Astronomija

Zakaj je bil ta meteor cian?

Zakaj je bil ta meteor cian?


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.

Nad Queenlandom je pred kratkim zasijal meteor.

Meteor so različni ljudje opisovali kot modrozelen ali voden, zato modrina slike ne more biti posledica težave s kamero. Zdi se, da tudi barva ni ničesar, kar najdemo v spektru črnega telesa.

Kaj (kemični / fizikalni postopek) lahko povzroči, da je ta meteor modrozelen?

kliknite za polno velikost, Vir

"Videl sem, da je prišel naravnost na nebo": meteor nad jugovzhodno Queensland v soboto zvečer. Fotografija: Craig Turton / AAP


Barva meteorja je odvisna predvsem od njegovega emisijskega spektra kemijske sestave. Za poenostavitev magnezijevi meteorji imajo emisijski spekter, ki ima modro do zeleno barvo. Spreminjajoči se dejavniki, kot so dodajanje dodatnih kovin in hitrost meteorja, lahko povzročijo cian meteor v primerjavi z modrim.

Vir: NASA o meteorjih


Koledar nebesnih dogodkov 2022

Kvadrantide bodo dosegle vrh v noči s 3. na 4.. Za razliko od drugih ima ta tuš zelo oster vrh, ki mu morate biti ob pravem času, da ste priča, sicer vidite znatno manj meteorjev. Ker pa bo to blizu nove lune, ne boste imeli nobenih motenj na Luni in boste imeli izgovor, da greste ven na temno lokacijo.

Konjunkcija Merkur Saturn & # 8211 2. marec

S teleskopom z majhno močjo boste & # 8217 lahko hkrati videli Merkur in Saturn v vašem pogledu! S prostim očesom ne boste videli le povezave nizko nad obzorjem, ampak tudi Venero in Mars višje desno. Če si želite ogledati konjunkcijo, potrebujete neoviran pogled na jugovzhodno obzorje okoli 5.30 po lokalnem času!

Venera Saturn Mars Planetarni ples & # 8211 23. marec & # 8211 3. april

Med 3/23 in 4/3 boste videli, da imajo Mars, Venera in Saturn plesno zabavo s trojno grožnjo, z večkratnimi opazovanji pa se bodo njihovi položaji spremenili. Od 3/23 boste videli tri v trikotniku. Z vsakim dnem bo trikotnik postopoma spreminjal svoje kote in 4/2 trikotnik izgine, ko se bodo planeti postavili v vrsto. Temu plesu ste lahko priča na jugovzhodnem nebu okoli 5.30 ure in # 8211 6. ure po lokalnem času pred sončnim vzhodom.

Mars Saturn Conjunction & # 8211 3.-6. April

V teh treh dneh bosta Mars in Saturn dovolj blizu na nebu, da bosta hkrati gledala skozi teleskop! Najboljši zmenki smo na 4. in 5., kjer bodo najbližje skupaj. Še enkrat se boste morali zbuditi zgodaj, saj bo povezavo najbolje videti ob 5.30 po lokalnem času.

Jupiter se pridruži plesu & # 8211 20. aprila & # 8211 10. junija

Od 20. 4. boste videli, da se Jupiter pridruži in postane štirismerna zabava! Med 20.20 in 6.10 boste vsako jutro okoli 5.30 zbrali štiri planete in včasih tudi Luno v različnih formacijah od vzhoda do jugovzhoda! V tem času bo seveda treba iskati nekaj veznikov, med drugim:

Konjunkcija Venere Jupiter & # 8211 30. april & # 8211 1. maj

4./30 se bosta Jupiter in Venera skoraj združila v dvojno zvezdo in skozi teleskop s srednjo povečavo bosta hkrati vidna! Tudi blizu 5/1 bodo blizu, vendar ne AS blizu. Vsako jutro ga je najbolje opaziti nad jugovzhodnim obzorjem ob 5:00 ostri uri!

Konjunkcija Mars Jupiter & # 8211 28. in 30. maj

Jupiter nadaljuje svojo turnejo in se sreča z Marsom 5/28-5 / 30. Ta zveza bo najbolje vidna 29. 5., ko bo par najbližji. Skozi teleskop z majhno močjo boste videli oba oba hkrati!

Total Lunar Eclipse & # 8211 16. maj

To bo prvi od dveh Luninih mrkov, vidnih letos nad Severno Ameriko. Ta mrk bo naklonjen tistim, ki živijo na vzhodni obali in večini osrednjih delov. Tisti, ki živijo na zahodni obali, bodo mrk videli že v delni fazi, ko se bo Luna dvignila, vendar bodo še vedno videli celoto in preostanek mrka, ko bo Luna izstopila iz Zemljine sence.

Pet (šest) planetov in lune & # 8211 19. in 27. junija

Od 6. 6. do 27. 6. lahko vidite do pet planetov v postavljeni tvorbi, ki je s prostim očesom vidna od vzhoda do jugovzhoda! Živo srebro bo najnižje in če ga ne boste ovirali na vzhodnem obzorju, ga ne bo lahko opaziti. Venera bo naslednji planet navzgor, sledil ji bo Mars, nato Jupiter in nazadnje bo Saturn najvišji na jugu. Tudi Luna bo del te tvorbe, ki se bo postopoma približevala, vendar ne v povezavi z vsakim planetom.

Sem rekel pet, mislil sem šest, ker bo tudi Uran v formaciji! Če na temnem nebu nimate ostrih oči, boste za iskanje med Venero in Marsom potrebovali teleskop.

Mars sreča Luno & # 8211 21. julij

Na ta datum bo Mars v konjunkciji z Luno. Skozi teleskop z majhno močjo boste videli oba hkrati! Konjunkcijo lahko opazite visoko na vzhodu okoli 4:45 zjutraj.

Mars se sreča z Uranom in # 8211 2. avgusta

Mars in Uran bodo danes zjutraj opazili skupaj. Pri nizki moči jih boste hkrati videli skozi teleskop. Medtem ko bo Mars majhna svetlo oranžna plošča z majhno močjo, bo Uran skoraj zvezdast, vendar bo vseeno pokazal znano cianovo barvo.

