الفلك

لماذا يحدث تأين الهيدروجين في مناطق HII؟

لماذا يحدث تأين الهيدروجين في مناطق HII؟


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.

لماذا يحدث تأين الهيدروجين في مناطق HII؟ لماذا يتأين الهيدروجين هناك؟


النجوم هي المسؤولة.

يمكن أن تشير مناطق HII $ ^ dagger $ إلى عدة أشياء ، لكن عادةً ما أعتقد أن المرء يفكر في الأحجام حول مناطق تشكل النجوم. كلما زاد حجم النجم ، زادت سرعة حرق وقوده ، ودرجة حرارة أعلى ، مما يعني أن ذروة أطيافها تتجه نحو الترددات العالية. تنتج النجوم الأكثر ضخامة في مجموعة نجمية - ما يسمى بالنجوم O و B - عددًا كافيًا من الفوتونات بأطوال موجية أقل من عتبة تأين الهيدروجين البالغة $ lambda = 912 $ Å بحيث تقوم بإنشاء فقاعات في غيوم HI المحيطة بها ، مما يؤدي إلى مناطق HII.

حق: منطقة HII NGC 604 (من ويكيبيديا). غادر: أطياف النجوم الثلاثة المختلفة. فقط النجم B له جزء كبير من طيفه فوق عتبة تأين الهيدروجين. لاحظ المقياس اللوغاريتمي على الكثافة (من هنا).

بسبب الكثافة العالية ، يتحد HII بسرعة مع HI. إذا انتقلت إعادة التركيب مباشرة إلى الحالة الأرضية ، ينبعث فوتون مؤين جديد ، والذي تمتصه ذرة الهيدروجين مرة أخرى ، ولكن إذا انتقل إلى إحدى الحالات الأعلى ، فإن الإشعاع المنبعث لم يعد قادرًا على تأين الغاز. وبهذه الطريقة يتم تحويل الإشعاع المؤين إلى فوتونات ذات أطوال موجية محددة ، بما يقابل اختلافات الطاقة بين المستوى المثير للهيدروجين ، وأبرزها خط انبعاث Lyman $ alpha $ مع $ lambda = 1216 $ Å.

نظرًا لأن الهيدروجين هو العنصر الأكثر وفرة في الكون ، ولأن Lyman $ alpha $ هو الانتقال الأكثر شيوعًا ، فإن خط Lyman $ alpha $ هو مسبار ممتاز للمجرات الأبعد حيث لا يمكن ملاحظة أطوال موجية أخرى. هذا هو الحال بشكل خاص لأن المجرات الأبعد هي أيضًا الأقدم وبالتالي لا تزال في طور التكوين ، مما يعني ارتفاع معدل تكوين النجوم والذي بدوره يعني أن نجوم OB قصيرة العمر لا تزال موجودة.

بالإضافة إلى هذه المناطق المتميزة من HII ، يوجد الهيدروجين المتأين أيضًا في مكون أكثر انتشارًا بين نجوم المجرة ، في الفقاعات الضخمة الناتجة عن ردود الفعل النجمية والمستعرات الأعظمية ، وفي الوسط بين المجرات.

$ ^ dagger $ المصطلحان HI و HII يشيران إلى الهيدروجين المحايد والمؤين ، على التوالي.


لماذا يحدث تأين الهيدروجين في مناطق HII؟ - الفلك

إن أساتذة كود تركيب المجموعات النجمية (بناء مجرة ​​من نجوم فردية) هم Bruzual & Charlot. يمكن العثور هنا على أطلس كينيكوت لأطياف المجرات الضوئية بأنواعها المختلفة. مجموعة شائعة من قوالب مجرات الأشعة فوق البنفسجية هي تلك الخاصة بـ Coleman و Wu و Weedman. فيما يلي مقدمة قصيرة عن التجمعات النجمية الموجودة ضمن أطياف المجرات النموذجية.

تتميز أطياف المجرة عادةً بمكون متصل قوي ، ناتج عن مزيج من مجموعة من بواعث الجسم الأسود التي تمتد على نطاق في درجة الحرارة. ينتج عن هذا طيفًا كليًا مسطحًا إلى حد ما. السمة الأساسية هي الانقطاع القوي عند 4000 أمبير (أنجسترومس) ، الناجم عن الامتصاص الشامل لإشعاع عالي الطاقة من المعادن في الغلاف الجوي النجمي وبسبب نقص النجوم الزرقاء الحارة. يمكن بسهولة أن تتناسب الوظيفة المتغيرة بسلاسة مع الأطياف ، مع انخفاض واضح في شدتها عند 4000 أمبير. بعض الأطياف من النوع النجمي تُظهر كسر 4000A بوضوح ، في حين أن البعض الآخر لا يظهر ذلك ، بسبب عدم وجود خطوط معدنية ومكون قوي للأشعة فوق البنفسجية / الأزرق استنادًا إلى الارتباط بين قوة الميزة والنوع النجمي ، في أي نوع من المجرات تتوقع حدوث كسر قوي 4000A - بيضاوي الشكل أم حلزوني أم غير منتظم؟

هناك ميزات امتصاص متراكبة على السلسلة المتصلة ، بسبب امتصاص الذرات (المعادن) والجزيئات في الأجواء النجمية ، والغيوم الغازية الباردة بين النجوم التي تمتص الإشعاع عند الترددات الرئيسية. هذا يعني وجود مجموعات نجمية قديمة ، والتي توجد بشكل نموذجي في المجرات الإهليلجية وفي انتفاخات المجرات الحلزونية. تشمل الميزات الرئيسية خطوط Calcium H و K (الموجودة في 3934A و 3969A) و G-band (4304A) و Magnesium (5175A) و Sodium (5894A).

أطياف المجرة الإهليلجية
تتميز أطياف المجرات الإهليلجية بخطوط امتصاص قوية ، وذلك بسبب المعادن الموجودة في الغلاف الجوي النجمي من السكان النجميين منخفض اللمعان. نرى القليل من خطوط الانبعاث ([OII] 3727A و / أو [NII] 6583A موجودة في بعض الأحيان) ، حيث لا توجد نجوم شابة ولا غاز.
[مرصد ستيوارد ، آر كينيكوت]

سيشاهد المرء أيضًا ميزات الانبعاث ، بسبب تسخين الغاز ثم إعادة إشعاع الطاقة عند أطوال موجية محددة. تتشكل النجوم الفتية داخل السحب الغازية ، ثم تتأين. الانبعاثات من سديم الجبار ، على سبيل المثال ، تغذيها أربعة نجوم O لامعة ، والتي تنبعث معظم الفوتونات المؤينة (E> 13.6 eV) التي تنشط منطقة HII المحيطة.

مركز سديم الجبار هو عبارة عن مصنع نجمي مضطرب متماوج يقع داخل دوامة من الغاز المتدفق والمتوهج. على الرغم من أن منظر 2.5 سنة ضوئية هو جزء صغير من السديم بأكمله ، إلا أنه يشتمل على مجموعة نجمية وكل الضوء تقريبًا من السحب المتوهجة للغاز التي تشكل السديم. [ناسا / HST]

تشير ميزات الانبعاث إلى غاز شديد السخونة ونجوم من النوع OB ، من أقراص المجرات الحلزونية ومن المجرات غير المنتظمة. تشمل الميزات الرئيسية [OII] مزدوج (3737A) ، [OIII] (4959A و 5007A) ، وسلسلة Balmer (6563A ، 4861A ، 4340A ، 4103A ،.).

أطياف المجرة غير المنتظمة
تتميز أطياف المجرات غير المنتظمة بخطوط انبعاث قوية ، بسبب النجوم الشابة الساخنة والمناطق المحيطة بها.
[مرصد ستيوارد ، آر كينيكوت]

يتم انزياح معظم أطياف المجرات إلى الأحمر (تحولت الميزات الطيفية إلى أطوال موجية أطول من قيم الأطوال الموجية الباقية) ، على الرغم من أن القليل منها يتغير باللون الأزرق. يتم تفسير هذا بشكل مشابه لتحول دوبلر ، ويعني أن المجرات تبتعد عنا (انزياح أحمر) أو نحونا (انزياح أزرق). ما هو الموقع المكاني لمعظم المجرات التي انزياحها الأزرق؟


جعلها تمطر في وسط المحيط

قد يكون من السهل التفكير في المجرات كجزر في الكون ، تطفو في عزلة. ومع ذلك ، فإن المجرة محاطة في الواقع ببحر ضخم من الغاز منخفض الكثافة يمتد إلى نصف قطرها الفيروسي وما بعده. يُعرف هذا الغاز بالوسط المحيطي (CGM) ، ويظهر المزيد والمزيد من الأبحاث أن المراقبة المستمرة للجرعات تلعب دورًا حاسمًا في تطور المجرة. أثبتت مراقبة CGM صعوبة بسبب كثافتها المنخفضة للغاية ، لذلك لعبت المحاكاة دورًا كبيرًا في فهم فيزياء هذه المنطقة. في ورقة اليوم رقم 8217 ، يوضح المؤلفون بالتفصيل تأثيرات تشغيل محاكاة CGM بدقة متزايدة بشكل كبير ، قادرة على حل الغازات الباردة التي تترسب في CGM وتهطل على المجرة.

ماذا نعرف عن CGM؟

يقع CGM خارج المجرة مباشرة ، وهو موطن لتدفقات الغاز على نطاق واسع التي تدفع تطور المجرة. توفر تدفقات الغاز هذه الوقود لتكوين النجوم ، وتنظم التفاعلات بين هالات المادة المظلمة والوسط بين المجرات ، وتحتوي على الطاقة والكتلة والمعادن للتدفقات الكبيرة من المجرة. في الواقع ، من المتوقع أن تحتوي CGM على عدد من الباريونات والعناصر الثقيلة على الأقل مثل المجرات نفسها ، ومعظم المعادن الموجودة في الكون موجودة في CGM. هذه المعادن (التي تعني أي شيء أثقل من الهيدروجين أو الهيليوم في مصطلحات علم الفلك) ، المترسبة من التدفقات المجرية الخارجة ، تعمل كمبرد سائد لـ CGM. فهي قادرة على إشعاع الطاقة بعيدًا بسهولة أكبر من عناصر مثل الهيدروجين ، لذلك يمكن أن تؤدي وفرة المعادن المتزايدة إلى غاز أكثر برودة. وبالتالي ، فإن تدفق المعادن هذا يساعد على إنشاء مرحلتين من الغاز: & # 8220cool & # 8221 (10000 كلفن) غاز يتكون من الهيدروجين المحايد وعناصر أخرى في حالات التأين منخفضة الطاقة ، و & # 8220hot & # 8221 (300،000 & # 8211 1،000،000) كلفن) غاز يحتوي على الأكسجين والنيتروجين والنيون في حالات التأين عالية الطاقة.

لسوء الحظ ، فإن العمل الحسابي قد قلل بشكل مزمن من إنتاج الكميات الملحوظة من هذه الأيونات عبر الانزياحات الحمراء حسب المقدار. أظهر العمل الأخير أن التغذية المرتدة للنواة المجرية النشطة يمكن أن تزيد من وفرة الأكسجين والأيونات الأخرى في الغاز الساخن ، ولكن يبقى التناقض بالنسبة للهيدروجين وأيونات أخرى في الغاز البارد. في ورقة اليوم & # 8217s ، يناقش المؤلفون تأثير دقة المحاكاة المتزايدة على هذه التناقضات.

حل مشكلة الحل

ربما يكمن أحد الأسباب التي تجعل المحاكاة تكافح من أجل إعادة إنتاج ملاحظات المراقبة المستمرة للسكري يكمن في حدود الدقة الخاصة بها. على غرار الطريقة التي يعطي بها استخدام المزيد من وحدات البكسل في التلفزيون أو شاشة الكمبيوتر صورة أفضل ، فإن زيادة الدقة في المحاكاة تعني استخدام المزيد من الخلايا أو الجزيئات للحصول على صورة مادية أفضل لما يجري. ومع ذلك ، فإن كل زيادة في الدقة تزيد من التكلفة الحسابية للمحاكاة. هذا يعني أن المحاكاة التي استغرقت بضعة أيام للتشغيل قد تستغرق بضعة أشهر بدلاً من ذلك.

وبالتالي ، فإن معظم عمليات محاكاة المجرات تطبق أعلى دقة لها على مناطق ذات كثافة عالية حيث توجد معظم المادة. يعد هذا أمرًا رائعًا لمعرفة ما يحدث في قرص مجرة ​​كثيف ، ولكنه ليس مثاليًا لدراسة CGM منخفض الكثافة. تُشغل ورقة اليوم & # 8217s عمليات محاكاة تفرض دقة عالية على CGM ، وتصل إلى دقة مماثلة لتلك التي يتم الحصول عليها عادةً في قرص المجرة. تم تسمية هذه التقنية بشكل مناسب بتحسين Halo Resolution (EHR). يوضح الشكل 1 الدقة التي تم الحصول عليها عن طريق محاكاة كونية عادية ومحاكاة EHR واحدة لمنطقة تشمل مجرة ​​وخيوطها المحيطة.

