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Ich versuche, die Energieverluste aufgrund der atmosphärischen Dispersion zu verstehen, angesichts der folgenden Grafik des Keck-Teleskops. Für ein typisches Seeing wird mir gesagt, dass in 1 Zoll 80 % eingekreiste Energie sind. Die Öffnung des Instruments beträgt 2 Zoll. Das Diagramm zeigt die Dispersion als Funktion des Zenitabstands für verschiedene Wellenlängen.
Was ist der maximale Zenitabstand mit < 20 % Verlust bei 3200 Angström aufgrund atmosphärischer Dispersion?
Ich bin es nicht gewohnt, über die Blende in Bogensekunden nachzudenken, aber ich nehme an, sie ist normalerweise größer als das Seeing? Und die Tatsache, dass 80% der Energie in 1" eingekreist sind, bedeutet das, dass Sie 100% mit einer Blende von 2" einfangen oder übersehe ich die Dinge? Ich weiß nicht wirklich, wie ich diese Handlung verwenden soll. Bedeutet das bei einem bestimmten festen Zenitabstand, wenn beispielsweise der y-Wert -3 beträgt, das Seeing mit 3" zu (zB wenn das Seeing 1" ohne Dispersion wäre, wäre es 4" mit Dispersion)? Oder nicht macht es Sinn, darüber nachzudenken, "ohne" atmosphärische Dispersion zu sehen?
Ich gehe davon aus, dass sich die "Apertur" des Instruments auf die Breite einer Faser bezieht, die einen Spektrographen speist (mir fällt kein anderes plausibles Szenario ein).
Was Sie wollen, ist die größtmögliche Leistung innerhalb eines Durchmessers von 2 Bogensekunden in der Brennebene des Teleskops einzuschließen bei den interessierenden Wellenlängen. Ein verwirrender Effekt ist das Sehen. Wenn 80 % der Energie in einem Durchmesser von 1 Bogensekunde eingeschlossen sind, dann ist es eine vernünftige Annahme, dass Sie fast alles davon erhalten ($>95$%) innerhalb einer 2 Bogensekunden langen Faser.
Die obige Überlegung gilt für Licht von irgendein einzelne, monochromatische Wellenlänge. Wenn Sie ein Spektrum über einen Wellenlängenbereich betrachten möchten, müssen Sie die atmosphärische Dispersion berücksichtigen. Licht unterschiedlicher Wellenlänge wird von der Atmosphäre gebrochen und somit Licht unterschiedlicher Wellenlänge je nach Wellenlänge in einen anderen Brennpunkt gebracht. Die Amplitude dieser differentiellen Verschiebung in der Fokusebene hängt davon ab, wie viel Atmosphäre im Weg ist und nimmt daher mit dem Zenitabstand zu.
Das Diagramm in Ihrer Frage zeigt Ihnen, wie groß diese Verschiebung (in Bogensekunden) in Bezug auf Licht bei 5000 A ist. Das bedeutet, dass die Reichweite der Wellenlängen, die Sie erfolgreich in Ihre 2-Arcs-Faser übertragen können, hängt von der zentralen Wellenlänge und dem Zenitabstand ab.
Der Versuch, ein Spektrum zwischen dem atmosphärischen Cut-off bei 3200 A und 5000 A in einer einzigen Beobachtung zu erhalten, ist beispielsweise oberhalb eines Zenitabstands von 50 Grad nicht möglich, da sich der Schwerpunkt der Bilder bei diesen beiden Wellenlängen um mehr als 2 Bogensekunden unterscheidet. Und tatsächlich werden Sie vorher anfangen, das Signal zu verlieren, weil die Verschiebung im Diagramm nur der Bildschwerpunkt ist und offensichtlich, wenn dieser Schwerpunkt in die Nähe des Randes der Blende gelangt, führen die Unschärfeeffekte des Sehens zu Lichtverlust.
Wenn sich die "Apertur" stattdessen auf eine Spaltbreite bei einem traditionelleren Spektrographen bezieht, können Sie dieses Dispersionsproblem umgehen, indem Sie den Spalt im parallaktischen Winkel drehen, sodass der Spalt entlang des zerstreuten Bildes des Sterns liegt und so sammelt Licht aller Wellenlängen (obwohl sie in verschiedenen Pixeln auf der Kamera erscheinen).
Wenn Sie eine Bildgebung durchführen, hängen die Auswirkungen der atmosphärischen Dispersion von der Bandbreite Ihres Filters und der Zenitentfernung ab. Mit einem Schmalbandfilter wird die Größe Ihrer Bilder durch das Seeing begrenzt. Wenn Sie Breitbandfilter, insbesondere U und B, verwenden, können Ihre Bilder aufgrund der unterschiedlichen Dispersion bei großen Zenitabständen vertikal gestreckt werden.
Eine Lösung besteht darin, einen atmosphärischen Dispersionskorrektor vor der Fokusebene einzuführen, der die berechneten Effekte der atmosphärischen Dispersion umkehrt (auf Kosten eines gewissen Signal- und Bildqualitätsverlusts).
Die Antwort von @ProfRob hat mir geholfen zu verstehen, was vor sich geht, aber ich möchte etwas hinzufügen.
Wenn das Teleskop Zeigen ist für 5000 Angström optimiert die Blende von 2" enthält vollständig eine Fläche von 1", die 80% der Energie entspricht. Wenn Sie die Teleskopausrichtung festhalten, aber das Licht bei 3200 Angström verfolgen, verschiebt sich die "Scheibe" von 1" Durchmesser aufgrund der atmosphärischen Dispersion nach unten. Solange diese 1"-Scheibe innerhalb der 2" bleibt, die Sie mit dieser Teleskopausrichtung beobachten , fangen Sie 80% des 3200-Angström-Lichts ein. Sie müssen also berechnen, wie weit Sie die Mitte der 1"-Scheibe maximal verschieben können, damit sie in der größeren Scheibe bleibt. Dies ist der Fall, wenn der kleine Kreis den großen Kreis innen berührt, was bedeutet, dass die Mitte um den halben Durchmesser des kleinsten Kreises nach unten verschoben wird, also 0,5". Ich hoffe, das macht Sinn…
Im Plot entspricht -0,5" einem Zenitabstand von 20°. Wenn Sie ermitteln möchten, wie viele Korrektoren (ADC) Sie (in einem Rad, nicht alle in Reihe) bei einem bestimmten Zenitabstand benötigen, z 70 °, während Sie den Verlust unter 20 % halten, müssen Sie herausfinden, wie viele der 1"-Scheiben sich außerhalb der 2"-Scheibe für die auf 5000 Angström optimierte Teleskopausrichtung verschoben haben. Bei 70 ° müssen Sie nur korrigieren only 4 der im Diagramm gezeigten Wellenlängen.
