Was genau ist interplanetare Szintillation? Wonach suchte das Interplanetare Szintillationsarray? Hat es erfolgreich irgendwelche beobachtet?

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Das Interplanetare Szintillations-Array ist das Radioastronomie-Observatorium (d.

Frage: Was genau ist interplanetare Szintillation? Wonach suchte das Interplanetare Szintillationsarray? Hat es erfolgreich irgendwelche beobachtet?

Um ionisierende Strahlung wie kosmische Strahlung und Photonen zu beobachten, wird ein Szintillator verwendet, um Energie in Photonen mit niedrigerer Energie (normalerweise sichtbares Licht) umzuwandeln, aber ich weiß nicht, ob der Begriff Szintillation in der Radioastronomie in irgendeiner Weise mit diesem Prozess zusammenhängt oder nicht .

aktualisieren: Ich habe gerade bei Aviation SE gefragt: Was ist „Szintillation“ und sind sich „qualifizierte Piloten“ dessen bewusst? die schnell beantwortet wurde und darauf hinweist, dass in dieser Kontext Szintillation kann auch als "Funkeln" bezeichnet werden. Wenn auch eine Radioquelle funkeln kann, ist das dann ein atmosphärischer Effekt? Wenn ja, sind es Neutrale oder Ionen, die es erzeugen. Wenn nicht, handelt es sich um Turbulenzen im ionisierten interstellaren Medium?

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Um Ihre Fragen vollständig zu beantworten, möchte ich die Szintillation vor der interplanetaren Szintillation vorstellen.

Atmosphärische Szintillation

Die Abbildung einer astronomischen Quelle wird durch eine Sammlung von Effekten beeinflusst, die unter dem Namen astronomisches Sehen, wobei die wichtigsten das Verschmieren, die Bewegung und das Funkeln des Bildes sind. All diese Effekte werden durch die Verformung der Lichtwellenfront aufgrund zufälliger Inhomogenitäten im Brechungsindex der Atmosphäre verursacht.

Lassen Sie uns die Grundidee hinter dem Sehen visualisieren. Angenommen, eine Lichtquelle befindet sich in unendlicher Entfernung, so dass sie idealerweise eine Punktquelle ist und ihr Licht die Erde in ebenen Wellen erreicht. Beim Eintritt in die Atmosphäre unterliegen diese Wellen Änderungen des Brechungsindex, und in geometrischer optischer Näherung werden die Wellenfronten nach dem Snell-Gesetz verformt. Im folgenden Bild haben Sie zwei vereinfachte Fälle: Links ist gezeigt, dass ein vertikaler Gradient im Brechungsindex eine einfache Neigung der Wellenfront erzeugt; rechts ist gezeigt, dass ein horizontaler Gradient eine Deformation der Wellenfront erzeugt. Hier $ extrm{WF}_1$ ist die einfallende ungestörte Wellenfront, $ extrm{WF}_2$ ist die gleiche Wellenfront nach dem Eintritt in die Atmosphäre und $n_i$ sind die Brechungsindizes.

$hskip2in$

Kommen wir nun zum realen Fall. Es ist bekannt, dass Variationen des Brechungsindex mit Variationen in der Dichte zusammenhängen (z. B. über die Gladstone-Dale-Beziehung). Da unsere Atmosphäre insgesamt eine mehr oder weniger stationäre Verteilung von Temperaturen, Dichten und Drücken aufweist, finden sich die dramatischsten Schwankungen des Brechungsindex nur in den turbulenten Schichten. Hier kann jeder turbulente Wirbel unterschiedliche Dichte, Temperatur usw. aufweisen, was zu lokalen Variationen des Brechungsindexes führt. Diese Schichten befinden sich in den ersten Kilometern der Atmosphäre (der planetarischen Grenzschicht) und bei $sim$10 km (in der Nähe der Tropopause). Im folgenden Bild ist dargestellt, wie eine ebene Wellenfront verformt wird, nachdem sie eine turbulente Schicht und alle ihre Wirbel mit unterschiedlichen $n_i$. Die Länge $r_0$ ist der Fried-Parameter, der als charakteristische Länge der turbulenten Wirbel interpretiert werden kann.

$hskip2in$

Was ist dann atmosphärische Szintillation? Nun, wie Sie aus dem vorherigen Bild sehen können, führt die Krümmung der Wellenfront zu einer Konvergenz (oder einer Divergenz) der Lichtstrahlen (d. h. der Linien senkrecht zur Wellenfront). Das heißt, wenn Sie ein Bild aufnehmen, indem Sie mit Ihrem Sensor Photonen sammeln (d. h. wenn Sie einen Teil der Wellenfront erfassen), kann die Bildhelligkeit ansteigen oder abnehmen, je nachdem, ob die Lichtstrahlen konvergieren oder divergieren. Außerdem ist diese Helligkeitsvariation zeitabhängig, da sich die Wirbel mit der Zeit entwickeln und die turbulente Schicht eine horizontale Driftgeschwindigkeit hat. Das ist Funkeln.

Um Szintillation zu sehen, muss (i) die Quelle eine kleine Winkelabmessung haben, (ii) die turbulente Schicht weit vom Teleskop entfernt ist, (iii) die charakteristische Länge des Teils der gesammelten Wellenfront (z. B. der Durchmesser des Teleskops) vergleichbar ist mit $r_0$, (iv) die Expositionszeit ist kürzer als die Lebensdauer der Verformung. Wenn (i) und (ii) nicht erfüllt sind, sehen Sie möglicherweise die Bewegung der Quelle anstelle von Szintillation, während wenn (iii) und (iv) nicht erfüllt sind, werden Sie Sprenkel oder ein verschmiertes Bild sehen.

Szintillation im Radiobereich

Im Radiobereich ist die Szintillation nicht auf die atmosphärische Szintillation beschränkt.

Für Wellenlängen zwischen Millimeter und Zentimeter haben wir noch atmosphärische Effekte, hauptsächlich aufgrund des vertikalen Wasserdampf-Gradienten in Bodennähe. Tatsächlich weicht der Brechungsindex von Luft für diese Wellenlängen von eins um weniger als einige Hundert ppm ab. Da die turbulenten Schichten näher am Boden liegen und die Öffnungen der Radioteleskope in der Regel größer sind als die charakteristische Länge der Turbulenz, wird das Sehen nicht von Szintillation dominiert.

Für Wellenlängen über Zentimeter nähert sich die Frequenz der Wellen der Plasmafrequenz in der Ionosphäre an, daher wird die durch den Durchgang durch die Elektronenwolken in der Ionosphäre hervorgerufene Wellenfrontdeformation relevant. Aufgrund ihrer großen Entfernung vom Boden führt dies zu Szintillation.

Die Zeitskala der ionosphärischen Szintillation liegt zwischen Minuten und zehn Minuten, aber Hewish (1955) begann zu bemerken, dass es eine weitere Szintillation mit einer Zeitskala von wenigen Sekunden gab und dass ihre Intensität für Quellen in der Nähe der Sonne größer war. Diesem Hinweis folgend, haben Hewish et al. (1964) haben gezeigt, dass diese schnellere Szintillation tatsächlich durch Plasmawolken im interplanetaren Medium erzeugt wurde, die vom Sonnenwind geliefert wurden.

Darüber hinaus hat Sieber (1982) gezeigt, dass es aufgrund von Plasmawolken im interstellaren Medium auch ein Szintillation mit Zeitskalen zwischen Tagen und Monaten gibt.

Schlussfolgerungen

Was genau ist interplanetare Szintillation?

Szintillation ist eine zeitabhängige Änderung der Intensität eines Lichtsignals und wird durch Verformungen der Wellenfront aufgrund zufälliger Variationen des Brechungsindex verursacht. Bei der interplanetaren Szintillation werden die Brechungsindexänderungen durch Plasmawolken verursacht, die sich im interplanetaren Medium bewegen und vom Sonnenwind geliefert werden.

Wonach suchte das Interplanetare Szintillationsarray?

Genau interplanetare Szintillation. Daraus können Sie die Eigenschaften sowohl des interplanetaren Plasmas als auch der szintillierenden Radioquellen studieren.

Hat es erfolgreich irgendwelche beobachtet?

Ich denke ja!

Könnte ein großes Radioteleskop die interstellare Raumfahrt überleben?

Kürzlich bin ich auf „Könnten Pulsare wirklich als „Leuchttürme“ fungieren, um bei interstellaren Reisen zu helfen?“, fragte ich vor einer Woche. Der Autor versuchte herauszufinden, ob Pulsare für interstellare FTL-Reisen nützlich sein könnten, da sie verwendet werden könnten, um die Position eines Raumschiffs zu finden. Die Antwort war natürlich ja. Ich hatte allerdings einige Vorbehalte. Mein Hauptproblem war, dass es aus technischer Sicht nicht sehr machbar zu sein scheint. Hier ist mein Denkprozess:

• Um sicher zu sein, dass Sie Ihre Position mit einem hohen Grad an Genauigkeit erfolgreich triangulieren, müssten Sie wahrscheinlich ein halbes Dutzend oder mehr Kandidaten haben, die Sie von jedem Ort aus beobachten können.
• Einen Pulsar zu beobachten ist nicht einfach. Das Problem ist, dass Sie bei einem zufälligen Sprung aus dem Hyperraum nicht wissen, wo ein Pulsar erscheinen sollte, es sei denn, Sie können schnell einen allgemeinen Standort bestimmen. Dies bedeutet, dass Sie viel raten müssen und Pulsare im Wesentlichen neu entdecken müssen.
• Dies wiederum bedeutet, dass Sie ein großes Radioteleskop benötigen, und das ist nicht wirklich einfach an einem typischen Raumschiff zu befestigen. Optimalerweise ist die Schüssel über 100 Meter lang.

Nehmen wir an, wir überwinden verschiedene andere technische Hürden und müssen ein 100-Meter-Parabol-Radioteleskop (obwohl ich für andere Designs offen bin, wenn Sie anders überzeugend argumentieren können) an ein interstellares Raumfahrzeug anbringen, um Finden und Überwachen von Pulsaren für die Navigation. Ich bin besorgt, ob das Teleskop Reisen unter der Lichtgeschwindigkeit über einen längeren Zeitraum überleben könnte oder nicht. Damit meine ich eine Beschleunigung für vielleicht zwei Wochen auf eine Geschwindigkeit von vielleicht

Röntgenpulsare

Anscheinend sind Röntgenpulsare leichter zu sehen

Oder Sie könnten nach Pulsaren suchen, die Röntgenstrahlen aussenden, ein viel helleres Signal. Auch Röntgenantennen seien kleiner und leichter, sagt der Physiker Richard Matzner von der University of Texas in Austin. Ihr Nachteil ist die Überempfindlichkeit gegenüber Elektronen, die die Erde umgeben.

Aber ein röntgenbasiertes Positionierungssystem könnte ein Objekt auf 10 Meter genau lokalisieren, eine Verbesserung gegenüber der 100-Meter-Genauigkeit des Funkpulsarsystems.

Die körperliche Belastung durch Bewegung wird kein Problem sein.

Jedes Teleskop auf der Erde ist so gebaut, dass es eine Beschleunigung von 9,8 m/s 2 auf unbestimmte Zeit aushält.

Mit einer konstanten Beschleunigung von 2,48 m/s 2 kann eine Beschleunigung von bis zu 0,01 c (299.792.458 m/s) über einen Zeitraum von 2 Wochen (1209600s) erreicht werden.

Da dies viel niedriger ist als das, was wir Teleskope auf der Erde konstruieren, sollte es einfach sein, ein Teleskop zu konstruieren, das dieser Beschleunigung standhält.

.01c$, drei Monate auf konstanter Geschwindigkeit bleiben und dann zwei Wochen lang verlangsamen. Der Antrieb würde wahrscheinlich von chemischen Raketen kommen.

• Wird das Teleskop die rauen Bedingungen des Weltraums überleben, einschließlich Mikrometeoroid-Einschläge?
• Wird es durch die Bewegung des Schiffes körperliche Belastungen geben, die es beschädigen könnten?
• Gibt es weitere potenzielle Gefahren für das Teleskop selbst und können diese überwunden werden?

Bisher hat sich noch niemand so ausführlich mit dem ursprünglichen Szenario befasst, wie ich es gerne hätte. Ich würde mich über Antworten freuen, die das tun, deshalb habe ich die Frage gestellt. Ich wäre jedoch nicht völlig gegen Antworten, die verschiedene, aber verwandte Optionen vorschlagen, z. B. die Verwendung eines anderen Teleskoptyps oder die Verwendung von Pulsaren auf andere Weise. Aber du müsstest es schaffen Ja wirklich gute Argumente dafür, und Sie müssten immer noch begründen, dass diese Option den Weltraumflug überleben würde.

Meine Motivation für diese Frage ist, dass ich in mehreren Geschichten darüber nachgedacht habe, Pulsare für diesen Zweck zu verwenden, aber ich habe mich immer daran gehangen, wie man diese Art von Problem lösen kann.

Ein Interview mit Manuel F. Varela und Ann F. Varela: Wer war Jocelyn Bell Burnell und was hatte sie mit Pulsars zu tun?

1) In diesem Interview vertiefen wir uns in die Astronomie und eine andere berühmte Wissenschaftlerin – Jocelyn Bell Burnell. Wo wurde Bell geboren und wo ging sie in ihrer Jugend zur Schule?

Bells voller Name war Susan Jocelyn Bell. Sie wurde am 15. Juli 1943 in der Stadt Belfast in Nordirland geboren. Ihre Eltern waren gut ausgebildete Quäker, die das frühe Interesse ihrer Tochter für die Wissenschaft mit Büchern und Ausflügen zum nahe gelegenen Armagh-Observatorium unterstützten, dessen Architekten ihr Vater half. Die Mitarbeiter der Sternwarte würden bei ihren Besuchen auch ihr Interesse an der Astronomie fördern.

Bell besuchte die Vorbereitungsabteilung des Lurgan College, ein koedukatives selektives Gymnasium für Schüler im Alter von 14 bis 19 Jahren. Studentinnen durften sich an dieser Einrichtung nicht für den naturwissenschaftlichen Unterricht anmelden, bis Bells Eltern zusammen mit anderen Eltern gegen die Richtlinien der Schule protestierten. Bis zu diesem Zeitpunkt umfasste der Lehrplan des Mädchens Kochen und Nadelspitzen, aber keine naturwissenschaftlichen Kurse. Trotz ihrer Begeisterung für das Lernen kämpfte Bell jedoch in der Grundschule und scheiterte an einer Prüfung, die ihre Vorbereitung auf die Hochschulbildung messen sollte.

Unentmutigt schickten ihre Eltern sie nach England, um in einem Internat der Quäker, der Mount School, zu studieren, wo sie sich in ihrem naturwissenschaftlichen Unterricht schnell Anerkennung verschaffte. Nachdem sie ihre Fähigkeit und ihr Talent für höhere Bildung unter Beweis gestellt hatte, besuchte Bell die University of Glasgow, wo sie 1965 ihren B. Sc. Abschluss in Physik mit Auszeichnung. Später erwarb sie einen Ph.D. in Radioastronomie von der Cambridge University im Jahr 1969.

2) Ihr Vorgesetzter in Cambridge – Antony Hewish und radio galaxies – schienen ihr Interesse zu wecken. Was machte Hewish, und wie passte Bell ins Bild?

Im Jahr 1965 begann Bell ein Studium der Astronomie in Cambridge unter ihrem Studienberater Anthony Hewish. Zu dieser Zeit war Hewish ein Radioastronom, der ein Radioteleskop entwarf und baute, um Quasare im Weltraum zu erkennen. Quasare sind unglaublich helle Zentren von Galaxien mit supermassereichen Schwarzen Löchern. Siehe Abbildung 1.

Diese galaktischen Zentren sind aus elektromagnetischer Sicht hochaktiv. Solche hochaktiven galaktischen Zentren von Quasaren sind sternähnliche Objekte mit einer kreisförmigen Akkretionsscheibe aus heißem Gas. Wenn das Gas in der sich drehenden Scheibe in den supermassiven Motor des Schwarzen Lochs gesaugt wird, wird das Zentrum zu einer kompakten Quelle von Radiowellenemissionen, die durch elektromagnetische Strahlung mit einem breiten Spektrum gekennzeichnet sind. Die Materie, die in die Tiefen eines Schwarzen Lochs eintaucht, wird durch die starke Schwerkraft erhitzt und erzeugt massive Strahlenexplosionen. Die Ränder der sich drehenden heißen Scheiben bilden einen donutförmigen Ring aus Sternenstaub. Sogenannte Radiojets aus Material, das aus geladenen Teilchen besteht, schießen vom magnetischen Pol des Schwarzen-Loch-Motors nach außen und erzeugen lange Plumes, die Tausende von Lichtjahren entfernt sind.

Abbildung 1. Das erste direkte visuelle Bild eines Schwarzen Lochs in Messier 87, einer überriesen elliptischen Galaxie im Sternbild Jungfrau.

Zu der Zeit, als Bell ihr Doktoratsstudium in Cambridge bei Hewish begonnen hatte, sollten die neuen Radioteleskope das Szintillationsverhalten von Quasaren erkennen. Wenn das Licht eines Quasars durch ionisierten Sonnenwind schleudert, manifestiert sich die funkelnde Eigenschaft und könnte von ihrem neuen Radioantennenteleskop entdeckt werden. Bell verbrachte ihre ersten zwei Jahre als Doktorandin in Cambridge damit, das riesige Instrument durch Hämmern und Verbinden von Drähten zu bauen. Das neue Radioteleskop-Instrument bestand aus über vier Hektar Land, 120 Meilen Kabeldrähte, die an etwa 1.000 Holzbalken aufgehängt waren, und 200 handgefertigten Transformatoren. Siehe Abbildung 2. Als die Quasar-Erkennungsmaschine fertig war, war Bell die einzige Person, die das neue Instrument bediente. Sie sammelte die Daten, die aus Farbspuren auf Papierriesen bestanden, und analysierte die Leistung der Maschine, ein gewaltiges Unterfangen. Die Datenmenge war immens, und Bell musste jede störende künstliche Störung durch die funkelnden Aktivitäten der natürlich vorkommenden Objekte aus dem Weltraum aussortieren.

Abbildung 2. Überreste des interplanetaren Szintillationsarrays am Mullard Radio Astronomy Observatory, Cambridgeshire, im Juni 2014.

Kurz nach dem Einschalten des neuen Radioteleskops im Juli 1967 bemerkte Bell ein seltsames Signal in ihren unzähligen gedruckten Daten aus dem Weltraum. Sie nannte neue Spuren „Schrott“. Diese ungepflegten Daten schienen weder mit der vom Menschen verursachten Störung noch mit den funkelnden Pulsaren übereinzustimmen. Stattdessen beobachtete Bell, dass der Kratzer regelmäßig, etwa alle 1,3 Sekunden, von der genauen Position am Nachthimmel des Weltraums aus auftauchte. Es war ein geordnetes Signal, das vom selben Fleck des Nachthimmels kam. Solche sich regelmäßig wiederholenden Scruff-Signale schienen zu keinem bisher bekannten Naturphänomen aus dem All zu gehören. Siehe Abbildung 3 für Bells Scruff-Pulsardaten.

Bell und Hewish begannen systematisch verschiedene künstliche, künstliche Quellen auszuschließen, wie zum Beispiel andere Radioastronomen, Radio- oder Fernsehsignale, Satelliten in der Erdumlaufbahn, Radarsignale, die vom Mond abprallen und in ihr Instrument eindringen, und sogar abweichende Signale, die von nahe gelegenen Gebäuden mit Wellblechdächer.

Abbildung 3. Jocelyn Burnell untersuchte die Karte im August 1967 und zeigte die Spur des ersten identifizierten Pulsars, der später als PST B1919+21 bezeichnet wurde.

Die Weltraumsignale erschienen als intensive Impulse, die sich regelmäßig alle 1,3 Sekunden wiederholten, zu schnell, um von irgendeinem bekannten Stern zu dieser Zeit ausgegangen zu sein. Bell und Hewish nannten ihre neue Quelle LGM-1 (für Little Green Men). Sie gab dem Signal auch den Spitznamen "Belisha Beacon", nachdem die orangefarbenen Blinklichter Autofahrer vor Fußgängerüberwegen warnen sollten. Obwohl sie der Meinung waren, dass das Weltraumsignal, obwohl scheinbar künstlich, wahrscheinlich war nicht von Außerirdischen im Weltraum schlossen sie es dennoch aus. Wenn das LGM-1 ein tatsächliches Signal von einem Planeten von Wesen war, der sich um einen anderen sonnenähnlichen Stern dreht, dann sollte sich der Ruf wie eine Welt in seiner Umlaufbahn bewegen. Der umlaufende Exoplanet sollte während seiner „Übertragungen“ Dopplerverschiebungen aufweisen. Der LGM-1-Puls zeigte jedoch keinen solchen Doppler-Effekt, was darauf hindeutet, dass das Signal nicht stammen von außerirdischen Wesen auf einem Exoplaneten, der ihre Sonne umkreist.

Stattdessen erfuhren Bell und Hewish, dass ihr neuartiges Signal von einem Stern stammte. Diese Sternenquelle schien von unserem Sonnensystem weit entfernt zu sein, aber gut innerhalb der Milchstraße.

Die Kürze der pulsierenden Übertragung von nur 1,3 Sekunden deutet darauf hin, dass der Stern relativ klein sein muss, wie ein weißer Zwergstern. Kurz nach dieser historischen Pulsarentdeckung entdeckte Bell drei weitere Pulsare. Bell und Hewish sowie die Co-Autoren John Pilkington, Paul Scott und R.A. Collins, veröffentlichten ihre neuartigen Ergebnisse in der renommierten Zeitschrift Natur im Februar 1968. Bell war der zweite Autor in der heute berühmten Zeitung. Das Natur Artikel war der erste veröffentlichte Beweis für die Existenz von Radiopulsaren. Bell, ein junger Doktorand, war maßgeblich an der historischen Entdeckung der legendären Radiopulsare beteiligt. Dieser erste Pulsar“Glockenstern” wurde zuerst als CP 1919 für Cambridge Pulsar mit den Himmelskoordinaten 19 h 19 m bekannt. Später wurde Bells Pulsar mit der Bezeichnung PSR B1919+21 aktualisiert. Wir wissen jetzt, dass das Objekt 978,5 Lichtjahre von der Erde entfernt ist.