شكل 1: قطع الدقة لمحاكاة الشبكة التكيفية التقليدية (AMR & # 8211) ومحاكاة EHR. تتكون كل شبكة من هذه الشبكات من العديد من الخلايا ، وتشير الدقة المكانية إلى الطول المادي (بالكيلوبارسك) لأصغر خلية موجودة في المنطقة. في اللوحة اليسرى ، توجد العديد من المجرات وتوجد مجرة ​​ضخمة بشكل خاص في المركز. يظهر نصف قطرها الفيروسي من خلال الخط الأبيض المنقط. الدقة في CGM أسوأ بحوالي 16 مرة من قرص المجرة. على اليمين ، تفرض محاكاة EHR دقة عالية تقريبًا إلى نصف قطر الفيروس ، مما يضمن إعطاء التفاعلات داخل CGM اهتمامًا حسابيًا أكبر بكثير. مأخوذة من الشكل 2 في الورقة.

ماذا تشتري لك هذه التكلفة الحسابية؟

من خلال حل الغاز بشكل أفضل في CGM ، لاحظ المؤلفون أن عددًا من التأثيرات الفيزيائية تظهر نفسها. أولاً ، يتم تغيير توازن الغاز البارد والساخن ، مما يترك غازًا باردًا أكثر وغازًا ساخنًا أقل من عمليات المحاكاة ذات الدقة المنخفضة. سحب الغاز البارد التي تتشكل هي أيضًا أكبر عددًا وأصغر حجمًا. أخيرًا ، تزداد كمية الهيدروجين المحايد والأيونات الأخرى منخفضة الطاقة الموجودة في الغاز البارد ، بينما تنخفض وفرة الأكسجين والنيتروجين والنيون في حالات التأين عالية الطاقة بسبب انخفاض الغاز الساخن. بالاقتران مع العمل المذكور أعلاه بشأن تغذية مرتدة النوى المجرية النشطة ، يمكن أن يجعل ذلك عمليات المحاكاة أقرب إلى الوفرة المرصودة لهذه الأيونات.

الشكل 2: مجرة و CGM في محاكاة AMR و EHR واحد. يمكن رؤية زيادة كبيرة في HI (الهيدروجين المحايد) في محاكاة EHR. تذكر أن الهيدروجين المحايد يتتبع الغاز البارد ، والذي يتكثف في العديد من الكتل الموجودة على اليمين والتي لم يتم حلها في محاكاة تقليدية لمقاومة مضادات الميكروبات. العديد من هذه الكتل تعود إلى المجرة لأنها لم تعد تمتلك طاقة حرارية كافية لمقاومة الجاذبية في المجرة. مأخوذة من الشكل 3 في الورقة.

بعبارة أخرى ، يتسبب EHR في تبريد المزيد من الغاز في CGM ، والتكثف في السحب ، ومن المحتمل أن يعود إلى المجرة. هذا مشابه تمامًا لبخار الماء في غلافنا الجوي ، والذي غالبًا ما يبرد ، ويشكل السحب ، ويعود إلى الأرض. بهذه الطريقة ، يمكن تصور CGM على أنه الغلاف الجوي لمجرة. يوضح الشكل 2 غازًا باردًا يتكثف في هذه السحب ، وبعضها يقع في المجرة.

لماذا تؤدي الزيادة في الدقة إلى مزيد من الغازات الباردة؟ تكمن الإجابة في كيفية اختلاط الغازات في عمليات المحاكاة. مع الدقة المنخفضة ، يتم عادةً حل سحب الغاز البارد بواسطة عدد قليل من الخلايا ، مما يؤدي إلى اختلاط اصطناعي بين الغاز الساخن والغاز البارد. يقوم المؤلفون بإجراء محاكاة اختبار توضح ذلك ، كما هو موضح في الشكل 3.

الشكل 3: في مشكلة الاختبار هذه ، توجد سحابة من الغاز البارد بعرض 4 كيلو فرسخ في تدفق غاز ساخن لمدة 260 مليون سنة. في اختبار الدقة المنخفضة ، يتم حل حدود السحابة من خلال بضع خلايا فقط. تعني هذه الحدود السميكة بشكل مصطنع أن الكثير من الغاز البارد يختلط بسرعة مع الغاز الساخن ويزيل HI (الهيدروجين المحايد). في الحالة عالية الدقة ، تصبح الحدود أرق بكثير ، مما يسمح للغاز البارد الداخلي بالبقاء لفترة أطول. مأخوذة من الشكل 13 في الورقة.

من الواضح أن الدقة تحدث فرقًا كبيرًا في فهم فيزياء CGM والمجرات. على سبيل المثال ، تمامًا مثل النباتات على الأرض التي تنبت بعد المطر ، يمكن للغاز البارد الذي يتكثف في CGM ويسقط في المجرة أن يؤدي إلى تكوين النجوم. يتطلب فهم بيئة وجيولوجيا الأرض صورة مفصلة للغلاف الجوي ، وربما يعتمد حل ألغاز تطور المجرات بنفس القوة على فهمنا لـ CGM.


جعلها تمطر في وسط المحيط

ملاحظة المحرر & # 8217s: Astrobites هي منظمة يديرها طلاب الدراسات العليا والتي تهضم الأدب الفيزيائي الفلكي لطلاب البكالوريوس. كجزء من الشراكة بين AAS و astrobites ، نقوم أحيانًا بإعادة نشر محتوى Astrobites هنا في AAS Nova. نأمل أن تستمتع بهذا المنشور من Astrobites ، ويمكن الاطلاع على النسخة الأصلية في astrobites.org.

لقب: تأثير دقة الهالة المحسنة على الوسط المحيطي المحاكي
المؤلفون: كاميرون بي هاميلز ، بريتون د. سميث ، فيليب إف هوبكنز ، وآخرون.
مؤسسة المؤلف الأول: TAPIR ، معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا
حالة: ارسلت الى أبج

قد يكون من السهل التفكير في المجرات كجزر في الكون ، تطفو في عزلة. ومع ذلك ، فإن المجرة محاطة في الواقع ببحر ضخم من الغاز منخفض الكثافة يمتد إلى نصف قطرها الفيروسي وما بعده. يُعرف هذا الغاز بالوسط المحيطي (CGM) ، ويظهر المزيد والمزيد من الأبحاث أن المراقبة المستمرة للجرعات تلعب دورًا حاسمًا في تطور المجرة. أثبتت مراقبة CGM صعوبة بسبب كثافتها المنخفضة للغاية ، لذلك لعبت المحاكاة دورًا كبيرًا في فهم فيزياء هذه المنطقة. في ورقة اليوم رقم 8217 ، يوضح المؤلفون بالتفصيل تأثيرات تشغيل محاكاة CGM بدقة متزايدة بشكل كبير ، قادرة على حل الغازات الباردة التي تترسب في CGM وتهطل على المجرة.

ماذا نعرف عن المراقبة المستمرة للسكري؟

يقع CGM خارج المجرة مباشرةً ، وهو موطن لتدفقات الغاز على نطاق واسع التي تدفع تطور المجرة. توفر تدفقات الغاز هذه الوقود لتكوين النجوم ، وتنظم التفاعلات بين هالات المادة المظلمة والوسط بين المجرات ، وتحتوي على الطاقة والكتلة والمعادن للتدفقات الكبيرة من المجرة. في الواقع ، من المتوقع أن تحتوي CGM على عدد من الباريونات والعناصر الثقيلة على الأقل مثل المجرات نفسها ، ومعظم المعادن الموجودة في الكون موجودة في CGM. هذه المعادن (التي تعني أي شيء أثقل من الهيدروجين أو الهيليوم في مصطلحات علم الفلك) ، المترسبة من التدفقات المجرية الخارجة ، تعمل كمبرد مهيمن لـ CGM. فهي قادرة على إشعاع الطاقة بعيدًا بسهولة أكبر من عناصر مثل الهيدروجين ، لذلك يمكن أن تؤدي وفرة المعادن المتزايدة إلى غاز أكثر برودة. وبالتالي ، فإن تدفق المعادن هذا يساعد على إنشاء مرحلتين من الغاز: & # 8220cool & # 8221 (10000 كلفن) غاز يتكون من الهيدروجين المحايد وعناصر أخرى في حالات التأين منخفضة الطاقة ، و & # 8220hot & # 8221 (300،000-1،000،000 كلفن) غاز يحتوي على الأكسجين والنيتروجين والنيون في حالات التأين عالية الطاقة.

لسوء الحظ ، فإن العمل الحسابي قد قلل بشكل مزمن من إنتاج الكميات المرصودة من هذه الأيونات عبر الانزياحات الحمراء حسب المقدار. أظهر العمل الأخير أن التغذية المرتدة للنواة المجرية النشطة يمكن أن تزيد من وفرة الأكسجين والأيونات الأخرى في الغاز الساخن ، ولكن يبقى التناقض بالنسبة للهيدروجين وأيونات أخرى في الغاز البارد. في ورقة اليوم & # 8217s ، يناقش المؤلفون تأثير دقة المحاكاة المتزايدة على هذه التناقضات.

حل مشكلة الحل

ربما يكمن أحد الأسباب التي تجعل المحاكاة تكافح من أجل إعادة إنتاج ملاحظات المراقبة المستمرة للسكري يكمن في حدود الدقة الخاصة بها. على غرار الطريقة التي يعطي بها استخدام المزيد من وحدات البكسل في التلفزيون أو شاشة الكمبيوتر صورة أفضل ، فإن زيادة الدقة في المحاكاة تعني استخدام المزيد من الخلايا أو الجزيئات للحصول على صورة مادية أفضل لما يجري. ومع ذلك ، فإن كل زيادة في الدقة تزيد من التكلفة الحسابية للمحاكاة. هذا يعني أن المحاكاة التي استغرقت بضعة أيام للتشغيل قد تستغرق بضعة أشهر بدلاً من ذلك.

وبالتالي ، فإن معظم عمليات محاكاة المجرات تطبق أعلى دقة لها على مناطق ذات كثافة عالية حيث توجد معظم المادة. يعد هذا أمرًا رائعًا لمعرفة ما يحدث في قرص مجرة ​​كثيف ، ولكنه ليس مثاليًا لدراسة CGM منخفض الكثافة. تُشغل ورقة اليوم & # 8217s عمليات محاكاة تفرض دقة عالية على CGM ، وتصل إلى دقة مماثلة لتلك التي يتم الحصول عليها عادةً في قرص المجرة. تم تسمية هذه التقنية بشكل مناسب بتحسين Halo Resolution (EHR). يوضح الشكل 1 الدقة التي تم الحصول عليها عن طريق محاكاة كونية عادية ومحاكاة EHR واحدة لمنطقة تشمل مجرة ​​وخيوطها المحيطة.

الشكل 1: مخططات الدقة لمحاكاة تقليدية (AMR - شبكة تكيفية) ومحاكاة EHR. تتكون كل شبكة من هذه الشبكات من العديد من الخلايا ، وتشير الدقة المكانية إلى الطول المادي (بالكيلوبارسك) لأصغر خلية موجودة في المنطقة. في اللوحة اليسرى ، توجد العديد من المجرات وتوجد مجرة ​​ضخمة بشكل خاص في المركز. يظهر نصف قطرها الفيروسي من خلال الخط الأبيض المنقط. الدقة في CGM أسوأ بحوالي 16 مرة من قرص المجرة. على اليمين ، تفرض محاكاة EHR دقة عالية تقريبًا إلى نصف قطر الفيروس ، مما يضمن إعطاء التفاعلات داخل CGM اهتمامًا حسابيًا أكبر بكثير. [Hummels et al. 2019]

ماذا تشتري لك هذه التكلفة الحسابية؟

من خلال حل الغاز بشكل أفضل في CGM ، لاحظ المؤلفون أن عددًا من التأثيرات الفيزيائية تظهر نفسها.أولاً ، يتم تغيير توازن الغاز البارد والساخن ، مما يترك غازًا باردًا أكثر وغازًا ساخنًا أقل من عمليات المحاكاة ذات الدقة المنخفضة. سحب الغاز البارد التي تتشكل هي أيضًا أكبر عددًا وأصغر حجمًا. أخيرًا ، تزداد كمية الهيدروجين المحايد والأيونات الأخرى منخفضة الطاقة الموجودة في الغاز البارد ، بينما تنخفض وفرة الأكسجين والنيتروجين والنيون في حالات التأين عالية الطاقة بسبب انخفاض الغاز الساخن. بالاقتران مع العمل المذكور أعلاه بشأن تغذية مرتدة النوى المجرية النشطة ، يمكن أن يجعل ذلك عمليات المحاكاة أقرب إلى الوفرة المرصودة لهذه الأيونات.