Atmosphärische Brechung
Radiowellen unterliegen wie Lichtwellen Reflexion und Brechung. Sie unterliegen auch Dämpfungsverlusten durch atmosphärische und natürliche Phänomene wie Regen, Schnee und Nebel. Diese führen zu drei Haupttypen von Signalverschlechterung: Mehrwegeinterferenz, Fading und Dämpfungsverluste.
Reflexionen von der Erdoberfläche, der Ionosphäre, natürlichen oder künstlichen Objekten und atmosphärischen Brechungen können mehrere Pfade zwischen den Sende- und Empfangsantennen schaffen. Abhängig von der relativen Wegstrecke ist die reflektierte Welle gegenüber der ursprünglichen Welle phasenverschoben, was beim Empfänger zu Störungen führen kann, genannt Mehrwegestörungen. Da der Betrag der Phasenverschiebung frequenzabhängig ist, ist das kombinierte empfangene Signal auch frequenzabhängig, was zu ernsthaften Problemen bei der Breitbandübertragung führen kann.
Das Ausbleichen wird durch abnormale Änderungen des Brechungsindex der Atmosphäre verursacht. Normalerweise bricht oder beugt die Atmosphäre Radiowellen zurück zur Erdoberfläche. Eine abnormale Verteilung von Temperatur, Feuchtigkeit und starker Bodennebel kann jedoch dazu führen, dass Funkwellen viel stärker als normal zur Oberfläche gebogen werden, sodass sie die Empfangsantenne nie erreichen, was zu Änderungen der empfangenen Signalstärke oder sogar zum vollständigen Verlust führen kann. Variation oder insbesondere Reduzierung der empfangenen Signalstärke zu verschiedenen Zeiträumen wird als . bezeichnet Fading.
Wenn die Übertragungsfrequenzen ansteigen, nehmen auch die Dämpfungsverluste der Pfade aufgrund der Atmosphäre zu. Schwerwiegendere Verluste werden durch Nebel, Schnee und insbesondere Regen verursacht, der bei Frequenzen über 4 GHz sehr bedeutsam wird. Die Auswirkungen dieser Verluste sind Schwund und erhöhte Fehlerraten. Sie werden in der Regel während des Entwurfsprozesses berücksichtigt, indem veröffentlichte meteorologische Daten der Region verwendet werden, in der sich eine Funkverbindung befindet.
Inhalt
Partnerschaft und Finanzierung Bearbeiten
Das MSE-Projekt nahm zunächst durch eine Machbarkeitsstudie unter der Leitung des National Research Council of Canada Gestalt an, die die Stärke der wissenschaftlichen Argumente für eine spektroskopische Anlage mit großer Apertur für mehrere Objekte sowie die technische Machbarkeit einer solchen Anlage als Upgrade auf CFHT. 2014 richtete die CFHT in Waimea HI ein Projektbüro ein, das das Projekt bis zum Baubeginn leitet und entwickelt. [1] Die MSE-Teilnehmer im Jahr 2018 bestehen aus Organisationen auf nationaler oder staatlicher Ebene in Kanada, Frankreich, Hawaii, Australien, China und Indien, mit CFHT Corp als Exekutivagentur für das Projekt. Auch Universitätsgruppen in Spanien spielten in früheren Phasen des Projekts eine Schlüsselrolle. Das Projekt wird von einer Managementgruppe aus Mitgliedern jedes der Teilnehmer geleitet. Die Projektarbeit wird durch von der Management Group verwaltete und von CFHT Corp. ausgezahlte Barmittel sowie durch Sachleistungen der meisten Teilnehmer finanziert.
Baugenehmigungsverfahren Bearbeiten
Leitdokumente bei der Bewirtschaftung des Maunakea-Landes sind der Mauna Kea Science Reserve Master Plan [4] (Juni 2000) und der Mauna Kea Comprehensive Management Plan [5] (2009 und 2010). Der Masterplan erkennt CFHT ausdrücklich als einen der neu zu entwickelnden Gipfelstandorte an, während der umfassende Managementplan den Entwicklungs- und Genehmigungsprozess vorschreibt. Obwohl geplante Änderungen für MSE geringere Auswirkungen haben als diejenigen, die im Masterplan und den Verwaltungsvorschriften des Staates als „Neuentwicklung“ kategorisiert werden, unterliegt MSE den Genehmigungsprozessen, die in diesen Dokumenten definiert sind und vom hawaiianischen Department of Land and Natural verwaltet werden Ressourcen (DLNR).
CFHT belegt den Standort auf Maunakea im Rahmen einer Untermiete an General Lease S-4191 zwischen dem Staat Hawaii und der University of Hawai'i (UH). Der Generalpachtvertrag überträgt der UH die Rechte und Pflichten zum Betrieb und zur Verwaltung des Mauna Kea Science Reserve bis zum 31. Dezember 2033. Die UH bemüht sich derzeit um eine Verlängerung des Generalpachtvertrags. Bevor MSE in die Bauphase eintreten kann, muss das Projekt sowohl vom DLNR genehmigt als auch über 2033 hinaus im Rahmen eines erneuerten Generalpachtvertrags für das Maunakea Science Reserve betrieben werden können.
Wissenschaftsziele Bearbeiten
Die wissenschaftlichen Ziele für MSE wurden von einem breit aufgestellten internationalen Wissenschaftsteam entwickelt und sind im Detailed Science Case von MSE beschrieben. [6] Der detaillierte wissenschaftliche Fall entwickelt und begründet den wissenschaftlichen Fall für 12 Beobachtungsstudien, die jeweils eine zentrale wissenschaftliche Frage behandeln, und gruppiert diese 12 Fälle in drei wissenschaftliche Themen:
- Der Ursprung von Sternen, stellaren Systemen und den stellaren Populationen der Galaxie,
- Verknüpfung von Galaxien mit der großräumigen Struktur des Universums und
- Beleuchtung des dunklen Universums.
Ein Satz von sechs Vermessungsprogrammen, die einzigartig mit MSE [7] [ref] möglich sind, werden verwendet, um die technischen Eigenschaften des Observatoriums zu definieren und einzuschränken.
