug 1,8 um, kai jie veikia mažiausia skiriamąja geba (apie 3000 skiriamąją gebą), arba maždaug pusei bangos ilgio aprėpties, kai veikia vidutine skiriamąja geba (a skiriamoji geba apie 6000). [16]

Mokslo ekspozicijos kalibruojamos naudojant tiek teleskopines, tiek ne teleskopines lempas ir sutemų dangų. [17] Stebėjimo naktį teleskopinės lempos apšviečia pluošto įvestį lempomis, kurios suteikia platų energijos tęstinumą bangos ilgio diapazone („plokščiosios“) ir lempos, turinčios daug siauros juostos spinduliavimo linijų („lankai“). ), pavyzdžiui, tuščiavidurių katodinių lempų. Lempos plokščiojo ir lankinio kalibravimo matavimai atliekami nakties metu naudojant teleskopo kalibravimo sistemą prieš kiekvieną mokslinį stebėjimą ir po jo, teleskopo laikiklį ir pluošto padėties nustatymo įtaisą toje pačioje stebėjimo konfigūracijoje, kaip ir mokslo stebėjime. Lempos plokščiojo ir lankinio kalibravimo matavimai taip pat atliekami dienos metu naudojant ne teleskopo kalibravimo sistemą, kuri gali suteikti matavimą esant didesniam signalo ir triukšmo santykiui. Lempos butai taip pat imami naudojant standartinę teleskopo ir padėties nustatymo konfigūraciją, norint išmatuoti prieblandos ir lempos plokščių santykinę energiją. „Twilight“ plokščio kalibravimo matavimai naudojami siekiant tiksliau pavaizduoti energijos pasiskirstymą, kurį teleskopas mato stebėjimo metu, nei įmanoma atliekant vien lempos kalibravimo matavimus.

Duomenų redagavimas

Optimalus MSE planavimas yra sudėtinga daugialypė problema. [18] Kiekviena „stebėjimo matrica“ (vienas stebėjimas, atliktas viename teleskopo nukreipimo taške ir susijusių pluoštų padėčių rinkinyje) nukreiptas į daugiau nei 4300 pluoštų spektrus, nukreiptus į objektus, pasirinktus iš kelių tuo pačiu metu atliktų tyrimų, taip pat kalibravimo taikinius ir galimybių taikinius, ir su spektrografais ir iš tikrųjų spektrografų rankomis, sukonfigūruotomis skirtingai kiekvienoje stebėjimo matricoje. Objektai parenkami įtraukti į bet kurią stebėjimo matricą remiantis mokslo prioritetu, laiko kritiškumu, stebėjimo sąlygomis, šaltinio ryškumu, dangaus ryškumu, kalibravimo poreikiais ir pluošto išeiga (pluošto antgalių dalis, kurią galima įdėti į naudingus mokslo objektus). . Programinės įrangos įrankiai yra apibrėžti, kad būtų galima automatizuoti veiksmų seką, pradedant nuo apklausos apibrėžimo iki mokslo duomenų pateikimo. Galutinis duomenų produktas, kurį MSE pateiks, yra 2 matmenų spektrų vaizdai ir 1 matmenų spektrai, pataisyti atsižvelgiant į observatorijos parašą, spektriškai sukalibruoti ir kartu pridėti, kai buvo atlikti keli to paties objekto matavimai ta pačia skiriamąja geba. Duomenų išleidimo politika bus baigta rengti projektui artėjant prie statybų pradžios, ir tikimasi, kad ji nedelsdama išduos duomenis organizacijos partnerių mokslininkams ir apklausų grupėms, o vėliau - visuomenei.