الشكل 2: مجرة ​​و CGM في محاكاة AMR و EHR واحد. يمكن رؤية زيادة كبيرة في HI (الهيدروجين المحايد) في محاكاة EHR. تذكر أن الهيدروجين المحايد يتتبع الغاز البارد ، والذي يتكثف في العديد من الكتل الموجودة على اليمين والتي لم يتم حلها في محاكاة تقليدية لمقاومة مضادات الميكروبات. العديد من هذه الكتل تعود إلى المجرة لأنها لم تعد تمتلك طاقة حرارية كافية لمقاومة الجاذبية في المجرة. [Hummels et al. 2019]

لماذا تؤدي الزيادة في الدقة إلى مزيد من الغازات الباردة؟ تكمن الإجابة في كيفية اختلاط الغازات في عمليات المحاكاة. مع الدقة المنخفضة ، يتم عادةً حل سحب الغاز البارد بواسطة عدد قليل من الخلايا ، مما يؤدي إلى اختلاط اصطناعي بين الغاز الساخن والغاز البارد. يقوم المؤلفون بإجراء محاكاة اختبار توضح ذلك ، كما هو موضح في الشكل 3.

الشكل 3: في مشكلة الاختبار هذه ، توجد سحابة من الغاز البارد يبلغ عرضها 4 كيلوبارسك في تدفق غاز ساخن لمدة 260 مليون سنة. في اختبار الدقة المنخفضة ، يتم حل حدود السحابة من خلال بضع خلايا فقط. تعني هذه الحدود السميكة بشكل مصطنع أن الكثير من الغاز البارد يختلط بسرعة مع الغاز الساخن ويزيل HI (الهيدروجين المحايد). في الحالة عالية الدقة ، تصبح الحدود أرق بكثير ، مما يسمح للغاز البارد الداخلي بالبقاء لفترة أطول. [Hummels et al. 2019]

عن المؤلف مايكل فولي:

أنا & # 8217m طالب دراسات عليا يدرس الفيزياء الفلكية في جامعة هارفارد. يركز بحثي على استخدام المحاكاة والملاحظات لدراسة ردود الفعل النجمية & # 8212 تأثيرات الضوء والمادة المنبعثة من النجوم في محيطها. أنا مهتم بمعرفة كيف يمكن لهذه التأثيرات أن تؤثر في تكوين النجوم والمجرات وتطورها. خارج البحث ، أنا متحمس حقًا للتعليم والموسيقى والطعام المجاني.


تتمثل إحدى طرق النظر إلى الأمر في إدراك أن التسلسل الرئيسي يمثل مجموعة من حالات التوازن المستقرة للنجوم كدالة للكتلة. أي أن أي كرة (في الغالب) من الهيدروجين تنهار بسبب جاذبيتها الذاتية ستستمر في الانهيار حتى تصل إلى حالة تتوفر فيها بعض وسائل توليد الطاقة. ويمد مصدر الطاقة هذا الضغط الحراري الذي يوقف انهيار الجاذبية.

يعني وجود تسلسل رئيسي أن كتلة النجم الأولي المنهار ستحدد اللمعان الناتج ودرجة حرارة السطح التي تصل عندها إلى حالة مستقرة.

في ستينيات القرن التاسع عشر ، جادل ويليام طومسون ، واللورد كلفن ، ولودفيج فون هيلمهولتز ، بأن ضغط الجاذبية يمكن أن يكون مصدر طاقة الشمس. لكن! اتضح أن العمر المتوقع للشمس سيكون حوالي مليون سنة فقط. وهذا يعني أن الشمس آخذة في الانكماش ، وكان من الممكن أن تكون أكبر بكثير في الماضي. حتى في القرن التاسع عشر ، استبعد التأريخ الجيولوجي والحدود العليا للتغيرات المقاسة في نصف قطر الشمس الفرضية القائلة بأن ضغط الجاذبية يمكن أن يكون مصدر الطاقة الشمسية.

الاحتراق (حرق الفحم أو الزيت وما إلى ذلك)

مقارنة مع اللمعان الشمسي لـ

هذا يعني أن معدل الاحتراق يجب أن يكون

الآن ، تحتوي الشمس على ذرات تقريبًا ، وهذا يعني أن العمر الشمسي هو فقط

توليد الطاقة في نجوم التسلسل الرئيسي من الاندماج النووي. هذا يتبع لألبرت أينشتاين نظرية النسبية الخاصة، وفهمها بحلول الثلاثينيات. إحدى النتائج الأساسية لبرنامج نظرية النسبية الخاصة هي معادلة الكتلة والطاقة ، وقد تم تلخيصها في المعادلة الشهيرة

لاحظ أن المعادلة تشير إلى أنه يمكن تحويل كمية صغيرة من الكتلة إلى كمية كبيرة جدًا من الطاقة.

في شكل مبسط ، تولد الشمس الطاقة عن طريق تحويل أربع نوى هيدروجين إلى نواة هيليوم. إذا ذهب المرء إلى جدول الكتل الذرية ، وجمع الكتل المعنية ، فسيجد ذلك أربعة ح الذرات أكبر من كتلة واحدة هو ذرة بحوالي 0.7٪. فرق الكتلة لرد فعل واحد. هذا يعني أن الطاقة المولدة هي

أو سبع مرات من حيث الحجم أكبر من تلك الناتجة عن الاحتراق. هذا يعني

في الواقع ، 10٪ فقط من كتلة الشمس ستخضع للاندماج ، لذا فإن العمر الحقيقي هو 10 مليار سنة فقط ، وليس 100 مليار.


لذلك يمكننا أن نرى أن النجوم هي مجرد ذرات (هيدروجين) تضرب بعضها البعض وتنتج الضوء. يعرف العلماء ما تتكون النجوم من خلال استخدام a.

(كيمياء نووية) ذرتا الهيدروجين "تتحدان" لتصبحا هيليوم ، عنصر جديد. يحدث الانشطار النووي عندما ينقسم عنصر كبير غير مستقر إلى عنصر صغير.

إشعاع ألفا (α) تحتوي جسيمات إشعاع ألفا على بروتونات و 2 نيوترون في نواة الهيليوم. كما تنبعث جسيمات ألفا نواة الهليوم.

ج. تخبرنا النيوترينوات عن العملية النووية الحرارية التي تحدث في لب الشمس وما ينطلق من اللب ، والذي لا يمكننا تعلمه من الوريد الآخر.

يتميز الكروموسفير باللوحات والتوهجات. تم العثور على الألواح في المستوى الأدنى من الكروموسفير الأقرب للفوتوسفير. تكون الألواح أكثر كثافة.

1. ما هي قوانين كبلر الثلاثة. اشرح كل قانون بالتفصيل وسبب أهميته في علم الفلك. (ثلاث نقاط) قوانين كبلر الثلاثة أن كل شيء يدور حول الشمس. العاشر.

يبدأ كل من Nebular و Protoplanet العملية بسحابة ستدور في النهاية. أيضًا ، يحدث تقلص / ضغط في مكان ما من العملية. كيف.

يُطلق على التدفق المستمر من المجال المغناطيسي الشمسي والجسيمات دون الذرية من الغلاف الجوي للشمس ، أو الإكليل ، إلى النظام الشمسي ، اسم الرياح الشمسية. .

في الذرة ، تُحاط النواة بالإلكترونات في حركة ثابتة ، وتكون الإلكترونات في غيوم الإلكترون ، أو في المكان الذي تتجه إليه في الذرة. البروتون ، ص.

بمعنى آخر ، يتكون الغاز المتأين من البلازما. يمكن لهذه البلازما أن تفلت من جاذبية الشمس لتصبح الرياح الشمسية التي تهب باستمرار عبر الشمس.


لماذا يحدث تأين الهيدروجين في مناطق HII؟ - الفلك

طيف انبعاث الهيدروجين الذري

تقدم هذه الصفحة طيف انبعاث الهيدروجين الذري ، وتوضح كيف ينشأ من حركات الإلكترون بين مستويات الطاقة داخل الذرة. يبحث أيضًا في كيفية استخدام الطيف لإيجاد طاقة التأين للهيدروجين.

ما هو طيف الانبعاث؟

مراقبة طيف انبعاث الهيدروجين

أنبوب تفريغ الهيدروجين عبارة عن أنبوب رفيع يحتوي على غاز الهيدروجين عند ضغط منخفض مع قطب كهربائي في كل طرف. إذا وضعت جهدًا عاليًا عبر هذا (على سبيل المثال ، 5000 فولت) ، فإن الأنبوب يضيء بتوهج وردي ساطع.

إذا تم تمرير الضوء من خلال منشور أو محزوز حيود ، فإنه ينقسم إلى ألوانه المختلفة. ما ستراه هو جزء صغير من طيف انبعاث الهيدروجين. معظم الطيف غير مرئي للعين لأنه إما في الأشعة تحت الحمراء أو فوق البنفسجية.

تُظهر الصورة جزءًا من أنبوب تفريغ الهيدروجين على اليسار ، والخطوط الثلاثة التي يسهل رؤيتها في الجزء المرئي من الطيف على اليمين. (تجاهل & quotsmearing & quot - خاصة على يسار الخط الأحمر. يحدث هذا بسبب عيوب في طريقة التقاط الصورة. انظر الملاحظة أدناه.)

ملحوظة: هذه الصورة مقدمة من الدكتور رود نافي من قسم الفيزياء والفلك بجامعة ولاية جورجيا ، أتلانتا. تأتي الصورة من ملاحظات حول طيف الهيدروجين في صفحات HyperPhysics الخاصة به على موقع الجامعة. إذا كنت مهتمًا بأكثر من نظرة تمهيدية للموضوع ، فهذا مكان جيد للذهاب إليه.

من الناحية المثالية ، ستظهر الصورة ثلاثة خطوط طيفية نظيفة - الأزرق الداكن والسماوي والأحمر. التلطخ الأحمر الذي يظهر على يسار الخط الأحمر ، والتلطيخ الآخر المماثل (الذي يصعب رؤيته) على يسار الخطين الآخرين ربما يأتي ، وفقًا للدكتور ناف ، من الانعكاسات الشاردة في الإعداد ، أو ربما من عيوب في محزوز الحيود. لقد اخترت استخدام هذه الصورة على أي حال لأن أ) أعتقد أنها صورة مذهلة ، وب) إنها الصورة الوحيدة التي صادفتها على الإطلاق والتي تتضمن أنبوب تفريغ الهيدروجين وطيفه في نفس الصورة.

تمديد طيف انبعاث الهيدروجين إلى الأشعة فوق البنفسجية والأشعة تحت الحمراء

هناك الكثير من طيف الهيدروجين أكثر من الخطوط الثلاثة التي يمكنك رؤيتها بالعين المجردة. من الممكن اكتشاف أنماط الخطوط في كل من المناطق فوق البنفسجية والأشعة تحت الحمراء من الطيف أيضًا.

تندرج هذه في عدد من الاستعلامات & & الاقتباسات من الأسطر التي سميت باسم الشخص الذي اكتشفها. يوضح الرسم البياني أدناه ثلاثة من هذه السلاسل ، ولكن هناك مجموعات أخرى في الأشعة تحت الحمراء على يسار سلسلة باشن موضحة في الرسم التخطيطي.

المخطط معقد للغاية ، لذا سننظر إليه قليلاً في كل مرة. انظر أولاً إلى سلسلة Lyman على يمين الرسم التخطيطي - هذا هو الأكثر انتشارًا والأسهل لمعرفة ما يحدث.

ملحوظة: مقياس التردد محدد ب PHz - وهذا هو بيتاهرتز. أنت معتاد على البادئات مثل kilo (بمعنى ألف أو 10 3 مرات) ، و mega (بمعنى مليون أو 10 6 مرات). بيتا تعني 10 15 مرة. لذا فإن القيمة مثل 3 PHz تعني 3 × 10 15 هرتز. إذا كنت قلقًا بشأن & quotHertz & quot ، فهذا يعني & quot ؛ دراجات في الثانية & quot.

سلسلة ليمان عبارة عن سلسلة من الخطوط بالأشعة فوق البنفسجية. لاحظ أن الخطوط تقترب أكثر فأكثر من بعضها مع زيادة التردد. في النهاية ، يقتربون من بعضهم البعض لدرجة أنه يصبح من المستحيل رؤيتهم على أنهم أي شيء آخر غير الطيف المستمر. هذا ما يوحي به الجزء المظلل في الطرف الأيمن من السلسلة.

ثم عند نقطة معينة ، تُعرف باسم حد السلسلة، توقف المسلسل.