1. Exoplaneten und stellare Astrophysik Bearbeiten
MSE bietet spektroskopische Charakterisierung mit hoher spektraler Auflösung und hohem Signal-Rausch-Verhältnis des schwachen Endes (g
16) der PLATO-Zielverteilung, um eine statistische Analyse der Eigenschaften planetenbeherbergender Sterne in Abhängigkeit von stellaren und chemischen Parametern zu ermöglichen. Dies wird für diese und andere Proben sehr vollständige statistische Studien der Prävalenz stellarer Multiplizität im Regime heißer Jupiter ermöglichen und auch binäre Fraktionen direkt außerhalb der Solaren Nachbarschaft messen.
2. Chemisches Tagging in der äußeren Milchstraße Bearbeiten
MSE wird sich darauf konzentrieren, die äußeren Komponenten der Galaxie zu verstehen: den Halo, die dicke Scheibe und die äußere Scheibe – die für Teleskope der 4-Meter-Klasse nicht zugänglich sind – hauptsächlich durch den Einsatz seiner einzigartigen Fähigkeit für chemische Markierungsexperimente. Chemie hat das Potenzial, zusätzlich zum oder anstelle des Phasenraums verwendet zu werden, um die stellaren Assoziationen aufzudecken, die die Überreste der Bausteine der Galaxie darstellen. MSE wird diese Techniken vorantreiben, um Freeman und Bland-Hawthornes „Neue Galaxie“ [8] zu verwirklichen.
3. Untersuchung der Dynamik dunkler Materie Bearbeiten
MSE wird die Dynamik der Dunklen Materie über alle astronomischen Raumskalen untersuchen. Für Milchstraßen-Zwerggalaxien wird MSE vollständige Proben von Zehntausenden von Mitgliedssternen mit sehr großem Radius und mit mehreren Epochen erhalten, um Doppelsterne zu identifizieren und zu entfernen. Solche Analysen werden es ermöglichen, das interne Profil der Dunklen Materie mit hoher Genauigkeit abzuleiten und die Außenbezirke der Halos der Dunklen Materie zu untersuchen, die für externe Gezeitenstörungen verantwortlich sind, wenn die Zwerge die Galaxie umkreisen. Im galaktischen Halo wird eine hochpräzise Kartierung der Radialgeschwindigkeit jedes bekannten Sternstroms das Ausmaß der Erwärmung durch Wechselwirkungen mit dunklen Sub-Halos aufdecken und der Massenfunktion dunkler Sub-Halos um eine L*-Galaxie starke Grenzen setzen. Auf Haufenskala wird MSE Galaxien, planetarische Nebel und Kugelsternhaufen als dynamische Tracer verwenden, um ein vollständig konsistentes Porträt von Halos der Dunklen Materie über die Massenfunktion hinweg zu liefern.
4. Untersuchung der Verbindung zwischen Galaxien und der großräumigen Struktur des Universums Bearbeiten
MSE wird messen, wie sich Galaxien relativ zur Struktur der Dunklen Materie, in die sie eingebettet sind, entwickeln und wachsen. Dies geschieht durch Kartierung der Verteilung von Sternpopulationen und supermassiven Schwarzen Löchern auf die Halos der Dunklen Materie und Filamentstrukturen, die die Massendichte des Universums dominieren, und zwar über alle Massen- und Raumskalen. MSE wird einen Durchbruch in der extragalaktischen Astronomie schaffen, indem es die Entstehung und Entwicklung von Galaxien mit der umgebenden großräumigen Struktur über den gesamten Bereich relevanter räumlicher Skalen (von Kiloparsec bis Megaparsec) verbindet.
5. Zeitvariablen Ereignissen folgen Bearbeiten
MSE wird spektroskopische Nachuntersuchungen von zeitvariablen Ereignissen durchführen, die von LSST, SKA und anderen transienten Durchmusterungen über den ganzen Himmel entdeckt wurden. Mit seinem großen Multiplex-Vorteil und der guten Himmelsüberlappung mit anderen Vermessungen kann MSE eine großaperturige Verfolgung schwacher vorübergehender Ereignisse unter Verwendung einiger weniger Fasern ermöglichen, während gleichzeitig die ununterbrochene Beobachtung der Hauptvermessungsprogramme mit dem Rest des installierten Fasersatzes fortgesetzt wird.
6. Das Wachstum supermassereicher Schwarzer Löcher Bearbeiten
MSE wird ein extragalaktisches Zeitbereichsprogramm durchführen, um die Akkretionsraten und Massen einer großen Stichprobe supermassereicher Schwarzer Löcher durch Nachhallkartierung direkt zu messen. Diese Informationen sind wichtig, um die Akkretionsphysik zu verstehen und das Wachstum von Schwarzen Löchern über die kosmische Zeit zu verfolgen. Die Nachhallkartierung ist die einzige entfernungsunabhängige Methode zur Messung der Massen von Schwarzen Löchern, die in kosmologischen Entfernungen anwendbar ist. MSE wird die wenigen 10 Sekunden von AGN mit relativ geringer Leuchtkraft, die derzeit Messungen ihrer Schwarzen Lochmassen basierend auf dieser Technik durchführen, erheblich erweitern.
Bildung und soziale Verantwortung Bearbeiten
Als Ergänzung zu seinen wissenschaftlichen Zielen wird MSE die Ausbildung, insbesondere die MINT-Ausbildung (Wissenschaft, Technologie, Ingenieurwesen und Mathematik) innerhalb der Partnergemeinschaften verbessern. Während in diesen Gemeinschaften Einzelheiten darüber entwickelt werden, wie MSE zur Unterstützung der Bildung eingesetzt werden soll, hat CFHT eine nachgewiesene Erfolgsbilanz mit einer Reihe von innovativen Bildungs- und Gemeinschaftsprogrammen, wie dem Maunakea Scholars [9] Programm, das die Hawaiianer einbezieht. ich Gemeinschaft. Konzepte, die durch bestehende Projekte der CFHT erprobt wurden, haben eine breitere Anwendbarkeit auf die gesamte internationale Partnerschaft. Solche Programme bilden die Grundlage für die Ausweitung von Entwicklungsprojekten auf andere MINT-Studienbereiche.