Meteorski tuš Perzeidi & # 8211 12. avgust 13

Letos bo Perzeide močno ovirala skoraj polna luna, zato je nesmiselno voziti se na temno lokacijo, saj bo enako dobro kot katero koli bližnje predmestno nebo. Ker je Perzeid bogata ploha, boste še vedno ujeli nekaj svetlejših meteorjev. Vendar bo ta oddaja lupina resničnega sebe!

Saturn opozicija & # 8211 14. avgust

Saturn bo v tej noči največji in najsvetlejši, viden pa bo celo noč. To bo najboljša noč za ogled Saturna skozi teleskop in presenečenje nad njegovimi obroči!

Jupiter sreča Luno & # 8211 15. avgust

Jupiter in Luna bosta blizu na nebu in skozi daljnogled bosta zlahka vidna skupaj. Najbližje bodo # 521 zjutraj, ravno ko sonce vzhaja.

Mars spet sreča luno & # 8211 19. avgust

Mars in Luna bosta imela še eno srečanje, vendar ne tako blizu kot julija. Po polnoči 15. avgusta, ko boste videli seznanjanje, najbližja bosta ob 9:00 UTC ali ob 2:00 ponoči pacifiški dan

Neptunova opozicija & # 8211 16. september

Neptun bo največji in najsvetlejši v tem letu, viden pa bo celo noč. Ampak to je planet, ki ga morate opaziti s teleskopom!

Jupitrova opozicija & # 8211 26. september

Jupiter bo največji in najsvetlejši v tem letu. To bo najboljša noč za ogled oblačnih pasov, velike rdeče pege (če je na strani, obrnjeni proti Zemlji) in štirih galilejskih lun!

Meteorski tuš Orionids & # 8211 21. oktober 22

Zdelo se bo, da ta ploha seva iz ozvezdja Orion in vsak meteor, ki ga vidite, je dejansko del Halleyevega kometa! Ker bo vmešavanja Lune malo ali nič, bo to dober meteorski dež, ki ga lahko preverite letos!

Totalni lunin mrk & # 8211 8. november

To je drugi od dveh popolnih Luninih mrkov, vidnih iz Severne Amerike! Medtem ko je majski naklonjen vzhodni obali, ta favorizira zahodno obalo, saj bo viden celoten mrk od začetka do konca! Tokrat bo vzhodna obala videla mrk, ko se bo začela Luna, in bo morda pogrešala del celote, odvisno od tega, kako vzhodno je opazovalec.

Uranova opozicija & # 8211 9. november

Uran bo največji in najsvetlejši v tem letu in bo viden vso noč. Ampak, razen če ste na temnem nebu in imate oster vid, je to planet, ki ga potrebujete s teleskopom!

Mars opozicija & # 8211 8. december

Mars bo v tem letu največji in najsvetlejši in bo morda vaša najboljša priložnost, da skozi teleskop vidite nekaj temnih elementov albeda in ledeni pokrovček ali dva.

Meteorski tuš Geminids & # 8211 13. december 14

Čeprav bodo letos Geminidi uspeli bolje kot Perzeidi, bo zadnja četrtina Lune visoko na nebu, ki bo v optimalnih urah izpirala šibkejše meteorje! Lahko ujamete svetlega enega ali dva, toda ker prihaja do vmešavanja Lune, bo nesmiselno voziti se na temno nebo!


Zrušitev asteroidov lahko pojasni čuden spin Merkurja

Nova študija kaže, da je trk z asteroidom lahko povzročil, da se je planet Merkur čudno vrtinčil v svoji orbiti.

Ko eno telo kroži okoli drugega - recimo luna okoli planeta ali planet okoli zvezde - se telo, ki kroži, pogosto zavrti. Naš planet doživlja dan in noč, ker se vrti na svoji osi in redno spreminja, katero stran izpostavlja soncu.

Vendar gravitacijski vlek, ki ga obkrožajo lune in planeti, upočasni hitrost njihovega vrtenja. Najbolj stabilna ureditev, ki jo lahko dosežejo, je, da ostane le ena stran vedno obrnjena proti telesu, okoli katerega kroži. Tako »zapiranje ob plimovanju« je razlog, da naša luna vedno drži enak obraz, usmerjen proti Zemlji.

Če bi se isto zgodilo z Zemljo in soncem, bi se naš planet enkrat zasukal na svoji osi za vsako orbito, ki bi jo opravil okoli sonca. Z drugimi besedami, zemeljski dan bi bil natanko toliko dolg kot zemeljsko leto, pri čemer bi ena stran prejemala stalno sonce, druga pa neprestano noč.

Znanstveniki so že dolgo domnevali, da je Merkur plimno zaklenjen s soncem - majhna velikost in bližina sonca nakazuje, da bi gravitacijski vlek zvezde Merkur hitro prisilil v takšno stanje. Vendar pa so radarska opazovanja Merkurja presenetljivo razkrila, da je planet vodil daleč bolj neznansko življenje in se trikrat vrtel na svoji osi na vsaki dve orbiti, ki jo opravi okoli sonca. [Fotografije živega srebra iz NASA-jeve selke Messenger]

Zdaj raziskovalci domnevajo, da je bil Merkur nekoč plimno zaklenjen, sprva pa se je vrtel v nasprotni smeri od svoje orbite.

"Merkur je nekoč imel hitrost vrtenja sinhrono s soncem, tako kot luna z Zemljo," je za SPACE.com povedal soavtor študije Alexandre Correia, planetarni znanstvenik na univerzi v Aveiru na Portugalskem.

Računalniški modeli kažejo, da ga je velikanski udarec asteroida nato potisnil v trenutno čudno konfiguracijo. Vesoljska skala bi bila široka najmanj 70 kilometrov in bi tehtala 550 bilijonov ton ali 1 / 600.000 mas Merkurja, je dejal Correia.

