الفلك

ما هي أوجه التشابه والاختلاف بين ALMA و FAST؟

ما هي أوجه التشابه والاختلاف بين ALMA و FAST؟



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.

ما هي أوجه التشابه والاختلاف بين ALMA (Atacama Large Millimeter Array) و FAST (تلسكوب كروي بفتحة خمسمائة متر)؟

ماذا يمكنهم أن يروا ، ما هو قرارهم؟ كيف يقارنون؟


هذا سؤال واسع جدًا ، نظرًا لوجود اختلافات أكبر بكثير من أوجه التشابه بين الاثنين. ستركز هذه الإجابة على الجزء الأول من السؤال وستكون حول الجوانب الفنية للتلسكوبين.

  1. الأساسيات: FAST هو تلسكوب مملوء بفتحة "كلاسيكية". هذا يعني أنه يتكون من طبق كبير واحد يركز موجات الراديو الواردة على مستقبل واحد (وهذا مبسط). في المقابل ، ALMA هو مقياس تداخل: العديد (> 60) طبقًا يركز كل منها الإشعاع الوارد على جهاز الاستقبال الخاص به. تُعرف المواضع النسبية للتلسكوبات الفردية بسابقة كبيرة ، ويتم قياس كل من اتساع وطور الإشعاع الوارد ، مما يسمح لعلماء الفلك بدمج العديد من التلسكوبات أو كلها من أجل مراقبة واحدة. ثم لا يتم تحديد الدقة القصوى التي يمكن تحقيقها بقطر التلسكوب ولكن بالمسافة بين الأبعد عن بعضهما البعض. (مرة أخرى ، هذا مبسط إلى حد كبير ؛ قياس التداخل معقد.) من حيث المبدأ ، يمكن أن يصبح FAST أيضًا جزءًا من مقياس تداخل ضخم يسمى VLBA.
  2. الطول الموجي: FAST هو تلسكوب راديوي "كلاسيكي" ، يراقب في نطاق الطول الموجي من سنتيمتر إلى متر. ALMA هو تلسكوب دون مم يعمل بأطوال موجية أصغر من 0.3 مم إلى حوالي 1 سم.
  3. الدقة: نظرًا لأن الدقة هي $ propto lambda / d $ ، مع $ lambda $ الطول الموجي و $ d $ قطر التلسكوب ، فإن ALMA لديها دقة وضوح أعلى بكثير - أصغر $ lambda $ وأكبر $ d $. يتم إعطاء دقة ALMAs على أنها 10 مللي ثانية ، بينما في الحالة المثالية ، فإن FASTs هي 1.22 دولار cdot 0.1 / 500 cdot (180 / pi cdot 3600) = 50 دولارًا ثانية قوسية عند طول موجة 10 سم. للمقارنة ، وفقًا لويكيبيديا ، تبلغ دقة العين البشرية المجردة حوالي 60 ثانية قوسية.
  4. حساسية:
    1. انتقال في الغلاف الجوي: يلاحظ FAST في نظام طول موجي يكون فيه غلافنا الجوي شفافًا تمامًا. في المقابل ، تقع أطباق ALMA في واحدة من أكثر الصحاري جفافاً في العالم على ارتفاع يزيد عن 5000 متر ، وذلك لتقليل تأثيرات بخار الماء في الغلاف الجوي.
    2. منطقة التجميع: تحتوي FAST على منطقة تجميع أكبر بكثير. أيضًا (أنا غير متأكد من هذه النقطة ، يرجى تصحيح هذا إذا كنت مخطئًا) تفقد بعض الحساسية عند القيام بقياس التداخل مقارنة بمجرد تجميع مناطق التجميع للتلسكوبات الفردية في ALMA.
  5. وظيفة انتشار النقطة: إن PSF لتلسكوب واحد ، حتى التلسكوب الراديوي ، أبسط بكثير من مقياس التداخل. لذا يجب أن يكون تحليل البيانات المطلوب لتحويل الملاحظات إلى صورة أكثر وضوحًا من أجل FAST.

هناك بعض الاختلافات في دقة السطح المطلوبة (لا تهم العيوب الأصغر في الحجم من الطول الموجي الملحوظ) وتكوين السطح - أطباق ALMA عبارة عن معدن صلب ، بينما طبق FAST مثقوب. يعمل هذا لأنه طالما كانت الثقوب أصغر من الطول الموجي ، فإن موجات الراديو الواردة تراها صلبة.

تعمل المستقبلات المستخدمة لتحويل الفوتونات الواردة إلى كهرباء لكلا المقرابين على نفس المبادئ. من الناحية العملية ، يكون الأمر أكثر صعوبة بالنسبة لـ ALMA بسبب الترددات العالية على حافة طيف الأشعة تحت الحمراء البعيدة. تعد أقصر الأطوال الموجية لـ ALMA أطول قليلاً من أن تعمل أجهزة الاستقبال المستخدمة في الأشعة تحت الحمراء أو التلسكوبات البصرية ، وتقريباً تكون قصيرة جدًا بحيث لا تعمل أجهزة الاستقبال الراديوية العادية.


يرسم رسامو الخرائط الكونيون خريطة الكون القريب ليكشفوا عن تنوع المجرات المكونة للنجوم

صورة: باستخدام مصفوفة Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA) ، أجرى العلماء تعدادًا لما يقرب من 100 مجرة ​​في الكون القريب. ساعدهم هذا الإحصاء على وصف المظاهر والسلوكيات المتنوعة. عرض المزيد

الائتمان: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) / S. Dagnello (NRAO)

أكمل فريق من علماء الفلك باستخدام مصفوفة Atacama Large Millimeter / submillimeter (ALMA) أول إحصاء للغيوم الجزيئية في الكون القريب ، وكشف عن أنه خلافًا للرأي العلمي السابق ، فإن هذه الحضانات النجمية لا تبدو وتتصرف بنفس الطريقة. في الواقع ، هم متنوعون مثل الناس والمنازل والأحياء والمناطق التي تشكل عالمنا.

تتكون النجوم من سحب من الغبار والغاز تسمى السحب الجزيئية أو المشاتل النجمية. يمكن لكل حضانة نجمية في الكون أن تشكل الآلاف أو حتى عشرات الآلاف من النجوم الجديدة خلال حياتها. بين عامي 2013 و 2019 ، أجرى علماء الفلك في مشروع PHANGS - الفيزياء بدقة عالية الزاوية في المجرات القريبة - أول مسح منهجي لـ 100،000 حضانة نجمية عبر 90 مجرة ​​في الكون القريب للحصول على فهم أفضل لكيفية ارتباطهم مرة أخرى بمجرتهم. المجرات الأم.

قال آدم ليروي ، الأستاذ المساعد في علم الفلك: "اعتدنا الاعتقاد بأن جميع الحضانات النجمية في كل مجرة ​​يجب أن تبدو متشابهة إلى حد ما ، ولكن هذا المسح كشف أن هذا ليس هو الحال ، وأن الحضانات النجمية تتغير من مكان إلى آخر". في جامعة ولاية أوهايو (OSU) ، والمؤلف الرئيسي للورقة التي تقدم استبيان PHANGS ALMA. "هذه هي المرة الأولى التي نلتقط فيها صورًا بموجات المليمتر للعديد من المجرات القريبة التي لها نفس الحدة والجودة مثل الصور الضوئية. وبينما تُظهر لنا الصور الضوئية الضوء من النجوم ، فإن هذه الصور الجديدة الرائدة تظهر لنا الجزيئية الغيوم التي تشكل تلك النجوم. "

قارن العلماء هذه التغييرات بالطريقة التي يُظهر بها الناس والمنازل والأحياء والمدن خصائص متشابهة ولكنها تتغير من منطقة إلى أخرى ومن بلد إلى بلد.

"لفهم كيفية تشكل النجوم ، نحتاج إلى ربط ولادة نجم واحد بمكانه في الكون. إنه مثل ربط شخص ما بمنزله وجواره ومدينته ومنطقته. إذا كانت المجرة تمثل مدينة ، فإن الحي هو الذراع الحلزونية ، والمنزل وحدة تشكيل النجوم ، والمجرات القريبة هي مدن مجاورة في المنطقة ، "قالت إيفا شينيرر ، عالمة الفلك في معهد ماكس بلانك لعلم الفلك (MPIA) والباحث الرئيسي في تعاون PHANGS" هذه علمتنا الملاحظات أن "الجوار" له تأثيرات صغيرة ولكنها واضحة على مكان وعدد النجوم التي تولد ".