Maunakea viršūnių susitikimas Redaguoti

MSE sukurta siekiant mokslo tikslų, kad Maunakėjos viršūnių susitikime būtų kuo mažesnis poveikis tiek statybų metu, tiek eksploatuojant observatoriją. [2] Projektas yra esamo CFHT įrenginio atnaujinimas, daugiausia pakeičiantis dabartiniame pastate esantį teleskopą, kupolą ir prietaisus ir pakartotinai naudojant dabartinius pamatus be pakeitimų. Tam tikri įrangos ir erdvės pertvarkymai dabartiniame pastate yra būtini, kad būtų patenkinti MSE poreikiai, taip pat pastatų reguliavimo pakeitimai nuo pradinės statybos, tačiau projektavimo tikslas yra pastatas, kuris atrodo iš esmės identiškas dabartiniam CFHT aukščiausiojo lygio susitikimo pastatui. . Pastato vidinė struktūra bus patobulinta, kad būtų užtikrintas geresnis veikimas seisminių įvykių metu ir kad būtų galima pritaikyti naują gaubtą ir didesnį teleskopą. Kiti pakeitimai susiję su įrangos ir laboratorijų perkėlimu, kad šiluma būtų geriau pašalinama iš stebimos aplinkos, ir suteikiama erdvė segmentinėms veidrodžių valymo ir dengimo operacijoms.

Nors MSE bus vykdomas nuotoliniu būdu nuo „Waimea“ būstinės pastato, kad būtų vykdomos visos naktinės operacijos, viršūnių susitikimo pastate ir toliau bus numatytos teleskopų ir gaubtų valdymo priemonės atliekant inžinerinius ir techninius priežiūros darbus dienos metu, taip pat bus galima patenkinti darbo vietos komfortą ir skubios pagalbos darbuotojų poreikius.


Suprasti energijos nuostolius teleskopo angoje dėl atmosferos sklaidos. Astronomija

  • Charles Mattias Mountain (pagrindinis tyrėjas)
    [email protected] (202)483-2101
  • Jeffrey Kuhn (pagrindinis tyrėjas)
  • Robertas Rosneris (pagrindinis tyrėjas)
  • Philipas Goode (pagrindinis tyrėjas)
  • Michael Knoelker (pagrindinis tyrėjas)
  • Thomas Rimmele (buvęs pagrindinis tyrėjas)
  • William Smith (buvęs pagrindinis tyrėjas)
  • Stephenas Keilas (buvęs pagrindinis tyrėjas)

SANTRAUKA

Santrauka
AST 0415302

Magnetiniai laukai kontroliuoja nekintančią Saulę. Svarbiausias supratimas apie saulės kintamumą ir tiesioginį jo poveikį Žemei yra suprantant visus šių magnetinių laukų aspektus. Tai yra „tamsioji energija“? saulės fizikos problema, nes magnetiniai laukai yra už dabartinių saulės teleskopų skiriamosios gebos ribų, juos užgožia Žemės atmosfera arba paslepia saulės disko akinimas išorinėje saulės atmosferoje. Saulė teikia laboratoriją, kurioje galima pastebėti ir suprasti labai nelinijinės labai jonizuotos magnetinės plazmos dinamikos savybes, taip pat išbandyti ir patobulinti modelius. Dabar egzistuoja technologija, skirta išspręsti ir išmatuoti Saulės magnetinius laukus ir kaip jie valdo saulės atmosferą. Visi pažangių technologijų saulės teleskopų (ATST) projektavimo aspektai yra optimizuoti šiems laukams tirti mūsų astrofiziniame kieme. Su juo suprasime magnetinių laukų gyvavimo ciklą, kaip jie gimsta dinamo mechanizmais, vystosi konvekciniais ir sprogstamaisiais reiškiniais ir išsisklaido dėl varžinių ir jungiamųjų magnetinių įvykių.