إذا نظرت الآن إلى سلسلة Balmer أو سلسلة Paschen ، فسترى أن النمط هو نفسه تمامًا ، لكن السلسلة أصبحت أكثر إحكاما. في سلسلة Balmer ، لاحظ موضع الخطوط الثلاثة المرئية من الصورة في أعلى الصفحة.

تعقد كل شيء - التردد والطول الموجي

ستجد غالبًا طيف الهيدروجين مرسومًا باستخدام أطوال موجية للضوء بدلاً من الترددات. لسوء الحظ ، بسبب العلاقة الرياضية بين تردد الضوء وطوله الموجي ، يمكنك الحصول على عرضين مختلفين تمامًا للطيف إذا قمت برسمه مقابل التردد أو ضد الطول الموجي.

العلاقة بين التردد والطول الموجي

العلاقة الرياضية هي:

إعادة ترتيب هذا يعطي معادلات لطول الموجة أو التردد.

ما يعنيه هذا هو أن هناك علاقة عكسية بين الاثنين - التردد العالي يعني الطول الموجي المنخفض والعكس صحيح.

ملحوظة: ستجد أحيانًا ترددًا نظرًا للرمز الأكثر وضوحًا ، f.

رسم طيف الهيدروجين من حيث الطول الموجي

هذا ما يبدو عليه الطيف إذا قمت برسمه من حيث الطول الموجي بدلاً من التردد:

. . . ولأذكرك فقط كيف يبدو الطيف من حيث التردد:

هل هذا محير؟ حسنًا ، أجده محيرًا للغاية! لذلك ماذا تفعل حيال ذلك؟

بالنسبة لبقية هذه الصفحة سأفعل فقط انظر إلى الطيف المرسوم مقابل التردد ، لأنه من الأسهل بكثير ربطه بما يحدث في الذرة. اعلم أن الطيف يبدو مختلفًا اعتمادًا على كيفية رسمه ، لكن بخلاف ذلك ، تجاهل إصدار الطول الموجي ما لم يكن واضحًا أن الفاحصين يريدون ذلك. إذا حاولت تعلم كلا الإصدارين ، فستقوم فقط بتشويشهما!

ملحوظة: ربما لن تكون المناهج مفيدة جدًا في هذا الشأن. تحتاج إلى إلقاء نظرة على الأوراق السابقة وخطط التصحيح.

إذا كنت تعمل من أجل امتحان في المملكة المتحدة وليس لديك هذه الأشياء ، فيمكنك معرفة كيفية الحصول عليها من خلال الانتقال إلى صفحة المناهج الدراسية.

شرح طيف انبعاث الهيدروجين

معادلات بالمر وريدبرج

من خلال قدر مذهل من البصيرة الرياضية ، توصل بالمر في عام 1885 إلى صيغة بسيطة للتنبؤ بالطول الموجي لأي من الخطوط في ما نعرفه الآن باسم سلسلة Balmer. بعد ثلاث سنوات ، عمم ريدبيرج هذا بحيث كان من الممكن حساب الأطوال الموجية لأي من الخطوط في طيف انبعاث الهيدروجين.

ما توصل إليه ريدبيرج هو:

صح هو ثابت يعرف باسم ثابت ريدبيرج.

ن1 و ن2 هي أعداد صحيحة (أعداد صحيحة). ن2 يجب أن يكون أكبر من n1. بمعنى آخر ، إذا كانت n1 هو ، على سبيل المثال ، 2 ثم ن2 يمكن أن يكون أي عدد صحيح بين 3 وما لا نهاية.

تتيح لك مجموعات الأرقام المختلفة التي يمكنك فتحها في هذه الصيغة حساب الطول الموجي لأي من الخطوط في طيف انبعاث الهيدروجين - وهناك اتفاق وثيق بين الأطوال الموجية التي تحصل عليها باستخدام هذه الصيغة وتلك التي تم العثور عليها من خلال تحليل طيف حقيقي .

ملحوظة: إذا صادفت نسخة من معادلة Balmer الأصلية ، فلن تبدو هكذا. في معادلة بالمر ، ن1 هو دائمًا 2 - لأن ذلك يعطي الأطوال الموجية للخطوط في الجزء المرئي من الطيف وهو ما كان مهتمًا به. كما تم تنظيم معادلته الأصلية بشكل مختلف. تُظهر النسخة الحديثة بشكل أكثر وضوحًا ما يجري.

يمكنك أيضًا استخدام نسخة معدلة من معادلة Rydberg لحساب تكرار كل سطر. يمكنك عمل هذا الإصدار من المعادلة السابقة والمعادلة المتعلقة بطول الموجة والتردد في أعلى الصفحة.

ملحوظة: قد تصادف نسخًا من معادلة Rydberg حيث يكون n1 و ن2 بالعكس ، أو قد يتم تبديلها بأحرف مثل m و n. أيًا كان الإصدار الذي تستخدمه ، يجب أن يكون الرقم الأكبر دائمًا هو الرقم الموجود أسفل المصطلح الأيمن - الرقم الذي تزيله. إذا فهمتها بطريقة خاطئة ، فمن الواضح على الفور إذا بدأت في إجراء عملية حسابية ، لأنك ستنتهي بإجابة سلبية!

أصل طيف انبعاث الهيدروجين

تشكل الخطوط في طيف انبعاث الهيدروجين أنماطًا منتظمة ويمكن تمثيلها بمعادلة بسيطة (نسبيًا). يمكن حساب كل سطر من مجموعة من الأعداد الصحيحة البسيطة.

لماذا يصدر الهيدروجين الضوء عندما يكون متحمسًا بالتعرض لجهد عالي وما هي أهمية هذه الأعداد الصحيحة؟

عندما لا يكون هناك شيء مثير ، يكون إلكترون الهيدروجين في مستوى الطاقة الأول - المستوى الأقرب إلى النواة. ولكن إذا زودت الذرة بالطاقة ، فإن الإلكترون يتحمس إلى مستوى طاقة أعلى - أو حتى يُزال من الذرة تمامًا.

يوفر الجهد العالي في أنبوب التفريغ تلك الطاقة. يتم تفكيك جزيئات الهيدروجين أولاً إلى ذرات هيدروجين (ومن هنا جاء الذري طيف انبعاث الهيدروجين) ثم يتم ترقية الإلكترونات إلى مستويات طاقة أعلى.

لنفترض أن إلكترونًا معينًا كان متحمسًا إلى مستوى الطاقة الثالث. هذا من شأنه أن يفقد الطاقة مرة أخرى من خلال التراجع إلى مستوى أدنى. يمكن أن تفعل ذلك بطريقتين مختلفتين.

يمكن أن ينخفض ​​إلى المستوى الأول مرة أخرى ، أو قد يتراجع إلى المستوى الثاني - وبعد ذلك ، في القفزة الثانية ، إلى المستوى الأول.

ربط إلكترون معين ينتقل إلى خطوط فردية في الطيف

إذا انخفض الإلكترون من المستوى 3 إلى المستوى 2 ، فيجب أن يفقد قدرًا من الطاقة تمامًا مثل فجوة الطاقة بين هذين المستويين. هذه الطاقة التي يفقدها الإلكترون تخرج على شكل ضوء (حيث & quotlight & quot تشمل الأشعة فوق البنفسجية والأشعة تحت الحمراء وكذلك المرئية).

يرتبط كل تردد للضوء بطاقة معينة بالمعادلة:

كلما زاد التردد ، زادت طاقة الضوء.

إذا انخفض الإلكترون من المستوى 3 إلى المستوى 2 ، فسيتم رؤية الضوء الأحمر. هذا هو أصل الخط الأحمر في طيف الهيدروجين. من خلال قياس تردد الضوء الأحمر ، يمكنك حساب طاقته. يجب أن تكون هذه الطاقة هي نفسها تمامًا فجوة الطاقة بين المستوى 3 والمستوى 2 في ذرة الهيدروجين.

لذلك يمكن إعادة كتابة المعادلة الأخيرة كمقياس لفجوة الطاقة بين مستويين من الإلكترون.

وبالتالي ، فإن أكبر انخفاض ممكن في الطاقة سينتج أعلى خط تردد في الطيف. سيكون أكبر هبوط من المستوى اللانهائي إلى المستوى 1. (سيتم توضيح أهمية المستوى اللانهائي لاحقًا.)

المخططات القليلة التالية مقسمة إلى جزأين - مستويات الطاقة في الأعلى والطيف في الأسفل.

إذا سقط إلكترون من المستوى 6 ، يكون السقوط أقل قليلاً ، وبالتالي سيكون التردد أقل قليلاً. (بسبب مقياس الرسم التخطيطي ، من المستحيل رسم جميع القفزات التي تتضمن جميع المستويات بين 7 وما لا نهاية!)

. . . وبينما تشق طريقك عبر القفزات المحتملة الأخرى إلى المستوى الأول ، تكون قد حسبت سلسلة سلسلة ليمان بأكملها. تعكس المسافات بين الخطوط في الطيف الطريقة التي تتغير بها المسافات بين مستويات الطاقة.

إذا فعلت نفس الشيء للانتقال إلى المستوى 2 ، فستنتهي بالخطوط في سلسلة Balmer. هذه الفجوات في الطاقة أصغر بكثير مما كانت عليه في سلسلة ليمان ، وبالتالي فإن الترددات المنتجة أيضًا أقل بكثير.

سيتم إنتاج سلسلة Paschen من خلال القفز إلى المستوى 3 ، لكن الرسم التخطيطي سيصبح شديد الفوضى إذا قمت بتضمينها أيضًا - ناهيك عن جميع السلاسل الأخرى التي تقفز إلى المستوى 4 ، و 5. مستوى وهلم جرا.

أهمية الأرقام في معادلة ريدبيرج

ن1 و ن2 في معادلة Rydberg هي ببساطة مستويات الطاقة في أي من طرفي القفزة التي تنتج خطًا معينًا في الطيف.

على سبيل المثال ، في سلسلة Lyman ، n1 تساوي دائمًا 1. تنخفض الإلكترونات إلى المستوى 1 لإنتاج خطوط في سلسلة لايمان. بالنسبة لسلسلة Balmer ، ن1 هي دائمًا 2 ، لأن الإلكترونات تنخفض إلى المستوى 2.

ن2 هو المستوى الذي قفز منه. لقد ذكرنا بالفعل أن الخط الأحمر ينتج عن انخفاض الإلكترونات من المستوى 3 إلى المستوى 2. في هذه الحالة ، إذن ، n2 يساوي 3.

أهمية المستوى اللانهائي

يمثل المستوى اللانهائي أعلى طاقة ممكنة يمكن أن يمتلكها الإلكترون كجزء من ذرة الهيدروجين. إذن ماذا يحدث إذا تجاوز الإلكترون تلك الطاقة حتى بأصغر جزء منها؟

لم يعد الإلكترون جزءًا من الذرة.يمثل المستوى اللانهائي النقطة التي يحدث عندها تأين الذرة لتكوين أيون موجب الشحنة.

استخدام الطيف لإيجاد طاقة تأين الهيدروجين

عندما لا يتم توفير طاقة إضافية له ، يتم العثور على إلكترون الهيدروجين عند المستوى 1. يُعرف هذا بحالته الأساسية. إذا قمت بتزويد طاقة كافية لتحريك الإلكترون إلى المستوى اللانهائي ، فقد قمت بتأين الهيدروجين.

طاقة التأين لكل إلكترون لذلك فهو مقياس للمسافة بين المستوى 1 والمستوى اللانهائي. إذا نظرت إلى المخططات القليلة الماضية ، ستجد أن هذه القفزة المعينة في الطاقة تنتج الحد المتسلسل لسلسلة ليمان.

ملحوظة: حتى الآن كنا نتحدث عن الطاقة المنبعثة عندما ينخفض ​​الإلكترون من مستوى أعلى إلى مستوى أدنى. من الواضح إذا كانت كمية معينة من الطاقة صدر عندما يسقط الإلكترون من المستوى اللانهائي إلى المستوى 1 ، ستكون نفس الكمية بحاجة لدفع الإلكترون من المستوى 1 إلى المستوى اللانهائي.

إذا كان بإمكانك تحديد تكرار حد سلسلة لايمان ، يمكنك استخدامه لحساب الطاقة اللازمة لتحريك الإلكترون في ذرة واحدة من المستوى الأول إلى نقطة التأين. من ذلك ، يمكنك حساب طاقة التأين لكل مول من الذرات.

تكمن المشكلة في أنه من الصعب جدًا العثور على تردد حد السلسلة بدقة من الطيف لأن الخطوط متقاربة جدًا في تلك المنطقة بحيث يبدو الطيف مستمرًا.

إيجاد تردد حد السلسلة بيانيا

فيما يلي قائمة بترددات الأسطر السبعة الأكثر تباعدًا في سلسلة ليمان ، بالإضافة إلى زيادة التردد كلما انتقلت من واحد إلى التالي.