Dokazi o tem trčenju bi lahko vključevali porečje Caloris, največji udarni krater Merkurja, ki se ujema s predvideno velikostjo, starostjo in lokacijo udarca, so povedali raziskovalci. "Je popoln kandidat," je dejala Correia.

Takšen vpliv bi lahko pojasnil tudi nekatere vdolbine, ki jih vidimo na površini Merkurja.

Če bi bil planet plimsko zaklenjen, bi bila ena stran izredno svetla in vroča, druga pa zelo temna in hladna. Na temni polovici bi se lahko nabrale precejšnje usedline ledu, od katerih so bile nekatere morda zakopane pod snovjo, ki je bila izločena zaradi udarcev.

Ko so se Merkurjevi zavoji kasneje spremenili in je dnevna svetloba začela padati na nekoč temno stran, bi lahko ta zakopani led izhlapel in za seboj pustil vdolbine, so pojasnili raziskovalci.

Poleg tega, če bi bil Merkur plimovanje zaklenjen, bi lahko opazili številne druge razlike med nekdanjimi temnimi in svetlimi stranmi planeta. Na primer, dnevno osvetljena stran bi bila bolj viskozna in s tem bolj ravna in bolj staljena, medtem ko bi bila nočna stran bolj izpostavljena udarcem in bi bila tako bolj razporejena.

"Sonda Messenger, ki je trenutno v Merkurjevi orbiti, lahko da nadaljnji vpogled," je dejal Correia.

Rezultati študije so bili danes (11. decembra) objavljeni na spletu v reviji Nature Geoscience.


Vsebina

Prava barva Uredi

Koncept v ozadju prava barva lahko pomaga pri razumevanju lažne barve. Slika se imenuje a resnično barva slika, kadar ponuja naravno barvno izročitev ali ko ji pride blizu. To pomeni, da se človeku opazujejo barve predmeta na sliki na enak način, kot če bi opazovalec neposredno gledal predmet: zeleno drevo je na sliki zeleno, rdeče jabolko rdeče, modro nebo modro in tako naprej. [1] Ko se nanaša na črno-bele slike, resnično barva pomeni, da je zaznana lahkotnost predmeta ohranjena v upodobitvi.

Absolutno upodabljanje v resnični barvi je nemogoče. [3] Obstajajo trije glavni viri barvnih napak (metamerna okvara):

  • Različne spektralne občutljivosti človeškega očesa in naprave za zajem slike (npr. Fotoaparata).
  • Različne spektralne emisije / odsevi predmeta in postopka upodabljanja slike (npr. Tiskalnik ali monitor).
  • Razlike v spektralnem obsevanju pri odsevnih slikah (npr. Odtisi fotografij) ali odsevnih predmetih - za podrobnosti glejte indeks barvnega upodabljanja (CRI).

Rezultat metamerne okvare bi bila na primer slika zelenega drevesa, ki kaže drugačen odtenek zelene kot drevo samo, drugačen odtenek rdeče za rdeče jabolko, drugačen odtenek modre za modro nebo itd. na. Upravljanje barv (npr. S profili ICC) lahko uporabimo za ublažitev te težave znotraj fizičnih omejitev.

Približne slike v resnični barvi, ki jih zbere vesoljsko plovilo, so primer, ko imajo slike določeno količino metamernih okvar, saj so spektralni pasovi kamere vesoljskega plovila izbrani za zbiranje informacij o fizičnih lastnostih predmeta v preiskavi in ​​niso izbrani za zajemanje resnično barvne slike. [3]

Napačna barva Uredi

V nasprotju z resnično barvno sliko je a lažno barvna slika žrtvuje naravno oddajanje barv, da bi olajšal zaznavanje lastnosti, ki jih sicer ni mogoče zlahka zaznati - na primer uporaba bližnje infrardeče luči za odkrivanje vegetacije na satelitskih posnetkih. [1] Medtem ko je lažno barvno sliko mogoče ustvariti samo z vizualnim spektrom (npr. Za poudarjanje barvnih razlik), običajno nekateri ali vsi podatki izvirajo iz elektromagnetnega sevanja (EM) zunaj vidnega spektra (npr. Infrardečega, ultravijoličnega ali X- žarek). Izbira spektralnih pasov je odvisna od fizikalnih lastnosti predmeta v preiskavi.

Ker človeško oko uporablja tri spektralne pasove (za podrobnosti glej trikromnost), so trije spektralni pasovi običajno združeni v lažno barvno sliko. Za kodiranje lažnih barv sta potrebna vsaj dva spektralna pasova [4], v tri vizualne RGB pasove pa je mogoče združiti več pasov, pri čemer je omejevalni dejavnik sposobnost zaznavanja treh kanalov. [5] V nasprotju s tem je "barvna" slika, izdelana iz enega spektralnega pasu, ali slika, izdelana iz podatkov, ki vsebujejo podatke, ki niso EM (npr. Višina, temperatura, vrsta tkiva), psevdobarvna slika (glej spodaj).

Za resnično barvo so kanali RGB (rdeči "R", zeleni "G" in modri "B") s fotoaparata preslikani v ustrezne RGB kanale na sliki, kar daje preslikavo "RGB → RGB". Za lažno barvo se to razmerje spremeni. Najenostavnejše lažno barvno kodiranje je posneti sliko RGB v vidnem spektru, vendar jo drugače preslikati, npr. "GBR → RGB". Za tradicionalne lažne barvne satelitske posnetke Zemlje se uporablja preslikava "NRG → RGB", pri čemer je "N" bližnji infrardeči spektralni pas (in modri spektralni pas je neuporabljen) - to daje tipično "vegetacijo v rdečem" lažno -barvne slike. [1] [6]

Napačna barva se (med drugim) uporablja za satelitske in vesoljske slike: primeri so sateliti z daljinskim zaznavanjem (npr. Landsat, glej primer zgoraj), vesoljski teleskopi (npr. Vesoljski teleskop Hubble) ali vesoljske sonde (npr. Cassini-Huygens). Nekatera vesoljska plovila z roverji (npr. Mars Science Laboratory Radovednost), ki so najvidnejši primeri, lahko zajamejo tudi približne slike v resnični barvi. [3] Vremenski sateliti v nasprotju s prej omenjenimi vesoljskimi plovili ustvarjajo sivine v vidnem ali infrardečem spektru.