ATST bus 4 m diafragmos, ne ašies saulės teleskopas su integruota adaptyvia optika, mažai išsklaidyta šviesa, infraraudonųjų spindulių, koronagrafine ir polarimetrine galimybėmis. Tai išspręs esmines, plataus masto magnetines ypatybes ir jų dinamiką, lemiančias skirtingą energijos išleidimą iš Saulės atmosferos. ATST dizainas yra optimizuotas (pralaidumas, išsklaidytos šviesos ir instrumentinės poliarizacijos savybės), kad vektorinės magnetogramos būtų sudarytos iki difrakcijos ribos (0,03 lanko sekundės esant 500 nm). Jo surinkimo plotas, kuris yra 16 kartų didesnis nei šiandieniniai saulės teleskopai, suteiks jautrumą matuoti silpnus laukus ir greitai besivystančius stipresnius laukus. Jo koeficientas yra 64 didesnis surinkimo plotas nei didžiausio esamo vainikinio korpuso, ir jis suteiks jautrumą ir koronagalinį pajėgumą, reikalingą silpniems, smulkios formos vainikinių magnetinių laukų matavimui. Naujosios technologijos ir padidėjęs mūsų supratimas apie tai, ko turime išmokti, paverčia ATST būtinu ir logišku šeštajame ir septintajame dešimtmetyje pastatytų saulės teleskopų įpėdiniu ir yra natūralus kosminių misijų, tokių kaip Saulės dinamikos observatorija, STEREO, papildymas. ir Saulės orbitą.

ATST siūlo didžiulę galimybę mokyti studentus ir įdarbinti saulės fizikos doktorantus ir dėstytojus, kurie taps ATST vartotojais ir ateities prietaisų gamintojais bei teoretikais. ATST planuoja sukurti tvirtą sinergiją su bendradarbiaujančių institucijų švietimo ir informavimo programomis, įskaitant programas, skirtas K-12 klasei, stažuotėms, visuomenės informavimui per ekskursijas, praktinius eksponatus ir demonstracijas. ATST programa aktyviai dalyvaus ir toliau dalyvaus dideliuose JAV ir tarptautinės saulės fizikos bendruomenės segmentuose, padėdama stiprinti saulės astronomijos programas universitetuose ir nacionaliniuose centruose.

PROJEKTO REZULTATŲ ATASKAITA

Ši plačiajai visuomenei skirta projekto rezultatų ataskaita stenograma pateikiama pagrindinio tyrėjo (PI) dėl šio apdovanojimo. Bet kokios šioje ataskaitoje išreikštos nuomonės, išvados ir išvados ar rekomendacijos yra PI ir nebūtinai atspindi Nacionalinio mokslo fondo nuomonę. NSF nepatvirtino ar nepatvirtino jos turinio.

4 m ilgio Danielio K. Inouye saulės teleskopas (DKIST) bus galingiausias saulės teleskopas ir pasaulyje pirmaujantis antžeminis šaltinis, skirtas saulės magnetizmui tirti, valdančiam saulės vėją, pliūpsnius, vainikinių masių išstūmimus ir saulės ir rsquos galios kintamumą.

Saulė yra svarbiausias žmonijai astrofizinis objektas. Jis unikaliai sąveikauja su žeme, skatina procesus žemės klimate, taip pat aplinkos sąlygas erdvėje aplink žemę (kosminis oras), o tai gali stipriai paveikti planetos ryšius, civilinę infrastruktūrą, ekonomiką ir biologiją. Norėdami ištirti ir galiausiai suprasti bei numatyti saulės aktyvumą, turime stebėti ir modeliuoti fizinius procesus visoje Saulės atmosferoje pagal jų vidines erdvines ir laikines skales. Mokslui reikalingas dizainas, palaikantis difrakcijos ribotą vaizdavimą ir visų atmosferos sluoksnių nuo fotosferos iki vainiko spektropolarimetriją per bangų ilgius nuo matomo iki infraraudonojo.

DKIST yra įrenginys, skirtas šioms kritinėms galimybėms suteikti ir labai pagerinti mūsų saulės magnetizmo supratimą. AST-0415302 finansavimas suteikė išteklių užbaigti pagrindinių šio įrenginio komponentų projektavimą ir pagreitinti pagrindinių posistemių gamybą.