لفهم تكوين النجوم في أنواع مختلفة من المجرات بشكل أفضل ، لاحظ الفريق أوجه التشابه والاختلاف في خصائص الغاز الجزيئي وعمليات تكوين النجوم لأقراص المجرات والقضبان النجمية والأذرع الحلزونية ومراكز المجرات. أكدوا أن الموقع أو الحي يلعب دورًا مهمًا في تكوين النجوم.

"من خلال رسم خرائط لأنواع مختلفة من المجرات ومجموعة متنوعة من البيئات الموجودة داخل المجرات ، فإننا نتتبع النطاق الكامل للظروف التي تعيش في ظلها سحب الغاز المكونة للنجوم في الكون الحالي. وهذا يسمح لنا بقياس تأثير ذلك قال غييرمو بلان ، عالم الفلك في معهد كارنيجي للعلوم ، ومؤلف مشارك في الورقة: "هناك العديد من المتغيرات المختلفة في طريقة حدوث تشكل النجوم".

قال جوزيف بيسكي ، مسؤول برنامج المؤسسة الوطنية للعلوم في NRAO / ALMA: "كيف تتشكل النجوم ، وكيف تؤثر مجرتهم على هذه العملية ، هي جوانب أساسية للفيزياء الفلكية". "يستخدم مشروع PHANGS قوة المراقبة الرائعة لمرصد ALMA وقدم رؤية رائعة لقصة تشكل النجوم بطريقة جديدة ومختلفة."

أضافت آني هيوز ، عالمة الفلك في L'Institut de Recherche en Astrophysique et Plan & # 233tologie (IRAP) ، أن هذه هي المرة الأولى التي يحصل فيها العلماء على لقطة لما تبدو عليه السحب المكونة للنجوم عبر مثل هذا النطاق الواسع من المجرات المختلفة. "لقد وجدنا أن خصائص الغيوم المكونة للنجوم تعتمد على مكان تواجدها: تميل السحب في المناطق المركزية الكثيفة من المجرات إلى أن تكون أكثر كثافة وأكثر كثافة واضطرابًا من السحب الموجودة في الضواحي الهادئة للمجرة. تعتمد دورة حياة السحب أيضًا على بيئتها. يبدو أن مدى سرعة تكوين السحابة للنجوم والعملية التي تدمر السحابة في النهاية تعتمد على المكان الذي تعيش فيه السحابة ".

ليست هذه هي المرة الأولى التي يتم فيها ملاحظة الحضانات النجمية في مجرات أخرى باستخدام ALMA ، ولكن جميع الدراسات السابقة تقريبًا ركزت على المجرات الفردية أو جزء من واحدة. على مدى خمس سنوات ، جمعت PHANGS صورة كاملة لمجموعات المجرات القريبة. "مشروع PHANGS هو شكل جديد من أشكال رسم الخرائط الكونية الذي يسمح لنا برؤية تنوع المجرات في ضوء جديد ، حرفياً. لقد رأينا أخيرًا تنوع الغازات المكونة للنجوم عبر العديد من المجرات ونستطيع فهم كيفية تغيرها مع مرور الوقت. كان من المستحيل عمل هذه الخرائط التفصيلية قبل ALMA ، "قال إريك روسولوفسكي ، أستاذ الفيزياء المشارك في جامعة ألبرتا ، والمؤلف المشارك في البحث. "يحتوي هذا الأطلس الجديد على 90 من أفضل الخرائط التي تم رسمها على الإطلاق والتي تكشف عن المكان الذي سيتشكل فيه الجيل القادم من النجوم."

بالنسبة للفريق ، لا يعني الأطلس الجديد نهاية الطريق. بينما أجاب الاستطلاع على أسئلة حول ماذا وأين ، فقد أثار أسئلة أخرى. قال ليروي: "هذه هي المرة الأولى التي نحصل فيها على رؤية واضحة لسكان دور الحضانة النجمية في جميع أنحاء الكون القريب. وبهذا المعنى ، إنها خطوة كبيرة نحو فهم من أين أتينا". "بينما نعلم الآن أن دور الحضانة النجمية تختلف من مكان إلى آخر ، ما زلنا لا نعرف لماذا أو كيف تؤثر هذه الاختلافات على النجوم والكواكب المتكونة. هذه أسئلة نأمل أن نجيب عليها في المستقبل القريب."

تم تقديم عشر أوراق بحثية تفصيلية عن نتائج مسح PHANGS هذا الأسبوع في الاجتماع 238 للجمعية الفلكية الأمريكية.

PHANGS-ALMA: ثاني أكسيد الكربون في الثانية القوسية (2-1) تصوير المجرات المجاورة المكونة للنجوم ، Leroy et al. تم قبول ApJS ، قم بالمعاينة [https: / / arxiv. org / abs / 2104. 07739]

مصفوفة Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA) ، وهي منشأة دولية لعلم الفلك ، هي شراكة بين المنظمة الأوروبية للبحوث الفلكية في نصف الكرة الجنوبي (ESO) ، ومؤسسة العلوم الوطنية الأمريكية (NSF) والمعاهد الوطنية للعلوم الطبيعية ( NINS) اليابانية بالتعاون مع جمهورية تشيلي. يتم تمويل ALMA من قبل ESO نيابة عن الدول الأعضاء فيها ، من قبل NSF بالتعاون مع المجلس الوطني للبحوث في كندا (NRC) ووزارة العلوم والتكنولوجيا (MOST) ومن قبل NINS بالتعاون مع Academia Sinica (AS) في تايوان والمعهد الكوري لعلوم الفضاء والفلك (KASI).

يتولى مرصد علم الفلك الراديوي الوطني (NRAO) إدارة إنشاءات وعمليات ALMA نيابة عن الدول الأعضاء فيها ، وتديره Associated Universities، Inc. (AUI) نيابة عن أمريكا الشمالية والمرصد الفلكي الوطني لليابان (NAOJ) ) نيابة عن شرق آسيا. يوفر مرصد ALMA المشترك (JAO) القيادة الموحدة والإدارة لبناء وتشغيل وتشغيل ALMA.

اتصال وسائل الإعلام:

ايمي سي أوليفر
مسؤول الإعلام ، ALMA
مدير المعلومات العامة والأخبار ، NRAO
+1 434 242 9584
[email protected]

تنصل: AAAS و EurekAlert! ليست مسؤولة عن دقة النشرات الإخبارية المرسلة على EurekAlert! من خلال المؤسسات المساهمة أو لاستخدام أي معلومات من خلال نظام EurekAlert.


محتويات

تم اقتراح التلسكوب لأول مرة في عام 1994. تمت الموافقة على المشروع من قبل اللجنة الوطنية للتنمية والإصلاح (NDRC) في يوليو 2007. [15] تم نقل قرية تضم 65 شخصًا من الوادي لإفساح المجال للتلسكوب [16] و تم نقل 9،110 شخصًا إضافيًا يعيشون في دائرة نصف قطرها 5 كيلومترات من التلسكوب لإنشاء منطقة هادئة للراديو. [16] أنفقت الحكومة الصينية حوالي 269 مليون دولار في صناديق الإغاثة من الفقر والقروض المصرفية لإعادة توطين السكان المحليين ، بينما كلف بناء التلسكوب نفسه 180 مليون دولار. [17]

في 26 ديسمبر 2008 ، أقيم حفل وضع الأساس في موقع البناء. [18] بدأ البناء في مارس 2011 ، [19] [20] وتم تركيب اللوحة الأخيرة في صباح يوم 3 يوليو 2016. [16] [20] [21] [22]

كانت الميزانية الأصلية تبلغ 700 مليون يوان صيني ، [3]: 49 [19] وبلغت التكلفة النهائية 1.2 مليار يوان صيني (180 مليون دولار أمريكي). [16] [23] كانت الصعوبات الكبيرة التي تمت مواجهتها هي الموقع البعيد للموقع وضعف الوصول إلى الطريق ، والحاجة إلى إضافة حماية لقمع تداخل التردد اللاسلكي (RFI) من مشغلات المرآة الأساسية. [5] لا تزال هناك مشاكل مستمرة مع معدل فشل مشغلات المرآة الأولية. [5]