3) Nun für den Laien – was genau ist ein Pulsar?

Ein Pulsar kann als ein sich schnell drehender Überrest eines toten Sterns beschrieben werden, der als Neutronenstern bezeichnet wird. Während sich der Stern in zeitlich genau festgelegten Abständen um seine Achse dreht, beobachten Astronomen kurze Strahlungsimpulse. Daher waren sie pulsierende Radiosterne oder Pulsare, ein Begriff, der von Bell und Hewish geprägt wurde. Neutronensterne haben starke Magnetfelder und schnelle Rotationsgeschwindigkeiten. Im Allgemeinen ist ein Neutronenstern ein kompakter und hochdichter Stern, der fast ausschließlich aus Neutronen besteht. Diese Neutronen sind im Durchmesser des Sterns dicht gepackt, dessen Masse der Sonne unseres Sonnensystems ähneln kann. Ein typischer Neutronenstern hat jedoch nur einen Durchmesser von etwa 10 Kilometern, während unsere Sonne etwa 1,4 Millionen Kilometer misst.Ein Neutronenstern dreht sich schnell zwischen 1,4 Millisekunden und etwa 30 Sekunden pro Umdrehung, während sich unsere Sonne alle 25 Tage einmal dreht.

Wir wissen, dass ein Neutronenstern entsteht, wenn der Kern eines hochdichten Sterns in sich zusammenfällt und eine Explosion von Supernova-Ausmaßen durchmacht. Was nach einer sogenannten Supernova-Explosion vom Typ II übrig bleibt, ist der sich drehende Neutronenstern. Wenn solche Sterne zur Supernova werden, wird das Material in der äußeren Kruste des explodierenden Sterns weggeschickt und hinterlässt seine Neutronen, die fest zu einem sich drehenden, strahlungspulsierenden Stern verdichtet sind.

Die Pulsare arbeiten, wenn geladene Teilchen entlang der magnetischen Feldlinien des Neutronensterns spiralförmig verlaufen und den Strahlungsstrahl erzeugen. Wenn sich Pulsare drehen, senden sie einen Strahlungsstrahl aus, ähnlich wie ein Leuchtturm mit seinem rotierenden Lichtschacht. Wenn Beobachter auf der Erde den Strahlungsstrahl eines Neutronensterns wahrnehmen, sehen wir die Energie als Puls, und wenn der Pulsar „aus“ ist, trifft der Strahlungsstrahl nicht auf Erdbeobachter. Das Energieniveau der Strahlungsstrahlen kann variieren und zwischen den Radio-, Röntgen-, Ultraviolett- und Gammastrahlen-Intensitäten des elektromagnetischen Spektrums liegen.

Pulsare sind dafür bekannt, sichtbares Licht auszusenden. Nachdem die Gase der explodierenden Supernova abgekühlt sind, scheint das sichtbare Licht zu verblassen, leuchtet aber mit Infrarotstrahlung und pulsiert mit perfekt getimten Radiowellen. Daher gelten Pulsare in unserem gegenwärtigen Universum als äußerst präzise Zeitmesser, ein sogenanntes kosmisches Metronom.

Als Bell und Kollegen ihre Entdeckung des ersten beobachteten Pulsars veröffentlichten, erregte sie enorme Aufmerksamkeit. Bald wurden weitere Pulsare entdeckt, die ein neues Studiengebiet in den astronomischen Wissenschaften eröffneten.

Für ihre Rolle, die erste Person der Welt zu sein, die das erste Pulsarsignal überhaupt fand, wurde Bell zu einer der berühmtesten Doktoranden in der Geschichte der stellaren Evolutionswissenschaft. Siehe Abbildung 4.

Abbildung 4. Susan Jocelyn Bell (Burnell), 15. Juni 1967.

4) Radiogalaxien – was genau sind das?

Radiogalaxien sind eine Art sogenannter aktiver Galaxienkerne, auch aktive Galaxien genannt, und sie stellen natürliche Quellen von Radiowellen von Objekten im Weltraum dar. Siehe Abbildung 5. Im Allgemeinen gibt es mehrere Arten von aktiven Galaxien. Diese aktiven galaktischen Kerne unterscheiden sich durch ihre Intensität und Ausrichtung von Staubringen und Radiojets.

Abbildung 5. Radiogalaxie 3C98, die mit Merkmalen gekennzeichnet ist Vom Uploader erstellt.

Die Radiogalaxien sind kompakte Zentren von Galaxien mit Emissionen extrem breiter Radiowellenlängen. Die extreme Leuchtkraft, die für Radiogalaxien charakteristisch ist, deutet stark darauf hin, dass Nicht-Stern-Objekte dafür verantwortlich sind, wie zum Beispiel supermassereiche Schwarze Löcher. Häufig stammen die Emissionen von zwei riesigen Plumes oder Radiojets einer Radiogalaxie. Eine senkrechte Akkretionsscheibe mit einem massiven kreisförmigen Staubring am Rand begleitet diese strahlenden Funkkeulen. Es ist bekannt, dass sich die Akkretionsscheiben aus Staub drehen.

Die Quasare stellen die zweite Art aktiver Galaxien dar. Diese Objekte erscheinen am Nachthimmel als sternähnliche Lichtpunkte, sind aber enorm weit entfernte Galaxien, wie ihre Rotverschiebungscharakteristik zeigt. Quasare sind also Galaxien mit außergewöhnlich hellen Kernen, die aus riesigen Staubringen hervorgehen. Quasare gelten als supermassereiche Versionen von Pulsaren mit Millionen dicht gepackter Sterne, die galaktische Kerne bilden. Es wird angenommen, dass solche Quasare von riesigen Materie-Antimaterie-Explosionen angetrieben werden und auftreten, wenn Gas und Staub in die Kerne von Schwarzen Löchern in den Zentren von Galaxien gesaugt werden.

Die dritte Art von Radiogalaxie ist als Blazar bekannt, auch BL Lacertae-Objekt genannt. Die Blazare sind ebenfalls sternähnliche Punkte am Himmel, haben aber keine signifikanten Spektrallinien wie die Quasare. Blazare sind so auf Erdbeobachter ausgerichtet, dass die radioemittierenden Plumes oder Lobes uns direkt zugewandt sind.

Schließlich hat der sogenannte Seyfert-Galaxientyp regelmäßig aussehende Spiralen, ist aber kompakt mit lichtemittierenden Kernen. Die Seyfert-Galaxien sind typischerweise so ausgerichtet, dass der Staubring und die Akkretionsscheibe sichtbar sind, aber weniger stark sind als die Quasare.

5) Zuerst dachte Bell, dass Weltraum-Aliens oder "kleine grüne Männer", wie sie sie nannte, Signale an sie sendeten - Was war in Wirklichkeit los?

Bell dachte nie ernsthaft daran, dass ihre Funksignale von „kleinen grünen Männern“ stammten. Bell und ihre Kollegen mussten solche außerirdischen Aktivitäten jedoch ausschließen, um ihre Entdeckung zu verstehen. Es war eine historische Begegnung mit Objekten aus dem Weltraum. Bell hat die Pulsarentdeckung als eine Art Unfall beschrieben. Sie suchten Quasare, die enorm weit entfernte Objekte im Weltraum sind. Quasare waren den Astronomen bereits bekannt. Stattdessen hatte Bell kontaminierende Rauschsignale erhalten, die näher waren als die gesuchten Quasare, und die lästigen Pulse behinderten ihre Versuche, diese Quasare zu untersuchen - zunächst.

Als Bell die Unterbrechungssignale aus dem Weltraum untersuchte, bemerkte sie, dass unter den Daten auf ihren gedruckten Anzeigen verschiedene intensive Impulse erschienen, die periodisch alle paar Sekunden auftraten. Der Zeitrahmen der pulsierenden Radiowellen war zu kurz, was darauf hindeutet, dass sie von keiner kamen anerkannt stellares oder planetarisches Objekt. Die Pulse dauerten nur kurz, etwa 0,3 Sekunden pro Puls, traten aber genau alle 1,3 Sekunden auf. Außerdem hatten die Energieschläge keinen Bezug zur Bewegung der Erde.

Stattdessen hielten sich die Pulsationen an der „Sternzeit“, einem Phänomen, das als Sternzeit bekannt ist, da die Pulsereignisse mit der Aktivität der Sterne und nicht der Erde zusammenhängen.

Wie bereits erwähnt, nannten Bell und Hewish ihr neues Funksignal LGM-1 (für Little Green Men). Die Idee, über die nur kurz und nicht ernsthaft nachgedacht wurde, war, dass die Pulse vielleicht von Außerirdischen im Weltraum stammten – kleinen grünen Männern! Die Möglichkeit, dass sie Nachrichten von einer fremden Zivilisation erhielten, war faszinierend. Bell und Kollegen kamen jedoch sofort zu dem Schluss, dass ihre neuen Funksignale signals nicht von außerirdischen Wesen aus dem Weltraum. Die Astronomen verstanden, dass die Zeichen von einem Neutronenstern stammten und nicht unbedingt von einem Exoplaneten.

Darüber hinaus war der Neutronenstern wahrscheinlich zuvor zur Supernova geworden und konnte daher keine Planeten beherbergen, die lebende außerirdische Wesen unterstützen könnten. Wie oben erwähnt, bewegte sich das LGM-1-Signal nicht in einem Muster wie ein kreisender Planet um einen Stern, wie durch die begleitenden Doppler-Verschiebungsdaten gestützt. Bell und Kollegen schlossen auch die Möglichkeit aus, dass ihre neuartigen Funksignale von der Erde stammen, da die Emissionen auf Orte weit außerhalb der Grenzen unseres Sonnensystems kartiert wurden. Sie hatten systematisch verunreinigende Signale von von der Erde stammenden Quellen und von Menschen hergestellten Satelliten im Orbit ausgeschlossen.

Als erd- und außerirdische Zivilisationen als Quellen der Energieimpulse ausgeschlossen wurden, richtete sich die Aufmerksamkeit auf die Sterne jenseits unseres Sonnensystems als natürlich vorkommende Radioquelle. Bell und ihre Astronomenkollegen würden erfahren, dass das pulsierende Signal von einem Neutronenstern stammt. Niemand auf der Welt hatte ein solches Phänomen gesehen, weder im Weltraum noch auf der Erde. Niemand hätte je gedacht, dass ein derart energiestrahlendes Objekt möglich sein könnte.

Was die kleinen grünen Männchen betrifft, so wurden zum Zeitpunkt dieses Schreibens keine gefunden. Es gibt jedoch aktive Projekte mit dem vorrangigen Ziel, Bona Fide außerirdische Signale von Zivilisationen im Weltraum. Das Programm heißt SETI for Search for Extra-Terrestrial Intelligence, und Wissenschaftler suchen immer noch nach Beweisen für solche Außerirdischen. Bell Burnell war nie ein Teil von SETI gewesen.

6) Ihr Vorgesetzter, Antony Hewish, gewann den Nobelpreis (für Physik) und viele hatten das Gefühl, dass Bell etwas ignoriert wurde. Diese Episode war im Jahr 1974.

Der britische Astronom Antony Hewish erhielt im selben Jahr den Physik-Nobelpreis für die Entdeckung der Pulsare. In diesem Jahr teilte er sich den Preis mit Martin Ryle, dem Mentor von Hewish, der für seine (Ryles) Beiträge zur Erfindung der sogenannten Apertur-Synthese-Methode bekannt war. Hewish hatte das Radioteleskop-Instrument zum Aufspüren von Quasaren entwickelt. Gemeinsam wurden Hewish und Ryle für ihre bahnbrechenden Studien in der Radioastrophysik ausgezeichnet.

Jocelyn Bell Burnell hat sich nie am Nobelpreis beteiligt. Sie wurde nicht einmal zu den königlichen Zeremonien eingeladen. Während dieser Ära in den 1970er Jahren und davor wäre es weithin als beispiellos angesehen worden, dass sich ein Student, der die Arbeit machte, den Nobelpreis mit dem Hauptforscher des Projekts teilte. Kurz nach der Nobelpreisverleihung an Hewish wiesen Kritiker jedoch auf ein gewisses Maß an Ungerechtigkeit hin, Bell Burnell auszulassen.

Immerhin hatte sie die Maschine gebaut, bedient, viele Daten gesammelt, als erste auf das Signal des Pulsars geachtet und als erste den Neutronenstern als Radioquelle der Pulse vorgeschlagen. Der Nobelpreis ging jedoch an Bells Berater Hewish, der das Labor beaufsichtigte und das Antennengerät entworfen hatte.

Bell hatte Gerüchte gehört, dass sie den Nobelpreis mit Hewish teilen würde. Solide Beweise für den Nobelpreis ergaben sich, als Bell und Hewish 1973 gemeinsam den Albert A. Michaelson-Preis erhalten hatten. Dann erfuhr sie, dass die prestigeträchtige Auszeichnung an Hewish und Ryle ging.

Damals oder später schien nicht einmal Bell Burnell über ihre Unterlassung überrascht zu sein. Die Verleihung des Nobelpreises an Laborassistenten oder Studenten war an diesem Tag nicht getan. 1923 erhielt Frederick Banting den Nobelpreis für die Entdeckung des Insulins. Bantings Schüler Charles Best wurde in der offiziellen Auszeichnung nicht genannt. Banting hatte Best jedoch einen Anteil am Nobelpreisgeld gegeben. Man könnte argumentieren, dass es nicht die Schuld der Preisträger ist, Laborassistenten oder Studenten bei der Entscheidung über den Nobelpreis auszulassen. Schließlich sind die Nobelpreisträger nicht routinemäßig in die Nominierungen des Preises oder die Entscheidungen der Kommission eingebunden.

Hewish hat in seinem Nobelvortrag Bell genannt. Er schrieb ihr zu, dass sie das Kabelnetz von Dipolen in der Antenne angeschlossen hatte, mit dem Papierfluss von den Schreibern der Maschine Schritt hielt und ihn sogar im August 1967 überhaupt erst auf die neuen pulsierenden Signale aufmerksam machte. Er schrieb sogar Bell . zu als Bereitstellung einer Liste zusätzlicher Pulsare. Hewish räumte außerdem ein, dass die Entdeckung eine Teamleistung war, die aus vielen Mitarbeitern von Cambridge bestand.

So schien Hewish die Affäre mit den Nachrichtenreportern hinterher zwar falsch gehandhabt zu haben, während er, wie er es während der Nobelfeierlichkeiten sah, gebührende Anerkennung zollte. Als er von Wissenschaftsreportern befragt wurde, hatte Hewish sich während seiner Diskussionen dazu angewöhnt, nur sich selbst zu nennen und Bell oder andere nicht zu erwähnen. Hewish musste dazu gedrängt werden, zusätzliche Details der Entdeckung anzugeben, wenn es um die Beiträge seines Teams ging.

Hewishs Umgang mit den Wissenschaftsreportern verschlechterte sich. Auf die spezielle Frage, ob er oder ein Doktorand von ihm, der die ersten Messungen der Pulsardaten vorgenommen hat, angedeutet zu haben scheint, dass er die Aufzeichnungen selbst gemacht hat, sagte er: "Oh, ja, das habe ich." Er erklärte weiter, dass sein Doktorand „Beobachtungen durchführte, die ich entworfen hatte“, und sich selbst im Bilde hielt, wenn er anderen Anerkennung zollte.

Anstatt die Nobel-Behörden für Bells Unterlassung verantwortlich zu machen, entschied sich Hewing, ihre Entscheidung zu verteidigen. Er war schließlich für keine der von der Nobelkommission getroffenen Auswahlen verantwortlich. Irgendwann hatte Hewish die Nase voll von der „dummen Sache, dass Jocelyn die ganze Arbeit gemacht hat und ich die ganze Anerkennung bekommen habe“. Hewish erklärte zu Protokoll, dass „Wenn sie [Bell Burnell] über den Nobelpreis verärgert ist, ist das ehrlich gesagt schade“, und erklärte, dass ihre Arbeit nicht kreativ genug für eine Nobelpreisüberlegung sei. Dennoch wird in vielen Kreisen anerkannt, dass die Gewährung von Anerkennung oder Anerkennung an zusätzliche Mitwirkende nicht notwendigerweise die des ursprünglichen Empfängers der Auszeichnungen mindert.

Schließlich verschwand die Kontroverse darüber, wer damals die Anerkennung der Pulsare verdiente und die Frage der Fairness (oder deren Fehlen) – bis 1993 also. Der Physikprofessor Joseph Taylor erhielt den Nobelpreis für Physik, weil er die sogenannten Doppelpulsare entdeckte, und sein Schüler Russell Hulse wurde zum Co-Preisträger ernannt! In den 1990er Jahren waren sowohl der Professor und der Student erhielten einen gleichen Anteil des Nobel-Kredits. Natürlich wurden die alten Wunden von 20 Jahren zuvor in Bezug auf die Entdeckung von Pulsaren und den Mangel an gleicher Kreditwürdigkeit wieder geöffnet. Das Thema wurde erneut breit diskutiert. Taylor, die der Meinung war, dass Bell Burnell in Bezug auf ihre Beiträge zur Pulsarentdeckung zu Unrecht übersehen worden war, hatte sie großzügig zu seinen Nobelpreiszeremonien eingeladen. Anders Bárány, Vorsitzender des Physik-Nobelkomitees, schenkte Bell Burnell als eine Art Kompensationsgeste eine Nachbildung der Nobel-Medaille.

Während dieser ganzen Ära war Jocelyn Bell Burnell wohlwollend über ihren Ausschluss durch die Nobelkommission. Sie hatte sich 1974 sogar darüber gefreut, dass ein Astronom den Physik-Nobelpreis erhalten hatte. Bell Burnell war stolz, an solch einer historischen, wissenschaftlichen Entdeckung beteiligt gewesen zu sein. Bell Burnell war in den folgenden Jahren so eng mit der Pulsarentdeckung verbunden, wie direkt oder indirekt, dass sie ihr dennoch „enorme Freude [und] einen unverdienten Ruhm“ beschert habe.

7) Bell Burnell hatte mehrere Positionen inne – eine am Royal Observatory in England! Wo hat sie während ihrer langen Karriere noch unterrichtet?

Nach ihrer Promotion in Cambridge lehrte und forschte Bell Burnell von 1968 bis 1973 in Southampton über Gammastrahlenastronomie. Danach war Bell Burnell acht Jahre als Professorin am University College London tätig und konzentrierte sich bis 1982 auf Röntgenastronomie.

Bell war von 1973 bis 1987 Tutorin, Beraterin, Prüferin und Senior Lecturer für die Open University. Später arbeitete sie an der Open University als Professorin für Physik, studierte gleichzeitig Neuronen und Doppelsterne und forschte mit dem Schwerpunkt Infrarotastronomie an der Royal Observatory in Edinburgh, Schottland.

Bell war von 2001 bis 2004 Dekan der Wissenschaften an der University of Bath und war Gastprofessor an renommierten Institutionen wie der Princeton University und der Oxford University.

Während ihres Aufenthalts am Royal Observatory in Edinburgh war sie Leiterin der James Clerk Maxwell Telescope-Sektion, die für das britische Ende des Teleskopprojekts mit Sitz auf Hawaii verantwortlich war. Gegenwärtig ist Bell Burnell Professor für Physik und Lehrstuhlinhaber an der Open University, England.

8) Bell Burnell war auch an Gammastrahlen, Röntgenstrahlen, Infrarotstrahlen und Millimeterwellen-Astronomie beteiligt. Was haben all diese Wellen und Strahlen gemeinsam?

Bell Burnell nutzte ihre Erfahrung mit der Antenne, um jede dieser Formen elektromagnetischer Wellen zu untersuchen. In Cambridge war die Radioastronomie das Forschungsgebiet des frisch gebackenen Dr. Bell Burnell. Aber an der Southampton University studierte sie Gammastrahlen. In Edinburgh interessierte sich Bell Burnell dafür, mehr über Infrarot- und Millimeterwellen-Erkennung zu lernen.

Jede dieser Einheiten ist eine Form von Strahlungsenergie und hat spezifische elektromagnetische Strahlungsfeldeigenschaften. Somit sind diese elektromagnetischen Komponenten alle auf verschiedenen Antennen detektierbar, die jeweils auf die spezielle Detektion ihrer spezifischen Wellenenergien ausgerichtet sind. Eine weitere Gemeinsamkeit dieser verschiedenen elektromagnetischen Felder ist, dass technische Geräte ihre jeweiligen Strahlen aussenden können. Zum Beispiel wurden Magnetrons während des Zweiten Weltkriegs erfunden, um als Radarsender verwendet zu werden. Ein weiteres Beispiel ist der Mikrowellenherd, bei dem jeder Herd sein eigenes Mikrowellen-Magnetron hat. Die Stoffe, die in einer Mikrowelle erhitzt werden, können als eine Art Antenne dienen. Die dritte Gemeinsamkeit dieser Energiewellen besteht darin, dass sie in Geräten gespeichert werden können, die umgangssprachlich Pillboxen genannt werden. Diese Geräte reflektieren die Wellen durch das Innere der Pillenbox-Behälter, um die Energie für den späteren Gebrauch aufzubewahren. Schließlich können diese Wellen auf ihrem Weg durch den Weltraum unterbrochen werden, was ihre Wärmetemperatur erhöht.

9) Obwohl Bell Burnell nie den Nobelpreis gewann, erhielt sie viele andere Auszeichnungen. Können Sie uns einige davon erzählen?