Teleskop und Gehäuse Bearbeiten
Das MSE-Teleskop wird eine Höhen-Azimut-Teleskophalterung verwenden, die einen segmentierten Hauptspiegel mit einem effektiven Öffnungsdurchmesser von 10 Metern trägt. Das Montierungskonzept ist als Jochstruktur und offenes Space-Frame-Teleskoprohr ausgeführt und bietet sehr gute mechanische Eigenschaften. [10] Das Teleskop ist optisch als Primärfokus-Teleskop mit einem segmentierten Hauptspiegel von 60 1,44-m-Segmenten konzipiert, der eine umschriebene 11,25-Meter-Apertur liefert, und mit einem 5-Element-Weitfeld-Korrektor, der ein korrigiertes Sichtfeld von 1,5 Quadratgrad an der optische Brennfläche des Teleskops mit Hauptfokus. Die Kompensation der atmosphärischen Dispersion ist eine integrale Funktion der Weitfeld-Korrektoroptik. Der Öffnungsdurchmesser von MSE von 11,25 Metern macht es erforderlich, das Gehäuse des Canada-France-Hawai‘i-Teleskops, das für ein Teleskop mit 3,6-Meter-Öffnung ausgelegt ist, durch eines zu ersetzen, das eine geeignete Gehäuseöffnung bietet und dennoch eine Masse aufweist, die das aktuelle Gebäude tragen kann. Ein Gehäuse im Kalottenstil [11] wurde als eines ausgewählt, das die Leistungsanforderungen erfüllt, einschließlich einer guten Kontrolle der Belüftung, während die zulässigen Masse- und Steuerbudgets eingehalten werden.
Das Instrumentierungspaket [12] im kreisförmigen optischen Sichtfeld wird von einer sechseckigen Anordnung von mehr als 4300 Roboter-Faserpositionierern dominiert, von denen jeder das Licht an der Brennfläche mit der Spitze einer optischen Faser abtastet. In den Außensehnen zwischen der sechseckigen Anordnung von Faserpositionierern und dem kreisförmigen Sichtfeld befinden sich drei bildgebende Kameras, die für die Erfassung der Teleskopausrichtung, Führung und Fokusmessung verwendet werden. Ein mechanischer Derotatortisch hält das Instrumentenpaket im Himmelskoordinatensystem stabil, wenn sich der parallaktische Winkel während der Beobachtungen ändert.
Wissenschaftliche Instrumentierung Bearbeiten
Wissenschaftliche Daten können in zwei möglichen spektralen Auflösungsmodi erfasst werden: eine hohe Auflösung von etwa R = 20.000 | 40.000 und ein Modus mit niedriger/mittlerer Auflösung von R = 2.000 bis R = 6.000. MSE ist so konzipiert, dass es bei jeder Beobachtung Spektren in beiden Modi gleichzeitig aufnehmen kann. Ein faseroptisches Übertragungssystem leitet Licht, das in den Faserspitzen an der optischen Brennebene des Teleskops gesammelt wird, an zwei Spektrometerbänke weiter, die das Spektrum des von jeder Faser gesammelten Lichts messen. Die Faserspitzen werden durch die Anordnung von fernsteuerbaren Faserpositionierern mit Kipprücken [13] genau an der Position von astronomischem Interesse in der Brennebene positioniert, die jeweils dafür verantwortlich sind, dass eine Faser Licht an eine der beiden Spektrometerbänke liefert. Das Faserübertragungssystem [14] verwendet Fasern mit hoher numerischer Apertur, um optisch direkt das Öffnungsverhältnis des Teleskops anzupassen und eine gute mechanische Stabilität und einen optischen Durchsatz bereitzustellen, während gleichzeitig eine Verschlechterung des Brennweitenverhältnisses minimiert wird. Der Faserkerndurchmesser, der die Größe des von jeder Faserspitze abgetasteten Himmels bestimmt, unterscheidet sich bei den Fasern, die im hochauflösenden Modus verwendet werden, von denen, die im Modus mit niedriger/mittlerer Auflösung verwendet werden, aufgrund der unterschiedlichen Winkelgröße astronomischer Ziele in jedem Modus erwartet.
Die hochauflösenden Spektrometer von MSE befinden sich im Betonpfeiler unter dem Teleskop. Diese Spektrometerbank misst Lichtspektren, die von 1000 oder mehr Fasern geliefert werden, die jeweils in drei Spektralfenstern verteilt über den sichtbaren Lichtbereich des Instruments (360 nm bis 900 nm) verteilt sind. [15] Die Spektrometer mit niedriger/mittlerer Auflösung befinden sich am Teleskop auf Auslegerplattformen auf der Azimutstruktur. Diese Spektrometerbank misst Lichtspektren, die von 3200 oder mehr Fasern geliefert werden, die jeweils in vier Spektralfenstern verteilt sind. Die Fenster bieten eine kontinuierliche Wellenlängenabdeckung über die sichtbaren und nahen Infrarotbänder von 360 nm bis etwa 1,8 um, wenn sie in ihrer niedrigsten Auflösung betrieben werden (eine Auflösung von etwa 3.000), oder etwa die Hälfte der Wellenlängenabdeckung, wenn sie mit mittlerer Auflösung betrieben werden (a Auflösung von etwa 6.000). [16]
Wissenschaftliche Belichtungen werden sowohl mit Lampen am Teleskop als auch außerhalb des Teleskops und dem Dämmerungshimmel kalibriert. [17] Während der Beobachtungsnacht beleuchten Teleskoplampen die Fasereingänge mit Lampen, die ein breites Energiekontinuum über den Wellenlängenbereich liefern ("Flats") und Lampen mit einer Reihe von schmalbandigen Emissionslinien ("Bogen" ) wie Hohlkathodenlampen. Lampenflach- und Lichtbogenkalibrierungsmessungen werden in der Nacht mit dem Kalibriersystem am Teleskop vor und nach jeder wissenschaftlichen Beobachtung durchgeführt, wobei sich die Teleskophalterung und der Faserpositionierer in derselben Beobachtungskonfiguration wie bei der wissenschaftlichen Beobachtung befinden. Lampenflach- und Lichtbogenkalibrierungsmessungen werden auch tagsüber mit dem Off-Teleskop-Kalibrierungssystem durchgeführt, das eine Messung mit einem höheren Signal-Rausch-Verhältnis liefern kann. Lampenflachen werden auch in einer Referenzkonfiguration des Teleskops und des Positionierers genommen, um die relative Energie der Dämmerungsflachen und der Lampenflachen zu messen. Dämmerungs-Flat-Kalibrierungsmessungen werden verwendet, um die Energieverteilung, die das Teleskop während der Beobachtung sieht, genauer darzustellen, als dies mit Lampenkalibrierungsmessungen allein möglich ist.