بدأ الاختبار والتكليف مع الضوء الأول في 25 سبتمبر 2016. [24] يتم إجراء الملاحظات الأولى بدون العاكس الأساسي النشط ، وتكوينه في شكل ثابت واستخدام دوران الأرض لمسح السماء. [5] حدث العلم المبكر اللاحق بشكل رئيسي في الترددات المنخفضة [25] في حين تم جلب السطح النشط إلى دقة تصميمه [26] الأطوال الموجية الأطول تكون أقل حساسية للأخطاء في شكل العاكس. استغرق الأمر ثلاث سنوات لمعايرة الأدوات المختلفة حتى يمكن تشغيلها بكامل طاقتها. [24]

تسبب جهود الحكومة المحلية لتطوير صناعة سياحية حول التلسكوب بعض القلق بين علماء الفلك القلقين بشأن الهواتف المحمولة القريبة التي تعمل كمصادر للتداخل الراديوي. [27] من المتوقع أن يجبر 10 ملايين سائح في عام 2017 المسؤولين على اتخاذ قرار بشأن المهمة العلمية مقابل الفوائد الاقتصادية للسياحة. [28]

كانت القوة الدافعة الأساسية وراء المشروع [5] نان رندونغ ، الباحث في المرصد الفلكي الوطني الصيني ، وهو جزء من الأكاديمية الصينية للعلوم. شغل مناصب كبير العلماء [22] وكبير المهندسين [5] في المشروع. توفي في 15 سبتمبر 2017 في بوسطن بسبب سرطان الرئة. [29]

يحتوي FAST على سطح عاكس يبلغ قطره 500 متر يقع في حفرة طبيعية في المناظر الطبيعية الصخرية الكارستية) ، ويركز موجات الراديو على هوائي استقبال في "مقصورة تغذية" معلقة فوقها 140 مترًا (460 قدمًا). العاكس مصنوع من ألواح ألمنيوم مثقبة مدعومة بشبكة من الكابلات الفولاذية تتدلى من الحافة.

يتكون سطح FAST من 4450 [16] لوحًا مثلثيًا ، 11 مترًا (36 قدمًا) على جانب ، [30] على شكل قبة جيوديسية. 2225 روافع تقع أسفل [5] تجعله سطحًا نشطًا ، يسحب الوصلات بين الألواح ، ويشوه دعامة الكابلات الفولاذية المرنة إلى هوائي مكافئ يتماشى مع اتجاه السماء المطلوب. [31]

يوجد فوق العاكس حجرة تغذية خفيفة الوزن يتم تحريكها بواسطة روبوت كبل باستخدام آليات مؤازرة للرافعة على ستة أبراج دعم. [20]: 13 تم تركيب هوائيات الاستقبال أسفل هذا على منصة Stewart التي توفر تحكمًا دقيقًا في الموضع وتعويض الاضطرابات مثل حركة الرياح. [20]: 13 ينتج عن ذلك دقة توجيه مخططة تبلغ 8 ثوان قوسية. [6]

تبلغ أقصى زاوية ذروة 40 درجة عندما يتم تقليل الفتحة المضيئة الفعالة إلى 200 متر ، بينما تبلغ 26.4 درجة عندما تكون الفتحة المضيئة الفعالة 300 متر بدون خسارة. [32] [3]: 13

على الرغم من أن قطر العاكس يبلغ 500 متر (1600 قدم) ، إلا أنه يتم استخدام دائرة قطرها 300 متر فقط (مثبتة بالشكل المكافئ الصحيح و "مضيئة" بواسطة جهاز الاستقبال) في أي وقت. [20]: 13 يمكن توجيه التلسكوب إلى مواقع مختلفة في السماء بإضاءة قسم 300 متر من فتحة 500 متر.

نطاق تردد العمل من 70 ميجاهرتز إلى 3.0 جيجاهرتز ، [33] مع الحد الأعلى الذي تحدده الدقة التي يمكن أن تقارب بها الأساسيات القطع المكافئ. يمكن تحسينه قليلاً ، لكن حجم المقاطع المثلثية يحد من أقصر طول موجي يمكن استقباله. الخطة الأصلية هي تغطية نطاق التردد بـ 9 أجهزة استقبال. خلال مرحلة البناء ، تم اقتراح وبناء مستقبل نطاق عريض للتشغيل يغطي 260 ميجاهرتز إلى 1620 ميجاهرتز. التي أنتجت أول اكتشاف للنجم النابض من FAST. [34] في الوقت الحالي ، تم تركيب مصفوفة مستقبلات FAST L-band فقط المكونة من 19 حزمة (FLAN [7]) وتعمل بين 1.05 جيجاهرتز و 1.45 جيجاهرتز.

سيخزن نظام أرشيف الجيل التالي (NGAS) ، الذي طوره المركز الدولي لبحوث الفلك الراديوي (ICRAR) في بيرث بأستراليا والمرصد الأوروبي الجنوبي ، ويحتفظ بكمية كبيرة من البيانات التي يجمعها. [35]

منطقة 5 كيلومترات بالقرب من التلسكوب تمنع السائحين من استخدام الهواتف المحمولة وغيرها من أجهزة البث اللاسلكي [36]

يسرد موقع FAST الأهداف العلمية التالية للتلسكوب الراديوي: [37]

  1. ملاحظات مسح الهيدروجين المحايدة على نطاق واسع
  2. قيادة الشبكة الدولية طويلة المدى لقياس التداخل (VLBI)
  3. الكشف عن الجزيئات بين النجوم
  4. كشف إشارات الاتصال بين النجوم (البحث عن ذكاء خارج الأرض) [38]

انضم تلسكوب FAST إلى مشروع Breakthrough Listen SETI في أكتوبر 2016 للبحث عن اتصالات ذكية خارج كوكب الأرض في الكون. [39]

الصين جلوبال تايمز ذكرت أن تلسكوب FAST البالغ طوله 500 متر (1600 قدم) سيكون مفتوحًا أمام المجتمع العلمي العالمي بدءًا من أبريل 2021 (عندما تتم مراجعة الطلبات) ، وسيصبح ساريًا في أغسطس 2021. سيتمكن العلماء الأجانب من تقديم طلبات إلى الصين المراصد الفلكية الوطنية على الإنترنت. [40] [41]

يشبه التصميم الأساسي لـ FAST تلسكوب Arecibo السابق. يحتوي كلا التصميمين على عاكسات مثبتة في تجاويف طبيعية داخل الحجر الجيري الكارستي ، مصنوعة من ألواح الألمنيوم المثقبة مع مستقبل متحرك معلق أعلاه وكلاهما يحتوي على فتحة فعالة أصغر من الحجم المادي الأساسي. ومع ذلك ، هناك اختلافات كبيرة بالإضافة إلى الحجم. [31] [42] [43]

أولاً ، تم تثبيت طبق Arecibo بشكل كروي. على الرغم من أنه تم تعليقه أيضًا من الكابلات الفولاذية مع دعامات تحتها لضبط الشكل ، إلا أنه تم تشغيلها يدويًا وتعديلها أثناء الصيانة فقط. [31] كان له شكل كروي ثابت مع عاكسين معلقين إضافيين بتكوين ميلادي لتصحيح الانحراف الكروي. [44]

ثانيًا ، تم إصلاح منصة استقبال Arecibo في مكانها. لدعم الوزن الأكبر للعاكسات الإضافية ، كانت كابلات الدعم الأولية ثابتة ، والجزء الوحيد المزود بمحرك هو ثلاثة روافع تثبيت تعوض عن التمدد الحراري. [31]: 3 يمكن أن تتحرك الهوائيات على طول ذراع دوار أسفل المنصة للسماح بضبط محدود للسمت. [31]: 4 هذا النطاق الأصغر للحركة يقتصر على عرض الأشياء في نطاق 19.7 درجة من الذروة. [45]

ثالثًا ، يمكن أن يتلقى Arecibo ترددات أعلى. يحد الحجم المحدود للألواح المثلثية التي تشكل العاكس الأساسي لـ FAST من الدقة التي يمكن بها تقريب القطع المكافئ ، وبالتالي أقصر طول موجي يمكنه التركيز عليه. سمح تصميم Arecibo الأكثر صرامة بالحفاظ على تركيز حاد يصل إلى 3 سم طول موجي (10 جيجاهرتز) FAST يقتصر على 10 سم (3 جيجاهرتز). قد تكون التحسينات في التحكم في الموضع في المرحلة الثانوية قادرة على دفع ذلك إلى 6 سم (5 جيجاهرتز) ، ولكن بعد ذلك يصبح العاكس الأساسي حدًا صعبًا.