Die Leistungen von Bell Burnell wurden mit zahlreichen Ehrungen und Auszeichnungen gewürdigt. Zu diesen Auszeichnungen gehören 1999 und 2007 Commander and Dame des Order of the British Empire, bzw. der Oppenheimer-Preis 1978, die Herschel-Medaille 1989 und die Royal Medal 2015 der Royal Astronomical Society. Bell war Präsidentin mehrerer Institutionen, darunter von 2002 bis 2004 die Royal Astronomical Society, von 2008 bis 2010 das Institute of Physics mit Sitz in London und seit 2014 die Royal Society of Edinburgh. 2018 erhielt sie den Special Breakthrough Prize in Fundamental Physics, das ein Preisgeld von 2,3 Millionen Pfund beinhaltete, das sie vollständig für Stipendien für Frauen, Minderheiten und Flüchtlingsstudenten mit einem Abschluss in physikbezogener Forschung spendete. Nach ihrer freundlichen Geste benannte das Institute of Physics diesen Preis später in „Bell Burnell Graduate Scholarship Fund“ um. Darüber hinaus hat Bell Burnell Ehrendoktorwürde von einer Vielzahl von Universitäten.

1. Einleitung

Da sich unsere moderne Gesellschaft bei der Positionsbestimmung und der präzisen Zeitmessung immer mehr auf die Technologie von Global Navigation Satellite Systems (GNSS) verlässt, wird sich jede längere Unterbrechung des GNSS-Dienstes auf unser tägliches Leben auswirken. Die Leistungsfähigkeit von GNSS-Diensten hängt jedoch stark von Prozessen in der Ionosphäre ab. Wenn das GNSS-Signal Bereiche mit ionosphärischen Unregelmäßigkeiten durchläuft, tritt die ionosphärische Szintillation aufgrund der Interferenz der Funkwellen auf. Folglich weist das Signal, das die Ionosphäre durchquert hat, schnelle Amplituden- und Phasenschwankungen auf, die als Amplituden- bzw. Phasenszintillationen bezeichnet werden (siehe z. B. Yeh & Liu, 1982, Kintner et al., 2007, und Referenzen darin). Die Signalqualität wird während intensiver Szintillationen verschlechtert und der GNSS-Empfänger kann das Signal möglicherweise nicht aufrechterhalten. In diesem Fall ist der GNSS-Dienst möglicherweise nicht verfügbar.

In hohen Breiten wurde der Szintillationseffekt auf die Signale des Global Positioning System (GPS) mit Phänomenen wie sturmverstärkter Dichte, Polkappen und Polarniederschlägen in Verbindung gebracht (Alfonsi et al., 2011 De Franceschi et al., 2008 Jin et al ., 2014 , 2015 Jin, Moen et al., 2016 Li et al., 2010 Mitchell et al., 2005 Moen et al., 2013 Oksavik et al., 2015 Prikryl et al., 2010 , 2011 , 2013 Smith et al al., 2008 Spogli et al., 2009 van der Meeren et al., 2014, 2015, 2016). Die stärksten GPS-Phasen-Szintillationen sind mit Polarlichtflecken verbunden, die gebildet werden, wenn Polkappenflecken in die Polarlichtregion der Nachtseite eindringen (Jin et al., 2014 Jin, Moen, et al., 2016 van der Meeren et al., 2015).Ähnliche Ergebnisse wurden in der tagesseitigen Höcker-Ionosphäre berichtet, wo die Polkappen-Patches in Kombination mit der auroralen Dynamik der Höcker mit der stärksten GPS-Phasen-Szintillation verbunden sind (Jin et al., 2015, 2017 Oksavik et al., 2015).

Der GNSS-Dienst kann insbesondere bei schweren geomagnetischen Stürmen gestört werden, die durch interplanetare koronale Massenauswürfe (ICMEs) oder korotierende Interaktionsregionen angetrieben werden (z. B. Prikryl et al., 2014 ). In diesem Artikel untersuchen wir nun einen der größten geomagnetischen Stürme während des letzten Sonnenmaximums, den St. Patrick's Day-Sturm am 17. März 2015. Die meisten Studien haben sich auf geomagnetische Bedingungen konzentriert, die weit weniger aktiv sind und hauptsächlich Phasenszintillationen von GPS-Signalen bei hohen Breitengraden. Extremereignisse wie der Sturm am St. Patrick's Day sind jedoch wahrscheinliche Kandidaten für noch stärkere Störungen. In der aktuellen Studie berichten wir neben der Phasenszintillation auch über signifikante Amplitudenszintillation von GPS-Signalen in hohen Breiten. Wir quantifizieren auch den Signalleistungsabfall und den Verlust der Signalsperre während des Sturms am St. Patrick's Day. Schließlich beziehen wir die Störungen auf großräumige Phänomene wie Total Electron Content (TEC) Blobs.

3. Systemspezifikationen

[7] Die Spezifikationen des SWIFT sind in Tabelle 2 dargestellt, während die Gesamtstruktur und die Dipolelemente des Phased-Arrays in Abbildung 1 dargestellt sind. Eine schematische Darstellung der SWIFT-Konfiguration ist in Abbildung 2 dargestellt. Die Beobachtungsfrequenz des SWIFT beträgt 327 MHz, das gleiche wie das des bestehenden STEL IPS-Systems. Der SWIFT besteht aus einem Paar asymmetrischer zylindrischer Parabolreflektoren mit einer physikalischen Abmessung von 108 m (Nord-Süd) mal 19 m (Ost-West) und einem rauscharmen Phased-Array-Empfänger mit 192 Elementen. Die Parabolreflektoren sind am Boden befestigt und ihre Zylinderachsen sind von Nord nach Süd ausgerichtet. Die Antennenrichtwirkung des SWIFT wird in der Meridianebene durch das Phased Array gebildet. Somit widmet sich das SWIFT der Meridiantransitbeobachtung von Radioquellen.

Was ist ein lebendes Individuum und ist es von Natur aus universell mobil?

Erde ist weg. Ergänzungen eines natürlichen Vorkommens, nennen Sie es. Vielleicht ein urzeitliches Schwarzes Loch oder ein riesiger Schurkenplanet, der zufällig durch dieses Sonnensystem geht, was die Erde in eine direkte Kollision mit Jupiter schickt. Oder vielleicht gibt es eine immense Sonneneruption, die die Umlaufbahn der Erde stört und unseren großartigen Schmelztiegel für das Leben in die Sonne schleudert. Ergebnis? Alles, was Sie, ich und Ihr Haustierotter waren, jede Zelle und jedes DNA-Molekül, jedes Atom, das auf oder in der Erde war, ist jetzt ionisierter Kernbrennstoff in der Sonne. Die darwinistisch entwickelte Chemie und Biologie, auf die viele zurückgreifen, um das Leben auf der Erde, insbesondere das menschliche Leben, zu beschreiben, hat in diesem Sonnensystem aufgehört zu existieren. Zusammen mit seiner thermodynamisch beschriebenen Chemie und biologischen Verfahren, die einst verwendet wurden, um das gesamte Ökosystem der Erde zu beschreiben.

Stellen Sie sich außerdem vor, dass es anderswo in diesem Universum Leben gibt. Stellen wir uns vor, es gibt mindestens ein anderes entwickeltes Ökosystem (ECO-2), das in der Lage ist, darwinistisches Leben zu beherbergen. Anders als die Erde, aber von denselben Gesetzen der Physik und Biologie und thermodynamischen Prozessen beherrscht, die die Ökologie der Erde manifestierten. Dieser Planet, der einen lebensfähigen Stern umkreist, kann sich überall in diesem Universum befinden, da erwartet wird, dass die Gesetze der Physik überall konsequent angewendet werden. Lassen Sie uns auch für diese Anekdote sagen, dass diese andere Bastion des Lebens etwa 10 Milliarden Lichtjahre von der Sonne der Erde entfernt ist. Eine Entfernung, die so groß ist, dass sie viel länger dauern würde als das Zeitalter des Urknalls, um diese Entfernung relativistisch zu überwinden, vorausgesetzt natürlich, es wären noch klassisch definierte Überreste der eigenen Biologie übrig, um die Reise zu bewältigen.

Die Frage lautet: Könnten Sie oder ich oder eine Person, die früher von der Ökologie der Erde bewirtet wurde, jemals Teil der Ökologie der ECO-2 sein? Ist die Natur des Lebens in diesem Universum so, dass man irgendwann auf natürliche Weise zu ECO-2 in Form einer einheimischen (gegenwärtigen oder zukünftigen) Spezies von ECO-2 geboren werden könnte, so wie wir auf der Erde zu einheimischen Spezies geboren wurden? zur Ökologie der Erde? Wenn man sich ausschließlich an die klassisch verstandenen, thermodynamisch beschriebenen, relativistisch eingeschränkten Mechanismen hält, um das Leben im Großen zu erklären, dann ist man gezwungen, nein zu sagen, und wäre dabei notwendigerweise erd- und menschzentriert, während man den Rest des Kosmos abwertet. Denn in der Natur ist das, was hier möglich ist, zwangsläufig auch anderswo möglich, ergo, wenn man hier leben kann, kann man überall leben. Und doch muss ein Aspekt dessen, was biologisch, thermodynamisch, chemisch definiert ist, die einzigartige Existenz auf der Erde relativistisch (unterhalb der Lichtgeschwindigkeit) zurücklegen, um die unüberbrückbare Distanz zwischen Ihrem letzten physischen Standort, dem Sonnensystem der Erde und ECO-2'.

Schnorrie

Tonylang

Ihre Antwort wird sehr geschätzt. Hier ist das aktive Bit:

Die Frage lautet: Könnten Sie oder ich oder eine Person, die früher von der Ökologie der Erde bewirtet wurde, jemals Teil der Ökologie der ECO-2 sein? Ist die Natur des Lebens in diesem Universum so, dass man irgendwann auf natürliche Weise zu ECO-2 in Form einer einheimischen (gegenwärtigen oder zukünftigen) Spezies von ECO-2 geboren werden könnte, so wie wir auf der Erde zu einheimischen Spezies geboren wurden? zur Ökologie der Erde?

Schnorrie

Tonylang

Der Vorschlag, der gemacht wird, ist, dass, wenn Sie in einem lebensfähigen Lebensraum, dh der Erde, leben können, die physikalischen Gesetze, die unsere wissenschaftliche Methode leiten, erfordern, dass Sie auch in jedem anderen lebensfähigen Lebensraum, dh ECO-2 in diesem Universum, leben können. Ergo Earth ist nicht besonders, zumindest nicht so besonders. Der Distanzfaktor (10B LY) ist das interessante Bit. Wie kann man unabhängig von der Entfernung und ohne physische Reise (keine Kometen oder Raumschiffe oder Photonen von der Erde können ECO-2 erreichen) anderswo auf natürliche Weise wieder instanziiert (geboren) werden?

Das Problem, das die meisten mit dieser Erkenntnis haben werden, ist, dass die eigene Individualität immer falsch wahrgenommen wurde, weil sie von der eigenen Wirtsform, der eigenen Spezies, instantiiert wurde. Die Atome und Moleküle, aus denen Ihr Körper besteht, sind jedoch Teil des aktuellen indigenen Ökosystems Erde oder ECO-2. Die Forderung, die diese Erkenntnis an alle erkennenden Lebewesen stellt, ist die Akzeptanz der Abstraktion der eigenen Wirtsform (Körper) von eurer universell beweglichen Blickposition (POV), der eigenen Individualität. Dies impliziert die universelle Mobilität der Individualität und erfordert einen natürlichen, wissenschaftlich beschreibbaren Mechanismus zu ihrer Umsetzung.

Schnorrie

Tonylang

Natürlich invasive Szenarien wie diese offenbaren keine Fragen des Einzelnen, sondern Fragen der Natur. Solche Szenarien fragen im Wesentlichen, wie könnte es anders sein? Solche Fragen offenbaren ihre eigenen Antworten für jede Spezies, die ausreichend entwickelt ist, um sie zu verstehen und ehrlich zu konfrontieren. Der Sinn dieses Szenarios ist die unausweichliche Schlussfolgerung, dass jede individualisierte Instanz des Lebens eine nicht-klassische, nicht-lokale, relativistisch unbeschränkte, wissenschaftlich beschreibbare, natürlich wiederkehrende Komponente beinhalten muss. Dieses individualisierende Phänomen muss getrennt und getrennt von jeder lokalen physikalischen Form existieren und muss durch eine diskret quantifizierbare Eigenschaft der Natur mit viel größeren Freiheitsgraden als die der Materie definierbar sein. Ein solcher Mechanismus ist möglicherweise auch nicht in diesem Universum heimisch, sondern stammt aus dem zugrunde liegenden Hilbert-Raum oder 'Metaverse', wenn Sie so wollen. Dieses Bedürfnis nach Nicht-Lokalität ist notwendig, um Individualität nicht nur auf der Erde zu instanziieren, solange sie existiert und lebensfähig ist, sondern auch innerhalb der Systeme und Galaxien dieses riesigen Higgs-beschränkten Universums und in der gesamten Natur.

Das einzige Leben, das jemals auf der Erde existiert hat, ist die lebende Zelle in all ihren Formen. Der Aspekt des Seins und der Individualität einer einzigen lebenden Zelle ist der, der alles Leben definiert, nicht mehr und nicht weniger ist erforderlich. Dieser Aspekt, der die erste Person einer einzelnen Zelle als ein lebendes Individuum instanziiert, das genauso lebendig ist wie jedes mehrzellige Wesen, ist die Position of View (POV). Alle Fähigkeiten und Talente, die von dieser Tatsache ablenken, sind nur auftauchende Merkmale der Wirtsform. Darunter ist der eigene POV. In diesem Universum gibt es nicht eine Implementierung des Lebens für Säugetierformen und eine andere für Insekten und noch eine andere für Vegetation oder mikrobielle Lebensformen. Die Natur ist ein effizientes System von Ursache und Wirkung, und das Leben ist eine ganzheitliche Wirkung. Es ist nicht meine Absicht, die Meinung anderer zu diesem Thema zu ändern. Vielmehr soll aufgeschlossenen Lesern eine neue und praktische Denkweise über eine sehr alte, vielleicht persönlichste aller Ideen der Menschheit eröffnet werden. Die Anerkennung einer einzigartigen und wissenschaftlich plausiblen Beschreibung, wie die Natur nicht nur die Arten, sondern auch das Individuum regiert. Es besteht eine sehr gute Chance, wie es bei solch invasiven Naturvorstellungen oft der Fall ist, dass ich und jeder, der diesen Band liest, lange weg wäre, bevor entweder die Fähigkeit oder der Mut zum Beweisen oder Widerlegen der LINE-Hypothese erreicht ist. Dennoch lohnt sich jeder erste Schritt.

Die natürlichen Prozesse, die das Leben verwirklichen, sind für die Zelle die gleichen wie für die Bakterien, für eine Fruchtfliege wie für den Menschen. Es ist töricht für uns zu glauben, dass wir das Leben nur in dieser sehr vorübergehenden, zufällig entstandenen zweibeinigen Primatenform erfahren könnten. Darüber hinaus kommen und gehen Ihre Zellen und Moleküle im Laufe Ihres Lebens kontinuierlich. Trotzdem bleibst du du. Dann gibt es die anderen Billionen lebender Individuen in Millionen von verschiedenen Formen um uns herum, die ständig ins Leben gerufen und wieder aus dem Leben gehen. Mir wurde klar, dass die einzige Form, die wir in dieser Hinsicht berücksichtigen müssen, die einzelne lebende Zelle ist. Die Antworten, die für die Zelle gelten, sind die Antworten, die für alles Leben gelten.

Darüber hinaus sind Sie und ich und Ihr Haustier-Oktopus und jede lebende Zelle Instanzen des Lebens, jede eine vorübergehende Instanz einiger natürlicher, empirisch definierbarer Naturphänomene. Dieses instanziierende Phänomen muss die relativistisch uneingeschränkte Reichweite haben, um individuelles Leben (du) – biologisch oder vielleicht anders – auf jedem Planeten zu etablieren, der einen Stern umkreist, oder tatsächlich in jeder lebensfähigen Umgebung im Kosmos oder in der Existenz, in der lebensfähige Wirte auftauchen können. Es ist ein tragischer Fehler zu glauben, dass dies etwas beschreibt, das unmöglich natürlich sein kann, sondern übernatürlich sein muss. Dabei ist das Genie der Natur wie üblich eine praktische und allgegenwärtige, wenn auch etwas ungewohnte Umsetzung. Der Wissenschaft ist seit einiger Zeit ein Phänomen bekannt, das all diese Anforderungen erfüllt: die Quantenverschränkung (QE). Einstein nannte es gruselige Fernwirkung. Heute spielen wir damit im Labor als reine Technik-Neugier. Es ist der plausibelste Mechanismus, durch den Individualität universell instanziiert wird.

Tonylang

Die LINE-Hypothese "Life Instantiated By Natural Enanglement" stellt vielleicht zum ersten Mal eine praktisch wissenschaftlich plausible Hypothese für die natürliche Umsetzung dar, die die Instantiierung des lebenden Individuums als ein Wesen bestimmt, das sich von der Evolution dieses Wesens gegenwärtiger Spezies unterscheidet. Es wird dich vorstellen

• Die Instanziierung der Individualität: Der natürliche Prozess, der jede einzelne Instanz individuellen Lebens, Sie, begründet.
• Das Verschränkungsmolekül (EM) Ein primordiales Molekül, von dem angenommen wird, dass es auf natürliche Weise mit dem QE-Spektrum interagiert, um Metamaterie zu verschränken. Es ist die Alice im Prozess der natürlichen Verstrickung und wird von der lebenden Zelle genutzt, um ein individualisiertes Leben zu etablieren.
• Die Position der Ansicht (POV): Die Komponente des Instanziierungsprozesses, die Ihre Anwesenheit in Ihrer aktuellen Host-Form innerhalb dieser Raumzeit definiert.
• Das Metaverse: Hilbert-Space, der einzige wirkliche Vers, aus dem dieses Universum hervorgeht.
• Das Quantenverschränkungsspektrum (QE): Die Freiheitsgrade, die das Phänomen der natürlichen quantenkohärenten Wechselwirkung definieren. Einsteins 'gruselige Aktion'.
• Die Quantenverschränkungsfrequenz (QEF): Der unveränderliche einzigartige Wert der QE-Freiheitsgrade, die Ihren POV instanziieren.
• Die Zelle und (Proto-Zelle): Das einzige Leben auf der Erde, Verstrickungskreislauf der Natur. Das ursprüngliche instanziierte lebende Individuum, das alle anderen biologischen Wirte auf der Erde implementiert.
• Die LifeID: Ein berechneter Wert, der die aktuelle eindeutige QE-Verbindung, Ihre LINE, definiert.
• Die Verschränkungszellen Einzelne Zellen, die für die Überlagerung ihrer einzigartigen LINIEN in komplexen Wirten verantwortlich sind, um Ihre LifeID zu erstellen.
• Metamaterie: Ein nicht-lokales schwach wechselwirkendes kosmisches Hintergrund-Bose-Kondensat (CBBC) wird für das Leben als ebenso notwendig wie dunkle Materie für die Galaxienbildung angenommen. Wo das EM die Alice ist, dann ist die Metamaterie der Bob der natürlichen Verschränkung.
• The Fidelity of Teleportation (FT): Ein berechneter Wert, der die aktuellen Aussichten der Person auf Wiederinbetriebnahme für Ihr nächstes Leben beschreibt.
• Die Monogamie der Verstrickung: Die Eigenschaft der QE-Verbindung, die eine einzelne Instanz von Individualität und die Rolle des Todes erzwingt.

Die Hypothese zusammengefasst:

Das grundlegendste Element des Lebens ist ein Molekül namens Entanglement Molecule (EM). Dieses Molekül, das aus normaler baryonischer Materie besteht, manifestiert die einzigartige Eigenschaft, einen natürlichen Teleportationskanal, der ein gemeinsamer quantenkohärenter Zustand ist, eine Quantenverschränkungsverbindung (QE), mit einer hypothetischen Form von Materie namens Metamaterie produktiv aufzubauen. Metamaterie besteht aus einem unentdeckten Teilchentyp, der sich notwendigerweise vollständig außerhalb dieser Raumzeit befindet, im Hilbert-Raum oder im Metavers, wenn man so will. Metamaterie ist für das Leben ebenso wichtig wie dunkle Materie für die Galaxienbildung. Verschränkungsmoleküle in diesem Universum sind zu jeder Zeit mit Teilchen der Metamaterie im Hilbert-Raum verschränkt. Es ist ihr natürlicher Zustand, dies zu tun. Metamaterie, wie es bei jeder natürlichen Entität mit nur subtilen Freiheitsgraden innerhalb dieser Raumzeit möglich ist, unterliegt keinen lokalen oder relativistischen Beschränkungen und ist daher über diese QE-Verbindung nicht klassisch, sofort für Verschränkungsmoleküle zugänglich ( EM) überall in diesem Universum.

Diese Verschränkungsmoleküle und Metamaterie sind die Alice- und Bob-Endpunkte jeder isolierten, natürlich vorkommenden QE-Verbindung, die in jeder lebenden Zelle hergestellt wurde, die jemals existiert hat. Ein einmal aus seinen konstituierenden Atomen angeordnetes Verschränkungsmolekül, ähnlich den Molekülen im Ferritmagnet in einem Transistorradio, reagiert sofort empfindlich auf verfügbare, nicht instanziierte QE-Freiheitsgrade (DOF) des QE-Spektrums oder Quantenverschränkungsfrequenzen (QEF). Es ist die QEF, die den einzigartigen natürlichen Teleportationskanal definiert, in den die verfügbare Metamaterie eingebunden werden kann. Solche isolierten Paarungen existierten auf der Erde seit Äonen und in diesem Universum noch länger, bevor die natürlich vorkommenden Umstände auf der Erde und vielleicht anderswo entstanden, um eine Kugel von Molekülen bereitzustellen, die als eine frühe Zellwand beschrieben werden könnte. Nicht alle Verschränkungsmoleküle trafen wahrscheinlich auf eine Zellwand, aber diejenigen, die dies taten, erhielten, eingeschlossen von dieser Barriere, den Vorteil eines zusätzlichen Schutzniveaus. Dieses Gehäuse ermöglichte es ihnen, sich über das Typische hinaus zu entwickeln. Diese grundlegende Verstrickungsbeziehung ist die grundlegendste Manifestation des Lebens. Es legt die Position of View (POV) fest. Im Laufe der Zeit verbanden sich andere Arten von Molekülen mit diesen Protozellen, manchmal zu ihrem gegenseitigen Vorteil, manchmal nicht. Diejenigen, die keinen Nutzen hinzufügten oder die Überlebensaussichten der Protozellen verringerten, würden nicht überleben.