DKIST, tiesiogiai ir kartu su kitais kosminiais ir antžeminiais prietaisais, spręs daugelį seniai iškilusių klausimų, apimančių saulės aktyvumo ir kintamumo fiziką, kurios iki šiol nesuprantame, bet turime daug šansų į tai atsakyti per ateinančius kelis dešimtmečius naudojant tinkamas stebėjimo ir teorines priemones. Šie klausimai yra:

  • Kas kaitina saulės vainiką, todėl Saulė tampa kintama rentgeno žvaigžde?
  • Kaip įmagnetinta saulės plazma pagreitina saulės vėją?
  • Kas sukelia saulės masės išstūmimą, paverčiant susikaupusią magnetinę energiją į magnetizuotais plazmos debesimis, kertančiais tarpplanetinę erdvę?
  • Kaip energija kaupiama ir išsiskiria saulės spindulių raketose?
  • Kokį vaidmenį saulės dinamo procese vaidina visur esantis magnetinis srautas, lemiantis ciklinius magnetinio aktyvumo pokyčius?

Saulės tyrimas padeda astronomams tyrinėti kitas žvaigždes ir buvo pagrindinis saulės fizikos aspektas, kurį palietė Nauji pasauliai, nauji horizontai (NWNH) dešimtmečio apklausa. Kaip teigiama NWNH (p. 61, 64), & ldquoto suprasime žvaigždžių gyvenimą ir jų vaidmenį kosminėje evoliucijoje, turime suprasti masės praradimo, sukimosi ir magnetinių laukų vaidmenį žvaigždžių evoliucijoje. & Rdquo Magnetiniai laukai vaidina svarbų vaidmenį. masės praradimo ir sukimosi metu, ir jie taip pat vaidina svarbų vaidmenį raidai ir likimui aplink žvaigždes kontroliuojant radiacijos aplinką, kuriai tenka planetos. Pastarasis liečia planetų pragyvenamumą (NWNH, p. 37). Siūlomos NSO CA programos tikslas yra suprasti saulės magnetinių laukų vaidmenį visose jos skalėse, naudojant DKIST ir sinoptinius išteklius.

Saulės fizika įžengė į naują amžių, kai pažangių prietaisų sujungimas ir išsamus modeliavimas kelia iššūkį Saulės fizikų manymu, kad jie žino apie Saulę ir saulės procesus, kurie veikia gyvybę Žemėje ir valdo tarpplanetinę erdvę.

DKIST bus pasaulyje pažangiausias ir pajėgiausias saulės teleskopas, kuris toli peržengs dabartinių teleskopų ribas, kad galėtų ištirti net 25 km dydžio Saulės magnetinius laukus. Tokia skiriamoji geba leis saulės fizikams pirmą kartą stebėti žvaigždės & rsquos konvekcinio gaubto sąveiką su magnetiniais laukais ir galimą magnetinių laukų susidarymą & ldquoturbulent dynamo & rdquo procese, kuris buvo teoriškai pagrįstas, bet niekada nebuvo stebimas stebėjimo būdu.


Plataus lauko aplanatiniai dviejų veidrodžių teleskopai, skirti antžeminei γ spindulių astronomijai

Manoma, kad „Aplanatic“ teleskopai su dviem asferiniais veidrodėliais, ištaisytais sferinėms ir komos aberacijoms ištaisyti, gali būti naudojami γ-spindulių astronomijoje, naudojant antžeminę atmosferos Cherenkovo ​​techniką. Mes ištyrėme optinės sistemos parametrų fazinę erdvę, norėdami rasti teleskopo konfigūracijas, kurios sumažina astigmatizmą. It is shown that unlike the traditional prime-focus Davies-Cotton design, such telescopes provide a solution for wide field of view γ-ray observations.

The designs are isochronous, can be optimized to have no vignetting across the field, and allow for significant reduction of the plate scale, making them compatible with finely-pixilated cameras, which can be constructed from modern, cost-effective image sensors such as multi-anode PMTs, SiPMs, or image intensifiers.


DETECTION TECHNIQUES

Čerenkov Light from Air Showers

Detection of γ-ray-initiated air showers via Čerenkov light is a well-understood process. Although a detailed description of this behavior requires Monte Carlo simulation, first-order estimates can be obtained with the help of analytic shower models (105, 106) and simple arithmetic. Since air is a low-Z material, essentially all of the primary photon energy is converted to ionization losses of the secondary elections and positrons only a small fraction is converted to lepton rest mass. Photonuclear processes also play no significant role. Under these circumstances, the Čerenkov photon yield is very nearly proportional to the ionization energy loss as long as the electrons and positrons are sufficiently relativistic. At sea level, the energy threshold for Čerenkov light emission from electrons is 21 MeV but, to first-order, the effective threshold is a factor of two higher in order to compensate for diminished light yield as the particles are slowed and stopped. For showers with a few hundred GeV energy, the useful track length for creating Čerenkov light is approximately 25% of the total and is relatively independent of energy.