كلما اقتربت الخطوط من بعضها ، من الواضح أن الزيادة في التردد تقل. عند حد السلسلة ، ستكون الفجوة بين السطور صفرًا حرفيًا.

هذا يعني أنه إذا كنت تريد رسم الزيادات في التردد مقابل التردد الفعلي ، فيمكنك استقراء (متابعة) المنحنى إلى النقطة التي تصبح عندها الزيادة صفراً. سيكون هذا هو تكرار حد السلسلة.

في الواقع يمكنك رسم رسمين بيانيين من البيانات الموجودة في الجدول أعلاه. التردد فرق مرتبط بترددين. على سبيل المثال ، يمكن إيجاد الرقم 0.457 بطرد 2.467 من 2.924. إذن ، أي من هاتين القيمتين يجب رسم 0.457 مقابلها؟

لا يهم ، طالما أنك دائمًا متسق - بمعنى آخر ، ما دمت أنت دائما ارسم الفرق مقابل الرقم الأعلى أو الأدنى. عند النقطة التي تهتم بها (حيث يصبح الفرق صفرًا) ، يكون رقمي التردد متماثلين.

كما سترى من الرسم البياني أدناه ، من خلال رسم كلا المنحنيين المحتملين على نفس الرسم البياني ، فإنه يجعل من السهل تحديد كيفية استقراء المنحنيات بالضبط. نظرًا لأن هذه منحنيات ، فإن استقراءها أصعب بكثير مما لو كانت خطوطًا مستقيمة.

يشير كلا الخطين إلى حد متسلسل يبلغ حوالي 3.28 × 10 15 هرتز.

ملحوظة: تذكر أن 3.28 PHz هي نفسها 3.28 x 10 15 Hz. يمكنك استخدام معادلة Rydberg لحساب حد السلسلة لسلسلة Lyman كتحقق من هذا الشكل: n1 = 1 لسلسلة لايمان ، ون2 = اللانهاية لحد السلسلة. 1 / (ما لا نهاية) 2 = صفر. هذا يعطي قيمة للتردد 3.29 × 10 15 هرتز - بمعنى آخر توافق القيمتان على 0.3٪.

وبالتالي . . . الآن يمكننا حساب الطاقة اللازمة لإزالة إلكترون واحد من ذرة الهيدروجين. تذكر المعادلة من أعلى الصفحة:

يمكننا إيجاد فجوة الطاقة بين الحالة الأساسية والنقطة التي يترك فيها الإلكترون الذرة عن طريق استبدال القيمة التي حصلنا عليها للتردد والبحث عن قيمة ثابت بلانك من كتاب البيانات.

يمنحك هذا طاقة التأين لذرة واحدة. لإيجاد طاقة التأين المقتبسة عادةً ، نحتاج إلى ضربها في عدد الذرات في مول من ذرات الهيدروجين (ثابت أفوجادرو) ثم القسمة على 1000 لتحويلها إلى كيلوجول.

ملحوظة: سيكون من الخطأ اقتباس هذا لأكثر من 3 أرقام مهمة. قيمة التردد التي تم الحصول عليها من الرسم البياني هي فقط لتلك الدقة.

يقارن هذا جيدًا بالقيمة المقتبسة عادةً لطاقة تأين الهيدروجين البالغة 1312 كيلو جول مول -1.

أسئلة لاختبار فهمك

إذا كانت هذه هي المجموعة الأولى من الأسئلة التي أجريتها ، فيرجى قراءة الصفحة التمهيدية قبل البدء. ستحتاج إلى استخدام زر "BACK BUTTON" الموجود في متصفحك للعودة إلى هنا بعد ذلك.


ولادة أقراص حول البروتوستار

تتصدر الأقراص المغبرة حول النجوم الشابة الأخبار بانتظام بسبب جاذبيتها باعتبارها مسقط رأس الكواكب الخارجية المبكرة. ولكن كيف تتشكل أقراص مثل هذه الأقراص الأولى وتتطور حول نجومها الأولية المولودة حديثًا؟ تساعدنا الملاحظات الجديدة من مصفوفة Atacama Large Millimeter / submillimeter (ALMA) على فهم هذه العملية بشكل أفضل.

تشكيل من الانهيار

تولد النجوم من انهيار جاذبية سحابة كثيفة من الغاز الجزيئي. قبل وقت طويل من بدء دمج الهيدروجين في مراكزهم - عندما لا يزالون مجرد كثافات زائدة ساخنة في عملية التعاقد - نسميهم النجوم. هذه النوى منخفضة الكتلة مخفية في قلوب سحب الغاز الجزيئي التي ولدت منها.

صورة جوية لمصفوفة أتاكاما كبيرة المليمتر / المتر. [EFE / أرييل مارينكوفيتش]

ولكن كيف تتشكل هذه الأقراص الكبلرية - التي تحتوي في النهاية على مقاييس من مئات الاتحاد الأفريقي - وتنمو حول النجوم الأولية؟ نحتاج إلى ملاحظات لهذه الأقراص في مراحل تكوينها المبكرة لفهم ولادتها وتطورها - وهو احتمال صعب ، نظرًا للغاز الجزيئي الغامض الذي يخفيها في هذه المراحل. ومع ذلك ، فإن ALMA على مستوى المهمة: يمكنه النظر إلى مركز سحب الغاز لرؤية الانبعاث من النوى الأولية ومحيطها.

ملاحظات ALMA على protostar Lupus 3 MMS. التدفقات الجزيئية الخارجة من النجم الأولي موضحة في اللوحة أ. تُظهر اللوحة b الانبعاث المستمر ، والذي يحتوي على مكون مضغوط من المحتمل أن يتتبع قرصًا يحيط بالنجم الأولي. [مقتبس من Yen et al. 2017]

تم الكشف عن أقراص جديدة؟

في منشور حديث بقيادة Hsi-Wei Yen (معهد أكاديميا سينيكا لعلم الفلك والفيزياء الفلكية ، تايوان) ، قدم فريق من العلماء نتائج ملاحظات ALMA لثلاثة نجوم أولية في مرحلة مبكرة جدًا: Lupus 3 MMS و IRAS 15398–3559 و IRAS 15398 - 2429. سمح قرار ALMA المذهل للين والمتعاونين باستنتاج وجود قرص كبلر 100-AU حول Lupus 3 MMS ، وتوقيعات إنفال بمقاييس & lt30 AU حول المصدرين الآخرين.

يصمم المؤلفون نماذج للمصادر ويظهرون أن الملاحظات تتفق مع وجود الأقراص حول المصادر الثلاثة: قرص 100-AU حول 0.3 نجم أولي كتلته الشمسية في نظام Lupus ، قرص 20-AU حول 0.01 شمسي. - كتلة نجمية في IRAS 15398–3559 ، وقرص 6-AU حول 0.03 نجم أولي ذو كتلة شمسية في IRAS 15398–2429.

من خلال مقارنة ملاحظاتهم مع ملاحظات النجوم الأولية الأخرى في المراحل المبكرة ، استنتج المؤلفون أنه في المرحلة الأولى من النجم الأولي ، والمعروفة باسم مرحلة الفئة 0 ، ينمو قرص النجم الأولي بسرعة في نصف القطر. مع تقدم عمر النجم الأولي ودخوله مرحلة الفئة الأولى ، يتباطأ نمو القرص ويتغير ببطء شديد بعد ذلك.

تمثل هذه الملاحظات خطوة مهمة في قدرتنا على دراسة حركات الغاز على مثل هذه المقاييس الصغيرة في المراحل المبكرة من الولادة النجمية. نأمل أن تسمح لنا الدراسات المستقبلية الإضافية بالاستمرار في بناء هذه الصورة!

الاقتباس

Hsi-Wei Yen et al 2017 أبج 834 178. دوى: 10.3847 / 1538-4357 / 834/2/178


جمع البيانات

تم استهداف 250 أسرة في تسمانيا للمسح. من بين 247 أسرة تم استخدامها في التحليل ، تم تصنيف 122 أسرة على أنها ريفية / إقليمية بينما 125 كانت موجودة في & ldquoHobart & rdquo.

في هذه المرحلة ، تجدر الإشارة إلى أنه من أجل "تجنب التحيز الديموغرافي في العينة" ، تم تطبيق الضوابط التالية على العينة الوطنية (

أولاً ، هذه الضوابط تبدو لي غريبة. هل يهم أن نصف المشاركين في الاستطلاع من الإناث؟ هل يستخدم الطفل كمية مختلفة من الكهرباء عن الشخص البالغ ، أو الشخص المتوسط ​​ u200b u200b؟ وبالفعل ، هل يستخدم الحاصلون على تعليم عال كمية مختلفة من الكهرباء؟ وحتى لو أحدثت فرقًا ، فلماذا لا نضبط المستوى على 24٪ من تحليل الانحدار الخطي متعدد المتغيرات لنمذجة استخدام الكهرباء الوطني هذا ، بصراحة ، يبدو أكثر تعقيدًا مما هو عليه. في الأساس ، تقوم فقط بنمذجة الاستخدام العام للكهرباء كمجموعة من المكونات:

في حديث الرياضيات ، يبدو هذا كما يلي:

إجمالي استخدام الكهرباء = المستوى الأساسي + (عنصر x 1) + (b x المكون 2) + (c x المكون 3) & hellip.

حيث الأرقام أ ، ب ، ج ، و hellip. يتم الحصول عليها من خلال النموذج

من الناحية الرسومية ، يبدو هذا كأنه وضع مجموعة من المعلمات في مربع & lsquoblack & rsquo (النموذج) ، للحصول على إجابة في أقرب وقت ممكن لاستخدام الكهرباء الفعلي

يمكن وصف استخدام الكهرباء جيدًا بمعامل واحد أو اثنين فقط ، أو قد يستغرق خمسة أو ستة. من الناحية الإحصائية ، يجب تحسين النموذج (أي أن يكون قادرًا على نمذجة استخدام الطاقة الذي & rsquos مثل الاستخدام الفعلي) حيث يتم تضمين المزيد والمزيد من المعلمات.

بالنسبة إلى تسمانيا ، فإن أهم خمسة متغيرات (أهم العوامل في التنبؤ باستخدام الكهرباء) ، بالترتيب ، هي:

  • حجم الأسرة (عدد الأفراد في المنزل)
  • كم مرة يتم استخدام غسالة الصحون
  • ما إذا كانت مصابيح الهالوجين لأسفل مثبتة
  • سواء كان المنزل يحتوي على أجهزة 1 أو 2 أو 3 & ldquohot المناخ و rdquo
  • كم مرة وكم من الوقت يتم استخدام أجهزة الكمبيوتر في المنزل

ما نريد أن يوضح نموذجنا مقدار سلوك & lsquototal استخدام الطاقة & rsquo يمكن تفسيره من خلال كل مجموعة من معلمات الإدخال.

إذا أخذنا فقط المعلمة الأكثر أهمية - عدد الأشخاص الذين يعيشون في المنزل - يمكن لـ ACIL Tasman ** أن تفسر 27٪ من التقلب الإجمالي في إجمالي استخدام الطاقة ** بين الأسر في تسمانيا.

إذا قمنا بتضمين 14 معلمة ، يمكن لنموذجهم تقدير الفواتير لما يقرب من نصف الأسر في تسمانيا بنجاح.


الحلقة 255: مراقبة الهيدروجين

الهيدروجين هو العنصر الأكثر شيوعًا في الكون ، حيث تشكل في بداية كل شيء في الانفجار العظيم. إنها المادة الخام للنجوم ، التي تتجمع معًا من خلال الجاذبية المتبادلة في سدم واسعة. يمكن لعلماء الفلك أن يتعلموا الكثير في البحث عن الهيدروجين في الكون. هنا & # 8217s لماذا وكيف يفعلون ذلك.