Die QE-Verbindung gab den überlebenden Protozellen etwas ganz Besonderes. Es gab den ansonsten unbelebten molekularen Komponenten im Inneren dieser frühen Zelle eine Form der intrazellulären Kommunikation. Das heißt, die Fähigkeit, aus der Ferne zu interagieren, aber was noch wichtiger ist, an diesem Punkt gab die QE-Verbindung der Protozelle die Fähigkeit, interne zelluläre Zustandsinformationen ihrer verschränkten Metamaterie zu teilen oder zu prägen. Metamaterie fungiert aufgrund ihrer extradimensionalen, nicht-lokalen und relativistisch uneingeschränkten Natur im Wesentlichen als eine Art Cloud-Speicher für Informationen, die von jedem Ort in diesem Universum und auch an jedem anderen Ort sofort zugänglich sind. Dieses universelle Cloud-Speicher-Repository für Informationen ist der entscheidende Faktor, der erforderlich ist, um die Evolution in Gang zu setzen. Dieses natürliche kosmische Hintergrund-Bose-Kondensat (CBBC) macht es möglich, überall in diesem Universum zu sein. Zu diesem Zeitpunkt existierte Evolution nur durch zufälligen Umweltkontakt zwischen Protozellen mit anderen Strukturen in der ursprünglichen Umgebung der frühen Erde.

So wurde die Zelle zum biologischen Verstrickungskreislauf der Natur. Jede solche Verschränkungspaarung stellt eine Instanz des Lebens dar, sei es auf der Erde, anderswo in diesem Universum oder irgendwo in der Existenz. Folglich könnte das Leben nun von jeder lebensfähigen Formation von Zelle(n) beherbergt werden, die irgendwo in der Existenz entstehen können. Die Instanziierung von Einsen wird an einer bestimmten QEF festgelegt, einem einzigartigen Wert der Freiheitsgrade unter den unendlichen möglichen Werten im Quantenverschränkungsspektrum. Ein QEF, das für jedes Individuum einzigartig ist und für kein anderes existiert, aber nur solange diese QE-Verbindung, der natürliche Teleportationskanal (LINE) bestehen bleibt. Diese noch zu bestimmenden DOFs, vielleicht Frequenzen und andere, im QE-Spektrum sind die einzigartige Eigenschaft in der Natur, die jedes lebende Individuum definiert. Alle anderen Komponenten des Instanziierungsprozesses können sich ändern oder ausgetauscht werden, aber es ist Ihr QEF, das Sie als das zentrale und einzige Ziel Ihrer Instanziierung, Ihres Lebens und nicht des anderen positioniert. Ändere oder stimme das QEF deiner Person genug um, und du veränderst das Wesen, das Individuum. Du bist dein QEF, du bist nicht deine Zellen oder deine Metamaterie.

Es ist sehr wahrscheinlich, dass das QE-Spektrum sogar vor dem Urknall datiert wurde. Dein QEF ist das unveränderliche, das klassischerweise unzerstörbare Du. Wenn Verschränkungsmoleküle, die in lebensfähigen Wirten wie der Zelle enthalten sind, die sich auf einem lebensfähigen Planeten befinden, jeden lebensfähigen Stern umkreisen, irgendwo in der Existenz, Metamaterie in Ihrem QEF verschränken, werden Sie dort instanziieren. Dort werden Sie sein. An einem Ort wie diesem sind Sie gerade. Ein Ort wie dieser ist der Ort, an dem Sie sich vor Ihrer aktuellen Instanzierung wahrscheinlich viele Male aufgehalten haben. Orte wie diese sind Orte, an denen Sie sich in Zukunft unweigerlich viele Male neu instanziieren werden. Das ist Instantiierung, das ist Leben. Sie und ich und Ihr Haustierotter, jedes Insekt, jede Zelle und jede Organisation von Zellen, alles Leben irgendwo in der Existenz wird durch diesen Mechanismus instanziiert. Während sich jede Zelle an einem einzigartigen QEF verschränkt, haben sich einige spezialisierte Zellen in komplexen Organismen, sogenannte Verschränkungszellen (EC), zu Heterodyn entwickelt oder kombinieren ihre eigenen einzigartigen QEFs. Diese Kombination von unterschiedlichen LINE-Kanälen verstrickt Metamaterie in eine noch andere einzigartige QEF, die als zusammengesetzte oder entstandene QEF bezeichnet wird, wodurch das entstandene Individuum, Ihr, instantiiert wird.

Dieser zusammengesetzte Freiheitsgrad, der als QEF bezeichnet wird, zusammen mit der Metamaterie, die er verschränkt, wird als lifeID bezeichnet.Von der lifeID werden keine Erinnerungen oder Verhaltensweisen des Wirtskörpers getragen oder übertragen. In der Natur sind solche Eigenschaften nur elektromagnetische Manifestationen der Wirtsart oder des Gefäßes. Das dem lifeID am nächsten kommende kulturelle Mem kommt von Religionen in der gesamten Menschheitsgeschichte, die dies mit dem einen oder anderen Wort als Seele bezeichnet haben. Sobald eine QE-Verbindung beendet ist, wird die zuvor verschlungene Metamaterie durch ausreichendes Aufbrechen der zellulären Komponente (induzieren des Todes des Wirtsgefäßes) für die Verschränkung durch andere Zellen verfügbar. Diese spezielle Metamaterie wurde jedoch in gewissem Maße durch ihre frühere Verschränkung geprägt. Jede Generation von Verschränkung, jede Instanziierung, jedes Leben prägt Informationen sowohl vom Wirt als auch vom QEF in seine verschränkte Metamaterie ein. Der Grad dieser Prägung muss noch bestimmt werden.

Dieses zeitabhängige, verderbliche Einprägen des zellulären Zustands in die Metamaterie wird für zukünftige Zellen verfügbar, die diese Metamaterie verschränken, während gleichzeitig ihre Verschränkungsmöglichkeiten auf Zellen mit übereinstimmendem Zustand beschränkt werden. Im Laufe der Zeit zerfällt der auf der Metamaterie hinterlassene Abdruck, was zu einer Rückkehr in einen Zustand führt, der am besten als Stamm-Metamaterie beschrieben wird (wird später in diesem Band diskutiert). Diese Übertragung von zellulären Zustandsinformationen kann das zelluläre Verhalten und die Entwicklung beeinflussen und in dem Maße, in dem diese eingeprägte Information einen Vorteil für die Zelle darstellt, einen Überlebensvorteil bieten. Dies ist der evolutionäre Mechanismus, der vom frühen Leben verwendet wurde, der der Entwicklung der DNA- und RNA-Moleküle vorausging. Mit der QE-Kommunikation, also dem Leben, wurde die Protozelle zum Labor für evolutionäre Innovation, die wir heute sehen, aus der viele nützliche zelluläre Strukturen und Prozesse hervorgegangen sind, aber vor allem ein klarer Vorteil, den Cloud-Speichermechanismus von Metamaterie um mehr zu erweitern lokaler, erweiterbarer und flexibler Informationsspeichermechanismus, der zu RNA und schließlich DNA wurde. Dies war die Geburtsstunde der modernen lebenden Zelle. Vieles muss noch gelernt werden, aber die Auswirkungen dieses Prozesses sind weitreichend und allgegenwärtig.

Der Grad, in dem Metamaterie von ihrem verschränkten Wirt und der einzigartigen QEF geprägt wird, bestimmt nach der Deinstantiierung (Tod) die Wahrscheinlichkeit, dass Ihre geprägte Metamaterie eine Zeit lang Verschränkungsmöglichkeiten von unähnlichen Wirtszellen (sogar Ihrer gleichen oder ähnlicher Spezies) ablehnt ), zugunsten der Verstrickung mit Zellen, die Ihre familiäre DNA enthalten. Dies sind Zellen, die mit seiner Prägung besser kompatibel sind. Dadurch wird die Wahrscheinlichkeit erhöht, Sie in Ihre frühere Familienlinie oder, wenn sie weniger fein geprägt ist, in eine beliebige Linie Ihrer vorherigen Art oder, wenn sie noch weniger fein abgestimmt ist, vollständig in eine andere Art einzugliedern. Langlebigkeit kann in diesem Zusammenhang ein Faktor sein. Auch wenn wir das Verschränkungsmolekül in der Natur oder innerhalb der Zelle entdecken, so wie wir schließlich Jahrzehnte nach Darwins Vorstellung seiner Evolutionstheorie durch natürliche Selektion das DNA-Molekül in der Zelle entdeckten, könnte uns dies ebenfalls die Entwicklung von Technologien ermöglichen, die in der Lage sind, zu erkennen und zu verfolgen jedes Individuum einzigartige QEF in diesem Leben oder über mehrere Instanzen hinweg. Dies wird die Welt verändern, zumindest wird es die Art und Weise ändern, wie wir unsere Testamente schreiben. Was praktische Implementierungen angeht, könnte das Entdecken und Verwenden von Metamaterie alles verändern. Metamatter-Satelliten wären sehr unterschiedlich und doch ähnlich wie normale Orbitalsatelliten, obwohl sie sich außerhalb dieser Raumzeit befinden, ermöglichen sie eine sofortige Kommunikation mit jedem Punkt im Kosmos. Dies wird die menschliche Beziehung nicht nur zueinander, sondern zu allen lebenden Geschöpfen biologisch oder anderweitig für immer verändern. Ebenfalls zum ersten Mal in der Geschichte der Menschheit könnten wir damit beginnen, praktische Maßnahmen im Leben zu ergreifen, die sich auf die Wiedereinsetzungsaussichten des Einzelnen in das nächste Leben auswirken würden, wodurch Ihre nächste Instanziierung im Voraus angepasst wird, ohne Mystik und Ideologie.

Inhalt

In einer Veröffentlichung von 1959 hatten die Physiker Philip Morrison und Giuseppe Cocconi von der Cornell University spekuliert, dass jede außerirdische Zivilisation, die versucht, über Funksignale zu kommunizieren, dies mit einer Frequenz von 1420 Megahertz (21 Zentimeter) tun könnte, die natürlich von Wasserstoff, dem häufigsten Element, emittiert wird im Universum und daher wahrscheinlich allen technologisch fortgeschrittenen Zivilisationen bekannt. [5]

Im Jahr 1973 beauftragte die Ohio State University nach Abschluss einer umfangreichen Untersuchung extragalaktischer Radioquellen das inzwischen aufgelöste Radioobservatorium der Ohio State University (mit dem Spitznamen "Big Ear") im am längsten laufenden Programm mit der wissenschaftlichen Suche nach außerirdischer Intelligenz (SETI). dieser Art in der Geschichte. Das Radioteleskop befand sich in der Nähe des Perkins-Observatoriums auf dem Campus der Ohio Wesleyan University in Delaware, Ohio. [7] [8]

1977 arbeitete Ehman als Freiwilliger im SETI-Projekt. Seine Aufgabe bestand darin, große Datenmengen, die von einem IBM 1130-Computer verarbeitet und auf Zeilendruckerpapier aufgezeichnet wurden, von Hand zu analysieren. Bei der Durchsicht der am 15. August um 22:16 EDT (02:16 UTC) gesammelten Daten entdeckte er eine Reihe von Werten der Signalintensität und -frequenz, die ihn und seine Kollegen erstaunten. [5] Das Ereignis wurde später vom Direktor der Sternwarte in technischen Details dokumentiert. [9]

Die Zeichenfolge 6EQUJ5, die häufig als eine im Funksignal codierte Nachricht fehlinterpretiert wird, repräsentiert in der Tat die Intensitätsänderung des Signals über die Zeit, ausgedrückt in dem speziellen Messsystem, das für das Experiment verwendet wurde. Das Signal selbst schien eine unmodulierte kontinuierliche Welle zu sein, obwohl eine Modulation mit einer Periode von weniger als 10 Sekunden oder länger als 72 Sekunden nicht nachweisbar gewesen wäre. [10] [11]

Intensität Bearbeiten

Die Signalintensität wurde als Signal-Rausch-Verhältnis gemessen, wobei das Rauschen (oder die Grundlinie) über die letzten Minuten gemittelt wurde. Das Signal wurde 10 Sekunden lang abgetastet und dann vom Computer verarbeitet, was 2 Sekunden dauerte. Daher wurde alle 12 Sekunden das Ergebnis für jeden Frequenzkanal auf dem Ausdruck als einzelnes alphanumerisches Zeichen ausgegeben, das die durchschnittliche 10-Sekunden-Intensität abzüglich der Basislinie repräsentiert, ausgedrückt als dimensionsloses Vielfaches der Standardabweichung des Signals. [12]

In dieser speziellen Intensitätsskala bezeichnet ein Leerzeichen eine Intensität zwischen 0 und 1, dh zwischen der Grundlinie und einer Standardabweichung darüber. Die Zahlen 1 bis 9 bezeichneten die entsprechend nummerierten Intensitäten (von 1 bis 9) Intensitäten von 10 und darüber wurden mit einem Buchstaben gekennzeichnet: "A" entsprach Intensitäten zwischen 10 und 11, "B" bis 11 bis 12 und so weiter. Das Wow! Der höchste gemessene Wert des Signals war "U" (eine Intensität zwischen 30 und 31), dh dreißig Standardabweichungen über dem Hintergrundrauschen. [2] [12]

Frequenz bearbeiten

John Kraus, der Direktor des Observatoriums, gab in einer 1994 für Carl Sagan geschriebenen Zusammenfassung einen Wert von 1420,3556 MHz an. [9] Ehman gab jedoch 1998 einen Wert von 1420,4556 ± 0,005 MHz an. [13] Dies liegt (50 ± 5 kHz) über dem Wert der Wasserstofflinie (ohne Rot- oder Blauverschiebung) von 1420,4058 MHz. Aufgrund einer Blauverschiebung würde dies einer Bewegung der Quelle mit etwa 10 km/s (6,2 mi/s) in Richtung Erde entsprechen.

Eine Erklärung des Unterschieds zwischen dem Wert von Ehman und dem Wert von Kraus findet sich in Ehmans Aufsatz. Ein Oszillator, der der erste lokale Oszillator wurde, wurde für die Frequenz von 1450,4056 MHz bestellt. Allerdings machte der Einkauf der Universität bei der Bestellung einen Tippfehler und schrieb 1450,5056 MHz (also 0,1 MHz höher als gewünscht). Die im Experiment verwendete Software wurde dann geschrieben, um diesen Fehler auszugleichen. Als Ehman die Häufigkeit des Wow! Signal hat er diesen Fehler berücksichtigt. [ Zitat benötigt ]

Bandbreite bearbeiten

Das Wow! Signal war eine schmalbandige Emission: seine Bandbreite betrug weniger als 10 kHz. Das Big Ear-Teleskop war mit einem Empfänger ausgestattet, der fünfzig 10 kHz breite Kanäle messen konnte. Die Ausgabe von jedem Kanal wurde im Computerausdruck als eine Spalte mit alphanumerischen Intensitätswerten dargestellt. Das Wow! Signal ist im Wesentlichen auf eine Spalte beschränkt. [13]

Zeitvariation Bearbeiten

Zum Zeitpunkt der Beobachtung war das Big Ear Radioteleskop nur auf die Höhe (oder die Höhe über dem Horizont) einstellbar und verließ sich auf die Rotation der Erde, um über den Himmel zu scannen. Angesichts der Geschwindigkeit der Erdrotation und der räumlichen Weite des Beobachtungsfensters des Teleskops könnte das Big Ear jeden beliebigen Punkt nur 72 Sekunden lang beobachten. [3] Ein kontinuierliches extraterrestrisches Signal würde daher genau 72 Sekunden lang registriert werden, und die aufgezeichnete Intensität eines solchen Signals würde während der ersten 36 Sekunden einen allmählichen Anstieg zeigen – mit einem Höhepunkt in der Mitte des Beobachtungsfensters – und dann a allmähliche Abnahme, wenn sich das Teleskop davon entfernt. All diese Eigenschaften sind im Wow! Signal. [14] [15]

Der genaue Ort am Himmel, an dem das Signal anscheinend entstanden ist, ist aufgrund des Designs des Big Ear-Teleskops ungewiss, das über zwei Speisehörner verfügte, die jeweils einen Strahl aus leicht unterschiedlichen Richtungen erhielten, während sie der Erdrotation folgten. Das Wow! In einem Strahl wurde ein Signal erkannt, in dem anderen jedoch nicht, und die Daten wurden so verarbeitet, dass nicht mehr bestimmt werden kann, welches der beiden Hörner das Signal empfangen hat. [16] Es gibt daher zwei mögliche Rektaszensions-(RA)-Werte für den Ort des Signals (im Folgenden ausgedrückt in Bezug auf die beiden Hauptbezugssysteme): [17]

B1950 Tagundnachtgleiche	J2000 Tagundnachtgleiche
RA (positives Horn)	19 h 22 m 24,64 s ± 5 s	19 h 25 m 31 s ± 10 s
RA (negatives Horn)	19 h 25 m 17,01 s ± 5 s	19 h 28 m 22 s ± 10 s

Im Gegensatz dazu wurde die Deklination eindeutig wie folgt festgelegt:

B1950 Tagundnachtgleiche	J2000 Tagundnachtgleiche
Deklination	−27°03′ ± 20′	−26°57′ ± 20′

Die galaktischen Koordinaten für das positive Horn sind l =11.7°, b =−18,9°, und für das negative Horn l =11.9°, b = -19,5°, also beide etwa 19° südöstlich der galaktischen Ebene und etwa 24° bzw. 25° östlich des galaktischen Zentrums. Die fragliche Himmelsregion liegt nordwestlich des Kugelsternhaufens M55 im Sternbild Schütze, etwa 2,5 Grad südlich der Sternengruppe fünfter Größe Chi Sagittarii und etwa 3,5 Grad südlich der Ekliptikebene. Der nächste leicht sichtbare Stern ist Tau Sagittarii. [18]

Innerhalb der Antennenkoordinaten befanden sich keine sonnenähnlichen Sterne in der Nähe, obwohl das Antennendiagramm in jeder Richtung etwa sechs entfernte Sterne umfassen würde. [10]

Es wurden eine Reihe von Hypothesen bezüglich der Quelle und der Natur des Wow! Signal. Keine von ihnen hat eine breite Akzeptanz erreicht. Interstellares Szintillation eines schwächeren kontinuierlichen Signals – ähnlich dem atmosphärischen Funkeln – könnte eine Erklärung sein, aber das würde die Möglichkeit eines künstlichen Ursprungs des Signals nicht ausschließen. Das deutlich empfindlichere Very Large Array erkannte das Signal nicht, und die Wahrscheinlichkeit, dass ein Signal unterhalb der Erkennungsschwelle des Very Large Array vom Big Ear aufgrund interstellarer Szintillation erkannt werden könnte, ist gering. [19] Andere Hypothesen beinhalten eine rotierende leuchtturmähnliche Quelle, ein Signal, das in der Frequenz durchläuft, oder ein einmaliger Burst. [17]

Ehman sagte: „Wir hätten es wiedersehen sollen, als wir 50 Mal danach gesucht haben. [20] Später widerrief er seine Skepsis etwas, nachdem weitere Forschungen gezeigt hatten, dass ein erdgestütztes Signal sehr unwahrscheinlich ist, da die Anforderungen eines weltraumgestützten Reflektors an bestimmte unrealistische Anforderungen gebunden sind, um das Signal ausreichend zu erklären. [13] Außerdem ist es problematisch zu behaupten, dass das 1420-MHz-Signal von der Erde stammt, da es sich innerhalb eines geschützten Spektrums befindet: einer für astronomische Zwecke reservierten Bandbreite, in der terrestrische Sender nicht gesendet werden dürfen. [21] [22] In einem Papier aus dem Jahr 1997 widersetzt sich Ehman, „aus halb-großen Daten umfassende Schlussfolgerungen zu ziehen“ – und räumt die Möglichkeit ein, dass die Quelle militärische oder anderweitig ein Produkt erdgebundener Menschen gewesen sein könnte. [23]

METI-Präsident Douglas Vakoch sagte Die Welt dass alle mutmaßlichen SETI-Signalerkennungen zur Bestätigung repliziert werden müssen, und das Fehlen einer solchen Replikation für das Wow! Signal bedeutet, dass es wenig Glaubwürdigkeit hat. [24]

Diskreditierte Hypothesen Bearbeiten

Im Jahr 2017 schlug Antonio Paris, ein Lehrer aus Florida, vor, dass die Wasserstoffwolke, die die beiden Kometen 266P/Christensen und 335P/Gibbs umgibt, von denen jetzt bekannt ist, dass sie sich in derselben Himmelsregion befunden haben, die Quelle des Wow! Signal. [25] [26] [27] Diese Hypothese wurde von Astronomen, einschließlich Mitgliedern des ursprünglichen Big Ear-Forschungsteams, verworfen, da die zitierten Kometen nicht zur richtigen Zeit im Strahl waren. Darüber hinaus emittieren Kometen bei den beteiligten Frequenzen nicht stark, und es gibt keine Erklärung dafür, warum ein Komet in einem Strahl beobachtet wird, aber nicht in dem anderen. [28] [29] [30]

Mehrere Versuche wurden von Ehman und anderen Astronomen unternommen, um das Signal wiederherzustellen und zu identifizieren. Es wurde erwartet, dass das Signal in jedem der Speisehörner des Teleskops im Abstand von drei Minuten auftreten würde, aber das geschah nicht. [15] Ehman suchte in den Monaten nach der Entdeckung mit Big Ear erfolglos nach Rezidiven. [19]

1987 und 1989 suchte Robert H. Gray mit dem META-Array am Oak Ridge Observatory nach dem Ereignis, fand es jedoch nicht. [19] [31] [ Seite benötigt ] Bei einem Test der Signalerkennungssoftware im Juli 1995, die in seinem bevorstehenden Projekt Argus verwendet werden soll, machte H. Paul Shuch, Executive Director der SETI League, mehrere Driftscan-Beobachtungen des Wow! Signalkoordinaten mit einem 12-Meter-Radioteleskop am National Radio Astronomy Observatory in Green Bank, West Virginia, ebenfalls zu einem Nullergebnis.