Pseudocolor Edit

A psevdobarva slika (včasih oblikovana psevdo-barva ali psevdo barva) izhaja iz slike v sivinah tako, da vsako vrednost intenzivnosti preslika na barvo v skladu s tabelo ali funkcijo. [7] Pseudo barva se običajno uporablja, kadar je na voljo en sam kanal podatkov (npr. Temperatura, višina, sestava tal, vrsta tkiva itd.), V nasprotju z lažno barvo, ki se običajno uporablja za prikaz treh kanalov podatkov. [4]

Psevdobarvanje lahko nekatere podrobnosti naredi bolj vidne, saj je zaznana razlika v barvnem prostoru večja kot med samimi zaporednimi nivoji sive. Po drugi strani pa je treba izbrati funkcijo barvnega preslikavanja, da zagotovite, da je lahkotnost barve še vedno enolična, ali pa bo neenakomerna sprememba težko interpretirati ravni tako za običajne kot za barvno slepe gledalce. Eden od kršiteljev je pogosto uporabljena "mavrična" paleta, pri kateri se lahkotnost spreminja naprej in nazaj. (Glej tudi Choroplethov zemljevid § Napredovanje barv.) [8]

Tipičen primer uporabe psevdobarv je termografija (termična slika), kjer imajo infrardeče kamere samo en spektralni pas in prikažejo svoje sive sive slike v psevdo barvi.

Drug znan primer psevdo barve je kodiranje višine s pomočjo hipsometričnih odtenkov na kartah fizičnega reliefa, kjer so negativne vrednosti (pod morsko gladino) ponavadi predstavljene z modrimi odtenki, pozitivne vrednosti pa z zelenimi in rjavimi.

Glede na uporabljeno tabelo ali funkcijo in izbiro podatkovnih virov lahko psevdobarvanje poveča vsebino informacij izvirne slike, na primer dodajanje geografskih informacij, kombiniranje informacij, pridobljenih iz infrardeče ali ultravijolične svetlobe, ali drugih virov, kot je slikanje z magnetno resonanco. [9]

Nadaljnja uporaba psevdobarvanja je shranjevanje rezultatov izdelave slike, to je spreminjanje barv, da bi olajšali razumevanje slike. [10]

Rezanje gostote Uredi

Rezanje gostote, različica psevdo barve, razdeli sliko na nekaj barvnih pasov in se (med drugim) uporablja pri analizi slik z daljinskim zaznavanjem. [11] Za rezanje gostote je obseg sivinskih lestvic razdeljen na intervale, pri čemer je vsak interval dodeljen eni od nekaj diskretnih barv - to je v nasprotju s psevdo barvo, ki uporablja neprekinjeno barvno lestvico. [12] Na primer, na sivinski termični sliki lahko temperaturne vrednosti na sliki razdelimo na pasove 2 ° C in vsak pas predstavlja eno barvo - posledično lahko temperaturo enega mesta v termografu lažje pridobimo uporabnik, ker so opazne razlike med diskretnimi barvami večje kot pri slikah z neprekinjeno sivino ali neprekinjeno psevdo barvo.

Choropleth Edit

A choropleth je slika ali zemljevid, na katerem so območja obarvana ali vzorčena sorazmerno s kategorijo ali vrednostjo ene ali več spremenljivk, ki so predstavljene. Spremenljivke so preslikane v nekaj barv, vsako območje prispeva eno podatkovno točko in od teh izbranih barv prejme eno barvo. V bistvu gre za rezanje gostote, ki se uporablja za psevdobarvno prevleko. Horopletov zemljevid geografskega območja je tako skrajna oblika lažne barve.

Medtem ko umetniška izročitev daje subjektivno barvno izražanje, je Andy Warhol (1928–1987) s ustvarjanjem lažnih barvnih slik s tehnikami sitotiska postal kulturno pomembna figura sodobnega umetniškega gibanja. Nekateri najbolj prepoznavni odtisi Warhola vključujejo replikacijo Marilyn Monroe, njene podobe, ki temelji na filmskem kadru iz filma Niagara. Tema je bila seks simbol in filmska zvezdnica noir, katere smrt leta 1962 je vplivala na umetnika. Serija grafik je bila narejena z ljubeznijo, vendar njeno osebnost izpostavlja kot iluzijo skozi njegov slog umetniške produkcije, ki je neerotičen in rahlo groteskan. [13] Warhol se je z različnimi barvnimi paletami črnila potopil v postopek ponavljanja, ki služi primerjanju oseb in vsakdanjih predmetov s kakovostmi množične proizvodnje in potrošništva. [14] Barve črnila so bile izbrane z estetskim eksperimentiranjem in niso povezane z lažnim barvnim upodabljanjem elektromagnetnega spektra, uporabljenega pri obdelavi slik z daljinskim zaznavanjem. Umetnik je dolga leta nadaljeval s sitotiskom lažnih barvnih slik Marilyn Monroe, morda njegovo najbolj omenjeno delo je Turquoise Marilyn [15], ki ga je zasebni zbiratelj maja 2007 kupil za 80 milijonov ameriških dolarjev. [16]


Odgovori in odgovori

Mislim, da je težava v vašem razmišljanju v tem, da pigment absorbira samo eno frekvenco (na primer cianovo). V resnici http://www.uic.edu/classes/bios/bios100/lecturesf04am/absorption-spectrum.jpg" [Broken], ker je v njegovih molekulah možnih veliko možnih vibracijskih, rotacijskih in lupinskih prehodov.