وتظهر الملاحظات

  • Google+: باميلا وفريزر
  • الراعي: 8th Light & # 8212 Wiki & # 8212 GSU & # 8212 AstronomyKnowHow.com & # 8212 Society for Popular Astronomy & # 8212 Haystack Observatory & # 8212 Smithsonian Astronomical Observatory & # 8212 American Association of هواة الفلك

نسخة طبق الأصل: مراقبة الهيدروجين

فريزر: مرحبًا بك في AstronomyCast ، رحلتنا الأسبوعية القائمة على الحقائق عبر كوزموس ، حيث نساعدك على فهم ليس فقط ما نعرفه ، ولكن كيف نعرف ما نعرفه. اسمي فريزر كاين أنا ناشر Universe Today ، ومعي الدكتورة باميلا جاي ، الأستاذة في جامعة جنوب إلينوي - إدواردسفيل. مرحبًا باميلا. كيف هي احوالك؟

باميلا: انا بحال جيدة. كيف حالك يا فريزر؟

فريزر: أداء جيد حقًا ... الاستمتاع بتسجيل حلقة أخرى من AstronomyCast مع جميع أصدقائنا المقربين هنا على Google plus ، لذلك إذا كنت تريد مشاهدتنا مباشرة ، فقم بتسجيل العرض ، وهو أمر نعلم أنه لا يمكن للعديد من الأشخاص القيام به في الواقع لأن لديهم وظائف وحياة وأشياء من هذا القبيل ، ولكن نعم ، يمكنك فقط الانتقال إلى CosmoQuest.org/hang-outs وسترى قائمة بجميع العروض التي نقدمها. نحن نقوم بالكثير من المحتوى المتعلق بعلم الفلك والعلم معنا ، وفيل بلايت ، وإميلي لاكدوالا من جمعية الكواكب ، وآلان بويل من MSNBC ، لذلك لدينا الكثير من أصدقاء الفضاء ونحن نقدم الكثير من المحتوى الجيد حقًا ، لذلك يجب عليك القدوم والتحقق من ذلك ، وذلك في CosmoQuest.org/hang-outs. نحن أيضًا ... نقوم بتضمين العروض هناك حتى تتمكن من مشاهدتها مباشرةً ، ويمكنك المشاركة في المحادثات ، وبعد ذلك ، بالطبع ، إذا لم تتمكن من مشاهدتها مباشرةً ، فإننا نحاول خلط كل شيء وإدخاله في موجز AstronomyCast ، وفي الواقع ، أدركت أننا كنا نضع أوقات الاستراحة الأسبوعية في قناة AstronomyCast ولم نحذر أي شخص ، لذا ... [يضحك].

باميلا: [ضحك] فجأة أصبح لديك محتوى جديد!

فريزر: بلى! لذا ، إذا لاحظت الآن أنك تحصل على ساعة إضافية من المحتوى الصوتي كل أسبوع ، فهذه هي جلسة Hangout الأسبوعية في الفضاء التي نجريها على Google plus. لم يشتكي أحد ، لكن لم يقل أحد أيضًا "مرحبًا ، شكرًا على وضع ذلك هناك. انا حقا اقدر هذا!" لذلك لا أعرف ما إذا كان الناس يحذفونها أم ماذا. ولكن إذا كنت تحصل على هذه الأشياء وكنت سعيدًا ، فهذا أمر رائع إذا كنت تحصل عليها وأنت حزين ، فأخبرني أيضًا لأنه يمكننا أيضًا تفكيكها. كما تعلم ، إنه ممتع جدًا ، إنه نوع المحتوى الذي يطلب منا الناس دائمًا القيام به ، لكننا لم نفعله أبدًا ، وهو الحديث عن الأخبار والأحداث الجارية وتحليل هذا النوع من الأشياء ، والذي يختلف تمامًا عن AstronomyCast ، على أي حال ، هذا كل شيء هناك. آسف لذلك آمل أن تكون موافقًا على ذلك. يرجى إعلامنا إذا لم تكن كذلك. حسنًا ، حسنًا ، لماذا لا نتحرك إذن؟
[الإعلانات]

فريزر: لذا فإن الهيدروجين هو العنصر الأكثر شيوعًا في الكون ، حيث تشكل في بداية كل شيء في الانفجار العظيم. إنها المادة الخام للنجوم ، تتجمع معًا من خلال الجاذبية المتبادلة في سدم واسعة. يمكن لعلماء الفلك أن يتعلموا الكثير في البحث عن الهيدروجين في الكون. حسنًا ، إليك لماذا وكيف يفعلون ذلك. الآن ، أردنا ، نوعًا ما ، عندما قمنا بإعداد هذا العرض لأول مرة ، كنت مثل "حسنًا ، لذا الموضوع هو الهيدروجين!" وقلت "لا ، لا ، لا ، هذا كبير جدًا ، هذا كثير جدًا. دعونا فقط نلاحظ الهيدروجين ".

باميلا: إنه مثل 70٪ من الكون. هناك الكثير من الأشياء التي تحدث و ... دعونا نستمر في التركيز.

فريزر: مثل الكيمياء ، والاندماج ، وتشغيل السيارات ، وأشياء من هذا القبيل ، لذلك ... ولكن على الأقل أعتقد أنه يجب علينا فقط إجراء محادثة قصيرة حول تكوين الهيدروجين ومن أين أتى كل شيء ، وبعد ذلك أعدك بعدم انتقل إلى الكيمياء التفصيلية لها.

باميلا: حسنًا ، لذا فإن الحديث عن الهيدروجين & # 8212 عن تكوينه سخيف إلى حد ما. تأخذ الطاقة ، وتتركها على الرف ، وتصبح على الأرجح بروتونات (أو جزيئات أخرى) ، وإذا كانت الطاقة كافية لتصبح بروتونًا ، حسنًا ، بروتون واحد يُعد هيدروجينًا مؤينًا ، اتركه بالقرب من نيوترون ، لديك الآن ذرة هيدروجين أكثر إثارة للاهتمام. أعطه إلكترونًا & # 8212 لديك الآن ذرة هيدروجين محايدة ، لذا فإن الهيدروجين هو المادة التي تشكلت للتو عندما تبرد طاقة الكون بدرجة كافية لبدء تكوين الجسيمات. كل شيء أكثر تعقيدًا من الهيدروجين ، يجب أن يكون لديك نوع من تفاعل الاندماج النووي من أجل الوصول إليه ، لذا فإن الهيدروجين هو مجرد شيء بسيط يأتي من الطاقة.

فريزر: وبالعودة إلى ... أثناء الانفجار العظيم ، عندما كان كل شيء ساخنًا جدًا ، كان لديك طاقة خام ...

فريزر: وبعد ذلك عندما تبرد الأشياء ، تحولت تلك الطاقة الخام إلى بروتونات ، و ...

باميلا: البروتونات والنيوترونات والإلكترونات ...

فريزر: ... والإلكترونات ، وأنت ، كما تعلم ، تجمعهم معًا بأبسط طريقة ممكنة ، وهذا هو الهيدروجين. من الواضح أننا تحدثنا عنها في بضع حلقات حيث مررت بهذه اللحظة حيث كان الكون بأكمله في هذه الحالة من النجم ، وكانت ذرات الهيدروجين تُندمج في الهيليوم ، ومن هنا نحصل على الهيليوم ، لكن حقًا ، و ثم استمر التوسع والآن لدينا فقط كل هذا الهيدروجين ، فقط هذه المادة الخام ، اللبنة الأساسية للكون بأكمله ، لذلك ... ثم لماذا ، إذن ، أعتقد ، من المهم ، إذن ، لعلماء الفلك أن يلاحظوا هيدروجين؟

باميلا: حسنًا ، ليس من المهم أن تكون قادرًا على مراقبة الهيدروجين بقدر ما لا يسعنا إلا أن نراقب الهيدروجين. إنه موجود ، ويسبب لنا مجموعة متنوعة من الأشياء الجيدة ، والأشياء السيئة ، لذلك من ناحية ، في كل مرة ننظر فيها إلى نجم ، نلاحظ جوًا متحمسًا للهيدروجين. في كل مرة ننظر فيها إلى سديم جميل ، نلاحظ سحابة غنية بغاز الهيدروجين والتي عادة ما تكون متوهجة باللون الأحمر. عندما نبدأ في محاولة النظر عبر المجرة في ضوء الراديو ، نجد كل الأجزاء الباردة من الفضاء تتخللها ما يسمى بخط الهيدروجين ذي 21 سنتمتر. فقط في كل مكان. حتى عندما ننظر إلى المجرات ذات الانزياح الأحمر العالي ، نجد في أطياف هذه المجرات كل هذه الأماكن حيث قام غاز الهيدروجين المتداخل بامتصاص الضوء من أطياف هذه المجرات البعيدة ، لذلك إذا درست علم الفلك ، فستذهب للتو لتتعرف على مفردات الهيدروجين مرارًا وتكرارًا. يمكن أن يكون الأمر مربكًا بعض الشيء ، وكان ذلك في الواقع جزءًا من الإلهام لهذا العرض. كنا نقيم حفلات نجوم حية ، وأدركت الليلة الماضية أننا نتحدث ، "H-II" & # 8212 كل هذه المصطلحات المختلفة ، ولا أحد يعرف ما الذي نتحدث عنه.

فريزر: حسنًا ، الهيدروجين هو العنصر الأكثر وفرة في الكون ، لذا لا يمكنك إلا رؤيته في كل مكان تنظر إليه.

فريزر: ولذا قد نفهم جيدًا ما نبحث عنه. هل يشبه كل علماء الفلك تقريبًا علماء فلك هيدروجين ، كما تعلمون؟ مثل ، نسبة معينة من الوقت تتعامل فقط مع الهيدروجين في كل شيء ينظرون إليه؟

باميلا: نعم ، ومن طقوس التقليل من الحصول على درجة في الفيزياء تعلم كل ميكانيكا الكم لذرة الهيدروجين ، وبحلول الوقت الذي تنتهي فيه من الحصول على درجة جامعية ، تكون على دراية تامة بالأعمال الداخلية للهيدروجين عند المستويات. قد لا ترغب في ذلك ، وتعرف كيفية العثور عليها في جميع أنحاء الكون.

فريزر: لكنك ستوفر لنا ميكانيكا الكم اليوم.

باميلا: سأوفر لك ميكانيكا الكم اليوم.

فريزر: حسنًا - جيد ، جيد. حسنًا ، فلنتحدث إذن عن النكهات المختلفة للهيدروجين التي سيلاحظها علماء الفلك في الكون.

باميلا: حسنًا ، الطريقة الأكثر شيوعًا التي نواجه بها الهيدروجين تمامًا كما نحدق في السماء بزوج من المناظير ، أو باستخدام التلسكوب هو ما يسمى بخطوط Hydrogen Balmer ، لذلك عندما تنظر إلى الخارج ، سترى بشكل خاص ما يسمى إما Hydrogen Balmer خط ألفا ، أو مجرد هيدروجين ألفا لأننا نصبح كسالى. هذا هو اللون الأحمر الساطع المرتبط بمعظم السدم ، وهو يأتي من حقيقة أن مستويات طاقة الهيدروجين هي تلك التي يحصل عليها إلكترون واحد - يمكنه القفز بين ، حسنًا ، أدنى مستوى للطاقة ، إلى طاقته الثانية المستوى ، والانتقالات داخل وخارج هذا المستوى الأدنى من الطاقة. تحدث هذه في الأشعة فوق البنفسجية حيث لا نراها بأعيننا ، لذلك ربما تكون هذه هي التحولات الأكثر شيوعًا ، ولكن تلك التي لا نراها لأن الغلاف الجوي يحجب الأشعة فوق البنفسجية. الآن ، اصعد مجموعة واحدة من مستويات الطاقة ، وانظر إلى التحولات داخل وخارج مستوى الطاقة الثاني. حسنًا ، لدينا ما يسمى بـ 3 إلى 2 - من مستوى الطاقة الثالث إلى المستوى الثاني من انتقال مستوى الطاقة & # 8212 وهذا في هذا اللون الأحمر الجميل الذي نراه في لافتات "فتح" في مطعم ديلي المحلي ، ونرى في كل هذه السديم المنتشرة في السماء ، لذلك فإن اللون الأحمر المرتبط بالسديم - هذا هو أقل انتقال داخل وخارج مستوى الطاقة الثاني للهيدروجين ، وقد تم اكتشاف هذا الانتقال من قبل المتأنق المسمى بالمر ، لذلك يطلق عليه مجموعة طاقة Balmer ، و alpha هي الأقل ، لذا 3 إلى 2 هي alpha ، ثم إذا انتقلت من 4 إلى 2 فسيكون ذلك بيتا ، وهكذا دواليك من خلال القائمة.

فريزر: ولكي أكون واضحًا ، أعتقد أننا تحدثنا عن هذا في العروض السابقة أيضًا ، أليس كذلك؟ هذا هو ذلك الانتقال ، ذلك التحول في الطاقة ، أليس كذلك؟ عندما تكون ذرة الهيدروجين ، حيث تحصل على البروتون الخاص بها ، تحصل على النيوترون الخاص بها ، وبعد ذلك تحصل على هذا الإلكترون ، ويقفز هذا الإلكترون لأعلى أو لأسفل ، يمكنك الحصول على مثل إطلاق الطاقة ، ونحن نرى الفوتونات تتدفق بعيدًا عن هذه السديم أثناء إطلاق هذه الإلكترونات.

باميلا: حتى يحدث هذا ، يجب أن يكون لديك سحابة من الغاز يتم تسخينها بفعل شيء ما. لذلك هناك إما نجم لامع مضمن في السحابة ، وهناك مجموعة كاملة من النجوم الساطعة المضمنة في السحابة ، والضوء من النجوم يثير الهيدروجين بحيث يقوم بهذا الانتقال.