Daten bearbeiten
MSE optimal zu planen ist ein komplexes, vielschichtiges Problem. [18] Jede "Beobachtungsmatrix" (eine Beobachtung, die auf eine einzelne Teleskopausrichtung und eine Reihe von zugehörigen Faserpositionen durchgeführt wurde) zielt auf Spektren von mehr als 4300 Fasern ab, die auf Objekte zeigen, die aus einigen wenigen gleichzeitigen Durchmusterungen ausgewählt wurden, sowie Kalibrierungsziele und Gelegenheitsziele, und mit Spektrographen und tatsächlich Armen von Spektrographen, die in jeder Beobachtungsmatrix unterschiedlich konfiguriert sind. Objekte werden so ausgewählt, dass sie in jede Beobachtungsmatrix aufgenommen werden, basierend auf wissenschaftlicher Priorität, Zeitkritikalität, Beobachtungsbedingungen, Quellenhelligkeit, Himmelshelligkeit, Kalibrierungsbedarf und Faserausbeute (der Anteil an Faserspitzen, der auf nützliche wissenschaftliche Objekte platziert werden kann). . Softwaretools werden definiert, um Schritte in der Betriebssequenz zu automatisieren, von der Umfragedefinition bis zur Bereitstellung wissenschaftlicher Daten. Das endgültige Datenprodukt, das MSE liefern wird, sind 2-dimensionale Bilder von Spektren und 1-dimensionale Spektren, die hinsichtlich der Observatoriumssignatur korrigiert, spektral kalibriert und gemeinsam hinzugefügt wurden, wenn mehrere Messungen desselben Objekts mit derselben Auflösung durchgeführt wurden. Die Richtlinie zur Datenfreigabe wird fertiggestellt, wenn sich das Projekt dem Baubeginn nähert, und wird voraussichtlich eine sofortige Veröffentlichung der Daten an Wissenschaftler und Umfrageteams der Partnerorganisationen sowie eine spätere Veröffentlichung an die Öffentlichkeit umfassen.
Gipfelanlage Maunakea Bearbeiten
MSE soll seine wissenschaftlichen Ziele mit möglichst geringen Auswirkungen auf den Maunakea-Gipfel sowohl während des Baus als auch beim Betrieb des entstehenden Observatoriums erreichen. [2] Das Projekt ist eine Aufrüstung der bestehenden CFHT-Anlage und hauptsächlich ein Ersatz des Teleskops, der Kuppel und der Instrumentierung innerhalb des aktuellen Gebäudes und die Wiederverwendung der aktuellen Fundamente ohne Änderungen. Eine gewisse Neuordnung der Ausrüstung und des Raums innerhalb des aktuellen Gebäudes ist notwendig, um den Anforderungen von MSE sowie den baurechtlichen Änderungen seit dem ursprünglichen Bau gerecht zu werden, aber das Entwurfsziel ist ein Gebäude, das im Wesentlichen mit dem aktuellen CFHT-Gipfelgebäude identisch aussieht . Die interne Struktur des Gebäudes wird verbessert, um eine bessere Leistung bei seismischen Ereignissen zu bieten und das neue Gehäuse und das größere Teleskop unterzubringen. Andere Änderungen umfassen die Verlagerung von Geräten und Labors, um die Wärme besser von der Beobachtungsumgebung abzuleiten, und die Schaffung von Platz für die routinemäßige Reinigung und Beschichtung von segmentierten Spiegeln.
Während MSE für alle Nachtoperationen vom Waimea-Hauptquartier aus ferngesteuert wird, wird das Gipfelgebäude weiterhin Einrichtungen für die Teleskop- und Gehäusesteuerung während der Konstruktions- und Wartungsarbeiten tagsüber bieten und den Komfort am Arbeitsplatz und die Bedürfnisse des Rettungspersonals erfüllen.
Energieverlust in einer Teleskopöffnung aufgrund atmosphärischer Dispersion verstehen - Astronomie
- Charles Mattias Mountain (Hauptermittler)
[email protected] (202)483-2101 - Jeffrey Kuhn (Co-Hauptprüfer)
- Robert Rosner (Co-Hauptprüfer)
- Philip Goode (Co-Hauptprüfer)
- Michael Knoelker (Co-Hauptprüfer)
- Thomas Rimmele (ehemaliger Hauptermittler)
- William Smith (ehemaliger Hauptermittler)
- Stephen Keil (ehemaliger Hauptermittler)
ABSTRAKT 
Abstrakt
AST 0415302
Magnetfelder steuern die unbeständige Sonne. Der Schlüssel zum Verständnis der solaren Variabilität und ihrer direkten Auswirkungen auf die Erde liegt im Verständnis aller Aspekte dieser Magnetfelder. Dies ist die ?dunkle Energie? Problem der Sonnenphysik, da die Magnetfelder jenseits der Auflösungsgrenzen heutiger Sonnenteleskope liegen, von der Erdatmosphäre verdeckt oder durch die Blendung der Sonnenscheibe in der äußeren Sonnenatmosphäre verdeckt werden. Die Sonne bietet das Labor, in dem entscheidende Eigenschaften der nichtlinearen Dynamik in hochionisiertem magnetischem Plasma beobachtet und verstanden sowie Modelle getestet und verfeinert werden können. Die Technologie existiert jetzt, um die Magnetfelder der Sonne aufzulösen und zu messen und wie sie die Sonnenatmosphäre kontrollieren. Alle Aspekte des Designs des Advanced Technology Solar Telescope (ATST) sind optimiert, um diese Felder in unserem astrophysikalischen Hinterhof zu untersuchen. Damit werden wir den Lebenszyklus von Magnetfeldern verstehen, wie sie durch Dynamomechanismen entstehen, sich durch konvektive und explosive Phänomene entwickeln und durch resistive und rekonnektierende magnetische Ereignisse zerstreut werden.