رابعًا ، طبق FAST أعمق بكثير ، مما يساهم في مجال رؤية أوسع. على الرغم من أن قطره أكبر بنسبة 64٪ ، فإن نصف قطر الانحناء لـ FAST يبلغ 300 متر (980 قدمًا) ، [20]: 3 أكبر قليلاً من أريسيبو 270 مترًا (870 قدمًا) ، [45] لذا فهو يشكل 113 درجة قوسًا [20]: 4 (مقابل 70 درجة لأريسيبو). على الرغم من أنه يمكن استخدام فتحة Arecibo الكاملة البالغة 305 م (1000 قدم) عند مراقبة الأجسام في أوجها ، إلا أن هذا كان ممكنًا فقط مع تغذية الخط التي كان لها نطاق تردد ضيق للغاية ولم تكن متاحة بسبب التلف منذ عام 2017. [46] معظم استخدمت ملاحظات Arecibo التغذية الغريغورية ، حيث كانت الفتحة الفعالة حوالي 221 مترًا (725 قدمًا) عند ذروة [46]. [31]: 4

خامسًا ، كانت منصة Arecibo الثانوية الأكبر تضم أيضًا العديد المرسلات، مما يجعلها واحدة من اثنين فقط من الأدوات في العالم القادرة على علم الفلك الراداري. [ بحاجة لمصدر ] سمح نظام الرادار الكوكبي الممول من وكالة ناسا لـ Arecibo بدراسة الأجسام الصلبة من عطارد إلى زحل ، وإجراء تحديد دقيق للغاية للمدار على الأجسام القريبة من الأرض ، وخاصة الأجسام التي يحتمل أن تكون خطرة. شمل Arecibo أيضًا العديد من الرادارات الممولة من NSF لدراسات الغلاف الأيوني. هذه المرسلات القوية كبيرة جدًا وثقيلة بالنسبة لكابينة الاستقبال الصغيرة في FAST ، لذلك لن تكون قادرة على المشاركة في الدفاع الكوكبي على الرغم من أنها يمكن أن تعمل من حيث المبدأ كمستقبل في نظام رادار ثنائي الساكن.

ظهرت في حلقة "البحث عن الحياة الذكية على الأرض" من المسلسل التلفزيوني الكون: عوالم محتملة قدمه نيل ديغراس تايسون.


يسلط البحث الضوء على الاختلافات الرئيسية بين أدمغة الرئيسيات البشرية وغير البشرية

يُظهر تحليل مقارن مفصل لأدمغة الإنسان والشمبانزي وقرود المكاك البالغين أن جميع مناطق الدماغ البشري لها توقيعات جزيئية مشابهة جدًا لتلك الخاصة بأقاربنا الرئيسيين ، ومع ذلك تحتوي بعض المناطق على أنماط بشرية واضحة للنشاط الجيني الذي يميز تطور الدماغ وقد المساهمة في قدراتنا المعرفية.

سوزا وآخرون تبين أن الدماغ البشري ليس فقط نسخة أكبر من دماغ الأجداد الرئيسيات ولكنه أيضًا مليء بالاختلافات المتميزة والمذهلة. رصيد الصورة: William H. Calvin / CC BY-SA 4.0.

"أدمغتنا أكبر بثلاث مرات ، ولديها عدد أكبر من الخلايا وبالتالي قوة معالجة أكبر من الشمبانزي أو القرد. ومع ذلك ، هناك أيضًا اختلافات صغيرة واضحة بين الأنواع في كيفية عمل الخلايا الفردية وتشكيل الروابط "، كما قال المؤلف الرئيسي المشارك الدكتور أندريه سوزا ، باحث ما بعد الدكتوراه في كلية الطب بجامعة ييل.

لتحديد الاختلافات بين أدمغة الرئيسيات ، قام الدكتور سوزا والمؤلفون المشاركون بتقييم عينات أنسجة المخ من ستة بشر وخمسة شمبانزي وخمسة قرود مكاك.

قاموا بإنشاء ملفات تعريف نسخية لـ 247 عينة من الأنسجة في المجموع ، تمثل العديد من مناطق الدماغ المختلفة (الحصين ، اللوزة ، المخطط ، نواة المهاد ، القشرة المخيخية ، القشرة المخية الحديثة).

قال الباحثون: "لقد وجدنا أوجه تشابه مذهلة بين أنواع الرئيسيات للتعبير الجيني في 16 منطقة من الدماغ & # 8212 حتى في قشرة الفص الجبهي ، مقر التعلم العالي الذي يميز البشر عن القردة الأخرى".

"ومع ذلك ، أظهرت دراستنا أن المنطقة الوحيدة في الدماغ التي تحتوي على أكثر تعبير جيني محدد للإنسان هي المخطط ، وهي المنطقة الأكثر ارتباطًا بالحركة."

"تم العثور أيضًا على اختلافات مميزة داخل مناطق الدماغ ، حتى في المخيخ ، وهي واحدة من أقدم مناطق الدماغ من الناحية التطورية ، وبالتالي من المرجح أن تشترك في أوجه التشابه بين الأنواع."

وجد الفريق أن جينًا واحدًا ، ZP2 (zona pellucida glycoprotein 2) ، كان نشطًا في المخيخ البشري فقط & # 8212 مفاجأة ، لأن نفس الجين قد ارتبط بانتقاء الحيوانات المنوية عن طريق البويضات البشرية.

قال المؤلف الرئيسي المشارك الدكتور يينغ تشو ، من كلية الطب بجامعة ييل: "ليس لدينا أي فكرة عما يفعله هناك".

ركز المؤلفون أيضًا على جين واحد ، TH (التيروزين هيدروكسيلاز) ، الذي يشارك في إنتاج الدوبامين ، وهو ناقل عصبي ينظم السلوك الحركي والتحفيز والسرور والإثارة العاطفية.

ووجدوا أن الجين TH تم التعبير عنه بدرجة عالية في القشرة المخية الحديثة والجسم المخطط للإنسان ولكنه غائب عن القشرة المخية الحديثة للشمبانزي.

قالت الدكتورة سوزا: "من المرجح أن التعبير القشري الجديد لهذا الجين قد فقد في سلف مشترك وعاد إلى الظهور في سلالة الإنسان".

وجد الفريق أيضًا مستويات أعلى من التعبير عن الجين MET ، المرتبط باضطراب طيف التوحد ، في قشرة الفص الجبهي البشري مقارنةً بالرئيسيات الأخرى التي تم اختبارها.


أوجه التشابه والاختلاف في الوسط

نافيير & # x02013 سائل ستوكس (مثل الهواء) هو وسيط خواص يتبع معادلة Navier & # x02013Stokes لنقل الزخم

حيث & # x003C1 هي كثافة كتلة السائل ، ص هو ضغط موحد الخواص ، و & # x003BD هو اللزوجة الحركية. في هذا الوسط ، يتم نقل الزخم محليًا من عنصر واحد من السائل إلى العناصر المجاورة عبر موتر الإجهاد وعبر & # x02207P. في نقل الزخم لمسافات طويلة ، ينقل عنصر واحد زخمه إلى جار ، والذي بدوره ينقل زخمه إلى جاره ، وهكذا دواليك. في معادلة Navier & # x02013Stokes ، يحدث نقل الزخم بسرعة الصوت & # x0007Eص/ & # x003C1.