Toda že v bistvu vašega problema: če zeleno lasersko svetlobo, pomešano z modro lasersko svetlobo, pomešano z zeleno lasersko svetlobo, posvetite eksotičnemu materialu, ki absorbira samo eno frekvenco v modro-modri barvi, bi to površino videli kot belo. Z drugimi besedami, kvalitativne metodologije barvnega kolesa bi se pokvarile, ker so odvisne od širokopasovnih svetlobnih virov in odzivov materiala.

Za začetek, če za osvetlitev scene uporabljate rdeče zelene in modre LED ali laserje, potem obstaja neskončno število pigmentov, ki bodo videti popolnoma enaki. Morebitni pojavi absorpcije / odseva barv v pigmentih, ki padejo med spektralne dolžine treh laserjev, bodo nepomembni, ker iz vira ni sevanja, ki bi ga izpostavilo.

Ta učinek se imenuje metamerizem.

Barva je zapletena tema, vendar je v bistvu & quotcolour & quot smiselna le, če določite vse tri: osvetljevalec, tarča in detektor (opazovalec.) Človeško oko ima tri vrste detektorjev, tako da & quotcolour & quot je 2D prostor (ob zavrženi splošni svetlosti).

Za izračun odziva treh vrst stožčastih receptorjev vzemite tri integrale (ali vsote) v območju spektra, npr. 300-800nm:

Y (i) = vsota (A * B * C (i)) na vseh valovnih dolžinah 300. 800nm
kje
A - spektralna gostota svetlečega vira
B - spektralna odbojnost tarče (pigment)
C - spektralna občutljivost tipa stožca & quoti & quot

Upoštevajte, kako pomemben je svetilni spekter!

Na koncu bodo te tri številke Y (rdeča) Y (zelena) Y (modra) določile, kaj vaši možgani vidijo kot barvo in svetlost. Oni so kar imenujemo barva.

To je samo bistvo. Občutljivost stožca je na splošno odvisna tudi od splošne ravni svetlosti in celo od tega, ali gre za osrednji ali periferni vid.


Zakaj je bil ta meteor cian? - astronomija

Vsi podatki podjetja Fermi GBM so javni in na voljo v Fermijevem znanstvenem podpornem centru. Z uporabo tabel brskanja GBM za katalog sprožilcev Fermi GBM lahko sprožilce TGF najdete tako, da poiščete sprožilec_tip = TGF in izberete podatke, ki se vrnejo.

Občutljivost GBM na sprožene TGF se je od lansiranja izboljšala zaradi izboljšav programske opreme za leta leta novembra 2009. Stopnja se je z enega na dva tedna povečala na dva TGF na teden. Spodnja tabela prikazuje prožne čase in položaje vesoljskih plovil Fermi za vsako od sproženih GBM TGF od lansiranja Fermija leta 2008.

Krivulje svetlobe za vsakega od teh TGF so prikazane na spodnji povezavi, kjer si lahko ogledate sličice vsakega TGF, zaznanega v določenem mesecu, ali pa kliknete eno od sličic, da začnete brskati po celotnem katalogu s stranskimi puščicami. Časovna ločljivost je 20 mikrosekund na zaboj za dogodke, ki trajajo manj kot 1 milisekundo, 100 mikrosekund za tiste med 1 in 10 ms in 0,5 ms za daljše (elektronske) dogodke. Cijane navpične črte razmejujejo meje intervala t90, to je obdobja, v katerem se nabere 90% celotnega števila TGF. Časi na oseh x so ms glede na t = 0, to je čas, ki ga je dogodek sprožil GBM. Najmanjši čas integracije za vzpostavitev sprožilca je 16 ms. Za opis naših opazovanj TGF si oglejte zgoraj povezane dokumente.

Tu so navedene publikacije TGF, povezane z GBM, iz skupine za astronomijo Gamma-Ray.


Meteorji z ukrivljenimi potmi

Gibanje vsakega meteorja se spremlja po predvideni poti. Znanost, ki stoji za izračuni poti meteorja, je precej dolga, zato se zdaj ne bomo ukvarjali z njo. Pomembno pri trajektorijah je, da naj bi bile ravne. Dejansko večina meteoroidov pade naravnost. Vendar pa so vedno nekatere izjeme.

Astronomija razlikuje med tremi vrstami nepravilnih meteorskih poti - ukrivljenimi, ukrivljenimi in spiralnimi (valovitimi). V nasprotju z ravnimi potmi imajo vse tri omenjene poti edinstvene značilnosti, poreklo in razloge za takšno pot. Tu so podrobneje opisane tri vrste nelinearnih poti.

Ukrivljen, prepognjen ali valovit?

Ukrivljene meteorne poti so najpogostejša manifestacija nepravilnih meteornih poti. Vprašanje ukrivljenih poti je bilo vrsto let le ugibanje zaradi narave opazovanja. V zgodnjih fazah astronomskih opazovanj so se namreč znanstveniki zanašali predvsem na svoje oči. Šele z uvedbo sodobne dovršene tehnologije smo dobili več možnosti za opazovanje meteorjev z drugačne perspektive. In ko smo enkrat uporabili tehnologijo, smo ugotovili, da so ukrivljene poti resnične.

Najzgodnejše poročilo o meteorju z ukrivljeno potjo je iz leta 1885. B. J. Hopkins, zabeležen leta Mesečna obvestila Kraljevskega astronomskega društva njegovo opazovanje meteorja, ki je padel leta 1879. Po njegovem je imel "živo rumeni meteor" "cik-cak pot z dvema ovinkoma". Vprašanje nelinearnih poti je še danes odprto. Ena od možnih teorij je, da imajo meteorji včasih aerodinamično obliko, ki lahko povzroči nekakšen "dvig". Znanstveniki so celo objavljali dela na to temo in poskušali razrešiti skrivnost ukrivljenih poti. Tak primer je delo M. Beech-a o nelinearnih meteorskih poteh, objavljeno v Zemlja, Luna in planeti Časopis leta 1998.