The ratio of Čerenkov photon yield to incident γ-ray energy can be estimated by the following arguments: The total shower energy is related to the track length of electron secondaries by


Evolution of ground-based gamma-ray astronomy from the early days to the Cherenkov Telescope Arrays

Most of what we know of cosmic gamma rays has come from spacecraft, but at energies above tens of GeV it has become possible to make observations with ground-based detectors of enormously greater collecting area. In recent years one such detector type, the cluster of imaging air Cherenkov telescopes, has reached a very productive state, whilst several alternative approaches have been explored, including converted solar power collectors and novel high-altitude particle shower detectors which promised to extend the energy range covered. Key examples of development from 1952 to 2011 are followed, noting the problems and discoveries that stimulated the current work, explaining the logic of the alternative approaches that were taken. The merits of the current major Cherenkov observatories and of other viable detectors are examined and compared, with examples of the astrophysical information they are beginning to provide. The detectors are still evolving, as we still do not understand the processes onto which the gamma rays provide a window. These include the acceleration of Galactic cosmic rays (in particular, the wide-band spectra of radiation from some individual supernova remnants are still hard to interpret), the highly relativistic and variable jets from active galactic nuclei, and aspects of the electrodynamics of pulsars. Larger groups of Cherenkov telescopes still offer the possibility of an increase in power of the technique for resolvable Galactic sources especially.

Highlights

► Recounts what guided the development of ground based gamma ray astronomy. ► Logic of different instrumental approaches outlined. ► Power of current Cherenkov observatories compared with other techniques. ► SNR spectra starting to appear with detail presenting challenge for theory. ► Importance of overlap of spacecraft and IACT energy ranges in testing processes.


Stars are known to form in so-called “molecular clouds” collections of cold gas and dust in the space between stars. These stellar nurseries can contain a number of dense clumps of gas and dust called “prestellar cores”. Research has suggested that these cores are expected to exhibit concentrated structures within them – the “seeds” of new stars right at the cusp of being born.

Strong efforts by astronomers have been made to find such “seeds” of stars inside prestellar cores in the past, but mostly in vain. It was difficult to catch such seeds in action perhaps because they are short-lived, but also due to the inherent difficulties in observing such dense regions and at such small scales. Despite the challenges, Dipen Sahu, at the Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA), Taiwan, and lead author of this study stated that “despite the challenges it is very important to understand when and how such stellar embryo(s) come to live” noting that “it is this critical early stage that is important to observe as we understand how these early stages shape the stellar offspring. We would like to know how stellar systems are formed, but we need to study them near their birth to fully understand the process.”

We would like to know how stellar systems are formed, but we need to find them near their birth to understand the process.

One of the closest, brightest and most well known stellar nurseries can be found in the constellation of Orion also known as the Ka Hei-Hei O Nā Keiki (which refers to a children’s string game similar to the cat’s cradle) in Hawaiian. The international team, including astronomers from Taiwan, China, Japan, and Korea, first started out to uncover cold and dense cores in the Orion Molecular Cloud. As dust in the cores absorbs light and blocks the view at the optical wavelengths, astronomers make use of “light” emitted by the dust inside the dense cores at submillimeter wavelengths, obtained using such telescopes as the James Clark Maxwell Telescope (JCMT) situated on the slopes of Maunakea in Hawaii.

Core “G205.46-14.56M3” located in the Orion Molecular Cloud shows signs of multiple small blobs inside. Top right insert: SCUBA-2 image of G2-5.46-14.56M3 as observed by the JCMT, Hawaii. Bottom left insert: ALMA resolves the newly forming stars within. The Orion Constellation is also known as the Ka Hei-Hei O Nā Keiki (“the cat’s cradle”) in Hawaiian. Credit: ASIAA/Wei-Hao Wang/ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Tie Lie/Sahu et al.