Das ATST wird ein Off-Axis-Sonnenteleskop mit 4 m Öffnung sein, mit integrierter adaptiver Optik, schwach gestreutem Licht, Infrarot, koronagraphischen und polarimetrischen Fähigkeiten. Es wird die wesentlichen, feinskaligen magnetischen Eigenschaften und ihre Dynamik auflösen, die die unterschiedliche Energiefreisetzung aus der Sonnenatmosphäre bestimmen. Das ATST-Design ist optimiert (Durchsatz, Streulicht und instrumentelle Polarisationseigenschaften), um Vektormagnetogramme bis zu seiner Beugungsgrenze (0,03 Bogensekunden bei 500 nm) zu erstellen. Seine Sammelfläche, die um den Faktor 16 größer ist als die heutiger Sonnenteleskope, wird die Empfindlichkeit bieten, um sowohl schwache Felder als auch sich schnell entwickelnde stärkere Felder zu messen. Er hat eine um den Faktor 64 größere Sammelfläche als der größte existierende Koronagraph und bietet die erforderliche Empfindlichkeit und koronagraphische Fähigkeit, um die schwachen, feinskaligen koronalen Magnetfelder zu messen. Die neuen Technologien und unser gestiegenes Bewusstsein für das, was wir wissen müssen, machen ATST zum notwendigen und logischen Nachfolger der in den 1960er und 1970er Jahren gebauten Sonnenteleskope und ist eine natürliche Ergänzung zu Weltraummissionen wie dem Solar Dynamics Observatory, STEREO, und Solarorbiter.
Das ATST bietet enorme Möglichkeiten für die Ausbildung von Studenten und die Rekrutierung von Postdocs und Dozenten in Solarphysik, die Benutzer des ATST und die Instrumentenbauer und Theoretiker der Zukunft werden. ATST plant, eine starke Synergie mit den Bildungs- und Vermittlungsprogrammen der kooperierenden Einrichtungen herzustellen, einschließlich Programmen für den K-12-Klassenraum, Praktika, Öffentlichkeitsarbeit durch Führungen, praktische Ausstellungen und Displays. Das ATST-Programm hat und wird weiterhin große Teile der US-amerikanischen und internationalen Solarphysik-Gemeinschaft aktiv einbeziehen und dabei helfen, Solarastronomie-Programme an Universitäten und nationalen Zentren zu stärken.
PROJEKTERGEBNISBERICHT
Dieser Projektergebnisbericht für die breite Öffentlichkeit wird wörtlich so angezeigt, wie er vom Hauptprüfarzt (PI) für diese Auszeichnung eingereicht wurde. Alle Meinungen, Ergebnisse und Schlussfolgerungen oder Empfehlungen in diesem Bericht sind die des PI und spiegeln nicht unbedingt die Ansichten der National Science Foundation wider. NSF hat seinen Inhalt nicht genehmigt oder gebilligt.
Das 4m Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST) wird das leistungsstärkste Sonnenteleskop und die weltweit führende bodengestützte Ressource zur Untersuchung des Sonnenmagnetismus sein, der den Sonnenwind, Flares, koronale Massenauswürfe und die Variabilität der Sonnenleistung kontrolliert.
Die Sonne ist das wichtigste astrophysikalische Objekt der Menschheit. Es interagiert auf einzigartige Weise mit der Erde und treibt Prozesse im Erdklima sowie die Umweltbedingungen im Weltraum um die Erde (Weltraumwetter) an, die sich tiefgreifend auf die Kommunikation des Planeten, die zivile Infrastruktur, die Wirtschaft und die Biologie auswirken können. Um die Sonnenaktivität zu untersuchen und letztendlich zu verstehen und vorherzusagen, müssen wir die physikalischen Prozesse in der gesamten Sonnenatmosphäre auf ihren intrinsischen räumlichen und zeitlichen Skalen beobachten und modellieren. Die Wissenschaft muss ein Design entwickeln, das beugungsbegrenzte Bildgebung und Spektropolarimetrie aller atmosphärischen Schichten von der Photosphäre bis zur Korona über einen Wellenlängenbereich vom sichtbaren bis zum Infraroten unterstützt.
Das DKIST ist eine Einrichtung, die diese entscheidenden Fähigkeiten bereitstellen und zu tiefgreifenden Verbesserungen unseres Verständnisses des Sonnenmagnetismus führen soll. Die Finanzierung durch AST-0415302 stellte die Ressourcen bereit, um die Entwürfe der grundlegenden Komponenten dieser Anlage abzuschließen und die Herstellung der wichtigsten Teilsysteme voranzutreiben.
Das DKIST wird sich direkt und in Kombination mit anderen weltraum- und bodengestützten Instrumenten vielen seit langem bestehenden Fragen widmen, die die Physik der Sonnenaktivität und -variabilität umfassen, die wir noch nicht verstehen, aber in den nächsten Jahrzehnten eine gute Chance haben, Antworten zu finden mit den richtigen Beobachtungs- und Theoriewerkzeugen. Diese Fragen sind:
- Was erwärmt die Sonnenkorona und macht die Sonne zu einem veränderlichen Röntgenstern?
- Wie beschleunigt das magnetisierte Sonnenplasma den Sonnenwind?
- Was löst Sonnenmassenauswürfe aus, die aufgestaute magnetische Energie in magnetisierte Plasmawolken umwandeln, die den interplanetaren Raum durchqueren?
- Wie wird Energie in Sonneneruptionen gespeichert und freigesetzt?
- Welche Rolle spielt der allgegenwärtige magnetische Fluss beim Sonnendynamoprozess, der zu einer zyklischen Variation der magnetischen Aktivität führt?
Das Studium der Sonne leitet Astronomen bei ihren Untersuchungen anderer Sterne und war ein wichtiger Aspekt der Sonnenphysik, der von den Neue Welten, neue Horizonte (NWNH) dekadische Umfrage. Wie in NWNH (S. 61, 64) festgestellt, „um das Leben von Sternen und ihre Rolle in der kosmischen Evolution zu verstehen, müssen wir die Rolle von Massenverlust, Rotation und Magnetfeldern bei der Sternentwicklung verstehen.&rdquo Magnetfelder spielen eine Rolle sowohl beim Massenverlust als auch bei der Rotation, und sie spielen auch eine Rolle bei der Entwicklung und dem Schicksal des Lebens um Sterne herum, indem sie die Strahlungsumgebung kontrollieren, der Planeten ausgesetzt sind. Letzteres berührt die Bewohnbarkeit von Planeten (NWNH, S. 37). Ein Ziel des vorgeschlagenen NSO CA-Programms ist es, die Rolle der solaren Magnetfelder auf all ihren verschiedenen Skalen unter Verwendung des DKIST und der synoptischen Assets zu verstehen.
Die Sonnenphysik ist in ein neues Zeitalter eingetreten, in dem die Verbindung von fortschrittlicher Instrumentierung und detaillierter Modellierung das, was Sonnenphysiker zu wissen glauben, über die Sonne und die Sonnenprozesse, die das Leben auf der Erde beeinflussen und den interplanetaren Raum bestimmen, in Frage stellt.