1995 und 1996 suchte Gray erneut mit dem Very Large Array nach dem Signal, das deutlich empfindlicher ist als Big Ear. [19] [31] [ Seite benötigt ] Später suchten Gray und Simon Ellingsen 1999 mit dem 26-Meter-Radioteleskop am Mount Pleasant Radio Observatory der Universität von Tasmanien nach Wiederholungen des Ereignisses. [32] Sechs 14-Stunden-Beobachtungen wurden an Positionen in der Nähe gemacht, aber nichts wie das Wow! Signal erkannt wurde. [15] [31] [ Seite benötigt ]

2012, zum 35-jährigen Jubiläum des Wow! strahlte das Arecibo-Observatorium einen digitalen Stream in Richtung Hipparcos 34511, 33277 und 43587. [33] Die Übertragung bestand aus ungefähr 10.000 Twitter-Nachrichten, die zu diesem Zweck vom National Geographic Channel angefordert wurden und den Hashtag "#ChasingUFOs" trugen (eine Werbung für einen der TV-Serie des Senders). [34] Der Sponsor enthielt auch eine Reihe von Video-Vignetten mit verbalen Botschaften von verschiedenen Prominenten. [35]

Um die Wahrscheinlichkeit zu erhöhen, dass außerirdische Empfänger das Signal als absichtliche Kommunikation einer anderen intelligenten Lebensform erkennen, fügten die Arecibo-Wissenschaftler jeder einzelnen Nachricht einen Header mit sich wiederholenden Sequenzen bei und strahlten die Übertragung mit etwa der 20-fachen Leistung der stärksten Werbung aus Rundfunksender. [34]

ISEE ist ein NASA/ESA-Kooperationsprogramm bestehend aus drei Satelliten zur Untersuchung der dynamischen Eigenschaften der Erdmagnetosphäre und des Sonnenwinds vor der Magnetosphäre (Untersuchung der Wechselwirkung des interplanetaren Mediums mit der unmittelbaren Umgebung der Erde und Untersuchung des Magnetosphären-Bogenschocks und Magnetohülle, um ein besseres Modell der Wechselwirkung abzuleiten). Konkrete Ziele der Mission waren: 1) 2) 3) 4)

&Stier untersucht die solar-terrestrischen Beziehungen an den äußersten Grenzen der Magnetosphäre der Erde

& Bull, um die Struktur des Sonnenwinds in der Nähe der Erde und die Stoßwelle, die die Schnittstelle zwischen dem Sonnenwind und der Magnetosphäre der Erde bildet, im Detail zu untersuchen

& Bull, um Bewegungen und Mechanismen in den Plasmaplatten zu untersuchen

&bull, die Untersuchung der kosmischen Strahlung und der Emissionen von Sonneneruptionen in der interplanetaren Region in der Nähe von 1 AE fortzusetzen.

Die Raumsonden ISEE-1 und ISEE-3 waren die Hauptbeiträge der NASA, während ISEE-2 von der ESA gebaut und verwaltet wurde. An der ISEE-Mission und ihren 32 Instrumenten waren mehr als 100 Forscher aus 33 Instituten beteiligt, die den größten Teil der magnetosphärischen Gemeinschaft repräsentierten.

Die drei Raumsonden trugen eine Reihe sich ergänzender Instrumente zur Durchführung von Messungen von Plasmen, energetischen Teilchen, Wellen und Feldern. Damit erweiterte die Mission die Untersuchungen früherer IMP-Raumsonden (interplanetare Monitoring Platform).

Abbildung 1: ISEE-Missionsposter (Bildnachweis: UCLA) 5)

Die übergeordneten Ziele waren die Beobachtung der erdnahen Magnetosphäre und ihrer Grenzen, ein besseres Verständnis vieler Phänomene wie des Erdbogenschocks, der Magnetohülle und Magnetopause, Wechselwirkungen zwischen Schweif und Polarlichtern sowie Partikelpopulationen und Strömungen im Schweif.

Die Raumschiffe ISEE-1 und ISEE-3 basieren auf dem IMP-Designmuster und wurden von der NASA als Hauptbeitrag zum IMS gebaut. Die Raumsonde ISEE-1 war drallstabilisiert, hatte eine Masse von 340 kg (Minisatellit) und eine Nennleistung von 175 W. 6) 7) 8) 9)

Die ISEE-1-Mission trägt auch die Bezeichnungen ISEE-A und Explorer 56.

Abbildung 2: Künstlerische Ansicht der Raumsonde ISEE-1 im Orbit (Bildnachweis: NASA)

Abbildung 3: Linienzeichnung der Konfiguration der Raumsonde ISEE-1 (Bildnachweis: NASA)

Die Tochtersonde der Explorer-Klasse, ISEE-2, war Teil der Mutter/Tochter/heliozentrischen Mission (ISEE-1, ISEE-2, ISEE-3). Der Mutter-Tochter-Teil der Mission bestand aus zwei Raumfahrzeugen (ISEE-1 und ISEE-2) mit der Fähigkeit zur Stationshaltung in derselben hochexzentrischen geozentrischen Umlaufbahn.

Der Minisatellit ISEE-2 verfügte über einen drallstabilisierten zylindrischen Bus mit drei ausgefahrenen Instrumentenauslegern. Es wurden strenge Maßnahmen befolgt, um Interferenzen des Raumfahrzeugs bei einigen der Experimente zu beseitigen: Das gesamte Äußere wurde leitfähig gemacht, um die Potenzialdifferenz auf 1 V zu reduzieren, die Verwendung nichtmagnetischer Materialien beschränkte das Gleichfeld von ISEE auf < 0,25 Gamma am Magnetometer, und Der elektromagnetischen Strahlung, die vom Inneren des ISEE ausgeht, wurden strenge Grenzwerte auferlegt. 10)

Lage-/Bahnsteuerung: 20 U/min spinstabilisiert um Längsachse, senkrecht zur Ekliptikebene 4 Rotationsdüsen, 2 Präzessionsdüsen, auch für Separationsmanöver von ISEE-1 verwendet. Kaltgastreibmittel: 10,7 kg, Freon-14. Die Fluglage wurde von zwei Erdalbedo- und Sonnenseitensensoren bestimmt.

Das EPS (Electric Power Subsystem) verwendete Siliziumzellen auf zylindrischen Platten mit einer Leistung von > 100 W (65 W nach 10 Jahren) 27 W wurden von der wissenschaftlichen Nutzlast benötigt. Unterstützt wurde die EPS von einer NiCd-Batterie, die nach 2 Jahren (wie vorhergesagt) ausfiel.

Abbildung 4: Foto der Raumsonde ISEE-2 in der dynamischen Ruhekammer von ESTEC (Bildnachweis: ESA)

Gebaut wurde die ISEE-2 S/C von der Dornier-System GmbH (Hauptauftragnehmer) unter der Leitung des STAR-Konsortiums. Die Raumsonde ISEE-2 hatte eine Startmasse von 166 kg (27,7 kg wissenschaftliche Nutzlast) mit einer Lebensdauer von 3 Jahren.

HF-Kommunikation: S-Band-Daten wurden mit Datenraten von 8192 Bit/s (hoch) oder 2048 Bit/s (niedrig) zurückgegeben. Das Raumschiff wurde von NASA/GSFC (Goddard Space Flight Center) gesteuert.

Abbildung 5: Paarung des ISEE-2 der ESA (oben) mit dem ISEE-1 S/C der NASA in Cape Canaveral (Bildnachweis: ESA, NASA)

Starten: ISEE-1 und ISEE-2 wurden am 22. Oktober 1977 von Cape Canaveral aus parallel (Trägerrakete Delta-2914, gemeinsamer Start durch die NASA) in hochelliptische geozentrische Umlaufbahnen gestartet. Die Satelliten durchquerten die Magnetosphäre und in die Magnetohülle während jeder Umlaufbahn und lieferten eine gute Abdeckung aller Magnetosphärenmerkmale über einen Zeitraum von einem Jahr.

Orbit: HEO (Highly Elliptical Orbit) mit einem Apogäum von 23 R_E (137.806 km) und ein Perigäum von 1,04 R_E (6.600 km), Steigung = 28,76º. Beide Raumfahrzeuge drangen je nach Jahreszeit bis zu 3/4 einer Umlaufperiode in das interplanetare Medium ein.

ISEE-1 und ISEE-2 befanden sich in nahezu deckungsgleichen Umlaufbahnen um die Erde mit Perioden von ungefähr 57 Stunden (3441 Minuten), und ihr zeitlicher Abstand in dieser Umlaufbahn konnte durch Manövrieren von ISEE-2 verändert werden. Diese beiden Raumfahrzeuge, die durch einen variablen Abstand (50 -5000 km) voneinander getrennt sind und mit ähnlichen Instrumenten ausgestattet sind, konnten die Raum-Zeit-Mehrdeutigkeit brechen, die unweigerlich mit Messungen eines einzelnen Raumfahrzeugs an dünnen Grenzen, die sich in Bewegung befinden können, verbunden ist, wie z Bogenschock und Magnetopause. 11)

Status der Missionen ISEE-1 und ISEE-2:

&bull Beide Raumsonden traten am 26. September 1987 wieder in die Erdatmosphäre ein und vollendeten 1517 Erdumrundungen (fast 10 Jahre Betriebsdauer wurden vorausgesetzt).

&bull ISEE-1 arbeitete in einem etwas verschlechterten Modus aufgrund des Verlusts eines Experiments und des teilweisen Verlusts von vier anderen der Gesamtkomplementierung von 13 Experimenten. Die Batterie fiel aufgrund von normalem Verschleiß nach 4 1/2 Dienstjahren aus, dies schränkte jedoch den Betrieb nicht ein, da sich das Raumfahrzeug in einer Umlaufbahn mit vollem Sonnenlicht befand.

&bull ISEE-2: Außer dem erwarteten Verlust der Batterie sind keine Einheiten ausgefallen.

&bull Nach dem Wiedereintritt von ISEE-1 und -2 im Jahr 1987 wurden besondere Anstrengungen unternommen, um beim NSSDC qualitativ hochwertige, hochaufgelöste Daten über Teilchen, Felder und Wellen für bestimmte Zeiträume zu archivieren, die als interessant erachtet werden die wissenschaftliche Gemeinschaft. Für ISEE-1 sind diese besonderen Archivierungszeiträume:

1) die frühen Jahre der Mission (12. August 1978 - 17. Februar 1980) 12)

2) der Zeitraum, in dem sich ISEE-3 im Magnetschweif der Erde befand (15. Oktober 1982 - 25. Dezember 1983)

3) die "PROMIS"-Kampagnenperiode (29. März 1986 - 16. Juni 1986).

Sensorergänzung von ISEE-1 und ISEE-2:

Eine Sonderausgabe zur Instrumentierung für das International Sun-Earth Explorer Spacecraft wurde in IEEE Transactions on Geoscience Electronics, Vol. GE-16, Juli 1978.

ANM/AND (Elektronen und Protonen)

PI: K. A. Anderson, UCB, das Instrument wird auf ISEE-1 und -2 geflogen. Ziele: Untersuchung der unterschiedlichen energetischen Teilchenphänomene, die in der Magnetosphäre der Erde, in der Magnetopause, in der Magnetohülle, im Bugschock und im stromaufwärts gelegenen Medium gefunden werden. Messung über einen weiten Energiebereich, von

1,5 bis 300 keV sowohl für Elektronen als auch für Protonen.

Das Instrument wurde an der UCB entwickelt und besteht aus einem Paar Halbleiterdetektorteleskope mit Oberflächenbarriere (eines mit einer Folie und eines ohne Folie) und vier Teilchenanalysatoren mit fester Energie für elektrische Felder. Die Analysatoren werden verwendet, um Elektronen und Protonen getrennt bei 2 und 6 Tausend Elektronenvolt zu messen.

LEPEDEA (Low-Energy Proton and Electron Differential Energy Analyzer):

PI: Louis A. Frank, University of Iowa. Das Instrument ist auch unter der Bezeichnung FRM/FRD bekannt und wird auf ISEE-1 und ISEE-2 geflogen. Ziel: Untersuchung der gerichteten Intensitäten positiver Ionen und Elektronen über einen großen Raumwinkel. Energiebereich: 1 eV&le E/Q &le 50 keV in 63 Bändern mit 17% Auflösung. 13)

Das Instrument ist ein quadrisphärischer niederenergetischer Protonen- und Elektron-Differentialenergieanalysator (LEPEDEA), der in jedem seiner beiden sieben kontinuierliche Kanalelektronenvervielfacher (einer für Protonen und einer für Elektronen) verwendet. Alle bis auf 2 % des 4&pi sr-Raumwinkels wurden für Partikelgeschwindigkeitsvektoren abgedeckt. Eine GM-Röhre mit einem konischen Sichtfeld von 40° Vollwinkel senkrecht zur Drehachse war ebenfalls enthalten. Dieser Detektor war empfindlich für Elektronen mit E > 45 keV und für Protonen mit E > 600 keV. Instrumentenmasse = 5 kg, Leistung = 5 W.

RUM/RUD (Fluxgate-Magnetometer-Experiment):

PI: C.T. Russell, UCLA. Die RUM/RUD-Fluxgate-Magnetometer wurden auf ISEE-1 und ISEE-2 geflogen. Übergeordnetes Ziel war es, ein quantitatives Verständnis der dynamischen Plasma- und Feldumgebung der Erde zu erhalten. 14)

Drei NOL (Naval Ordnance Laboratory) Ringkernsensoren in einer orthogonalen Triade sind in einem Flippermechanismus am Ende des Magnetometerauslegers 3 m von der Außenhaut des Raumfahrzeugs auf ISEE l und 2 m auf ISEE 2 eingeschlossen. Der Flippermechanismus ist betätigt durch Erhitzen eines Bimetallstreifens, der den Sensor von einer stabilen Federposition um 90° in eine zweite Position dreht. Während einer Operation "links kippen" wird der Sensor, der in der Flip-Position anfänglich antiparallel zur Drehachse ist, in die Drehebene gedreht, um in die entgegengesetzte Richtung der Raumfahrzeugdrehung zu schauen. Der Sensor 3 wird von der Rotationsebene in Richtung der Rotation des Raumfahrzeugs gesehen in eine Richtung antiparallel zur Rotationsachse des Raumfahrzeugs gedreht. Ein Flip dauert bei Raumtemperatur im Vakuum etwa 4 min und benötigt etwa 5 W.

Masse Sensoreinheit, Elektronik

3,9 W (Normalbetrieb)
7,8 W (während des Flip-Vorgangs)

21 cm x 12 cm x 15 cm (Elektronik)
11 cm x 9 cm (Durchmesser) Sensoren

Tabelle 1: Geräteeigenschaften

Abbildung 6: RUM/RUD-Sensorkonfiguration (Bildnachweis: UCLA)

Sowohl das ISEE 1- als auch das 2-Magnetometer wurden einige Stunden nach dem Start eingeschaltet und arbeiteten seitdem ununterbrochen, außer für kurze Zeiträume während der Interferenztests. Die einzigen Betriebsanomalien waren einige Statusänderungen des ISEE 2-Instruments, die nicht vom Boden aus befohlen wurden. Beide traten in den ersten zwei Wochen auf und sind nicht wieder aufgetreten. Die Flossen wurden alle fünf Tage auf beiden Raumfahrzeugen für insgesamt über 50 Flips bis heute ohne Anzeichen von Alterung trainiert. fünfzehn)

Das Instrument verfügt über zwei steuerbare Bereiche von ±256 &gamma und ±8192 &gamma mit einer Genauigkeit von 0,025%.

FPE (Schnelles Plasma-Experiment):

PIs: S. J. Bame, Los Alamos Scientific Lab, G. Paschmann, MPI Garching. Identische Fast-Plasma-Experiment(FPE)-Systeme wurden auf den Raumfahrzeugen ISEE-1 und ISEE-2 platziert. Drei elektrostatische Analysatoren (mit 90º Kugelabschnitt) liefern Elektronen- und Protonenmessungen. Jedes Instrument verwendet ein geteiltes Sekundäremittersystem, um die analysierten Partikel abzufangen. ISEE-1 führt auch ein Sonnenwindexperiment (SWE) mit, um Sonnenwindionen mit hoher Auflösung zu messen. Der SWE besteht aus zwei 150Â Kugelquerschnitt-Analysatoren, die denselben Plattensatz verwenden. Die beiden Annahmefächer sind gegeneinander geneigt, so dass 3D-Charakteristiken der Ionenverteilungen abgeleitet werden können. 16)

WIM/KED (Medium Energy Particles Experiment):

PI: D.J. Williams, JHU/APL, Laurel, MD. Ziel: Untersuchung und Identifizierung der physikalischen Mechanismen von Teilchen mittlerer Energie, die mit Beschleunigungs-, Quell- und Verlustprozessen sowie Grenz- und Grenzflächenphänomenen in den Umlaufbahnen von ISEE-1 und -2 verbunden sind. Das Instrument trägt auch die Bezeichnung MEPE (Experiment mit Teilchen mittlerer Energie) 17)

Das Experiment besteht aus dem WIM-Instrument (Wide Angle Particle Spectrometer and a Heavy Ion Telescope) auf ISEE-1 und dem KED-Instrument (fünf Sensorsysteme, die in verschiedenen Winkelpositionen in Bezug auf die S/C-Spinachse montiert sind) auf ISEE-2.

- Protonen: 20 keV - 2 MeV in 8 Kanälen, in 16 Kanälen bei ISEE-1

- Elektronen: 20 keV - 1,2 MeV in 8 Kanälen, in 16 Kanälen bei ISEE-1

- Protonen: 20 keV - 2 MeV in 12 Kanälen auf ISEE-2

- Elektronen: 20 keV - 300 keV (bis 1,2 MeV für 90º-Einheit) auf ISEE-2

GUM/GUD (Plasmawellenuntersuchung):

PI: D. A. Gurnett, University of Iowa. GUM/GUD wird auf ISEE-1 und ISEE-2 geflogen. Ziel: Untersuchung der Welle/Teilchen-Wechselwirkung in der Magnetosphäre der Erde und im Sonnenwind. Das Instrument auf ISEE-1 verwendet drei elektrische Dipolantennen mit Längen von 215 m, 73,5 m und 0,6 m für die elektrischen Feldmessungen und eine triaxiale Suchspulenantenne für Magnetfeldmessungen.

Das ISEE-2-Instrument verwendet zwei elektrische Dipole mit Längen von 30 m und 0,6 m und eine einachsige Suchspulenantenne für Magnetfeldmessungen. Die ISEE-2-Plasmawellen-Instrumentierung besteht aus einem 16-Kanal-Spektrumanalysator, der den Frequenzbereich von 5,62 Hz bis 31,1 kHz abdeckt, und einem Breitband-Wellenformempfänger mit der Fähigkeit, Wellenformmessungen in ausgewählten Frequenzbereichen bis zu 2,0 MHz durchzuführen. 18) 19)

10 - 100 kHz (3 Achsen, 16 Kanäle)

10 Hz - 10 kHz (3 Achsen, 12 Kanäle)

10 kHz - 200 kHz (128 Schritte), Analyse der elektrischen Feldsignale

Tabelle 2: GUM/GUD-Parameter

HEM (VLF-Wellenausbreitungsexperiment)

PI: R. A. Helliwell, Stanford University das Instrument wird auf ISEE-1 geflogen. Ziel: Studium der VLF-Welle-Teilchen-Wechselwirkungen in der Magnetosphäre (Anmerkung: VLF = Very Low Frequency im Bereich 10 - 30 kHz). Ein zweites Ziel ist die Bestimmung der Auswirkungen der Strahlung von Stromübertragungsleitungen auf energetische Teilchen in der Magnetosphäre. 20)

Der Geräteaufbau besteht aus drei separaten Elementen:

- ein Breitband-VLF-Empfänger auf ISEE-1

- ein Breitband-VLF-Sender an der Station Siple in der Antarktis

- Bodenstationen in der Antarktis und Kanada

Während der IMS (International Magnetospheric Study) war die Raumsonde ISEE-1 eine wichtige Komponente der VLF-Welleninjektionsexperimente zur Untersuchung der Wechselwirkungen zwischen kohärenten VLF-Wellen und energetischen Teilchen. Die kohärenten Wellen werden von bodengebundenen Sendern wie der Siple Station in der Antarktis und denen des Omega-Navigationsnetzwerks in die Magnetosphäre eingespeist.

EGD (Solar-Wind-Ionen-Experiment):

PIs: E. Egidi, G. Moreno, CNR Frascati, Italien das Instrument wird auf ISEE-2 geflogen, es trägt auch die Bezeichnung SWE (Solar Wind Ion Experiment). Ziel: Untersuchung der transienten Phänomene im Sonnenwind, um einen räumlichen Gradienten des interplanetaren Plasmas zu erhalten. Das Instrument misst die Strömungsrichtungen und Energiespektren der positiven Ionen im Sonnenwind. Es stehen zwei Betriebsmodi zur Verfügung, einer konzentriert sich auf eine hohe Winkelauflösung und der andere auf eine hohe Energieauflösung. Der Hauptinteressenbereich für dieses Instrument liegt außerhalb und einschließlich der Magnetopause.