فريزر: الآن ، آسف ، عندما تقول فقط ... أحاول أن أكون دقيقًا نوعًا ما هنا. لذلك عندما تقول مثير ، فإنك تعني أن الفوتونات تتدفق من هذا النجم ...

باميلا: يتم امتصاص هذه الفوتونات بواسطة ذرة الهيدروجين.

باميلا: واستجابة لذرة الهيدروجين لامتصاص هذا الفوتون ، يقفز الإلكترون إلى مستوى طاقة أعلى ، وقد يقفز في الواقع مجموعة كاملة من مستويات الطاقة ، اعتمادًا على الطاقة التي يصطدم بها ، وهذا في الواقع له تأثير أنيق حيث إذا كانت الهندسة بحيث تنظر إلى الخارج ، فإنك تنظر إلى السحابة والنجم الذي تنظر إليه على الجانب الآخر من السحابة ، عندما تنظر إلى السحابة ، سترى في الواقع ضوء هيدروجين ألفا ، ذلك الضوء الأحمر الذي تمت إزالته من الألوان التي تنظر إليها. الآن ، إذا كان النجم بعيدًا عن الجانب ولم يصطف بدقة ، فسترى ذلك اللون الذي يمتص الهيدروجين الطاقة الحمراء من النجم ، ويعاد إشعاعها في جميع الاتجاهات ، وهكذا ينتهي بك الأمر برؤية سديم باللون الأحمر.

فريزر: صحيح ، لكن النقطة (وهذا هو المكان الذي يأتي منه مفهوم الكم بالكامل ، أليس كذلك؟) أن هناك هذه الخطوة السرية جدًا والمحددة للغاية التي تتخذها هذه الإلكترونات عندما تقفز إلى أعلى مستويات الطاقة ، ومعها يوجد الإصدار المقابل الذي يخرج بلون محدد للغاية ، وهو لون الإشعاع الذي نراه مع التلسكوبات لدينا ، والذي يبحث عنه علماء الفلك على وجه التحديد. إنهم في الواقع ... يحدون من الطيف الكامل الذي يمكنهم رؤيته وصولاً إلى ذلك الضوء الدقيق المحدد.

باميلا: وهذا في الواقع شيء يمكن لأي شخص يستمع إليه أن يختبره بنفسه. الكثير من متاجر الكمامة ، الكثير من المتاجر الجديدة تبيع هذه النظارات المنشورية التي تخلق أقواس قزح عندما تنظر من خلالها حسنًا ، إذا حصلت على أحد أزواج كؤوس قوس قزح هذه ، وصعدت إلى مطعمك المحلي اللذيذ ، وتذهب إلى الحانة المحلية ، أيا كان ، وتنظر من خلال هذه النظارات إلى لافتات النيون ، فسترى السرية ، خطوط معينة تنبعث من الذرات في تلك العلامة ، لذلك إذا نظرت إلى علامة "فتح" حمراء ، فسترى هذا الخط الأحمر الساطع الذي يأتي من هيدروجين ألفا ، لكنك سترى أيضًا هذه الفجوة ، و ثم هذا اللامع (يسمونه "سماوي" ، بالنسبة لي ، أسميه باللون الفيروزي) ... هذا الخط الفيروزي اللامع ، وهو بيتا الهيدروجين. ثم إلى الجانب قليلاً من هذا هو جاما الهيدروجين - هذا هو الانتقال من 5 إلى 2 (وهذا مثل Crayola الأزرق ، أو ذلك 00255 إذا كنت تعمل بألوان RGB) ، وبالتالي ستبدأ في الرؤية أقرب و ظلال زرقاء متقاربة ومتقاربة عندما تنظر إلى أطياف علامة "الفتح" الحمراء ، ثم سترى مجموعة مختلفة تمامًا من بصمات الأصابع إذا نظرت إلى علامة خضراء أو علامة أرجوانية ، ولكن ذلك أحمر علامة "فتح" لها هذه الأطياف المميزة من خلال نظارات قوس قزح الجديدة التي هي سلسلة Hydrogen Balmer.

فريزر: حسنًا ، لذلك أعتقد أن ما يفعله علماء الفلك ، صحيح ، هو أنهم يقومون بتصفية كل لون من الضوء باستثناء ذلك المحدد ، نوعًا ما ، في نطاق التردد الذي يحاولون رؤيته. ما يعادل وضع تلك النظارات المجنونة ...

باميلا: إذا استخدمنا مرشح هيدروجين ألفا ، نعم.

فريزر: صحيح ، وهذه هي النقطة ، أليس كذلك؟ سيكون لدى علماء الفلك مجموعة من هذه المرشحات. سيكون لديهم واحد لألفا الهيدروجين ... كم عدد المرشحات المتعلقة بالهيدروجين التي سيستخدمها علماء الفلك؟

باميلا: لذا عند نقطة معينة ، تتوقف عن استخدام المرشحات وتبدأ في إجراء التحليل الطيفي للتصوير ، لذلك ليس من غير المألوف أن يكون لديك مرشح H alpha أو مرشح Lyman-alpha إذا كنت تعمل في الأشعة فوق البنفسجية ، أو ما سيحدث أيضًا منذ ذلك الحين تنبعث هذه الخطوط من المجرات في تغيرات حمراء مختلفة ، وسيقوم الناس في الواقع بإنشاء مرشحات خاصة مضبوطة لكشف فقط ، على سبيل المثال ، Lyman-alpha. هذا هو الانتقال من 1 إلى 2 في الهيدروجين الذي إذا كان قريبًا لا يمكننا رؤيته لأنه الأشعة فوق البنفسجية ، ولكن إذا كانت المجرة بعيدة ، ويتحول ضوءها إلى اللون الأحمر ، فهذا اللون عادة ما يكون أزرقًا جدًا لا يمكننا رؤيتها - يتم تحريكها أكثر حمرة قليلاً ، حمراء قليلاً ، حمراء قليلاً حتى نتمكن من رؤيتها ، وسيقومون بإنشاء مرشحات مضبوطة لرؤية Lyman-alpha للمجرات التي تتحرك بسرعات معينة.

فريزر: وأعتقد أن هذا جزء من الشيء حيث يكون مقدار هذا التردد ضيقًا جدًا لدرجة أنه إذا تم إزاحته باللون الأحمر ، فيجب عليك دفعه لأعلى ولأسفل على التردد. يعرف علماء الفلك أنهم يريدون رؤية هذا النوع المحدد من تردد الضوء ، ولديهم الأدوات التي تمكنهم من رؤيته ، ولكن ما الذي تخبرهم به رؤيته؟ لماذا يريدون فعل هذا؟

باميلا: حسنًا ، إنه ... يعتمد على ما تفعله.

فريزر: تحاول أن تفعل العلم.

باميلا: [يضحك] وبالتالي هناك الكثير من العلوم المختلفة التي يمكنك القيام بها. على سبيل المثال ، عندما ننظر إلى سدم مختلفة محليًا ، نحاول غالبًا معرفة توزيع درجة الحرارة في سحابة من الغاز ، وما هي كثافة الغاز ، وهكذا عندما ننظر إلى ضوء ألفا الهيدروجين ، عندما ننظر إلى الضوء في كل مستويات الطاقة المختلفة للهيدروجين ، ما نحاول فعله هو معرفة مدى سخونة هذا الغاز. وهنا نبدأ الحديث عن أشياء مثل مناطق H-II. إذن منطقة H-II ... الرمز المجنون الذي نستخدمه في علم الفلك هو حرف من الجدول الدوري هو اختصار للذرة ، إذا كان هناك رقم روماني "I" بجواره ، فهذا شيء لم يتم تأينه في all & # 8212 محايد تمامًا. إذا كان يحتوي على "II" بجواره ، فهذا يعني أننا انتزعنا إلكترونًا واحدًا. إذا كان بجانبه "III" ، نكون قد انتزعنا إلكترونين. خذ الرقم ، اطرح واحدًا ، وهذا هو عدد الإلكترونات التي أزلناها من الذرة. لذلك عندما نتحدث عن منطقة H-II ، فإننا نتحدث عن منطقة من الفضاء مليئة بغاز الهيدروجين ، ويتأين هذا الغاز مرة واحدة لإزالة هذا الإلكترون. الآن في مناطق H-II هذه ، هذه سحابة من الغاز يتم تسخينها عادةً بواسطة نجوم ساطعة وساخنة حقًا ، لذلك عندما تنظر إلى سديم الجبار مع كل نجومه العملاقة الموجودة في الغاز ، فأنت " إعادة النظر في منطقة H-II ، وفي هذه المناطق سوف تتكتل ذرات الهيدروجين بشكل دوري على أحد هذه الإلكترونات الحرة ، وعندما تتكتل إلى الإلكترون الحر ، سيتدفق الإلكترون عبر مستويات الطاقة المختلفة ، ستطلق ألفا الهيدروجين ، وستطلق الهيدروجين بيتا ، وستعطي كل هذه الأجزاء المختلفة من الطيف ، وبالنظر إلى ذلك ، وبالنظر إلى نسب عدد الذرات التي تظهر في مستويات الطاقة المختلفة ، يمكن أن تبدأ في الحصول على كثافة المادة ودرجة حرارة المادة.

فريزر: الآن ، لقد ذكرت شيئين آخرين أيضًا. وهناك هيدروجين محايد ، وهيدروجين بارد ، وهذان مفيدان لعلماء الفلك لرصدهما أيضًا ، أليس كذلك؟

باميلا: صحيح ، ومن الأشياء الأخرى التي ننظر إليها ما يسمى بخط الهيدروجين البالغ قطره 21 سم ، وربما يكون هذا من أصعب الأشياء التي يجب تجربتها وتفسيرها. إنه في الواقع شيء عندما نعلمه ، نتحدث عن هذا الشيء الذي تمت الإشارة إليه في الأصل على أنه "لن يحدث ، ولن يكون مرئيًا أبدًا ..." وهذا لأنه عملية تستغرق وقتًا طويلاً يحدث ، لذلك إذا أخذت ذرة هيدروجين ، فإن بروتونها الموجود في المركز له ما نسميه في ميكانيكا الكم "الدوران" ، والدوران إما يدور لأعلى أو لأسفل ، والإلكترون الذي يدور في المدار له نفس الشيء. إما أن يكون له دوران لأعلى أو لأسفل ، ومن الناحية المثالية ، فإن البتتين الصغيرتين & # 8212 يريدون أن يصطفوا بنفس الطريقة ، ولذا فإن ما ستحصل عليه هو إذا تركت الهيدروجين بمفرده لفترة كافية ، ولم يكن موجودًا فيه أدنى طاقة ممكنة ، سينتهي بك الأمر بالحصول على "الانقلاب الدوراني" والطاقة المنبعثة في هذا الانقلاب هي الطاقة التي تتوافق مع الضوء بطول موجة يبلغ طوله 21 سم. الآن ، الاحتمال ، في معظم الحالات ، هو أنه قبل أن تتاح الفرصة للذرة لحدوث هذا الانقلاب (لأن الأمر يستغرق وقتًا طويلاً حتى تتقلب الذرة أخيرًا بشكل احتمالي) ، فمن المحتمل أن تخضع لتصادم ، من المحتمل أن يخضع للإثارة - شيء ما سيحدث له. الطريقة الوحيدة التي ستحصل بها باستمرار على هذا الدوران هي إذا كان لديك مجموعة كاملة من الغاز ، فهو بارد حقًا ، وبالتالي لا يتحرك ، لذا فإن كل الذرات الصغيرة تتحرك نوعًا ما ، "لا تتحرك ، تتحرك ببطء شديد ... "وهو غاز منتشر جدًا أيضًا ، لذا فأنت بحاجة إلى غاز بارد منتشر.

فريزر: حسنًا ، هذا مثير للاهتمام نوعًا ما ، صحيح ، لأن هناك طريقة ... مثل ، لن تفكر إذا كان هناك ، فقط شديد البرودة في الفضاء ، مجرد الجلوس هناك ، وعدم التفاعل ، قد تعتقد أنه لن يكون هناك مكان أراه ، سيكون غير مرئي فقط ، ولكن نظرًا لوجود هذا التأثير الكمي المجنون ، فإنهم يدورون بشكل عشوائي ، وتحصل على إطلاق إشعاع خفي للغاية ، لكنه موجود ودعنا نكتشفه.