Das DKIST wird das weltweit fortschrittlichste und leistungsfähigste Sonnenteleskop sein, das weit über die Grenzen aktueller Teleskope hinausreicht, um Magnetfelder auf der Sonne mit einer Größe von nur 25 km zu untersuchen. Eine solche Auflösung wird es Sonnenphysikern zum ersten Mal ermöglichen, die Wechselwirkungen der konvektiven Hülle des Sterns mit Magnetfeldern und die mögliche Erzeugung von Magnetfeldern in einem "theoretisierten, aber nie beobachtbaren" Prozess zu beobachten.
Aplanatische Weitfeld-Zweispiegelteleskope für die bodengebundene γ-Strahlen-Astronomie
Aplanatische Teleskope mit zwei asphärischen Spiegeln, die zur Korrektur von sphärischen und Koma-Aberrationen konfiguriert sind, werden für Anwendungen in der γ-Strahlen-Astronomie unter Verwendung der bodengestützten atmosphärischen Cherenkov-Technik in Betracht gezogen. Wir untersuchen den Phasenraum optischer Systemparameter, um Teleskopkonfigurationen zu finden, die Astigmatismus minimieren. It is shown that unlike the traditional prime-focus Davies-Cotton design, such telescopes provide a solution for wide field of view γ-ray observations.
The designs are isochronous, can be optimized to have no vignetting across the field, and allow for significant reduction of the plate scale, making them compatible with finely-pixilated cameras, which can be constructed from modern, cost-effective image sensors such as multi-anode PMTs, SiPMs, or image intensifiers.
DETECTION TECHNIQUES
Čerenkov Light from Air Showers
Detection of γ-ray-initiated air showers via Čerenkov light is a well-understood process. Although a detailed description of this behavior requires Monte Carlo simulation, first-order estimates can be obtained with the help of analytic shower models (105, 106) and simple arithmetic. Since air is a low-Z material, essentially all of the primary photon energy is converted to ionization losses of the secondary elections and positrons only a small fraction is converted to lepton rest mass. Photonuclear processes also play no significant role. Under these circumstances, the Čerenkov photon yield is very nearly proportional to the ionization energy loss as long as the electrons and positrons are sufficiently relativistic. At sea level, the energy threshold for Čerenkov light emission from electrons is 21 MeV but, to first-order, the effective threshold is a factor of two higher in order to compensate for diminished light yield as the particles are slowed and stopped. For showers with a few hundred GeV energy, the useful track length for creating Čerenkov light is approximately 25% of the total and is relatively independent of energy.
The ratio of Čerenkov photon yield to incident γ-ray energy can be estimated by the following arguments: The total shower energy is related to the track length of electron secondaries by
Evolution of ground-based gamma-ray astronomy from the early days to the Cherenkov Telescope Arrays
Most of what we know of cosmic gamma rays has come from spacecraft, but at energies above tens of GeV it has become possible to make observations with ground-based detectors of enormously greater collecting area. In recent years one such detector type, the cluster of imaging air Cherenkov telescopes, has reached a very productive state, whilst several alternative approaches have been explored, including converted solar power collectors and novel high-altitude particle shower detectors which promised to extend the energy range covered. Key examples of development from 1952 to 2011 are followed, noting the problems and discoveries that stimulated the current work, explaining the logic of the alternative approaches that were taken. The merits of the current major Cherenkov observatories and of other viable detectors are examined and compared, with examples of the astrophysical information they are beginning to provide. The detectors are still evolving, as we still do not understand the processes onto which the gamma rays provide a window. These include the acceleration of Galactic cosmic rays (in particular, the wide-band spectra of radiation from some individual supernova remnants are still hard to interpret), the highly relativistic and variable jets from active galactic nuclei, and aspects of the electrodynamics of pulsars. Larger groups of Cherenkov telescopes still offer the possibility of an increase in power of the technique for resolvable Galactic sources especially.
Highlights
► Recounts what guided the development of ground based gamma ray astronomy. ► Logic of different instrumental approaches outlined. ► Power of current Cherenkov observatories compared with other techniques. ► SNR spectra starting to appear with detail presenting challenge for theory. ► Importance of overlap of spacecraft and IACT energy ranges in testing processes.
Stars are known to form in so-called “molecular clouds” collections of cold gas and dust in the space between stars. These stellar nurseries can contain a number of dense clumps of gas and dust called “prestellar cores”. Research has suggested that these cores are expected to exhibit concentrated structures within them – the “seeds” of new stars right at the cusp of being born.
Strong efforts by astronomers have been made to find such “seeds” of stars inside prestellar cores in the past, but mostly in vain. It was difficult to catch such seeds in action perhaps because they are short-lived, but also due to the inherent difficulties in observing such dense regions and at such small scales. Despite the challenges, Dipen Sahu, at the Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA), Taiwan, and lead author of this study stated that “despite the challenges it is very important to understand when and how such stellar embryo(s) come to live” noting that “it is this critical early stage that is important to observe as we understand how these early stages shape the stellar offspring. We would like to know how stellar systems are formed, but we need to study them near their birth to fully understand the process.”
We would like to know how stellar systems are formed, but we need to find them near their birth to understand the process.
One of the closest, brightest and most well known stellar nurseries can be found in the constellation of Orion also known as the Ka Hei-Hei O Nā Keiki (which refers to a children’s string game similar to the cat’s cradle) in Hawaiian. The international team, including astronomers from Taiwan, China, Japan, and Korea, first started out to uncover cold and dense cores in the Orion Molecular Cloud. As dust in the cores absorbs light and blocks the view at the optical wavelengths, astronomers make use of “light” emitted by the dust inside the dense cores at submillimeter wavelengths, obtained using such telescopes as the James Clark Maxwell Telescope (JCMT) situated on the slopes of Maunakea in Hawaii.
Core “G205.46-14.56M3” located in the Orion Molecular Cloud shows signs of multiple small blobs inside. Top right insert: SCUBA-2 image of G2-5.46-14.56M3 as observed by the JCMT, Hawaii. Bottom left insert: ALMA resolves the newly forming stars within. The Orion Constellation is also known as the Ka Hei-Hei O Nā Keiki (“the cat’s cradle”) in Hawaiian. Credit: ASIAA/Wei-Hao Wang/ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Tie Lie/Sahu et al.
“The JCMT continues to play a pivotal role in locating these cores!”, says Tie Liu at Shanghai Astronomical Observatory, co-author of this study and the principal investigator of the ALMA observation program, “the JCMT is critical in that it gives us the speed to hunt around these stellar nurseries with the sensitivity needed to find these faint regions of cold and dense gas”.