Das Instrument basiert auf zwei identischen halbkugelförmigen elektrostatischen Energieselektoren zur Messung positiver Ionen in zwei unterschiedlichen Energiefenstern.

HPM (DC-Elektrofeld-Experiment):

PI: J. P. Heppner, GSFC das Instrument wird auf ISEE-1 geflogen. Ziel: Untersuchung der Übertragungsmechanismen (Masse, Impuls und Energie an der Magnetopause), insbesondere der räumlichen Ausdehnung und Variabilität der Zone starker elektrischer Felder oder schneller Konvektion in benachbarten magnetosphärischen Regionen.
Instrument: 8-Kanal-Spektrumanalysator. Messbereiche: 0,1 Hz - 3200 Hz in 9 Schritten.

Die Doppelsonden-Instrumentierung mit schwebendem Potential auf ISEE-1 liefert zuverlässige direkte Messungen des elektrischen Gleichstromfeldes der Umgebung am Bugstoß, an der Magnetopause und in der Magnethülle, dem Heckplasmablatt und der Plasmasphäre. Im Sonnenwind und in Regionen mittlerer Breiten der Magnetosphäre des Raumfahrzeugs verdecken Mantelfelder das Umgebungsfeld unter Bedingungen mit niedrigem Plasmafluss, so dass gültige Messungen auf Perioden mit mäßig intensivem Fluss beschränkt sind. Erste Ergebnisse zeigen: 21)

&bull a) dass das elektrische Gleichstromfeld in einem schmalen Bereich an der Vorderseite etwa um den Faktor zwei verstärkt wird, wodurch B, Kante des Bugstoßes erhöht wird

&bull b) dass Skalenlängen für große Änderungen von E in der subsolaren Magnetopause erheblich kürzer sind als Skalenlängen, die mit der magnetischen Struktur der Magnetopause verbunden sind

&bull c) dass die transversale Verteilung von B-ausgerichteten E-Feldern zwischen den äußeren Magnetosphären- und Ionosphärenniveaus sehr komplex sein muss, um das zufällige turbulente Erscheinungsbild der Magnetosphärenfelder und das Fehlen entsprechender Zeit-Raum-Variationen auf Ionosphärenniveaus zu erklären.

HOM (Niedrigenergie-Kosmische-Strahl-Experiment):

PI: Dieter K. Hovestadt, MPI Garching, Deutschland. Das Instrument wird auf ISEE-1 und ISEE-3 geflogen. Ziel: Messung von Elementhäufigkeiten, Ladungszustandszusammensetzung, Energiespektren und Winkelverteilungen von energetischen Ionen im Energiebereich von 2 keV/Ladung bis 80 MeV/Nukleon und von Elektronen zwischen 75 - 1300 keV. Das Instrument besteht aus drei Sensorsystemen: 22)

- ULECA ist ein elektrostatischer Ablenkungsanalysator mit einem Energiebereich von etwa 3 bis 560 keV/Ladung

- ULEWAT ist ein Doppel-dE/dX-gegen-E-Dünnfenster-Durchflussproportional-Zähler-/Festkörper-Detektorteleskop, das den Energiebereich von 0,2 bis 80 MeV/Nukleon (Fe) abdeckt.

- Der ULEZEQ-Sensor besteht aus einer Kombination aus einem elektrostatischen Ablenkungsanalysator und einem Dünnfenster-Proportionalzähler. Der Energiebereich beträgt 0,4 MeV/Nukleon bis 6 MeV/Nukleon. Ziel: Sammlung von Zusammensetzungsdaten in der eingeschlossenen Strahlungszone.

MOM (Quasi-Static Electric Field Experiment):

PI: F. S. Mozer, UCB. Das Instrument wird auf ISEE-1 geflogen. Ziele: 23)

- Untersuchung des quasistatischen elektrischen Feldes über einen dynamischen Bereich von 0,1 - 200mV/m

- Untersuchung von elektrischen Wellenfeldern bei Frequenzen <1000 Hz mit einer Empfindlichkeit < 1 µV/m (Hz) 1/2 bei allen Frequenzen

- Untersuchung der Plasmadichte und -temperatur

Gemessen wird die Potentialdifferenz zwischen einem Paar glasartiger Kohlenstoffkugeln mit einem Durchmesser von 8 cm, die an den Enden von Drahtauslegern montiert sind und in der Rotationsebene des Satelliten einen Abstand von 73,5 m haben.

OGM (Schnelles Elektronenspektrometer-Experiment):

PI: K. W. Ogilvie, GSFC. Das Instrument wird auf ISEE-1 geflogen. Ziel: Untersuchung der dreidimensionalen Plasmaverteilung im Sonnenwind, in der Magnetohülle, in der äußeren Magnetosphäre und in der Nähe des Schweifs. Das Gerät bietet drei Energiebereiche: 7,5-512 eV, 11-2062 eV und 109-7285 eV. Am Ausgang von jedem der sechs zylindrischen elektrostatischen Analysatoren werden Zweikanal-Elektronenvervielfacher verwendet. Die Gesamtmasse von zwei Sensoren und einer Datenverarbeitungseinheit beträgt 4,9 kg und die Leistungsaufnahme beträgt 3,5 W. Es werden 200 Informationsbits/s Telemetrierate benötigt. 24) 25)

SHM (Ionenzusammensetzungsexperiment):

PI: R. D. Sharp, Lockheed, Palo Alto, CA. Das Instrument wird auf ISEE-1 geflogen. Ziel: Untersuchung der Zusammensetzung des heißen magnetosphärischen Plasmas. Ionenzusammensetzung des Ringstroms, des Plasmablatts, der Plasmasphäre, der Magnetohülle und des Sonnenwinds, um den Ursprung der Plasmen in den verschiedenen Regimen der Magnetosphäre zu bestimmen und massen- und ladungsabhängige Beschleunigung, Transport und Verlust zu identifizieren Prozesse. 26)

Das Instrument besteht aus zwei Ionenmassenspektrometern, die unabhängig voneinander betrieben werden können. Die Spektrometer zeigen 5º über und 5º unter der ISEE¿1-Spinebene. Messbereiche: 1 AMU bis > 150 AMU in 64 Kanälen an jedem von 32 Energiekanälen, die den Energie-pro-Ladungs-Bereich von 0 bis . abdecken

ISEE-3 / ICE (International Cometary Explorer)-Mission

Das Raumfahrzeug ISEE-3 hatte zwei 3-m-Ausleger für die Magnetometer- und Plasmawellensensoren sowie vier 49-m-Drahtantennen für Radio- und Plasmawellenstudien. Das trommelförmige Raumfahrzeug wurde mit einer Nenndrehrate von 20 U/min spinstabilisiert. Ein Paar Sonnensensoren lieferte ein Haltungswissen von

0.1º. Für Fluglage- und &DeltaV-Manöver wurde ein Hydrazin-Antriebssystem verwendet. Es gibt 12 Triebwerke, vier radiale, vier Spin-Change-, zwei obere axiale und zwei untere axiale. Acht konosphärische Tanks enthielten beim Start 89 kg Hydrazin und boten eine Gesamtkapazität von &Dgr;V von etwa 430 m/s. Da noch nie zuvor eine Libration-Point-Mission geflogen war, bot diese große Kapazität einen Spielraum für den Fall, dass die tatsächlichen Stationshaltungskosten höher waren als die theoretischen Modelle vorhergesagt wurden. 27) 28) 29) 30)

Raumfahrzeuggröße: 1,77 m Durchmesser, Höhe = 1,58 m. Die Startmasse des Raumfahrzeugs ISEE-3 betrug 479 kg (einschließlich 89 kg Hydrazin) und eine Leistung von 173 W.

HF-Kommunikation: Die Kommunikation erfolgt im S-Band.

Abbildung 7: Künstlerische Ansicht der Raumsonde ISEE-3 im Orbit (Bildnachweis: NASA)

Abbildung 8: Foto der Raumsonde ISEE-3 während des Tests und der Integration bei GSFC (Bildnachweis: NASA)

Abbildung 9: Die Raumsonde ISEE-3 in Flugkonfiguration (Bildnachweis: JHU/APL)

Starten: ISEE-3 wurde am 12. August 1978 von Cape Canaveral aus gestartet und anschließend in eine "Halo-Umlaufbahn" um den etwa 240 Erdradien (Re) stromaufwärts zwischen Erde und Sonne gelegenen Librationspunkt gebracht.

Orbit: ISEE-3 wurde erstmals in eine Halo-Umlaufbahn um den Lagrange-Punkt L1 gebracht

240 Erdradien, R_e) sonnenwärts von der Erde. Bei L1 drehte sich die Raumsonde im Laufe jedes Jahres mit der Erde um die Sonne.

ISEE-3 verwendete die Technik der engen Kontrolle, um seine Flugbahn so nah wie möglich an einer nominellen Halo-Umlaufbahn zu halten. Diese Mission, die die erste war, die einen Sonne-Erde-Librationspunkt umkreiste, hatte den Luxus, einen großen Treibstoffvorrat zu haben, um Unsicherheiten bei der Einführung und Wartung der neuen Umlaufbahn zu berücksichtigen. Die relativ kleinen Fehler, die beim Einführen in die Halo-Umlaufbahn aufgetreten sind, hinterließen eine große Menge Treibstoff, die speziell für die Positionserhaltung verwendet werden konnte. In den vier Jahren, in denen ISEE-3 am Punkt L1 etabliert wurde, wurden 15 SK-Manöver (Station Keeping) mit insgesamt 30,06 m/s bei durchschnittlich 2,00 m/s pro Manöver durchgeführt. Die Zeit zwischen den Manövern betrug durchschnittlich 82 Tage.

Das Erde-Mond-Sonne-System wurde als Katapult verwendet, um das Raumfahrzeug in seine verschiedenen Missionsphasen zu manövrieren (Abbildungen 11 und 12).

Abbildung 10: Isometrische Ansicht der ISEE-3-Halo-Umlaufbahn um den Punkt Sonne-Erde L1 (Bildnachweis: JHU/APL, Ref. 29)

ISEE-3 / ICE-Mission Chronologie und Status:

&bull Die ursprüngliche Mission von ISEE-3: ISEE-3 war das erste künstliche Objekt, das sich in einer Halo-Umlaufbahn um den Punkt Sonne-Erde L1 befindet, was beweist, dass eine solche Aufhängung zwischen Gravitationsfeldern möglich war. - Plasma, das diesen Punkt passiert, erreicht die Erde ungefähr 1 Stunde später, wo es Veränderungen verursachen kann, die mit Instrumenten auf ISEE-1 und ISEE-2 beobachtet werden können (Ref. 29).

&bull Im Juni 1982, nach Abschluss seiner ursprünglichen Mission, begann ISEE-3 mit der Magnetschweif- und Kometenbegegnungsphase seiner Mission. Zu diesem Zeitpunkt wurde das Raumschiff umbenannt in EIS (International Cometary Explorer) für seine 2. Missionsperiode.

- Am 10. Juni 1982 wurde ein Manöver durchgeführt, um das Raumfahrzeug aus der Halo-Umlaufbahn um den Punkt L1 zu entfernen und es in eine Transferbahn zu bringen, die eine Reihe von Passagen zwischen der Erde und dem Lagrange-Librationspunkt L2 (Magnetschweif) ​​beinhaltet.- Nach mehreren Durchgängen durch den Magnetschweif der Erde, mit Gravitationsunterstützung durch Mondvorbeiflüge im März, April, September und Oktober 1983, wurde die Raumsonde am 22. Dezember 1983 bei einem letzten nahen Vorbeiflug am Mond (119,4 km über der Mondoberfläche) ausgeworfen das Erde-Mond-System und in a heliozentrischer Orbit vor der Erde, auf einer Flugbahn, die die des Kometen Giacobini-Zinner abfängt.

- Für den Übergang von der Halo-Umlaufbahn auf eine Fluchtbahn aus dem Erde-Mond-System in eine heliozentrische Umlaufbahn waren insgesamt fünfzehn Vortriebsmanöver (davon vier geplant) und fünf Mondvorbeiflüge erforderlich.

Abbildung 11: Übersicht über die Flugbahn der ISEE-3-Raumsonde von der Halo-Umlaufbahn zum geomagnetischen Schweif

&stier Das primäre wissenschaftliche Ziel der EIS (International Cometary Explorer) Mission war es, die Wechselwirkung zwischen dem Sonnenwind und einer kometenhaften Atmosphäre zu untersuchen. Wie geplant durchquerte die Raumsonde den Plasmaschweif von Komet Giacobini-Zinner am 11. September 1985 und in-situ-Messungen von Teilchen, Feldern und Wellen. Dies war die erste Kometenbegegnung durch ein Raumfahrzeug. 31) 32)

&Stier-ICE wechselte auch zwischen der Sonne und Komet Halley Ende März 1986, als sich auch andere Raumfahrzeuge (Giotto, Planet-A, MS-T5, VEGA) bei ihren Kometen-Rendezvous-Missionen Anfang März in der Nähe des Kometen Halley befanden. ICE war die erste Raumsonde, die zwei Kometen direkt untersuchte.

&bull Im Januar 1990 befand sich ICE auf einer heliozentrischen Umlaufbahn von 355 Tagen mit einem Aphel von 1,03 AE, einem Perihel von 0,93 AE und einer Neigung von 0,1º. Damit wird es im August 2014 wieder in die Nähe des Erde-Mond-Systems gebracht.

&bull Eine erweiterte ICE-Mission wurde 1991 von der NASA für die weitere Untersuchung koronaler Massenauswürfe, weitere Studien zur kosmischen Strahlung und koordinierte Beobachtungen mit Ulysses genehmigt.

&bull Am 5. Mai 1997 beendete die NASA die ICE-Mission und befahl eine Deaktivierung der Sonde, wobei nur noch ein Trägersignal in Betrieb war.

&bull 1999 nahm die NASA kurz Kontakt auf, um ihr Trägersignal zu verifizieren.

&bull Am 18. September 2008 hat die NASA den ICE mithilfe des Deep Space Network erfolgreich lokalisiert und reaktiviert. Eine Statusüberprüfung ergab, dass alle bis auf eines der 13 Experimente noch funktionierten und es noch genügend Treibmittel für 150 m/s &DeltaV hat. NASA-Wissenschaftler erwägen, die Sonde wiederzuverwenden, um 2017 oder 2018 weitere Kometen zu beobachten. 33)

Die ISEE-3-Mission hat die Nützlichkeit einer Umlaufbahn um den Punkt Sonne-Erde L1 für Weltraummessungen (insbesondere stromaufwärts des Sonnenwinds) bewiesen. Bahnen um den Punkt Sonne-Erde L2 könnten verwendet werden, um den geomagnetischen Schweif zu messen, aber bereits ISEE-3 zeigte, dass Doppel-Mond-Swingby-Bahnen für diesen Zweck besser geeignet sind. In den späten 1980er Jahren lernten jedoch viele Missionsplaner den Wert von Umlaufbahnen in der Nähe des Punkts Sonne-Erde L2 für astronomische Beobachtungen kennen. Ein Satellit dort hätte eine ungehinderte Sicht auf weit mehr als die Hälfte des Himmels ohne Störungen durch Sonne, Erde oder Mond, die alle innerhalb von etwa 15 °m der Richtung zur Sonne bleiben würden. Vor allem Beobachtungen im Infraroten würden davon profitieren, da die Geometrie und Konstruktion des Raumfahrzeugs eine passive Kühlung auf sehr tiefe Temperaturen ermöglichen würden, die zur Sonne gerichteten Solarzellenplatten könnten die wissenschaftlichen Instrumente abschatten. Eine Lissajous-Umlaufbahn mit kleiner Amplitude um L2 wäre besser als diejenige mit großer Amplitude, die für eine periodische Halo-Umlaufbahn erforderlich wäre (Ref. 29).

&bull NASA-Wissenschaftler, darunter ein Team unter der Leitung von Robert Farquhar, erwägen mehrere Optionen für die Zukunft des ICE, einschließlich der Umlenkung auf zusätzliche Kometenbegegnungen in den Jahren 2017 oder 2018. Noch andere Missionen sind für dieses robuste, wiederverwendete Raumfahrzeug möglich, bevor es erneut driftet zurück in den interplanetaren Raum und kehrt dann irgendwann in den 2040er Jahren in die Nähe der Erde zurück (Ref. 30).

Abbildung 12: Künstlerische Ansicht der verschiedenen Flugbahnphasen der ISEE-3 (gelb, rot) und ICE-Missionen (grün, blau), Bildnachweis: NASA 34)

Sensorergänzung von ISEE-3:

Die Nutzlast ISEE-3 bestand aus 13 Instrumenten, die von US-amerikanischen und europäischen Konzernen bereitgestellt wurden.

ANH (Röntgen- und Elektroneninstrument):

PI: K. A. Anderson, UCB (University of California, Berkeley). Dieses Instrument war der erste erfolgreiche Flug eines hochreinen Germaniumdetektors auf einem Satelliten. Es lieferte eine Verbesserung um eine Größenordnung bei der Messung der spektralen Eigenschaften von Gammastrahlenausbrüchen als jeder zuvor geflogene Detektor. 35)

- Messung von Sonneneruptionen von Röntgenstrahlenausbrüchen und transienten kosmischen Gammastrahlenausbrüchen. Ein Proportionalzähler und ein Szintillationsdetektor decken den Energiebereich von 5 - 228 keV ab.

- Messung von Elektronen aus

1MeV mit hoher Energie und Winkelauflösung. (Untersuchung interplanetarer und solarer Elektronen im Energiebereich zwischen Sonnenwind und galaktischer kosmischer Strahlung).

BAH (Solar-Wind-Plasma-Experiment):

PI: S. J. Bame, Los Alamos Scientific Lab. Zwei elektrostatische Analysatoren (mit 135º sphärischem Querschnitt) liefern Elektronen- und Ionenmessungen. Jedes Instrument verwendet ein geteiltes Sekundäremittersystem, um die analysierten Partikel abzufangen.

HKH (High Energy Cosmic Ray Experiment):

PI: H.H. Heckman, UCB. Kosmisches Strahlenexperiment mit mehreren Detektoren zur Bestimmung der Ladung und Masse einfallender kosmischer Strahlenkerne von H bis F_e Spezies (über Energiebereiche von 20 bis 500 MeV/Nukleon).

HOH (Niedrigenergie-Experiment mit kosmischer Strahlung):

PI: D. Hovestadt, MPI Garching, Deutschland. Ziel: Untersuchung der nuklearen und ionischen Zusammensetzung von solaren, interplanetaren und magnetosphärischen beschleunigten und gefangenen Teilchen. Messung von Elementhäufigkeit, Ladungszustandszusammensetzung, Energiespektren und Winkelverteilungen von energetischen Ionen im Energiebereich von 2 keV/Ladung bis 80 MeV/Nukleon und von Elektronen zwischen 75 - 1300 keV.

DFH (Low Energy Proton Experiment):

PI: R.J. Hynds, Imperial College, London. Ziel: Untersuchung niederenergetischer Protonen aus einer Sonneneruption, um die in der Nähe der Erde gemessenen Teilchenflüsse mit den Flüssen in der oberen Korona in Beziehung zu setzen (Untersuchung des Bruttomaßstabs der koronalen Kontrolle). DFH-Experiment zur Messung niederenergetischer Protonen im Energiebereich von 35-1600 keV. Das Instrument wurde vom Imperial College, dem Space Science Department der ESA und dem Space Research Institute of Utrecht entworfen und gebaut. 36) 37) 38)

Hinweis: Die DFH ist auch unter der Bezeichnung . bekannt EPAS (Energetisches Teilchenanisotropie-Spektrometer). EPAS besteht aus einem System von drei identischen Halbleiter-Teilchenteleskopen, die am Körper des Raumfahrzeugs montiert und um 30º (Teleskop 1), 60º (Teleskop 2) und 135º (Teleskop 3) zur Drehachse des Raumfahrzeugs geneigt sind, die senkrecht zu . gehalten wird die Ekliptikebene (auf 1º). Die Spinperiode des Raumfahrzeugs beträgt 3,04 s. Jedes Teleskop hat ein konisches Gesichtsfeld von 16º. Halbkonuswinkel und einen geometrischen Faktor von 0,05 cm 2 sr. 39)

Die Teleskope detektieren Ionen (Elektronen werden durch "Besen"-Magnete ausgeschlossen) und messen ihre gesamte kinetische Energie (aber nicht ihre Masse), indem sie jeweils einen Stapel von zwei Silizium-Oberflächenbarriere-Detektoren verwenden. Der vordere Detektor (A) ist 33 µm dick, während der zweite (B) 150 µm dick ist. Partikelzählungen werden durch Antikoinzidenz (A nicht B) definiert, d. h. die Ionen deponieren ihre gesamte Energie im A-Detektor und fangen den B-Detektor nicht ab und triggern ihn nicht. Die Amplitude des im A-Detektor erzeugten Signals hängt von der im Silizium deponierten Energie und damit von der einfallenden Ionenenergie ab. Dieses Signal wird Pulshöhendiskriminatoren zugeführt, die 8 Primärenergiekanäle E1 bis E8 definieren.

Darüber hinaus überwacht ein weiterer Kanal, E0, das thermische Rauschen des Instruments, kann jedoch Ionen über dem Hintergrund registrieren, wenn der Ionenfluss ausreichend hoch ist. In keinem der Primärenergiekanäle ist eine Korrektur der Hintergrundgeräusch-Zählrate erforderlich, d. h. die aufgezeichneten Zählungen sind tatsächliche Partikelzählungen. Die Kanalenergiebereiche hängen leicht von der Ionenmasse ab. Dies ist hauptsächlich auf massenabhängige Energieverluste zurückzuführen, wenn die Ionen eine dünne Goldelektrode auf der Vorderseite des A-Detektors passieren.