Prepognjeni meteorji se začnejo kot običajni meteorji, torej z linearnimi potmi. Vendar v svoji poti nenadoma razvijejo pregib, vendar se kmalu vrnejo na prvotno pot. Razlog, da se to zgodi, je najverjetneje vodna para v atmosferskih plasteh, ki ima drugačen lomni količnik kot indeks zraka v okolici.

Končno so valovite meteorne poti, znane tudi kot spiralne poti, podobne ukrivljenim meteorjem.

Anomalične poti so le en primer nepravilnih meteorskih pojavov. Drugi pojavi vključujejo zvočne meteorje, meglene meteorje, meteorje, povezane s temno in dnevno svetlobo, meteorje diskov in točkovnih virov, meteorje z več vlaki in na koncu večkrat z nenavadno dolgimi vlaki.

Zvočni meteorji

Slišni meteorji so ena največjih skrivnosti v astronomiji. Splošno je sprejeto in verjame, da večina meteorjev proizvaja zvok med potovanjem po ozračju. Medtem ko so običajni meteorji še vedno sporni, so navadno ognjene krogle povezane z zvoki. Ognjene krogle (meteorji z magnitudo -4) so ​​običajno večje od običajnih meteorjev. Poročila po opazovanju ognjene krogle pogosto kažejo na sikanje in rožljanje, ko je predmet potoval po zraku. Če želite prebrati več o zvočnih meteorjih in kroglicah, lahko na naši strani o zvočnih meteorjih najdete zanimiva dejstva.

Nebulozni meteorji

Nebulozni meteorji so meteorji mehkih oblik in več svetlih jeder. Medtem ko ima večina meteorjev, ki jih vidimo, eno osrednje jedro, se meglični meteorji med opazovanji zdijo kot dve ali več bleščečih bombažnih kroglic. Razlog za ta pojav je večplastni razpad. Nebulozni meteorji se večkrat raztopijo, kar ni nič nenavadnega. Vendar se med drobljenjem večina meteorjev razbije in sledi različnim navodilom. Z megličnimi meteorji se drobci običajno držijo skupaj z minimalno razdaljo med njimi.

Temni in dnevni meteorji

Ker je zgodovina opazovanja meteorjev dolga, obstaja nešteto poročil o opazovanju meteorjev. Narava polja je občutljiva in pred sodobno tehnologijo so se znanstveniki zanašali na amaterje. Posledično številna poročila niso bila niti natančna niti zanesljiva.

Čeprav danes skoraj ni poročil o temnih meteorjih, so na začetku 20. stoletja nekateri znanstveniki poročali, da so videli temne meteorje. Če se sprašujete, kaj je to, no, točno tako je, kot smo rekli - temni meteor je meteor, ki ne sveti. Na srečo je bilo po več sporih in računih ugotovljeno, da je prisotnost temnega meteorja pogojena z ozadjem. V enem konkretnem poročilu je bil naveden pojav meteorja med aktivnim opazovanjem Lune. Glede na to, da lunina svetloba presega svetlost večine meteorjev, se je zdelo, da je bil opaženi predmet črne barve (namesto svetel).

Meteorji diska in točkovnega vira

Meteorji diskov in točkovnih virov so bili tema številnih burnih razprav v prejšnjem stoletju. Vendar je Leonidova nevihta leta 1966 astronomsko skupnost enkrat za vselej prepričala o njihovem obstoju. Zgodijo se bodisi zato, ker se meteor usmeri naravnost proti opazovalcu bodisi če je večina njegove poti speljana pod vidljivostjo s prostim očesom. Na koncu se lahko nenadoma zasveti in to je točka, ko oblika postane vidna s prostim očesom.

Večrepi meteorji

Meteorji z več kot enim repom so izjemno redki. Vendar to ne pomeni, da ni poročil o takih dogodkih. A kljub skrivnostnosti tega pojava obstajata dve logični razlagi. Najprej se lahko jedro razdeli na dva dela. To je zelo pogosto. Zaradi toplotnega šoka in tlaka lahko objekt (meteoroid) eksplodira in sprosti dva ali več drobcev. Da bi ustvarili dve različni poti, bi morali biti drobci med seboj na precejšnji razdalji. Druga razlaga je potencialno bolj verjetna. Nekateri meteorji namreč v zrak sproščajo neobvladljive materiale (znane tudi kot dimni vlak), ki ga opazovalci včasih zamenjajo z lahkimi vlaki.

Dolgotrajni vlaki

Meteorji trajajo zelo kratko. Na primer, običajno trajanje meteorja je 0,1 do 0,8 sekunde. Po drugi strani pa vlaki zadaj zdržijo tudi do nekaj minut. Kljub temu so bili opaženi in prijavljeni dolgotrajni vlaki. Pojasnila je bilo težko dobiti. Vsaj tako je bilo, dokler znanstveniki niso začeli preučevati kemičnih sestav meteoroidov, ki so vstopili v ozračje. Ugotovili so, da različni elementi, ki jih najdemo v meteoritih, ne dajejo le različnih barv, ampak imajo tudi njihovi vlaki različno trajanje. Glavno dejstvo je, da imajo asteroidni meteorji (sestavljeni iz kamnin) večje možnosti, da zapustijo dolge in obstojne vlake.


Zakaj se je zdelo, da meteorska ploha desetletja izginja? Znanstveniki bodo končno vedeli, zakaj

Usodo meteorskega dežja, ki je po petdesetih letih prejšnjega stoletja izginil, je morda razkrila skupina japonskih znanstvenikov.

Meteorski dež Fenikida (poimenovan po ozvezdju Feniks) je bila prvič opažena 5. decembra 1956 nad Indijskim oceanom s strani prve japonske raziskovalne ekspedicije na Antarktiki, piše v izjavi japonskih nacionalnih inštitutov za naravne vede. Videti je, da vesoljske kamnine, ki so tekle skozi Zemljino atmosfero, izvirajo iz ozvezdja Feniks.