باميلا: ولذا فهذه إحدى الطرق التي يمكننا من خلالها قياس معدل دوران مجرتنا إلى أنصاف أقطار عالية للغاية. لذا ما نفعله هو أننا نستخدم التلسكوبات الراديوية ، وهذا في الواقع نوع الشيء الذي يمكن للطلاب الجامعيين القيام به ، أو أي هاوٍ يصنع طبق راديو في المنزل ، ويمكنك الحصول على مجموعات للقيام بذلك. هذه تجربة يمكنك القيام بها وهي تحديد مكان وجود سحب الغاز البارد في الأجنحة الخارجية لأذرع مجرة ​​درب التبانة ، وإلقاء نظرة عليها ، وقياس انزياح دوبلر لخط 21 سم ، ومن تحويل دوبلر يمكنك الحصول على المعدل الذي تتحرك به السحابة للأمام وللخلف في هذا الاتجاه في السماء ، ويمكنك استخدام الهندسة بعد ذلك للبدء في الوصول إلى السرعة المدارية لهذا الغاز وفي نهاية اليوم ، هذا يمنحك منحنى الدوران لمجرتنا والذي يوضح أن كل شيء يتحرك بنفس السرعة تقريبًا أثناء تحركك نحو الأجزاء الخارجية من المجرة ، وبالتالي ، يمكنك أن تثبت بنفسك أن هناك شيئًا يتغير جاذبيًا. هذه مادة مظلمة.

فريزر: حسنًا ، أعتقد أن هذا يجب أن يكون واجب الجميع لهذا الأسبوع ، إذن. لذلك يجب على الجميع الخروج ومراقبة الخط الذي يبلغ طوله 21 سنتيمترًا ، وحساب إزاحة دوبلر ، واستخدام الهندسة لتحديد الحركة ، والحركة الدورانية لموقعنا داخل مجرة ​​درب التبانة.

باميلا: الابتدائية تماما!

فريزر: ابتدائي تمامًا - الجميع ، احصل على ذلك! إذن ما هي هذه البرد ...؟ أعني ، حسنًا ، يمكننا استخدام هذه السحب الباردة من الغاز كنقاط وزن ، كأماكن لتحديد الموقع ، لكن أعني ، أليست هذه المشاتل المستقبلية للنجوم؟

باميلا: ليس بالضرورة. الشيء هو أنه من أجل الحصول على منطقة تشكل النجوم ، يجب أن يكون لديك غاز كثيف له كتلة كافية بحيث أنه عندما تنهاره وتبدأ الأشياء في التكون ، تحصل على بقايا كتلة كافية لتكوين نجم ، وبعض السحب الغازية. فقط ليست ضخمة بما يكفي لتكوين أي شيء ذي معنى ، وفي حالات أخرى ، تكون سحب الغاز كما هي الآن منتشرة ومستقرة لدرجة أننا لا نرى تشكل النجوم في مستقبلها القريب. الآن ، تساعد الأذرع الحلزونية في تحفيز تشكل النجوم لأن ما يحدث في النهاية هو أن هذه السحب من المواد تدور حول مجرة ​​درب التبانة ، يتم سحبها من جانب واحد إلى الذراع الحلزونية ، ثم أثناء محاولتها الدوران حول الجانب الآخر من الذراع الحلزونية ، يتم إبطاء سرعتها ، ومع استمرارها في الذراع الحلزونية ، هناك فرصة جيدة لحدوث تصادمات ، وستكون هناك ضغطات ، وستكون هناك موجات صدمة من المستعرات الأعظمية ، وكل هذه التأثيرات قد يتسبب في تكوين نجم لبعض هذه السحب الغازية شديدة الانتشار ، ولكن بشكل عام ، مجرتنا فقط حوالي 1 ٪ فعالة في تحويل الغاز إلى نجوم.

فريزر: لذلك لا يرى علماء الفلك ... مثل ، لا يقومون بالكثير من البحث عن غيوم كبيرة ورائعة من دور الحضانة المستقبلية. إنه أشبه بالانتظار حتى ... كما تعلم ، أعتقد أنه ينتقل إلى مرحلة ألفا الهيدروجين تلك ، حيث تبدأ بالفعل في رؤية الضوء المنبعث من السديم الذي تبدأ في تحديد مناطق تشكل النجوم هذه؟

باميلا: حسنًا ، هناك الكثير من الأشياء التي ننظر إليها ، ونحن مثل ، "هذا يشكل النجوم الآن ،" وهذا هو المكان الذي يعمل فيه الأشخاص الذين يعملون في الراديو والملليمتر ، ويبدأون في الواقع في رسم خرائط لبعض هذه الغيوم . لذلك هناك ما يسمى بـ "كريات بوك". هذه مناطق هيدروجين كثيفة للغاية ، وغالبًا ما تكون جزيئية ، لذلك هذا هو الشكل الآخر لـ "H-two" الذي عندما تقدم عرضًا صوتيًا ، لا معنى له. إذن لديك "الرقم الروماني H II" ، وهو الهيدروجين المتأين ، ولديك "H-subscript 2" ، وهو الهيدروجين الجزيئي ، وعندما تنظر إلى هذه المناطق السوداء الكثيفة في السماء (سديم رأس الحصان ليس كذلك كرة بوك ، لكنها مثال على إحدى هذه المناطق السوداء الكثيفة في السماء) ... عندما تنظر إلى هذه المناطق السوداء الكثيفة في السماء في البصريات ، فإنها تبدو وكأنها قصة لا تنتهي ، "لا شيء عظيم ، "أكلت جزءًا من الكون ، ولكن عندما تبدأ في النظر إليها بدلاً من ذلك بأطوال موجية مليمترية ، تبدأ في رؤية أنها عقدة من المناطق المشعة حراريًا. هذه هي المناطق التي بدأ فيها الغاز بالتقلص ، وعندما يسحق الغاز ، تبدأ الذرات في الاصطدام ببعضها البعض وهذه العملية تشع الدفء بعيدًا. إذن هذه الأشعة تحت الحمراء هذا مليمتر للضوء. يمكنك التفكير في هذا نوعًا ما كما لو قمت بفرك يديك معًا ، فسيؤدي ذلك إلى توليد حرارة ، وإذا كانت لديك كاميرا تعمل بالأشعة تحت الحمراء ، فيمكنك فعلاً رفع يديك ورؤية التغيير في درجة الحرارة من فرك يديك. الآن ، عندما يبدأ الغاز في الاصطدام بهذا الشكل ، تبدأ في الظهور في ضوء الراديو. الآن ، أنت تنتظر بينما تستمر في الانهيار ، تبدأ النجوم في التكون ، وتبدأ في الإضاءة في الأشعة تحت الحمراء ، وفي النهاية تجلب نفسها إلى الأشعة فوق البنفسجية الزرقاء الساطعة عندما تشتعل النجوم الأصغر سنًا ، لكننا نبحث عن تلك الغيوم الجزيئية المظلمة عالية الكثافة ، وتلك ... نعم ، إنها تحقق تلك الغيوم من أجل تكوين النجوم ، ولكن ليس كل فقاعة من الغاز ستشكل بالضرورة نجومًا.

فريزر: هل يمكننا البحث عن الأماكن التي يمتص فيها الهيدروجين الضوء مثلاً؟ كما تعلمون ، مثلما نبحث عن الأماكن التي يتم فيها حظر بعض العناصر بالفعل ، أليس كذلك؟

باميلا: لذلك عندما ننظر إلى السديم ، نتحدث عن وجود سديم انعكاسي ، نتحدث عن وجود سديم انبعاثي ، والحقيقة أنها مجرد مسألة هندسة. لذا ، إذا كان مراقبًا لغيوم النجوم ، فستمتص هذه السحابة خطوط الهيدروجين. إذا كانت السحابة أمامنا ، فانطلق إلى الجانب ، ثم نرى خطوط الانبعاث ، وبالتالي هناك العديد من الطرق المختلفة ، والأمر كله يتعلق بالهندسة التي تتحكم في ما يمكننا رؤيته.

فريزر: وأعتقد أننا كنا نختبر حقًا إقامة حفلات النجوم الحية هذه ، ولدينا شخص واحد ، لدينا غاري ، الذي لديه هذا التلسكوب الهائل مقاس 14 بوصة ، لكنه في هذه المنطقة الملوثة حقًا & # 8212 هو موجود Los Angeles & # 8212 ومع ذلك يبدو أنه قادر على تجميع هذه الصور الحساسة حقًا للسديم. إذن ، لماذا يبدو هذا الهيدروجين هشًا وواضحًا للغاية حتى عندما تكون السماء ملوثة بشكل سيء حقًا؟

باميلا: لذا فهو يغش بطريقة ما. إذا كان لديك في أي وقت مضى إحدى ألعاب هؤلاء الأطفال ، أو صناديق حبوب حيث تحصل على الفلتر الأحمر الصغير ، وتنظر إلى هذه الفوضى المخفوقة على جانب صندوق الحبوب ، ثم عندما تضع الفلتر الأحمر أمام فجأة ترى رسالة.حسنًا ، ما يحدث ، في هذه الحالة ، هو أن لديك كل هذه الضوضاء المرئية ، ويتم إزالة تلك الضوضاء المرئية عندما تضع الفلتر الأحمر أمامها & # 8212 ويقوم غاري بعمل نفس الشيء بالضبط. في حالته ، إنه في حوض لوس أنجلوس ، وهناك في أغلب الأحيان أضواء صوديوم (تلك هي أضواء موقف السيارات الصفراء التي تجعل السماء تتوهج بلون التوت هذا في ليلة غائمة) ، ثم هناك أيضًا ... نحن الآن الحصول على المزيد والمزيد من مصابيح الفلوريسنت التي تنبعث منها ضوء الأشعة فوق البنفسجية الأزرق ، وكل هذا يتناثر في السماء. أحيانًا يكون ذلك بسبب استخدامهم لمصابيح غبية توجه الضوء لأعلى ، أو لأنها تضيء المباني وتوجه الضوء لأعلى.

فريزر: أكره هؤلاء الناس ...

باميلا: حسنًا ، وفي بعض الأحيان يكون الأمر مجرد تسليط الضوء على الأسمنت ، ويعكس الأسمنت الضوء مرة أخرى ، ومع ذلك ، يرتفع الضوء ، ويتكون بشكل أساسي من ضوء الصوديوم من تركيبات إضاءة الصوديوم ، والضوء الأبيض يصل ذروته في الأشعة فوق البنفسجية من الفلورسينت أو يتجه نحو الأشعة فوق البنفسجية ، وليس في الواقع في الأشعة فوق البنفسجية ، وما يفعله هو أنه يقول ، "حسنًا ، سأنظر إلى السماء ، وأنا أعلم أن معظم السماء يتم إضاءتها بشكل ساطع بواسطة الغلاف الجوي الذي يعكس الصوديوم ، وكل هذه الأشياء البيضاء تتجه نحو اللون الأزرق. سأحاول التخلص من أكبر قدر ممكن من ذلك ، وسأركز على خط واحد من الضوء - ضوء ألفا الهيدروجين الموجود باللون الأحمر ، على عكس الأزرق ، وأصفر الصوديوم ... "وبالتركيز على هذا اللون فقط ، حسنًا ، فجأة ، تتحول خلفيته إلى اللون الأسود مرة أخرى لأن أضواء الشوارع هذه لا تعطي أي شيء على الإطلاق ، لذلك فجأة تم تصفية تلوث الضوء في معظم الأحيان بنفس الطريقة تم تصفية كل تلك الضوضاء المرئية على علبة الحبوب ، وما تبقى هو ضوء الهيدروجين ألفا فقط. الآن ، الشيء المجنون هو أنه إذا ذهب بالفعل إلى موقع مظلم ، فسيحصل على صور أكثر روعة إذا كان قادرًا على استخدام مرشحات ذات نطاق أوسع تسمح بدخول المزيد من الضوء دفعة واحدة ، لكنه يفعل ما بوسعه ، ووجد طريقة للقيام بتصوير فلكي جيد حقًا في جزء ملوث بالضوء جدًا في أمريكا الشمالية.

فريزر: بلى. لذلك هناك أمل لنا جميعًا.

باميلا: نعم ، هناك.

فريزر: رائع. حسنًا ، أعتقد أن هذا الأمر يختتم هذا الأسبوع ، لذا شكرًا جزيلاً ، وسنتحدث إليكم الأسبوع المقبل.

باميلا: هذا يبدو رائعًا. تحدث إليكم لاحقًا يا فريزر.

هذا النص ليس مطابقًا تمامًا للملف الصوتي. تم تحريره من أجل الوضوح.


شاهد الفيديو: لماذا لايحترق الماء بالرغم من انه مكون من الاكسيجين والهيدروجين المساعدين على الاشتعال (يونيو 2022).


تعليقات:

  1. Kanos

    اعذروني على ما ادرك انه تدخل ... هذا الموقف. نحن بحاجة إلى مناقشة.

  2. Cris

    أنا آسف ، لكن أعتقد أنك ترتكب خطأ.

  3. Hide

    رسالة ساحرة

  4. Svec

    بالتاكيد. كان هذا ومعي.

  5. Gerold

    أنت شخص مجردة

  6. Cearbhall

    كل شيء مع NG القادمة!



اكتب رسالة