“The JCMT continues to play a pivotal role in locating these cores!”, says Tie Liu at Shanghai Astronomical Observatory, co-author of this study and the principal investigator of the ALMA observation program, “the JCMT is critical in that it gives us the speed to hunt around these stellar nurseries with the sensitivity needed to find these faint regions of cold and dense gas”.

With JCMT providing the team with stellar nursery candidates, the team turned to the largest telescope on the ground to date, the Atacama Large Millimeter and submillimeter Array (ALMA) located in the high desert in northern Chile. The observations carried out with ALMA in late 2018 to early 2019 unveil to the team five cores with a very concentrated gas and dust distribution at a scale of a 1000 AU. Toward one core named “G205.46-14.56M3” in particular, the image shows signs of multiple small peak structures inside. These peaks are estimated to harbor a high density of cold gas that has never been seen before and their significant mass makes astronomers think that they are very likely to form a binary star system in the future. It is known that a large fraction of Sun-like stars are in binary or multiple stellar systems. Sheng-Yuan Liu at ASIAA, co-author of this study stated “ALMA provides us with unprecedented sensitivity and angular resolution so that we can see faint sources with truly sharp images. Finding twins or triplets should be common in stellar nurseries but it is remarkable to actually obtain the image like seeing inside an egg with two yolks!”

Finding twins or triplets should be common in stellar nurseries but it is remarkable to actually obtain the image like seeing inside an egg with two yolks!

It remains unclear what leads to the sub-structures we see in the core of G205.46-14.56M3. The substructures are likely a complicated interplay between the gas motion, gravity, and magnetic fields that are threading through the gas. The observed emission from the dust only tells us how gas and dust are distributed. Understanding how the gas is moving and how magnetic fields are distributed inside such cores would allow astronomers to further pinpoint the decisive process.

“Detecting such a handful of stellar seeds is just the beginning and the JCMT has proven to be a great tool for uncovering these nurseries. I am excited to see what new discoveries we will make when we combine the power of both JCMT and future followup studies with ALMA”, says Dipen Sahu.

The publication

The team is composed of Dipen Sahu (Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics), Sheng-Yuan Liu (Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics), Tie Liu (Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences), Neal J. Evans II (Department of Astronomy The University of Texas at Austin), Naomi Hirano (Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics), Ken’ichi Tatematsu (Nobeyama Radio Observatory, National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences), Chin-Fei Lee(Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics), Kee-Tae Kim (Korea Astronomy and Space Science Institute), Somnath Dutta (Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics), Dana Alina (Department of Physics, School of Sciences and Humanities, Nazarbayev University)

Contact Information

Dr. Sheng-Yuan Liu
Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics
ASIAA, Taiwan
Email: [email protected]

Dr. Jessica Dempsey
James Clerk Maxwell Telescope
East Asian Observatory, Hawaii, USA
Email: ​[email protected]

Media Releases:


Turinys

The free-space path loss (FSPL) formula derives from the Friis transmission formula. [3] This states that in a radio system consisting of a transmitting antenna transmitting radio waves to a receiving antenna, the ratio of radio wave power received P r > to the power transmitted P t > is:

The distance between the antennas d must be large enough that the antennas are in the far field of each other d ≫ λ . [4] The free-space path loss is the loss factor in this equation that is due to distance and wavelength, or in other words, the ratio of power transmitted to power received assuming the antennas are isotropic and have no directivity ( D t = D r = 1 =D_=1> ): [5]

Beside the assumption that the antennas are lossless, this formula assumes that the polarization of the antennas is the same, that there are no multipath effects, and that the radio wave path is sufficiently far away from obstructions that it acts as if it is in free space. This last restriction requires an ellipsoidal area around the line of sight out to 0.6 of the Fresnel zone be clear of obstructions. The Fresnel zone increases in diameter with the wavelength of the radio waves. Often the concept of free space path loss is applied to radio systems that don't completely meet these requirements, but these imperfections can be accounted for by small constant power loss factors that can be included in the link budget.