Toda decembrskih feničidov ni bilo od leta 1956. Japonski znanstveniki mislijo, da vedo, zakaj. [Kako videti najboljše meteorske padavine leta 2017]

Meteorski nalivi se pojavijo, ko Zemlja prehaja skozi tok vesoljskih kamnin, ki jih običajno ustvari komet, ki kroži okoli sonca, zato se večina meteorskih nalivov vsako leto pojavi približno ob istem času. (There is another Pheonicid meteor shower that takes place in July that is not related to the December Pheonicids.)

The researchers gathered evidence tying the December Phoenicids to the Comet Blanpain. The comet was first identified in 1819, according to the paper, but was lost from astronomical records until 2003, when a group of researchers found a smaller space rock (without the signature "tail" of a comet) moving along Blanpain's orbit. It's likely that the comet broke apart, leaving behind the smaller body (which the research say should be considered an asteroid, not a comet) and a trail of dust.

If Blanpain were responsible for the lost Pheonicid meteor shower, then the researchers believed the remaining dust trail should still create a meteor shower. They tested their hypothesis on Dec. 1, 2014. Two observation teams gathered data on the meteors that appeared that night, and traced the paths of the meteors back to their source.

The researchers identified 29 meteors as Phoenicids (out of 138 total observed that night), and the meteor shower peaked within an hour of the predicted time. Those results seem to support the hypothesis, but the authors note that the number of meteors was only 10 percent of what they predicted it would be, which may largely explain why the annual shower was believed to have gone away. The low number of meteors could also tell the researchers more about how much material the original comet was shedding when it created the meteor shower in 1956.

"We would like to apply this technique to many other meteor showers for which the parent bodies are currently without clear cometary activities, in order to investigate the evolution of minor bodies in the solar system," said Yasunori Fujiwara, a graduate student at the Department of Polar Science, SOKENDAI (The Graduate University for Advanced Studies), who led one of the observing teams.

Fujiwara's results are being published in the Publications of the Astronomical Society of Japan. The results from the second observing team will appear in the journal Planetary and Space Science.


Why did this meteor appear cyan? - astronomija

Color is one of the important qualities that we use to identify the nature of objects in the natural world around us: the sky is blue, plants are green, snow is white and rocks are brown. Even in the city, colors tell us about what things are made of: cement is gray, marble is white, bricks are red, metals are silvery-gray, and blacktop is, well, black. Colors of objects also tell us things about time and processes, too: green leaves turn red and then brown when they die, iron turns from silvery-gray to red as it rusts, and fresh blacktop turns grayish black as traffic wears it wears it down.

Slika 1. Colors in Nature. Spring leaves, fall leaves, red bricks, white marble, rusty nail, and fresh blacktop.

The color an object appears to the eye depends on the color of the light shining on it (everything looks blue in a blue light), and the colors of the spectrum the object reflects. Green leaves appear green when you shine a white light on it because it reflects light in the green part of the spectrum while it absorbs light in the red an blue part of the spectrum. Similarly, bricks appear red because they absorb green and blue light and reflect red light.

If we describe or measure the color of an object carefully, we can tell the difference between different classes of objects. For example, the green of oak tree leaves is a little different from the green of pine needles or the green of rye grass. Young leaves are often a lighter shade of green than full-grown leaves. Unfortunately, the many different kinds of objects that exist show literally millions of different colors. How can we identify all those different colors? We can, and do, use names to define particular colors, like yellow-green or reddish brown. But for millions of colors you need millions of names, and that can become a barrier to communication. For example, if a friend of yours told you about a flower with cerulean-colored blossoms, would you know what she meant? It can also get a little weird. Just visit your local paint store and read some of the names paint companies give to their hundreds of different paint colors, like “Morning Mist.” How would you know what color it was without a paint chart? How would you make such a color?

There is another way to define different colors, however, and that is to use numbers, specifically to use ratios or percentages of specific, well-defined colors. Paint companies actually use this approach: no matter how strange the name, each color is defined by a specific percentage of each of the three colors cyan, magenta, and yellow to be mixed in a gallon of white paint. Similarly, colors on your computer screen are defined as definite mixtures of the colors red, green, and blue. For example, let’s define a color we’ll call “asteroid blue” as a mix of 82 parts blue, 48 parts green, and 25 parts red, where the parts are measured (fractions of) a scale from 1 (dark) to 255 (bright). Anyone who wants to make asteroid blue simply mixes together the right fractions of blue, green and red.

Figure 2. The recipe for making “asteroid blue.”

The colors of asteroids are defined by ratios of different specific, well-defined colors. One set of colors used to identify asteroid colors is: Ultraviolet, Blue, Visual (green), Red and Infrared, or UBVRI for short. Astronomers measure the brightness of an asteroid in each of the five colors and then form ratios that they plot on graphs. Figure 3 is a graph comparing two of the possible color ratios that can be formed from the five colors: B/V and U/B. The measured color ratios of different asteroids plot in clusters in different parts of the graph. Astronomers have defined different classes of asteroid types based on their color ratios. Five of the more important classes are shown in the graph. Descriptions of each class are found in Table 1.

Figure 3. U-B vs. B-V Color Diagram for Asteroids. The letters in the legend refer to different classes of asteroids in Table 1. Click the image for a larger version.

If you wanted to find out the class of an asteroid you were investigating, all you need to do is measure the UBVRI colors of the asteroid, form the U/B and B/V ratios, and plot them in Figure 3. Your determination of class may not be exact, because some of the groups of points overlap somewhat, but you would have a much better idea of the type of asteroid you are investigating.

Once you know the class of an asteroid, you can relate it to similar classes of meteorites (Table 1 — see “The Meteorite Connection” for information about meteorite types), and through the meteorites to terrestrial rocks and geologic processes. Once you know something about the composition of an asteroid and the processes that have operated on its surface and interior, you can begin to describe its geologic history (see “Asteroids, Meteorites, and Geologic Processes”). So just by measuring the colors of an asteroid, you can learn a lot about it.