With JCMT providing the team with stellar nursery candidates, the team turned to the largest telescope on the ground to date, the Atacama Large Millimeter and submillimeter Array (ALMA) located in the high desert in northern Chile. The observations carried out with ALMA in late 2018 to early 2019 unveil to the team five cores with a very concentrated gas and dust distribution at a scale of a 1000 AU. Toward one core named “G205.46-14.56M3” in particular, the image shows signs of multiple small peak structures inside. These peaks are estimated to harbor a high density of cold gas that has never been seen before and their significant mass makes astronomers think that they are very likely to form a binary star system in the future. It is known that a large fraction of Sun-like stars are in binary or multiple stellar systems. Sheng-Yuan Liu at ASIAA, co-author of this study stated “ALMA provides us with unprecedented sensitivity and angular resolution so that we can see faint sources with truly sharp images. Finding twins or triplets should be common in stellar nurseries but it is remarkable to actually obtain the image like seeing inside an egg with two yolks!”
Finding twins or triplets should be common in stellar nurseries but it is remarkable to actually obtain the image like seeing inside an egg with two yolks!
It remains unclear what leads to the sub-structures we see in the core of G205.46-14.56M3. The substructures are likely a complicated interplay between the gas motion, gravity, and magnetic fields that are threading through the gas. The observed emission from the dust only tells us how gas and dust are distributed. Understanding how the gas is moving and how magnetic fields are distributed inside such cores would allow astronomers to further pinpoint the decisive process.
“Detecting such a handful of stellar seeds is just the beginning and the JCMT has proven to be a great tool for uncovering these nurseries. I am excited to see what new discoveries we will make when we combine the power of both JCMT and future followup studies with ALMA”, says Dipen Sahu.
The publication
The team is composed of Dipen Sahu (Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics), Sheng-Yuan Liu (Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics), Tie Liu (Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences), Neal J. Evans II (Department of Astronomy The University of Texas at Austin), Naomi Hirano (Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics), Ken’ichi Tatematsu (Nobeyama Radio Observatory, National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences), Chin-Fei Lee(Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics), Kee-Tae Kim (Korea Astronomy and Space Science Institute), Somnath Dutta (Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics), Dana Alina (Department of Physics, School of Sciences and Humanities, Nazarbayev University)
Contact Information
Dr. Sheng-Yuan Liu
Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics
ASIAA, Taiwan
Email: [email protected]
Dr. Jessica Dempsey
James Clerk Maxwell Telescope
East Asian Observatory, Hawaii, USA
Email: [email protected]
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Inhalt
The free-space path loss (FSPL) formula derives from the Friis transmission formula. [3] This states that in a radio system consisting of a transmitting antenna transmitting radio waves to a receiving antenna, the ratio of radio wave power received P r The distance between the antennas d Beside the assumption that the antennas are lossless, this formula assumes that the polarization of the antennas is the same, that there are no multipath effects, and that the radio wave path is sufficiently far away from obstructions that it acts as if it is in free space. This last restriction requires an ellipsoidal area around the line of sight out to 0.6 of the Fresnel zone be clear of obstructions. The Fresnel zone increases in diameter with the wavelength of the radio waves. Often the concept of free space path loss is applied to radio systems that don't completely meet these requirements, but these imperfections can be accounted for by small constant power loss factors that can be included in the link budget. The free-space loss increases with the distance between the antennas and decreases with the wavelength of the radio waves due to these factors: [6] The radio waves from the transmitting antenna spread out in a spherical wavefront. The amount of power passing through any sphere centered on the transmitting antenna is equal. The surface area of a sphere of radius d For an isotropic antenna which radiates equal power in all directions, the power density is evenly distributed over the surface of a sphere centered on the antenna The amount of power the receiving antenna receives from this radiation field is ABSTRACT The Large Synoptic Survey Telescope (LSST) is a large-aperture, wide-field, ground-based telescope that will survey the visible sky in six photometric bands. The images, alerts, and resulting catalogs will be made available to the United States and Chilean communities with no proprietary period. The LSST project was selected as the highest priority ground-based project by the 2010 astronomy and astrophysics decadal survey. The survey is currently planned to last for ten years and will produce a database suitable for answering a wide range of pressing questions in astrophysics, cosmology, and fundamental physics. The same data set can be used to characterize the properties of dark energy and dark matter produce nearly instant alerts of detected optical transients such as exploding stars in distant galaxies discover and provide orbits for potentially hazardous near-Earth objects and catalog billions of objects with both high astrometric precision and unprecedented photometric depth. No other facility in operation or planned will have the simultaneous wide area and rapid temporal sampling to address these issues. The project has already met the requirements of a Preliminary Design Review (PDR) of the full construction project. The present award, supplemented by contributions from LSST member institutions, will allow the LSST Project to build on their existing efforts to meet the requirements of a Final Design Review (FDR) and to be ready for construction. The priorities for this support are: 1) Moving the project to become construction-ready by completing the specifications and the bidding process for the major components of the telescope and support facility 2) Developing improved algorithms for data processing with emphasis on those that drive the sizing model for computing hardware 3) Implementing the PDR recommendations, which provide important guidelines for moving the project toward construction readiness 4) Implementing an Earned Value Management System and updating costing and other documentation required for FDR 5) Completing staffing of the senior management team that will carry out the construction phase and 6) Continuing risk reduction through hardware and software prototyping and system simulations. The LSST data management system needs innovative, large-scale database techniques. To meet the science requirements, the project will need to use supercomputing technologies and create a general-purpose data and algorithm-parallel framework that will be available as open source software reusable on any high-performance, parallel scientific application. Continued development of these plans will yield much broader benefits beyond the astronomical community. This award also supports the project's Outreach Advisory Board and the continued development of educational and public outreach activities intimately connected with the planned scientific program. PUBLICATIONS PRODUCED AS A RESULT OF THIS RESEARCH Hinweis: When clicking on a Digital Object Identifier (DOI) number, you will be taken to an external site maintained by the publisher. Some full text articles may not yet be available without a charge during the embargo (administrative interval). Some links on this page may take you to non-federal websites. Their policies may differ from this site.
Understanding energy loss in a telescope aperture due to atmospheric dispersion - Astronomy
[email protected] (202)483-2101
AST-1227061, PI: William S. Smith
Schau das Video: Fysik C mundtlig eksamen Energiomsætning (Dezember 2024).