Abbildung 13: Das Low Energy Particle Telescope System auf ISEE-3 (Bildnachweis: Imperial College, London)

MEH (Kosmische Strahlung Elektronen und Kerne):

PI: P. Meyer, University of Chicago). Ziel: Untersuchung der lang- und kurzfristigen Variabilität von Elektronen und Kernen der kosmischen Strahlung. Messung des Energiespektrums kosmischer Elektronen im Bereich von 5-400 MeV. Außerdem Bestimmung der Energiespektren und relativen Häufigkeiten von Kernen aus Protonen der Eisengruppe (Energien von 30 MeV/n bis 15 GeV/n). 40)

OGH (Plasmazusammensetzungsexperiment):

PI: Keith W. Ogilvie, NASA/GSFC. Ziel: Studium der Dynamik und Energetik der Sonnenwind-Beschleunigungsregion. Ionenmassenspektrometer zur Messung der Ionenzusammensetzung des Sonnenwindes.

SCH (Plasmawellen-Instrument):

PI: F. L. Schal, TRW, Los Angeles. Ziel: Untersuchung interplanetarer Welle-Teilchen-Wechselwirkungen im Spektralbereich von 1 Hz bis 100 kHz. Messungen von Magnetfeld- und elektrischen Feldkomponenten an langen Auslegern (90 m Spitze zu Spitze). Magnetfeldpegel: 8 Kanäle, 60 dB Bereich, 20 Hz - 1 kHz. Elektrische Feldpegel: 16 Kanäle, 80 dB Bereich, 20 Hz - 100 kHz.

SBH (Radio-Mapping-Experiment):

PI: J. L. Steinberg, Meudon-Observatorium, Paris. Ziele: a) Überwachung der Sonnenwindströmung und Störungen des Magnetfeldes in Verbindung mit gleichzeitigen Messungen an ISEE-1 und -2 (Bow Shock, Magnetopause, Neutral Sheet) und b) Ausbreitungsstudien von Partikelflüssen und Stoßwellen im waves Sonnenwind (großräumige Struktur des Magnetfeldes).
Messung der interplanetaren Szintillation natürlicher Radioquellen mit zwei Dipolantennen, eine in der Spinebene (90 m Spitze zu Spitze) und eine entlang der Spinachse (15 m Spitze zu Spitze). Jede dieser Antennen treibt zwei Radiometer (10 kHz Bandbreite und 3 kHz Bandbreite).

SMH (Helium-Vektor-Magnetometer):

PI: E.J. Smith, JPL. Ziel: Kontinuierliche Beobachtung des interplanetaren Magnetfeldes in der Nähe von 1 AE (Struktur, Richtung, Polarität Nord-Süd-Komponente, Magnitude, dynamische Phänomene). Auslegermontierter Magnetometersensor (3 m) mit folgenden Eigenschaften: 41)

- Frequenzgang: 0 - 3 Hz innerhalb von drei Bändern (0,1 - 1, 1 - 3 und 3 - 10 Hz) zur Messung von Fluktuationen parallel zur S/C-Spin-Achse.

STH (Schweres Isotopen-Spektrometer-Teleskop, HIST):

PI: E.C. Stone, CIT (California Institute of Technology). Ziel: Messung der Isotopenzusammensetzung und Energie von solaren, galaktischen und interplanetaren kosmischen Strahlenkernen für die Elemente Li bis Ni im Energiebereich von

5 bis 250 MeV/Nukleon. Ladungs-, Isotopen- und Energiebereich: Z 3 - 28 (Li bis Ni) A 6 - 64 ( 6 Li bis 64 Ni). Massenauflösung: Li 0,065 - 0,83 Protonenmassen Fe 0,18 - -0,22 Protonenmassen. 42) 43)

Das HIST-Instrument besteht aus einem Teleskop von Festkörperdetektoren und zugehöriger Signalverarbeitungselektronik. Das Teleskop besteht aus 11 Silizium-Festkörperdetektoren mit abgestufter Dicke. Die beiden vorderen Detektoren (M1 und M2) sind zweidimensionale positionsempfindliche Detektoren, die die Flugbahnen einzelner Teilchen messen, die in das Teleskop eintreten. Die Verwendung dieser Trajektorieninformationen führt zu einer signifikanten Verbesserung der Massenauflösung im Vergleich zu Teleskopen mit ähnlichen Öffnungswinkeln, die keine Trajektorienmessfähigkeit haben.

Abbildung 14: Foto des Sonnenisotopenspektrometers (Bildnachweis: NASA/JPL)

TYH (Medium Energy Cosmic Ray Experiment):

PI: Tycho T. von Rosenvinge, NASA/GSFC. Ziel: Messung der Ladungszusammensetzung von nuklearenergetischen Teilchen über die Energiebereiche von

1 - 500 MeV/ Nukleon und Ladungen von Z=1 bis Z=28.

Das Experiment besteht aus zwei Teleskopen. Die kombinierten Ladungs-, Masse- und Energieintervalle, die von diesen beiden Teleskopen abgedeckt werden, sind wie folgt: 44)

- Kernladung der Energiespektren: Z = 1-30, Energiebereich 1-500 MeV/Nukleon

- Isotope: Z=1, &DeltaM=1, von 4-70 MeV/n Z=2, &DeltaM=1 von 1-70 MeV/n Z=3-7, &DeltaM=1 von 30-140 MeV/n

- Anisotropien: Z=1-26 (1-150 MeV/n für Z=1,2) Elektronen: 2-10 MeV.

3) KW Ogilvie, T. von Rosenvinge, AC Durney, &ldquoInternational Sun Earth Explorer - A three spacecraft program&rdquo, Science, 198, Nr. 4313, S. 131-138, Okt. 1977, DOI: 10.1126/science.198.4313. 131

4) K. W. Ogilvie et al., &bdquo.International Sun-Earth Explorer: A Three-Spacecraft Program&rdquo. 198, Nr. 4313, 14. Oktober 1977, S. 131-138

8) AC Durney, KW Ogilvie, &ldquoIntroduction to the ISEE Mission (Artikel veröffentlicht in den Sonderausgaben: Advances in Magnetospheric Physics with GEOS-1 and ISEE - 1 and 2.),&ldquo Space Science Reviews, Volume 22, Issue 6, Dec 1978, p. 679, DOI: 10.1007/BF00212618

12) B. M. Walsh, T. A. Fritz, N. M. Lender, J. Chen, K. E. Whitaker, &ldquoEnergetische Partikel, beobachtet von ISEE-1 und ISEE-2 in einer diamagnetischen Höckerkavität am 29. September 1978&rdquo Annales Geophysicae, Bd. 25, 2007, S.2633-2640, URL: http://www.ann-geophys.net/25/2633/2007/angeo-25-2633-2007.pdf

13) &ldquoInternational Sun-Earth Explorer (ISEE) 1 und 2 LEPEDEA Observations,&rdquo URL: http://www-pi.physics.uiowa.edu/www/lep/

14) C. T. Russell, &ldquoThe ISEE 1 and 2 Fluxgate Magnetometers,&rdquo Transactions on Geoscience Electronics, Vol. 2, No. GE-16, Nr. 3, Juli 1978, auch in URL: http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/ISEE_fluxgate/

15) X. M. Zhu, M. G. Kivelson, R. J. Walker, C. T. Russell, M. F. Thomsen, D. J. McComas, 8, Nr. 9-10, S. (9)259-(9)262, 1988, URL: http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/isee1-2_event.pdf

16) SJ Bame, JR Asbridge, HE Felthauser, JP Glore, G.. Paschmann, P. Hemmerich, K. Lehmann, H. Rosenbauer, &ldquoSEE-1 und ISEE-2 Fast Plasma Experiment and the ISEE-1 Solar Wind Experiment, &rdquo Transactions on Geoscience Electronics, Vol. 2, No. 16, Ausgabe 3, Juli 1978, S. 216-220

17) D. J. Williams, E. Keppler, T. A. Fritz, B. Wilken, G. Wibberenz, &ldquoThe ISEE 1 and 2 Medium Energy Particles Experiment,&rdquo IEEE Transactions on Geoscience Electronics, Vol. 2, No. GE-16, Nr. 3, S. 270-280, Juli 1978.

18) D. A. Gurnett, F. L. Scarf, R. W. Fredricks, E. J. Smith, IEEE Transactions on Geoscience Electronics, Vol. 2, No. GE-16, Ausgabe 3, Juli 1978 S.:225 - 230

19) D. A. Gurnett, R. R. Anderson, F. L. Scarf, R. W. Fredricks, E. J. Smith, &ldquoErste Ergebnisse der ISEE-1 und -2 Plasmawellenuntersuchung&rdquo Space Science Reviews, Band 23, Nummer 1, März 1979, S. 103-122

20) TF Bell, US Inan, RA Helliwell, &ldquoISEE-1 Satellite Observations of VLF Signals and Associated Triggered Emission from the Siple Station Transmitter,&rdquo NIPR (National Institute of Polar Research), 1980, URL: http://vlf.stanford .edu/sites/default/files/publications/236.pdf

21) J. P. Heppner, N. C. Maynard, T. L. Aggson, &ldquoErste Ergebnisse aus ISEE-1-Messungen des elektrischen Felds&rdquo Space Science Reviews, Band 22, Nr. 6, Dez. 1978, S.777-789

22) D. Hovestadt, G. Gloeckler, CY Fan, LA Fisk, FM Ipavich, B. Klecker, Oapos, JJ Gallagher, M. Scholer, H. Arbinger, J. Cain, H. Hofner, E. Kunneth, P. Laeverenz, E. Tums, &ldquoThe Nuclear and Ionic Charge Distribution Particle Experiments on the ISEE-1 and ISEE-C Spacecraft,&ldquo IEEE Transactions on Geoscience Electronics, Vol. 2, No. 16, Ausgabe 3, Juli 1978, S. 166-175

23) F. S. Mozer, R. B. Torbert, U. V. Fahleson, C. G. Falthammar, A. Gonfalone,A. Pedersen, &ldquoMeasurements of Quasi-Static and Low-Frequency Electric Fields with sphärischen Double Probes on the ISEE-1 Spacecraft,&rdquo IEEE Transactions on Geoscience Electronics, Vol. 2, No. 16, Ausgabe 3, Juli 1978, S. 258-261

24) K. W. Ogilvie, J. D. Scudder, H. Doong, &ldquoThe Electron Spectrometer Experiment on ISEE-1,&rdquo IEEE Transaction on Geoscience Electronics, Vol. 2, No. 16, Ausgabe 3, Juli 1978, S. 261-265

25) K. W. Ogilvie, J. D. Scudder, &ldquoErste Ergebnisse des sechsachsigen Elektronenspektrometers auf ISEE-1&ldquo 23, Nr. 1, März 1979, S. 123-133

26) M. A. Coplan, K. W. Ogilvie, P. A. Bochsler, J. Geiss, &ldquoIon Composition Experiment,&rdquo IEEE Transaction on Geoscience Electronics, Vol. 26, No. 16, Ausgabe 3, Juli 1978, S. 185-191

28) Robert W. Farquhar, &ldquoThe Flight of ISEE-3/ICE: Origins, Mission History, and a Legacy&rdquo, The Journal of the Astronautical Sciences, ISSN 0021-9142, Vol. 2, No. 49, Nr. 1, Januar-März 2001, S. 23-73 und zuvor vorgestellt auf der AIAA/AAS Astrodynamics Conference, Boston, Massachusetts, 11. August 1998 (AIAA Paper 98-4464).

30) Andrew J. LePage, &ldquoDie ICE-Mission: die erste Kometenbegegnung&rdquo The Space Review, 20. September 2010, URL: http://www.thespacereview.com/article/1697/1

31) Robert Farquhar, Daniel Muhonen, Leonard C. Church, &ldquoTrajectories and Orbital Manöver für die Kometenmission ISEE-3/ICE &rdquo American Institute of Aeronautics and Astronautics and American Astronautical Society, Astrodynamics Conference, Seattle, WA, 20.-22. August Aug ,1984., Aufsatz: AIAA-1984-1976

35) K. A. Anderson, S. R. Kane, J. H. Primbsch, R. H. Weitzmann, W. D. Evans, R. W. Klebesadel, W. P. Aiello, &ldquoRöntgenspektrometer-Experiment an Bord der ISEE-C (heliozentrischen) Raumsonde,&rdquo IEEE Transactions on Geoscience Electronics, Bd. GE-16, Ausgabe 3, Juli 1978, p. 157

36) A. Balogh, R. J. Hynds, J. J. van Rooijen, G. A. Stevens, T. R. Sanderson, K. P. Wenzel, &ldquoEnergetic Particles in the Heliosphere - Results from the ISEE-3 Spacecraft,&rdquo ESA Bulletin 27, 1981, S. 4-12

37) A. Balogh, G. Van Dijen, J. Van Genechten, J. Henrion, R. Hynds, G. Korfmann, T. Iversen, J. Van Rooijen, T. Sanderson, G. Stevens, KP Wenzel, &ldquoThe Low Energy Proton Experiment on ISEE-C,&rdquo IEEE Transactions on Geoscience Electronics, Vol. 2, No. GE-16, Ausgabe 3, Juli 1978, S. 176-180

40) P. Meyer, P. Evenson, &ldquoCosmic Ray Electrons and Nuclei Experiment der University of Chicago auf der H-Raumsonde&rdquo IEEE Transactions on Geoscience Electronics, GE-16, Nr. 3, Juli 1978, S.180-185

41) A.M.A. Frandsen, B. V. Connor, J. Van Amersfoort, E. J. Smith, &ldquoThe ISEE-C Vector Helium Magnetometer,&rdquo IEEE Transactions on Geoscience Electronics, GE-16, Nr. 3, Juli 1978, S. 195-198

42) Edward C. Stone, Richard A. Mewaldt, &ldquoResearch relative to the Heavy Isotope Spectrometer Telescope Experiment,&rdquo Final Report, 1. Dez. 1985 - 30 Nov. 1992, California Institute of Technology, Pasadena, Division of Physics, Mathematics, and Astronomie

43) W. E. Althouse, A. C. Cummings, T. L. Garrard, R. A. Mewaldt, E. C. Stone, R. E. Vogt, &ldquor. 16, Ausgabe 3, Juli 1978, S.204

44) T. T. von Rosenvinge, F. B. McDonald, J. H. Trainor, M. A. I. Van Hollebeke, I. A.Fisk, &ldquo The Medium Energy Cosmic Ray Experiment for ISEE-C,&rdquo IEEE Transactions on Geoscience Electronics, Vol. 2, No. GE-16, Nr. 3, Juli 1978, S. 208-212

Die in diesem Artikel zusammengestellten und bearbeiteten Informationen wurden bereitgestellt von Herbert J. Kramer aus seiner Dokumentation von: &rdquoObservation of the Earth and Its Environment: Survey of Missions and Sensors&rdquo (Springer Verlag) sowie vielen weiteren Quellen nach Erscheinen der 4. Auflage im Jahr 2002. - Kommentare und Korrekturen zu diesem Artikel sind immer willkommen für weitere Updates.

2 Methoden und Instrumentierung

Phasenszintillation kann als Interferenz zwischen verschiedenen Wellenfrontphasen modelliert werden, die aus den Phasenschirmebenen austreten (Chartier et al., 2016 Rino, 1979a, 1979b), die im Polarlichtbereich senkrecht zum Magnetfeld ausgerichtet sind (Chartier et al. , 2016). Plasmadichtestörungen haben dort eine Längenskala größer als der erste Fresnel-Radius , wodurch refraktive Austrittswellenfrontmuster erzeugt werden (z. B. Forte et al., 2017 Kintner et al., 2007). Schwankungen der Signalphase ΔΦ sind ein direktes Maß des Empfängers und sind proportional zu Schwankungen der integrierten Elektronendichte in einem Plasma. Plasmainduzierte Phasenvariationen sind definiert als (1) wo Q ist die Ladung eines Elektrons, f ist die Radiofrequenz, ich_e ist die Masse eines Elektrons, c ist die Lichtgeschwindigkeit, und ist die integrierte Elektronendichte entlang der Funkstrecke, die als Total Electron Content (TEC) bezeichnet wird. Die Phasenänderung ist entweder negativ (Vorlauf) oder positiv (Verzögerung), entsprechend der Ausbreitungsgeschwindigkeit (Phase und Gruppe). (2) gemessen in TEC-Einheiten (TECU), wobei 1 TECU = . Der schräge TEC ist eine Funktion des Elevationswinkels, der in dieser Studie durch einen Schrägungsfaktor (Klobuchar, 1987) korrigiert wird, um einen vertikalen TEC (vTEC) zu erhalten. Wir verwenden den relativen vTEC und ignorieren Systemfehler (Rideout & Coster, 2006) als Maß für die relative Dichtestörung, die durch das Ausfällen energiereicher Teilchen aus der Magnetosphäre verursacht wird. Darüber hinaus verwenden wir die Differenz erster Ordnung des vTEC, ΔTEC (TECU/s), als Maß für die zeitliche Variabilität des TEC.

Die Phasenszintillationsaktivität wird normalerweise als Phasenszintillationsindex ausgedrückt σ_Φ. Van Dierendonck (1999) schlug eine minimale Empfänger-Phasenregelkreisbandbreite von 15 Hz vor und empfahl eine Ausgangsabtastrate von 50 Hz für einen Phasenszintillations-Empfängermonitor. Die in dieser Studie verwendeten Empfänger erfüllen das letztere Kriterium nicht, und daher verwenden wir stattdessen die trendbereinigte Trägerphase auf dem L1-Kanal, um die Phasenszintillation darzustellen. Phasenszintillationsdaten reagieren empfindlich auf den Detrending-Prozess, wie von Forte und Radicella (2002) und Strangeways (2009) hervorgehoben wurde. Wir verwenden Standard-Polynom-Detrending und Hochpassfilterung mit einer Grenzfrequenz von 0,1 Hz. Amplitudenszintillation wird in unseren Ergebnissen nicht dargestellt, da während des vorgestellten Ereignisses keine Amplitudenszintillation festgestellt wurde.

Zusätzlich zu GNSS und optischen Observablen präsentieren wir einen LOS-Vergleich mit coaligned PFISR-Beobachtungen. Für die vorgestellte Veranstaltung gab es eine günstige Geometrie aller Fernerkundungsknoten. Insbesondere führte PFISR den Themis36-Modus mit einem Muster von 23 Strahlen aus. Sechs seiner Strahlen wurden auf das PRN23 LOS gerichtet, wie in Abbildung 1 dargestellt. Wir verwenden zwei Ebenen von ISR-Messungen. Zuerst verwenden wir Informationen über die empfangene Leistung, gemittelt über 64 lange Pulse mit einer Pulsbreite von 330 μs und einer Pulspause von 5 ms, was zu einer Zeitauflösung von ∼3 Hz führt. Zweitens verwenden wir abgeleitete Vektorparameter, E elektrisches Feld der Region und F Region Drift, abgeleitet aus dem Langpulsmodus (Heinselman & Nicolls, 2008).

Globale Karten von ionosphärischen vTEC werden üblicherweise unter Verwendung von LOS TEC-Daten von Hunderten von Empfängern erstellt, die jeweils mehrere Satelliten gleichzeitig betrachten (Rideout & Coster, 2006 Vierinen et al., 2016). Im Gegensatz zu diesem konventionellen Ansatz verlangt unsere Studie eine extrem hohe raumzeitliche Auflösung mit einem einheitlichen Antastwinkel. Wir verwenden daher Daten, die zwischen einem einzelnen Satelliten und mehreren Empfängern aufgezeichnet wurden. Dieser Ansatz wurde zuvor im japanischen GEONET-Projekt (Tsugawa et al., 2011) verwendet, um kohärente wandernde ionosphärische Störungen zu entdecken, die sich konzentrisch vom Epizentrum des Tōhoku-Erdbebens der Stärke 9 im Jahr 2011 ausbreiten.

Das Mahali-GPS-Array bestand aus neun Trimble NetR9 GNSS-Empfängern, die in der Nähe von PFRR eingesetzt wurden. Abbildung 1 zeigt die Positionen des Mahali-Arrays und der zugehörigen Sensoren. Die NetR9-Empfänger sind Mehrfrequenz-GPS-Empfänger, die gleichzeitig PRN-Phase, Trägerphase und Signal-Rausch-Verhältnis (SNR) auf den Bändern L1, L2 und L5 (1176 MHz) überwachen können. Die Ausgangsdatenrate des Empfängers beträgt 1 Hz und wird im standardmäßigen empfängerunabhängigen Austauschformat gespeichert. Für die Zwecke dieser Studie werden L1- und L2-Trägerphasendaten verwendet, da sich das Beobachtungsziel nur auf die Phasenszintillation konzentriert und das Satellitenfahrzeug 23 nicht im L5-Band arbeitet.

Neben GPS-Empfängern und ISR ergänzen wir die Studie durch optische Emissionen und Magnetfeldmessungen. Insbesondere verwenden wir Emissionen der grünen Linie (558 nm), um die GPS-Phasenszintillation mit Niederschlagsmustern räumlich zu korrelieren. Die Emissionen der roten Linie (630 nm) und der blauen Linie (428 nm) werden verwendet, um die charakteristische Energie der präzipitierenden Elektronen entlang der Flussröhre abzuleiten und die Höhe der beitragenden Plasmaunregelmäßigkeiten abzuschätzen. Die ASI ist mit Mahali-Empfänger Nr. 8 (MAH8), PFISR und einem Magnetometer bei PFRR angeordnet. Der ASI zeichnet Bilder mit einer Kadenz von 12,5 s pro Wellenlänge auf, mit einer gegenseitigen Verzögerung zwischen verschiedenen Wellenlängen von ∼4 s. Das ASI wird von der University of Alaska betrieben, die Daten- und Kalibrierungsdateien zur Verfügung gestellt hat. Wir verwenden auch die gestörte nordwärts gerichtete Magnetfeldkomponente B_x in unserer Studie, überwacht mit einem am selben Ort angeordneten dreiachsigen Fluxgate-Magnetometer, das von der Alaska Satellite Facility betrieben wird.