Table 1. Asteroid Classes

C "Carbonaceous" type, like C1 and C2 carbonaceous chondritic meteorites
S "Silicacious" type, like ordinary chondrites
M "Metallic" or "stony-iron" types, like irons or stony-iron meteorites
B "Modified Carbonaceous" type, like C3 and C4 carbonaceous chondritic meteorites
V "Vesta" type, like basaltic achondrite meteorites

Note: there are several other classes of asteroids, including F, G, E, etc., which represent variations on these basic types.


A newly identified separate star cluster in front of the Orion Nebula Cluster

Located only 1,500 light years away from the solar system, the Orion nebula is the brightest diffuse nebula is the sky. This image shows clearly the 3-dimensional structure of this star formation region: a large cavity, created by the radiation pressure from new-born stars located in the brightest area of the image, lies within a huge cloud of dust and gas. Identified as a truely indepedent star cluster, NGC 1980 is associated to this well-studied star formation region, around the brightest star seen at the bottom of this image, iota Ori. The disks around the star are the result of internal light reflection in the camera optics. © CFHT/Coelum (J.-C. Cuillandre & G. Anselmi)

(Phys.org)—Using images from the 340 Mpx MegaCam camera on the Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT) from the summit of Mauna Kea, astronomers identified the massive cluster of young stars NGC 1980 to be a clearly separate entity from the main cluster of the most studied star formation region in the Galaxy. A technique relying on the combination of optical, infrared, and mid-infrared data ensures astronomers are sampling only stars located in the foreground of the Orion nebula. This technique also led them to the discovery of a nearby small star cluster, baptized L1641W.

The Orion nebula is one of the great wonders of the night sky. Its discovery goes back 400 years ago when it was first described as "fog" in the observing reports of French astronomer Nicolas-Claude Fabri de Peiresc (1610). The discovery of the Orion nebula is intimately associated with the early development of telescopes but only in the last 60 years have we come to realize the true astrophysical importance of this glamorous object: the nebula, like so many in the Milky Way and in other galaxies, form new stars. Inside the Orion nebula, astronomers have found over the years a wide range of young stellar and stellar-like objects, from massive ionizing stars tens of times more massive than the Sun down to objects known as brown dwarfs, which are not massive enough to burn hydrogen and become stars. Of all the giant nurseries in our Galaxy, the Orion nebula is the closest to Earth, only 1,500 light-years away. This makes this region very special, offering astronomers the best chance to understand how laws of physics lead to the transformation of molecular clouds of very diffuse gas into hydrogen burning stars, failed stars, as well as planets.

Not surprisingly, astronomers see the Orion nebula as the benchmark for star formation studies, a true golden standard, and most of the established measurements of how stars form have been derived from this important region. For example, the distribution of stellar and brown dwarfs masses at birth, their relative age, their spatial distribution, and the properties of the planet forming circumstellar disks surrounding the young stars.

The left panel shows an optical image of the Orion constellation: the molecular cloud is invisible at those wavelengths. The middle panel shows the infrared Herschel space observatory 500 micron image over-plotted in red. At this wavelength, Herschel probes the thermal emission of the cold (10

15K) molecular cloud: the newly formed stars are traced through the warming of their surrounding gas clearly detected here. This molecular cloud is so thick that it blocks the visible light of any background sources, acting like a shield. In consequence, any star detected in the optical in the line of sight over the region highlighted in the right panel must therefore be located in the foreground of the molecular cloud. Credit: J. Alves & H. Bouy.

But as it turns out, reality is more complicated. Recent observations of the Orion nebula from the Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT) with the 340 Mpx MegaCam camera coupled to previous observations with ESA's Herschel and XMM-Newton, NASA's Spitzer and WISE, as well as 2MASS and Calar Alto, revealed the cluster known as NGC 1980 as being a clearly distinct massive cluster of slightly older stars in front of the nebula. Although astronomers knew of the presence of a foreground stellar population since the 1960s, the new CFHT observations revealed that this population is more massive than first thought, and it is not uniformly distributed, clustering around the star iota Ori at the southern tip of Orion's sword.

The importance of this discovery is two fold: first, the cluster identified as a separate entity is only a slightly older sibling of the Trapezium cluster at the heart of the Orion nebula, and second, what astronomers have been calling the Orion Nebula Cluster (ONC) is actually a complicated mix of these two clusters.

Left: when selecting optical sources in the line of sight of the thick molecular cloud, astronomers are sure to select only foreground stars. Based on CFHT MegaCam data, J. Alves and H. Bouy discovered a clustering of stars around the massive iota Ori O-star, illustrated by the star density contours in blue. The Trapezium cluster, which is deeply embedded within the molecular cloud, does not even appear in these density contours of foreground stars. Right: unlike visible photons, which are blocked by the thick molecular cloud, X-ray photons go through the cloud, just like they go through skin in medical imaging. All the stars behind, within and in front of the cloud will be detected. The spatial distribution of X-ray sources, represented by cyan contours, is clustered around the massive Trapezium cluster, as was previously known. But a second peak is also clearly visible around the position of iota Ori, providing an independent confirmation of the results obtained at optical wavelengths with the CFHT. The spatial density of X-ray sources also allowed J. Alves and H. Bouy to discover yet another new cluster of young stars they named L1641W, located south of iota Ori. Credit: J. Alves & H. Bouy.

Hervé Bouy, from the European Space Astronomy Centre in Madrid, one of the two authors of this work, explains that "we need refine what we thought were the most robust star and cluster formation observables." He points out the need for a long follow-up work on Orion where "we must untangle these two mixed populations, star by star, if we are to understand the region, and star formation in clusters, and even the early stages of planet formation."

"For me the most intriguing part is that the older sibling, the iota Ori cluster, is so close to the younger cluster still forming stars inside the Orion nebula" says João Alves for the University of Vienna. "It is hard to see how these new observations fit into any existing theoretical model of cluster formation, and that is exciting because it suggests we might be missing something fundamental. Clusters are very likely the favorite mode of star formation in the Universe, but we are still far from understanding why that is exactly."

The article published in the Astronomija in astrofizika journal (November 2012 issue) can be consulted here.