تعد البلازما الممغنطة غير المتصادمة (مثل الرياح الشمسية) متباينة الخواص على المستويين العالمي والمحلي. إنه متباين الخواص عالميًا من حيث أن التركيب المغناطيسي للبلازما يمكن أن ينتشر دون تطور في اتجاه متجه المجال المغناطيسي العالمي (راجع الشكل 7.1 من Parker ، 1979 Borovsky JE ، 2020a Nemecek et al. ، 2020) ، وهو متباين الخواص محليًا من حيث طبيعة القوى المتعامدة والمتوازية مع ناقل المجال المغناطيسي المحلي ب يختلف. في وصف MHD للبلازما ، يتم نقل الزخم بواسطة

أين ي هي كثافة التيار الكهربائي في البلازما. في الاتجاه الموازي ل ب، ال ي & # x000D7 ب يختفي مصطلح التعبير (2) ، ويختفي وصف MHD إلى معادلة Navier & # x02013Stokes (التعبير 1). تتميز البلازما غير المتصادمة بخصائص تشبه السوائل في الاتجاهات المتعامدة معها ب حيث يقيد المجال المغناطيسي الجسيمات المشحونة للبلازما لتدور حول خطوط المجال المغناطيسي معًا (على سبيل المثال ، Chew et al. ، 1956 Parker ، 1957) ، ولكن في الاتجاه على طول ب، جزيئات البلازما تنتقل بالستية. في بلازما غير تصادمية موازية ل ب، يتم نقل الزخم بسرعة الجسيمات الفردية (على سبيل المثال ، الأيونات) ، ولا يتم مشاركة الزخم مع قطع البلازما المجاورة. ظهرت تحذيرات من حين لآخر حول استخدام MHD لوصف الرياح الشمسية غير المصادمة (على سبيل المثال ، Lemaire and Scherer ، 1973 Montgomery ، 1992). كما أشار بوروفسكي وجاري (2009) ، فشلت بلازما الرياح الشمسية في اختبارات سلوك السوائل في الموازاة لـ-ب اتجاه. ثلاثة أمثلة هي التالية. (1) سلوك الأيونات الباليستية ب لوحظ عندما يتم ربط بلازما الرياح الشمسية وبلازما الغلاف المغناطيسي مغناطيسيًا عن طريق إعادة توصيل خط الحقل (Paschmann، 1984 Thomsen et al.، 1987) من شأن سلوك السائل أن ينتج عنه تقاسم محلي للزخم وفصل بين البلازما المعاد توصيلهما ، بدلاً من التداخل البيني لمسافات طويلة لمجموعات الأيونات التي يتم رؤيتها. (2) عدم قدرة بلازما الرياح الشمسية على تكوين صدمة قوسية ثابتة عندما تكون زاوية الصدمة العادية موازية للمجال المغناطيسي للرياح الشمسية (Thomsen et al.، 1990 Mann et al.، 1994 Wilkinson، 2003 Lucek et آل ، 2004). (3) ديناميات الجسيمات الحركية بدقة على طول ب من الرياح الشمسية وهي تمتلئ في أعقاب التدفق الناتج عن التدفق عبر القمر (Ogilvie et al.، 1996 Farrell et al.، 2002).

تمت الإشارة إلى هذا الاختلاف في البند 1 في الجدول 2.

الجدول 2. ملخص الاختلافات بين Navier & # x02013Stokes المضطرب في نفق الرياح وتقلبات Alfv & # x000E9nic للرياح الشمسية السريعة.


يرسم رسامو الخرائط الكونيون خريطة الكون القريب ليكشفوا عن تنوع المجرات المكونة للنجوم

أكمل فريق من علماء الفلك باستخدام مصفوفة Atacama Large Millimeter / submillimeter (ALMA) أول إحصاء للغيوم الجزيئية في الكون القريب ، وكشف عن أنه خلافًا للرأي العلمي السابق ، فإن هذه الحضانات النجمية لا تبدو وتتصرف بنفس الطريقة. في الواقع ، هم & # 8217 متنوعون مثل الناس والمنازل والأحياء والمناطق التي يتكون منها عالمنا.

تتكون النجوم من سحب من الغبار والغاز تسمى السحب الجزيئية أو المشاتل النجمية. يمكن لكل حضانة نجمية في الكون أن تشكل الآلاف أو حتى عشرات الآلاف من النجوم الجديدة خلال حياتها. بين عامي 2013 و 2019 ، أجرى علماء الفلك في PHANGS & # 8211 Physics at High Angular Resolution في مشروع GalaxieS & # 8211 القريب أول مسح منهجي لـ 100000 مشتل نجمي عبر 90 مجرة ​​في الكون القريب للحصول على فهم أفضل لكيفية اتصالهم مرة أخرى بهم. المجرات الأم.

& # 8220 اعتدنا على الاعتقاد بأن جميع الحضانات النجمية في كل مجرة ​​يجب أن تبدو متشابهة إلى حد ما ، لكن هذا الاستطلاع كشف أن هذا ليس هو الحال ، وأن دور الحضانة النجمية تتغير من مكان إلى آخر ، & # 8221 قال آدم ليروي ، مساعد أستاذ علم الفلك في جامعة ولاية أوهايو (OSU) ، والمؤلف الرئيسي للورقة البحثية التي تقدم استبيان PHANGS ALMA. & # 8220 هذه هي المرة الأولى التي نلتقط فيها صورًا بموجة ملليمتر للعديد من المجرات القريبة التي لها نفس الحدة والجودة مثل الصور الضوئية. وبينما تُظهر لنا الصور الضوئية الضوء القادم من النجوم ، فإن هذه الصور الجديدة الرائدة تظهر لنا الغيوم الجزيئية التي تشكل تلك النجوم. & # 8221

قارن العلماء هذه التغييرات بالطريقة التي يُظهر بها الناس والمنازل والأحياء والمدن خصائص متشابهة ولكنها تتغير من منطقة إلى أخرى ومن بلد إلى بلد.

& # 8220 لفهم كيفية تشكل النجوم ، نحتاج إلى ربط ولادة نجم واحد بمكانه في الكون. & # 8217s مثل ربط شخص بمنزله وحيه ومدينته ومنطقته. إذا كانت المجرة تمثل مدينة ، فإن الحي هو الذراع الحلزونية ، والمنزل وحدة تشكيل النجوم ، والمجرات القريبة هي مدن مجاورة في المنطقة ، & # 8221 قالت إيفا شينيرر ، عالمة الفلك في معهد ماكس بلانك لعلم الفلك ( MPIA) والباحث الرئيسي في تعاون PHANGS & # 8220 هذه الملاحظات علمتنا أن & # 8220 حي & # 8221 له تأثيرات صغيرة ولكن واضحة على مكان وعدد النجوم التي ولدت. & # 8221

لفهم تكوين النجوم في أنواع مختلفة من المجرات بشكل أفضل ، لاحظ الفريق أوجه التشابه والاختلاف في خصائص الغاز الجزيئي وعمليات تكوين النجوم لأقراص المجرات والقضبان النجمية والأذرع الحلزونية ومراكز المجرات. أكدوا أن الموقع أو الحي يلعب دورًا مهمًا في تكوين النجوم.

& # 8220 من خلال رسم خرائط لأنواع مختلفة من المجرات ومجموعة متنوعة من البيئات الموجودة داخل المجرات ، فإننا نتتبع النطاق الكامل للظروف التي تعيش فيها سحب الغاز المكونة للنجوم في الكون الحالي. هذا يسمح لنا بقياس تأثير العديد من المتغيرات المختلفة على طريقة حدوث تشكل النجوم ، وقال غييرمو بلان ، عالم الفلك في معهد كارنيجي للعلوم ، والمؤلف المشارك في الورقة البحثية.

& # 8220 كيف تتشكل النجوم ، وكيف تؤثر مجراتها على هذه العملية ، هي جوانب أساسية للفيزياء الفلكية ، & # 8221 قال جوزيف بيسكي ، مسؤول برنامج مؤسسة العلوم الوطنية & # 8217s في NRAO / ALMA. & # 8220 يستخدم مشروع PHANGS قوة المراقبة الرائعة لمرصد ALMA وقدم رؤية رائعة لقصة تشكل النجوم بطريقة جديدة ومختلفة. & # 8221

أضافت آني هيوز ، عالمة الفلك في L & # 8217Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP) ، أن هذه هي المرة الأولى التي يحصل فيها العلماء على لقطة لما تبدو عليه السحب المكونة للنجوم عبر مثل هذا النطاق الواسع من المجرات المختلفة. & # 8220 وجدنا أن خصائص الغيوم المكونة للنجوم تعتمد على مكان تواجدها: تميل السحب في المناطق المركزية الكثيفة من المجرات إلى أن تكون أكثر كثافة وأكثر كثافة واضطرابًا من السحب الموجودة في الضواحي الهادئة للمجرة. تعتمد دورة حياة السحب أيضًا على بيئتها. يبدو أن مدى سرعة تكوين السحابة للنجوم والعملية التي تدمر السحابة في النهاية تعتمد على مكان وجود السحابة. & # 8221

ليست هذه هي المرة الأولى التي يتم فيها ملاحظة الحضانات النجمية في مجرات أخرى باستخدام ALMA ، ولكن جميع الدراسات السابقة تقريبًا ركزت على المجرات الفردية أو جزء من واحدة. Over a five-year period, PHANGS assembled a full view of the nearby population of galaxies. “The PHANGS project is a new form of cosmic cartography that allows us to see the diversity of galaxies in a new light, literally. We are finally seeing the diversity of star-forming gas across many galaxies and are able to understand how they are changing over time. It was impossible to make these detailed maps before ALMA,” said Erik Rosolowsky, Associate Professor of Physics at the University of Alberta, and a co-author on the research. “This new atlas contains 90 of the best maps ever made that reveal where the next generation of stars is going to form.”