The free-space loss increases with the distance between the antennas and decreases with the wavelength of the radio waves due to these factors: [6]

  • Intensity ( I ) – the power density of the radio waves decreases with the square of distance from the transmitting antenna due to spreading of the electromagnetic energy in space according to the inverse square law[1]
  • Antenna capture area ( A eff >> ) – the amount of power the receiving antenna captures from the radiation field is proportional to a factor called the antenna aperture or antenna capture area, which increases with the square of wavelength. [1] Since this factor is not related to the radio wave path but comes from the receiving antenna, the term "free-space path loss" is a little misleading.

The radio waves from the transmitting antenna spread out in a spherical wavefront. The amount of power passing through any sphere centered on the transmitting antenna is equal. The surface area of a sphere of radius d is 4 π d 2 > . Thus the intensity or power density of the radiation in any particular direction from the antenna is inversely proportional to the square of distance

For an isotropic antenna which radiates equal power in all directions, the power density is evenly distributed over the surface of a sphere centered on the antenna

The amount of power the receiving antenna receives from this radiation field is


Understanding energy loss in a telescope aperture due to atmospheric dispersion - Astronomy

  • Charles Mattias Mountain (Principal Investigator)
    [email protected] (202)483-2101
  • Victor Krabbendam (Co-Principal Investigator)
  • Steven Kahn (Co-Principal Investigator)
  • William Smith (Former Principal Investigator)
  • Sidney Wolff (Former Co-Principal Investigator)

ABSTRACT

AST-1227061, PI: William S. Smith

The Large Synoptic Survey Telescope (LSST) is a large-aperture, wide-field, ground-based telescope that will survey the visible sky in six photometric bands. The images, alerts, and resulting catalogs will be made available to the United States and Chilean communities with no proprietary period. The LSST project was selected as the highest priority ground-based project by the 2010 astronomy and astrophysics decadal survey.

The survey is currently planned to last for ten years and will produce a database suitable for answering a wide range of pressing questions in astrophysics, cosmology, and fundamental physics. The same data set can be used to characterize the properties of dark energy and dark matter produce nearly instant alerts of detected optical transients such as exploding stars in distant galaxies discover and provide orbits for potentially hazardous near-Earth objects and catalog billions of objects with both high astrometric precision and unprecedented photometric depth. No other facility in operation or planned will have the simultaneous wide area and rapid temporal sampling to address these issues.

The project has already met the requirements of a Preliminary Design Review (PDR) of the full construction project. The present award, supplemented by contributions from LSST member institutions, will allow the LSST Project to build on their existing efforts to meet the requirements of a Final Design Review (FDR) and to be ready for construction. The priorities for this support are: 1) Moving the project to become construction-ready by completing the specifications and the bidding process for the major components of the telescope and support facility 2) Developing improved algorithms for data processing with emphasis on those that drive the sizing model for computing hardware 3) Implementing the PDR recommendations, which provide important guidelines for moving the project toward construction readiness 4) Implementing an Earned Value Management System and updating costing and other documentation required for FDR 5) Completing staffing of the senior management team that will carry out the construction phase and 6) Continuing risk reduction through hardware and software prototyping and system simulations.

The LSST data management system needs innovative, large-scale database techniques. To meet the science requirements, the project will need to use supercomputing technologies and create a general-purpose data and algorithm-parallel framework that will be available as open source software reusable on any high-performance, parallel scientific application. Continued development of these plans will yield much broader benefits beyond the astronomical community. This award also supports the project's Outreach Advisory Board and the continued development of educational and public outreach activities intimately connected with the planned scientific program.

PUBLICATIONS PRODUCED AS A RESULT OF THIS RESEARCH

Pastaba: When clicking on a Digital Object Identifier (DOI) number, you will be taken to an external site maintained by the publisher. Some full text articles may not yet be available without a charge during the embargo (administrative interval).

Some links on this page may take you to non-federal websites. Their policies may differ from this site.


Žiūrėti video įrašą: Astronomines observatorijos ir teleskopo profilaktika (Vasaris 2023).