For the team, the new atlas doesn’t mean the end of the road. While the survey has answered questions about what and where, it has raised others. “This is the first time we have gotten a clear view of the population of stellar nurseries across the whole nearby Universe. In that sense, it’s a big step towards understanding where we come from,” said Leroy. “While we now know that stellar nurseries vary from place to place, we still do not know why or how these variations affect the stars and planets formed. These are questions that we hope to answer in the near future.”

Ten papers detailing the outcomes of the PHANGS survey are presented this week at the 238th meeting of the American Astronomical Society.

PHANGS-ALMA: Arcsecond CO(2-1) Imaging of Nearby Star-Forming Galaxies, Leroy et al. ApJS accepted, preview [https:/ / arxiv. org/ abs/ 2104. 07739 ]

The Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), an international astronomy facility, is a partnership of the European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO), the U.S. National Science Foundation (NSF) and the National Institutes of Natural Sciences (NINS) of Japan in cooperation with the Republic of Chile. ALMA is funded by ESO on behalf of its Member States, by NSF in cooperation with the National Research Council of Canada (NRC) and the Ministry of Science and Technology (MOST) and by NINS in cooperation with the Academia Sinica (AS) in Taiwan and the Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI).

ALMA construction and operations are led by ESO on behalf of its Member States by the National Radio Astronomy Observatory (NRAO), managed by Associated Universities, Inc. (AUI), on behalf of North America and by the National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) on behalf of East Asia. The Joint ALMA Observatory (JAO) provides the unified leadership and management of the construction, commissioning and operation of ALMA.

Media Contact:

Public Information Officer, ALMA

Public Information & News Manager, NRAO

Media Contact
Amy C. Oliver
[email protected]


Growing up fast in the very early universe

An artist’s impression of a very dusty galaxy in the early universe that already exhibits signs of a rotating disc. Reds represent gast while blues and browns represent dust as seen by the ALMA radio telescope array. Image: B. Saxton NRAO/AUI/NSF, ESO, NASA/STScI NAOJ/Subaru

One might expect galaxies forming in the very early universe to be relatively free of dust and the heavy elements cooked up when successive generations of massive stars run out of nuclear fuel and explode in supernova blasts. That process takes time, and most infant galaxies could be expected to experience rapid growth spurts in the eventual transition between the “primordial” and “mature” stages in their development.

But in a survey of 118 young galaxies dating back to within 1 billion to 1.5 billion years after the Big Bang, astronomers were surprised to find many more mature galaxies than expected.

“We didn’t expect to see so much dust and heavy elements in these distant galaxies,” said Andreas Faisst of the Infrared Processing and Analysis Center (IPAC) at the California Institute of Technology.

In fact, about 20 percent of the galaxies sampled in the survey “are already very dusty and a significant fraction of the ultraviolet light from newborn stars is already hidden by this dust,” said Daniel Schaerer of the University of Geneva.

Two galaxies in the early universe as imaged by ALMA in radio waves. Both are considered more “mature” than “primordial” based on the amounts of dust present (seen in yellow). Gas, seen in red, is used to measure obscured star formation and motion. Image: B. Saxton NRAO/AUI/NSF, ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), ALPINE team

The ALMA Large Program to Investigate C+ at Early Times, or ALPINE, survey is the largest multi-wavelength study of galaxies in the early universe, utilising optical observations by ground- and space-based telescopes, including Keck, Subaru, the Very Large Telescope and the Hubble and Spitzer space telescopes and radio observations using the Atacama Large Millimetre/submillimetre Array, or ALMA.

The ALMA observations allowed researchers to detect star formation hidden by thick dust that blocks optical and infrared wavelengths and to follow the motion of gas associated with star-forming regions, finding “Hubble-dark galaxies” that even the space telescope cannot see.

“We want to see exactly where the dust is and how the gas moves around,” said Paolo Cassata of the University of Padua in Italy. “We also want to compare the dusty galaxies to others at the same distance and figure out if there might be something special about their environments.”


وصف

Big Data in Radio Astronomy: Scientific Data Processing for Advanced Radio Telescopes provides the latest research developments in big data methods and techniques for radio astronomy. Providing examples from such projects as the Square Kilometer Array (SKA), the world’s largest radio telescope that generates over an Exabyte of data every day, the book offers solutions for coping with the challenges and opportunities presented by the exponential growth of astronomical data. Presenting state-of-the-art results and research, this book is a timely reference for both practitioners and researchers working in radio astronomy, as well as students looking for a basic understanding of big data in astronomy.

Big Data in Radio Astronomy: Scientific Data Processing for Advanced Radio Telescopes provides the latest research developments in big data methods and techniques for radio astronomy. Providing examples from such projects as the Square Kilometer Array (SKA), the world’s largest radio telescope that generates over an Exabyte of data every day, the book offers solutions for coping with the challenges and opportunities presented by the exponential growth of astronomical data. Presenting state-of-the-art results and research, this book is a timely reference for both practitioners and researchers working in radio astronomy, as well as students looking for a basic understanding of big data in astronomy.


ALMA Provides First Complete Image of Fomalhaut’s Debris Disk

Using the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), astronomers have made the first complete millimeter-wavelength image of the ring of dusty debris surrounding the young star Fomalhaut, and found that the ice content of colliding exocomets within it is similar to comets in our own Solar System.

Composite image of the Fomalhaut star system. The ALMA data, shown in orange, reveal the distant and eccentric debris disk in never-before-seen detail. The central dot is the unresolved emission from the star, which is about twice the mass of our Sun. Optical data from the NASA/ESA Hubble Space Telescope is in blue the dark region is a coronagraphic mask, which filtered out the otherwise overwhelming light of the central star. Image credit: ALMA / ESO / NAOJ / NRAO / M. MacGregor / NASA / ESA / Hubble / P. Kalas / B. Saxton / AUI / NSF.

Fomalhaut is a young star located in the constellation of Piscis Austrinus, approximately 25 light-years from Earth.

Also known as alpha Piscis Austrini and HD 216956, Fomalhaut is 440 million years old, or about one-tenth the age of the Solar System, and is one of only about twenty systems in which planets have been imaged directly.

Earlier ALMA observations of the star — taken in 2012 when the telescope was still under construction — revealed only about one half of the debris disk. Though that image was merely a test of ALMA’s initial capabilities, it nonetheless provided tantalizing hints about the nature and possible origin of the disk.

The new ALMA observations offer a stunningly complete view of this glowing band of debris and also suggest that there are chemical similarities between its icy contents and comets in the Solar System.

“ALMA has given us this staggeringly clear image of a fully formed debris disk,” said Dr. Meredith MacGregor, an astronomer at the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics and lead author on one of two papers accepted for publication in the مجلة الفيزياء الفلكية describing these observations.

“We can finally see the well-defined shape of the disk, which may tell us a great deal about the underlying planetary system responsible for its highly distinctive appearance.”

As revealed in the new ALMA image, a brilliant band of icy dust about 2 billion km wide has formed approximately 20 billion km from the star.

“Using the new ALMA data and detailed computer modeling, we were able to calculate the precise location, width, and geometry of the disk. These parameters confirm that such a narrow ring is likely produced through the gravitational influence of planets in the system,” said Dr. MacGregor, lead author on the team’s first paper.

The new observations are also the first to definitively show ‘apocenter glow,’ a phenomenon predicted in a 2016 paper by MIT researcher Margaret Pan, who is also a co-author on the new ALMA papers.

Like all objects with elongated orbits, the dusty material in the Fomalhaut disk travels more slowly when it is farthest from the star. As the dust slows down, it piles up, forming denser concentrations in the more distant portions of the disk. These dense regions can be seen by ALMA as brighter millimeter-wavelength emission.

Using the same ALMA dataset, but focusing on distinct millimeter-wavelength signals naturally emitted by molecules in space, the team also detected vast stores of carbon monoxide gas in precisely the same location as the debris disk.

“These data allowed us to determine that the relative abundance of carbon monoxide plus carbon dioxide around Fomalhaut is about the same as found in comets in our own Solar System,” said Dr. Luca Matrà, a researcher at the University of Cambridge and lead author on the team’s second paper.

“This chemical kinship may indicate a similarity in comet formation conditions between the outer reaches of this planetary system and our own.”

The researchers believe this gas is either released from continuous comet collisions or the result of a single, large impact between supercomets hundreds of times more massive than Hale-Bopp.

The presence of this well-defined debris disk around Fomalhaut, along with its curiously familiar chemistry, may indicate that this system is undergoing its own version of the Late Heavy Bombardment, a period approximately 4 billion years ago when the Earth and other planets were routinely struck by swarms of asteroids and comets left over from the formation of our Solar System.

Meredith A. MacGregor وآخرون. 2017. A Complete ALMA Map of the Fomalhaut Debris Disk. أبج, accepted for publication arXiv: 1705.05867

L. Matrà وآخرون. 2017. Detection of exocometary CO within the 440 Myr-old Fomalhaut belt: a similar CO+CO2 ice abundance in exocomets and Solar System comets. أبج, accepted for publication arXiv: 1705.05868


Scientific Staff

The table below lists each member of the NRAO scientific staff, their scientific interests, and functional duties at the Observatory. Phone numbers and e-mail addresses for all employees are available in the NRAO Directory.

Tenured Staff

Solar/stellar radiophysics, heliophysics Frequency Agile Solar Radio telescope (FASR) planning and development.

NRAO Director: Stellar activity, radio stars very Long baseline interferometry techniques and applications SETI astrometry and celestial frame definition space situational awareness.

High-mass star formation, astrochemistry, masers, magnetic fields, supernova remnants, small-scale structure in the interstellar medium, ALMA/NAASC, ALMA CASA subsystem scientist.

Formation of First Galaxies and cosmic reionization HI 21cm cosmology gas and dust in early galaxies Radio Galaxies NRAO Chief Scientist.

Dark energy, Hubble constant, black hole masses, nearby galaxies, evolution of star formation, radio surveys, radio emission from QSOs, supermassive black holes not in AGNs.

Extragalactic radio sources, interferometry, cosmic masers, computational techniques for data analysis, scientific support, NRAO sky surveys.

Extragalactic, multi-wavelength studies of infrared galaxies, radio galaxies and quasar hosts ALMA/NAASC, ALMA/ NAASC web pages. NRAO/UVA Joint Faculty.

ALMA Charlottesville Science Verification, CASA Scientific Steering Committee, Astrometry and Relativity Tests, VSOP and RadioAstron coordination, VLBA Spacecraft Tracking, Deep Radio Imaging.

Transient radio sky with emphasis on EM-GW.

Millimeter- and submillimeter-wave receiver development, SIS mixer design, CDL and ALMA Project.

Interstellar chemistry, diffuse clouds, galactic structure NRAO Spectrum Manager and Chair of IUCAF NAASC member specializing in the ALMA Observing Tool, proposal preparation and scheduling.

Millimeter-wave MMIC design, analog-digital-photonic integration, Integrated Receiver Development Group Leader.

Galaxy formation and evolution star formation and its associated feedback on the ISM of galaxies cosmic ray propagation and magnetic fields radio surveys next-generation VLA Project Scientist.

Cosmology, cosmic background radiation, gravitational lenses, epoch of reionization, radio synoptic sky surveys, radio transients, interferometric imaging algorithms, ALMA and VLA scientific support.

Interferometry, polarimetry, antenna and receiver metrology.

Microwave and millimeter-wave low-noise devices, amplifiers and receivers, CMBR radiometers EVLA/VLBA/GBT/ALMA receiver development.

Pulsar searches and timing (especially binary and millisecond pulsars) and applications for basic physics, such as gravitational wave detection (NANOGrav) pulsar infrastructure improvement.

Star formation, structure and chemistry of the ISM in galaxies, circumstellar material ALMA Program Scientist.

Scientists/Astronomers

Galactic structure and abundances, H II regions, planetary nebulae telescope time allocation, science data archive.

Extragalactic Astronomy Galaxy Evolution Star Formation AGN outflows Interacting Galaxies: e.g., Arp 220 Observations at Radio, Millimeter, Submillimeter and Infrared wavelengths. ALMA/NAASC: ALMA Ambassador Program. NAASC user support: ALMA Ambassadors program, face-to-face visitor program.

Studies of radio emission variability. Quasars and blazars: jet dynamic. Astrochemistry: cold cores. Stellar Astrophysics: Eta Carinae and Proto Planetary Nebulae. Masers: Halpha Recombination Lines. Radio Instrumentation: pointing, holography.

Linking Radio and Gamma-Ray emission in Blazars. HI absorption in AGN. AGN jet formation and variability. All things VLBI. Instrumentation.

Cosmic masers, active galaxies, cosmology, molecular gas in AGN, ALMA user support, Student Programs Coordinator.

Planetary astronomy transient sources Division Head, VLA/VLBA Science Support Division.

Formation and evolution of stars, planetary disks and systems. ALMA Observatory Scientist

Star formation, circumstellar disks, protostellar outflows Director of the VLA Sky Survey project.

Masers, young stellar objects, AGB stars, pre-planetary nebulae, spectropolarimetry EVLA/VLBA user programs, EVLA and VLBA scientific support EVLA commissioning VLBA/EVLA scheduling.

Rapid accretion events from low mass stars, outflow feedback in star-forming regions, debris disks and the search for young planetary systems, techniques in wide-field imaging, interferometric calibration approaches ALMA Deputy Director.

Star formation with a special interest in the role of magnetic fields.

Kinematics and dynamics of galaxies, galaxy evolution, galaxy-galaxy interactions, sub-millimeter galaxies ALMA science.

Pulsars High-precision pulsar timing and gravitational waves Interstellar scattering Polarimetry Signal processing Pulsar instrumentation and analysis software.

JVLA and VLBA science & engineering support, system tests. Radio and X-ray observations of microquasars, VLBA astrometry, spacecraft tracking.

ALMA Director massive stars colliding-wind systems stellar radio emission radio astronomy techniques.

Origin and evolution of radio galaxies the cold circum-galactic medium at high redshifts low-surface-brightness millimeter interferometry CASA User Liaison.

Dust and gas evolution in Protoplanetary and Debris Disks. Planetary Formation. Episodic Accretion in FU Ori and Ex Ori systems. Astronomical Polarimetry. ALMA: Array Calibration, Astrometry.

Extragalactic HI, galaxy evolution, merging galaxies data reduction pipelines

High-mass star formation, protoclusters, UCHII regions, hot cores, outflows, masers millimeter/submillimeter interferometry ALMA commissioning and analysis utilities CASA pipeline heuristics atmospheric calibration and antenna position determination.

(High mass) star formation, interstellar medium and molecular clouds NAASC user support, ALMA simulator and pipeline NRAO/UVA Joint Faculty.

Interstellar molecules, and astrochemisty NRAO Deputy Director and Assistant Director for North American ALMA Operations.

Radio galaxies, relativistic jets, galaxy evolution, AGN feedback, nearby star-forming galaxies, continuum radio surveys, (very) low radio frequencies, computational radio galaxy evolution EVLA/VLBA Science support, user support, student programs (Socorro).

Nearby galaxies and clusters, galaxy dynamics, VLA pipeline and VLASS, data visualization, NRAO NINE Program.

Star formation, molecular gas, dust, and magnetic fields in nearby galaxies, GBT 4mm system, ALMA pipeline development, CASA testing.

Extragalactic radio sources, quasars and luminous active galactic nuclei, high-redshift galaxies, multi-wavelength sky surveys, data reduction pipelines. VLA Sky Survey (VLASS) Operations Coordinator, VLA user support.

Sgr A* and the ISM at the Galactic centre mm/submm interferometry NAASC ALMA Scientific Software and User Support.

Quasars and active galactic nuclei, distant galaxies and galaxy evolution, extragalactic surveys. NAASC, ALMA archive and user support.

Astronomical transients, especially classical novae and fast radio bursts connections between radio and gamma-ray emission blazars and AGN VLBI physics and astronomy education.

Protoplanetary disks, astrochemistry, interferometric imaging techniques, machine learning ALMA pipeline development.

Galactic and extragalactic star formation Molecular spectroscopy of comets Antenna performance characterization Millimeter/submillimeter measurement calibration ALMA Publications of the Astronomical Society of the Pacific Editor-in-Chief.

Extragalactic star formation and evolution large radio surveys data reduction pipelines calibration and imaging techniques VLA telescope and user support VLA CASA subsystem scientist VLA sky survey science-ready data products.

Galaxy Clusters, Observational Cosmology Imaging Algorithms Instrumentation Development ALMA & GBT support team lead, NA-ALMA Scientific Software Support.

Pulsars, radio polarimetry statistics Assistant Director for New Mexico Operations ngVLA Project Director.

Nearby galaxies, outer galaxy disks. NAASC, CASA Scientific Testing Lead, ALMA Proposal Handling Team.

Astrometry of young stellar objects, novae, symbiotic stars VLBA/VLA support, VLA Scheduling Manager.

(Ultra) Luminous IR Galaxies, extragalactic HI surveys, deep continuum surveys, cm-wavelength molecular lines, OH megamasers, VLBI imaging of high-z QSOs and sub-mm galaxies, Galactic methanol masers, Zeeman effect VLA testing, VLA/VLBA Scientific User Support group lead.

ALMA Data Management Group Manager

Molecular cloud and star formation in nearby active, dwarf, and interacting galaxies multi-wavelength observations of the ISM in galaxies galaxy evolution the Galactic Center CASA Project scientist VLA user support and sub-system scientist for VLA pipeline infrastructure.

Star formation, protostellar outflows, molecular cloud evolution NAASC user support, ALMA archive.

Galaxy evolution, multi-wavelength observations of massive and dwarf galaxy mergers, dynamical modeling / N-body simulations, ALMA user support, ALMA Ambassadors.

Deputy AD, North American ALMA Operations - NA ARC Manager Astrochemistry, astrobiology, physical and chemical conditions of the interstellar, circumstellar, and cometary media.

Active Galactic Nuclei/Quasars relativistic outflows unassociated gamma-ray sources radio/gamma-ray sky connection low-frequency radio interferometry very long baseline interferometry VLA sky survey VLA/VLBA Science Support

Circumstellar masers and AGB stars centers of the Galaxy and Andromeda, interstellar masers and SNR/MC interactions data-reduction pipelines in AIPS VLA/VLBA scientific support subsystem scientist for the observing preparation tool (OPT).

Low-to-intermediate mass star formation proto-planetary disk formation multiple star formation protostellar outflows molecular clouds astrochemistry.

Deputy North American ARC Manager, ALMA Telescope Interface Group Manager Properties of the interstellar medium and star formation in galaxies using (sub)millimeter and radio observations, molecular gas in galaxies, (sub)millimeter interferometry.

Intermediate-mass black holes, massive black holes on the move next-generation VLA (ngVLA) Scientific Editor, AAS Journals.

Atomic and molecular gas in galaxies, Galaxy morphology, Bayesian statistics, Stellar dynamics, Supermassive black holes, NAASC ALMA user support and pipeline development.

Scientists/Computational Science

Supernova remnants, Galactic astronomy, Wide-band surveys, interferometric imaging and calibration algorithms, scientific computational techniques, high performance computing using multi-core CPU, GPUs and FPGAs, Algorithms research and development (ARDG)/Production scientific software development (CASA).

Low-frequency calibration and imaging, imaging algorithm development, CASA.

Radio galaxies, HI in galaxies, interstellar medium, computer analysis of astronomical data AIPS.

Polarimetry, Interferometry, Synthesis imaging algorithms, High Performance Computing, Algorithms R&D, Faraday Synthesis, Radio Deep Fields, AGN.

Polarization interferometry, VLBI, astrometry, kpc parallaxes synthesis calibration and imaging algorithms, CASA ALMA and EVLA commissioning support ALMA, EVLA and VLBA user support.

RFI mitigation, RFI localization, numerical techniques and image deconvolution. CASA (software development).

X-ray binaries, the Galactic Center, extragalactic variable radio sources, interferometric and single dish data analysis systems CASA.

Numerical techniques and high-performance computing applied to interferometric image reconstruction, calibration and RFI-removal CASA (software development), ARDG (algorithm research).

Scientists/Research Engineering

Special-purpose radio telescope systems, low-noise amplifiers, array receivers, adaptive RFI excision, advanced receiver development, Dark Ages / Epoch of Reionization science, and radio-based particle physics Low Noise Radiometer Laboratory Group Leader.

Pulsars, astrometry, interstellar scattering VLBI software correlation.

Central Development Laboratory (CDL) Director millimeter/submm/infrared/acoustic technology development, analysis and systems performance, radar characterization of physical objects, modeling of moving targets in compact cm/mm-wavelength radar ranges.

Superconducting travelling-wave kinetic-inductance parametric (TKIP) amplifiers, Millimeter- and submillimeter-wave receivers, CDL and ALMA project.

Signal processing and statistics, large-scale back-end solutions, algorithms and machine learning.

ALMA local-oscillator development, frequency-multiplier development ALMA Front-End System engineering.

Microwave and Millimeter-Wave Photonics, Coherent Local Oscillator Generation and Distribution, Phased Array Receivers

Electromagnetics, optics and antennas. Development of polarizers and broadband feeds for cm to mm-wave applications.

Emeritus Scientists

EVLA control and software development, VLA/VLBA scheduling.

Interstellar medium, molecular clouds, gravitation and dark matter.

CO, galactic structure, gas-rich galaxies, interstellar medium.

Galactic-center studies, galactic masers, pulsars, supernova remnants, nearby galaxies history of radio astronomy.

Cosmology, signal processing, phased array feed design, advanced receiver development, RFI mitigation former NRAO Chief Technologist.

Cosmology, galaxies, stellar populations former Assistant Director for Chilean Affairs and NRAO/AUI representative in Chile.

Structure of spiral galaxies, stellar winds.

Extra-galactic radio sources, quasars, cosmology, radio telescopes, history of radio astronomy NRAO Archives, space VLBI.

Starburst galaxies, ultraluminous infrared galaxies, active galactic nuclei, galaxy evolution, large scale structure, extragalactic surveys, Wide-field Infrared Survey Explorer, WISE

Evolution of galaxies, clusters of galaxies, radio galaxies, deep continuum surveys EVLA.

Superconducting millimeter--and submillimeter--wave low-noise devices, circuit and receiver development.

Extragalactic hydrogen, normal galaxies, dark matter.

Radio-astronomy instrumentation, theory and practice of radio interferometry and synthesis imaging, interference mitigation and spectrum protection for radio astronomy.

Interstellar medium, star formation, high- redshift molecular emission galaxies, galaxy formation/evolution.

Extragalactic radio sources VLBI, VLBA development, VLBA scientific support.

Jansky Fellows

Jansky Fellow at NRAO in Socorro.

Jansky Fellow at NRAO in Charlottesville. Research interests: the interstellar medium, star formation, and stellar feedback galaxy evolution radio recombination lines low-frequency calibration and spectroscopy.

Janksy Fellow at NRAO in Charlottesville. Low-frequency radio astronomy instrumentation R&D: computational electromagnetics, antenna prototype, radiometry, polarimetry, global 21-cm experiment (Cosmic Twilight Polarimeter - CTP).

Jansky Fellow at NRAO in Socorro.

Jansky Fellow at NRAO Socorro and the University of New Mexico VLBI astrometry using masers, high-mass star forming regions evolved Galactic populations Galactic structure Astrometry cross-match at infrared and optical (Gaia).

Jansky Fellow in Charlottesville.

Jansky Fellow in Socorro high-mass star and cluster formation, interstellar medium, astrochemistry, dust polarization interferometry and molecular spectroscopy.

Jansky Fellow at NRAO in Charlottesville.

Jansky Fellow at NRAO in Charlottesville. Debris disks, protoplanetary disks, FUor/EXor disks & episodic accretion radiative transfer modelling radio emission of main-sequence stars, ultracool dwarfs, and stellar atmosphere modelling.

Research Associates and NRAO Postdoctoral Fellows

Galaxy formation and evolution: structure and gas content of high-ض المجرات. Active Galactic Nuclei (AGN): radio galaxies, feedback. Radio/mm interferometry: imaging and spectroscopy

NRAO Research Associate in Socorro working on ngVLA configuration studies and simulations. Early stages of high-mass star formation, ionized jets and molecular outflows, hot molecular cores, infrared dark cloud cores, ultra-compact and hyper-compact HII regions.

ALMA-JAO Postdoc in Santiago, Chile. Properties of molecular clouds, different phases of the interstellar medium and the process of star formation at different size scales in nearby galaxies and the Milky Way.

The National Radio Astronomy Observatory is a facility of the National Science Foundation
operated under cooperative agreement by Associated Universities, Inc.


شاهد الفيديو: صين المال والأعمال: ما هي أوجه التشابه والاختلاف بين الصين والدول العربية للاحتفال بالأعياد (أغسطس 2022).