Was genau ist interplanetare Szintillation, wonach suchte das Interplanetare Szintillations-Array? Hat es erfolgreich irgendwelche beobachtet? - Astronomie

von Luisa Bonolis

Anthony Hewish

Nobelpreis für Physik 1974 zusammen mit Martin Ryle "für ihre bahnbrechende Forschung in der Radioastrophysik: Ryle für seine Beobachtungen und Erfindungen, insbesondere der Apertursynthesetechnik, und Hewish für seine entscheidende Rolle bei der Entdeckung von Pulsaren".

Funkel, funkel kleiner Stern: Radioastronom werden

Anthony Hewish wurde 1924 in Fowey, Cornwall, geboren. Nachdem er das King's College in Taunton besucht hatte, trat er 1942 in die Cambridge University ein, verließ das College jedoch im folgenden Jahr, um während des Krieges zu arbeiten. Zunächst arbeitete er an Funkempfängern, aber nach einigen Monaten wurde er an die Telecommunications Research Establishment in Malvern (TRE) versetzt, das streng geheime Zentrum für die Entwicklung von luftgestützten Radargeräten. Der Leiter des Malvern-Teams war Martin Ryle, ein Oxford-Wissenschaftler, der zu dieser Zeit an der Entwicklung von Antennen für luftgestützte Radargeräte arbeitete. Hewishs Hauptaufgabe bestand darin, den Flugplatz des Bomber Command zu besuchen, auf dem diese Ausrüstung zum ersten Mal installiert wurde, und die RAF-Techniker in deren Verwendung einzuweisen. Er empfand die Lehrerfahrung als erfüllend und begann während des dreijährigen Kriegsdienstes ein echtes Verständnis der Physik zu entwickeln.
Nach dem Krieg kehrte Hewish nach Cambridge zurück und erhielt nach seinem Abschluss 1948 ein Forschungsstipendium am Cavendish Laboratory. Es war eine aufregende Ära, als sich die Radioastronomie von einem Spezialgebiet von Physikern und Elektroingenieuren zu einem Schlüsselgebiet der zeitgenössischen Astronomie zu entwickeln begann. Nach dem Zweiten Weltkrieg begannen eine Reihe von Universitätsgruppen mit der Untersuchung der Natur der kosmischen Radioemission, die 1932 von Karl Jansky entdeckt worden war. Er entdeckte kosmisches Radiorauschen aus dem Zentrum der Milchstraße, während er Radiostörungen untersuchte die den transozeanischen Telefondienst störten. Der amerikanische Amateurfunker Grote Reber baute später das erste Radioteleskop und stellte fest, dass die Radiostrahlung aus der gesamten Ebene der Milchstraße und von der Sonne stammte. Zum ersten Mal konnten Astronomen Objekte in einem neuen Bereich des elektromagnetischen Spektrums außerhalb des sichtbaren Lichts beobachten. Die wichtigsten Radiogruppen, die an der Nachkriegsforschung beteiligt waren, waren die in Cambridge, Manchester und Sydney. Die Bemühungen in Cambridge wurden von Martin Ryle angeführt, der gerade vier Radio-"Stars" entdeckt hatte. Dies waren mysteriöse Objekte, die keine offensichtliche Verbindung zu sichtbaren Sternen hatten. Jack Ratcliffe, Leiter der Radiophysik am Cavendish Laboratory, hatte während Hewishs letztem Studienjahr einen ausgezeichneten Kurs über elektromagnetische Theorie gehalten und seine Aktivitäten am TRE geleitet. Ratcliffe sagte ihm, dass Ryle nach einem neuen Forschungsstudenten suchte, um an den seltsamen Radiostars zu arbeiten. Hewish war mit der erforderlichen Technologie bereits vertraut und hatte großen Respekt vor Ryles wissenschaftlicher Brillanz und Tatkraft. So schloss er sich Ryles Radioastronomie-Forschungsgruppe am glorreichen Cavendish Laboratory in Cambridge an.
Hewishs erste Aufgabe als neuer Student bestand darin, einen großen Haufen Messingrohre in Stücke zu sägen und sie dann auf Kupferdrähte zu löten, um eine Dipolanordnung herzustellen. Ryles Spezialität war die Verwendung zweier solcher Arrays, die durch einen beträchtlichen Abstand voneinander getrennt und zu einem Interferometer verbunden wurden. Die Radiointerferometrie wurde damals verwendet, um die ersten hochauflösenden radioastronomischen Beobachtungen durchzuführen. Bei dieser Technik werden die Daten jeder Antenne kombiniert (oder „interferiert“) und mit demselben Empfänger verbunden. Übereinstimmende Signale verstärken sich gegenseitig, während sich widersprechende Signale in analoger Weise wie bei der Erzeugung von Streifen im optischen Interferometer aufheben. Das Funktionsprinzip des Funkinterferometers ist das gleiche wie bei einem optischen Interferometer, aber da Funkwellen viel länger sind als Lichtwellen, ist der Maßstab des Instruments im Allgemeinen entsprechend größer. Der Effekt besteht darin, die Sammelkraft eines einzigen großen Instruments zu erreichen, das die einzelnen Sammel-Teilkomponenten umfasst. Heute hat sich die Technik zu leistungsstarken Radiointerferometern wie dem Very Large Array in den Plains von San Augustin im Zentrum von New Mexico entwickelt, das aus 27 Parabolantennen mit einem Durchmesser von jeweils 25 Metern besteht, deren Gesamtsammelfläche einer einzelnen entspricht 130-Meter-Antenne.

Hewish hatte das Glück, an diesen Pionierbemühungen teilzunehmen und den Teamgeist zu teilen, der für viele Jahre zu einem bemerkenswerten Merkmal von Ryles Gruppe wurde. Auf Anregung von Ryle begann er damit, eine einfache Antenne aufzubauen, um die Polarisation intensiver Sonnenstrahlung zu messen, die bei großen Sonnenflecken emittiert wurde, eine Strahlung, die 1942 die Radare blockierte. Aber es wurde ihm bald langweilig, auf die Sonne zu warten Aktivität auftreten und sich auf ein viel spannenderes Problem einlassen. Bei den ersten wenigen Radiosternen war beobachtet worden, dass sie in ihrer Intensität variierten – sie funkelten manchmal auf einer Zeitskala von Sekunden bis Minuten und funkelten eher wie gewöhnliche Sterne. War dies ein intrinsischer Effekt aufgrund physikalischer Veränderungen innerhalb der Quellen oder wurde er durch die Ausbreitung durch die Atmosphäre verursacht?
Ryle bat Hewish, dies als sein erstes Forschungsproblem zu untersuchen, und er stellte fest, dass das Funkeln nur während einiger Stunden gegen Mitternacht ausgesprochen wurde. In Anlehnung an dieses bisher nicht bemerkte Phänomen fand Hewish als nächstes heraus, dass das Auftreten des Funkelns mit gestörten Bedingungen hoch oben in der Ionosphäre – der ionisierten Zone der oberen Atmosphäre, die Radiowellen reflektiert und für die Ferne wichtig ist – zusammenhängt Kommunikationen. Als Ryle erkannte, dass das Funkeln nichts mit den Radiostars selbst zu tun hatte, war er nicht mehr sehr interessiert und Hewish sah die Chance, sein eigenes Forschungsgebiet zu entwickeln, das zufällig enger mit der Arbeit von Ratcliffes Team zusammenhing. Edward Appleton, der 1947 den Nobelpreis für seine Forschungen über die Ionosphäre erhalten hatte, hatte am Cavendish Pionierarbeit in der Radiophysik geleistet, und Ratcliffe setzte diese Arbeit fort. Hewishs Interesse wurde durch die Tatsache geweckt, dass Radiowellen von Radiosternen die gesamte Dicke der Ionosphäre durchqueren müssen und daher Informationen liefern können, die mit den Standardmethoden mit vom Boden ausgestrahlten und von der Unterseite der Ionosphäre reflektierten Wellen nicht erhältlich sind. Außerdem wurden die Sender von der Natur kostenlos zur Verfügung gestellt. Aber zuerst musste er die notwendige Theorie erarbeiten. Inspiriert von Ratcliffes hervorragenden Vorlesungen über Fourier-Analyse, fiel ihm plötzlich ein, dass es eine genaue Analogie zwischen einem wohlbekannten Theorem und seinem Problem der die Ionosphäre durchquerenden Radiowellen gibt. Dann erkannte er, wie die Beobachtungen des Funkelns mit Fourier-Methoden quantitativ mit der Größe und Höhe turbulenter Wolken in der Ionosphäre in Beziehung gesetzt werden können. Er entwickelte die Beugungstheorie durch Phasenmodulation von Bildschirmen und stellte Radiointerferometer auf. Mit zwei einfachen Radioteleskopen im Abstand von etwa 1 km und der zeitlichen Abstimmung der Intensitätsschwankungen an jedem Standort konnte er bahnbrechende Messungen der Höhe und des physikalischen Ausmaßes von Plasmawolken in der Ionosphäre durchführen und auch die Windgeschwindigkeiten in dieser abschätzen Region. Hewish hat sich daran erinnert, wie aufregend es war: „In einer Mondnacht nach Hause zu radeln und den Nervenkitzel zu genießen, zu erkennen, dass ich der einzige Mensch auf der ganzen Welt war, der wusste, wie der Wind in dreihundert Kilometern Höhe wehte.“
Ratcliffe war von Hewishs Theorie sehr beeindruckt und ermutigte ihn, zwei Aufsätze zu schreiben, die in den Proceedings of the Royal Society of London veröffentlicht wurden. So wurde diese Forschung zum Hauptthema seiner Dissertation und führte zu weiteren Publikationen.

Nach seinem Ph.D. für seine Radiostudien der oberen Atmosphäre im Jahr 1952 hätte die Ionosphärenforschung als Hauptinteresse weitergeführt werden können, aber Hewish wurde von einer anderen Entwicklung abgelenkt. In den frühen 1950er Jahren wurde festgestellt, dass die meisten der sogenannten Radiosterne tatsächlich eine neue Art von Galaxie waren, selten, stark und in großen Entfernungen. Andere waren
die Überreste explodierender Sterne, die Supernovae genannt werden und radioemittierende heiße Gaswolken hinterlassen haben. Zu dieser Zeit suchte Ryle nach Möglichkeiten, leistungsfähigere Radioteleskope herzustellen. Es wurde ein neuartiges Radioteleskop konstruiert, das die Genauigkeit der Positionen der schwächeren Quellen verbessern und damit eine größere Anzahl von Identifizierungen ermöglichen und auch die Beobachtung einer erheblich größeren Anzahl von Quellen ermöglichen sollte als in früheren Umfragen. Das Instrument nutzte vier an den Ecken eines Rechtecks ​​angeordnete Antennen und die daraus resultierenden Interferenzmuster in der Nord-Süd- und Ost-West-Ebene ermöglichten eine genaue Bestimmung der Koordinaten von Radiosternen. Darüber hinaus könnte das System eingerichtet werden, um Quellen mit großem Winkeldurchmesser zu detektieren und die allgemeine Hintergrundstrahlung zu untersuchen. Das erste astronomische Multielement-Radiointerferometer wurde zur genauen Ortung schwacher Radioquellen verwendet. Mit verbesserter Ausrüstung beobachtete Ryle die am weitesten entfernten bekannten Galaxien des Universums und leitete die Radioastronomiegruppe in Cambridge bei der Erstellung von Radioquellenkatalogen. Der dritte Cambridge-Katalog (1959) enthielt einige Quellen, insbesondere 3C 273, die mit schwachen Sternen identifiziert wurden. 1963 beobachtete der amerikanische Astronom Maarten Schmidt 3C 273 mit einem optischen Teleskop und stellte fest, dass es sich nicht um einen Stern in der Milchstraße, sondern um ein sehr weit entferntes Objekt handelt, das fast zwei Milliarden Lichtjahre von der Erde entfernt ist und sich mit einer Geschwindigkeit zurückzieht, die größer ist als alle anderen ein anderes bekanntes Himmelsobjekt. Objekte wie 3C 273 wurden dann quasi stellare Radioquellen oder Quasare genannt. Sie sind die energiereichsten und am weitesten entfernten Mitglieder einer Klasse von Objekten, die als aktive galaktische Kerne bezeichnet werden. Inzwischen besteht wissenschaftlicher Konsens darüber, dass ein Quasar eine kompakte Region im Zentrum einer massereichen Galaxie ist, die ihr zentrales supermassereiches Schwarzes Loch umgibt. Es wird angenommen, dass die von einem Quasar emittierte Energie von der Masse herrührt, die auf die Akkretionsscheibe um ein Schwarzes Loch fällt.
Hewish hat neben seiner eigenen Forschung viel Antennendesign und Tests für Ryles erste Radioteleskope durchgeführt. In den frühen 1950er Jahren hatten Kollegen in ihrer Gruppe und auch russische Radioastronomen herausgefunden, dass Radiowellen des Krebsnebels jeden Juni einige Tage lang von der Sonnenkorona beeinflusst wurden, wenn sich diese Quelle in einem kleinen Winkel von der Sonne befand. Hewish erkannte, dass die Sonnenkorona Radiowellen ähnlich wie die Ionosphäre beeinflussen könnte. Er stellte spezielle Beobachtungen auf, die bestätigten, dass die Sonnenatmosphäre dafür verantwortlich war, und wandte seine Theorie an, um mehr über Wolken in diesem heißen Gas zu erfahren, das die Sonne umgibt. Er stellte fest, dass die Quelle verschwommen war, so dass sie, anstatt zu funkeln, zu einer breiten Scheibe gebrochen wurde, genau wie wenn eine entfernte Straßenlaterne durch das mit Grübchen versehene Glas eines Badezimmerfensters gesehen wird. Bis dahin war es optischen Astronomen nur möglich, die Korona bei seltenen Totalfinsternissen zu sehen, und über die Atmosphäre der Sonne war nur sehr wenig bekannt, so dass Hewish es spannend fand, zu sehen, wie weit sie sich in den Weltraum erstreckte. Also hörte er auf, an der Ionosphäre zu arbeiten und begann, bis zu zehn Kilometer vom Observatorium entfernt, eigene Radioantennen zu bauen. Dies war unabdingbar, da er mit den Interferometern die kleine Refraktion in großen Entfernungen von der Sonne messen musste und der Standort des Observatoriums zu klein war, um beide Antennen aufzunehmen. Es war unglaublich spannend, sein eigenes kleines Team zu organisieren und ein unabhängiges Forschungsprogramm zu leiten. Schließlich konnte Hewish die Sonnenatmosphäre bis auf die halbe Entfernung zur Erde untersuchen.

1964 kam ein weiterer Durchbruch, als Ryles Gruppe bemerkte, dass einige Radiogalaxien tagsüber Szintillation zeigten, die nicht mit der Ionosphäre in Verbindung gebracht werden konnte. Er fragte sich, ob die Sonnenatmosphäre dieses Funkeln verursachen könnte. Einige dieser Quellen fielen mit Quasaren zusammen. Quasare hatten unerwartete Intensitätsschwankungen gezeigt, und Hewish erkannte, dass diese Quellen tatsächlich eine so kleine Winkelgröße haben könnten, dass die Sonnenatmosphäre die Szintillation verursacht. Sie überprüften dies sofort durch spezielle Beobachtungen und fanden heraus, dass die Variationsrate der Intensität ziemlich gut zu seiner Theorie passte, vorausgesetzt, die Geschwindigkeit des Sonnenwinds war in Sonnennähe ungefähr gleich wie weiter draußen. Die Geschwindigkeit weit entfernter Sonnenwinde wurde zwischen Ende der 1950er und Anfang der 1960er Jahre von Raumfahrzeugen erfasst. Raumfahrzeuge waren jedoch aufgrund von Einschränkungen durch den Energiebedarf beim Start auf Beobachtungen in der Ebene der Erdumlaufbahn beschränkt. Durch die Wiederholung der Techniken, die er zuvor für die Ionosphäre verwendet hatte, konnte Hewish diese Einschränkung überwinden und den von den Polarregionen der Sonne emittierten Wind messen. Da der Sonnenwind so schnell war, mussten Radioteleskope an hundert Kilometer entfernten Standorten aufgestellt und größere Antennen eingesetzt werden.Durch die Auswahl geeigneter Radiogalaxien so, dass die Sichtlinie über den Sonnenpol verlief, fanden sie eine erhöhte Windgeschwindigkeit in dieser Region. Dreißig Jahre sollten vergehen, bis die Raumsonde Ulysses, ein Gemeinschaftsunternehmen der NASA und der Europäischen Weltraumorganisation, die Sonne umkreisen und in allen Breitengraden untersuchen konnte, was seinen Befund bestätigte.
Eine weitere Anwendung der interplanetaren Szintillation, die Hewish ausnutzen wollte, bestand darin, mehr Quasare zu finden, da sich diese als Quellen erstaunlicher Energie herausstellten. In den frühen 1960er Jahren waren Radioteleskope nicht in der Lage, scharfe Bilder zu erhalten, um zwischen Quasaren und normalen Radiogalaxien zu unterscheiden, während die Szintillation einen direkten Hinweis auf ihre winzige Winkelgröße gab. Um eine große Zahl schwacher Radiogalaxien zu entdecken, war ein hochempfindliches Radioteleskop erforderlich. Seine Erfahrung mit dem Aufbau einfacher, aber effektiver Antennen zur Untersuchung des Sonnenwinds zeigte, wie eine Vielzahl ähnlicher Strukturen kombiniert werden kann, um die erforderliche Empfindlichkeit zu erzeugen. So entwarf Hewish 1965 Pläne für ein Radioteleskop, mit dem er eine groß angelegte Durchmusterung von mehr als 1000 Radiogalaxien mit interplanetarer Szintillation mit hoher Winkelauflösung durchführen wollte. Um die erforderliche Sensibilität zu erreichen, musste eine Fläche von 18 000 Quadratmetern abgedeckt werden. Das endgültige Design war ein Array mit 2048 Dipolantennen, die in 16 Reihen mit 128 Elementen angeordnet waren. Jede Reihe war 470 m lang und die Nord-Süd-Ausdehnung des Arrays betrug 45 m. Später in diesem Jahr wurde er von einer neuen Doktorandin, Jocelyn Bell, unterstützt, die für das Netzwerk der Kabel verantwortlich war, die die Dipole verbinden. Das gesamte Array war durch 120 Meilen Draht und Kabel verbunden.

„Kleine grüne Männer“. oder eine neue Art von astrophysikalischem Objekt?

Die Inbetriebnahme des 4,5 Hektar großen Arrays dauerte bis zum Sommer 1967. Hewish schlug vor, dass Bell jeden Tag Himmelskarten für jeden Himmelsstreifen erstellen und alle funkelnden Quellen notieren sollte. Wenn die Szintillationsquellen in aufeinanderfolgenden Wochen an denselben astronomischen Koordinaten vorhanden waren, handelte es sich wahrscheinlich um echte Quellen, während die Szintillation einfach das Ergebnis einer Interferenz mit anderen Quellen wäre, würden sie sich nicht an denselben astronomischen Koordinaten wiederholen. Dies war eine sehr anspruchsvolle Aufgabe, die von Bell viel Ausdauer, Geduld und Liebe zum Detail erforderte, da sie mit der hohen Geschwindigkeit Schritt halten musste, mit der die Karten vom Teleskop erstellt wurden. Das Radioteleskop wurde im Juli 1967 fertiggestellt und getestet, und sie begannen sofort mit einer Vermessung des Himmels und machten wiederholte Beobachtungen, so dass interplanetare Szintillation über einen weiten Winkelbereich von der Sonne für jede Radiogalaxie beobachtet werden konnte. Sie vermessen den gesamten zugänglichen Himmel im Abstand von 1 Woche. Um eine kontinuierliche Bewertung der Vermessung aufrechtzuerhalten, vereinbarten sie, die Positionen der szintillierenden Radioquellen auf einer Himmelskarte darzustellen, während jede Aufzeichnung analysiert wurde, und Punkte hinzuzufügen, wenn die Beobachtungen in wöchentlichen Abständen wiederholt wurden. Auf diese Weise könnten echte Quellen von elektrischen Störungen unterschieden werden, da diese bei denselben Himmelskoordinaten wahrscheinlich nicht wieder auftreten. Dies ist ein Merkmal der gesamten Radioastronomie. Radioteleskope sind sehr empfindliche Instrumente, und es braucht nur wenige Funkstörungen aus der Nähe auf der Erde, um die kosmischen Signale zu überfluten.
Eines Tages, Mitte August 1967, wurde Bell bewusst, dass die Aufzeichnungen gelegentlich etwas „Schmuddel“ aufwiesen, das nicht genau wie eine funkelnde Quelle aussah, aber auch nicht genau wie von Menschenhand verursachte Störungen aussahen. Darüber hinaus stellte sie bei der Untersuchung früherer Aufnahmen fest, dass diese Schramme schon einmal auf demselben Teil der Aufzeichnungen von demselben Himmelsfleck gesehen worden war. Die Quelle war während der Nacht unterwegs, zu einer Zeit, in der die interplanetare Szintillation minimal sein sollte.
Sie dachten zuerst, dass es sich bei den Signalen um elektrische Interferenzen handeln könnte. Ende September zeigten die Aufzeichnungen der Routenvermessung jedoch, dass die Quelle manchmal an der gleichen Position auf der Himmelskarte auftauchte, gelegentlich jedoch nicht vorhanden war. Eine genauere Untersuchung ergab, dass es Pulse von Radiowellen mit einer sehr stabilen Frequenz aussendete. Eine weitere seltsame Tatsache war, dass es zu stark funkelte. Was auch immer es war, sie entschieden, dass es eine genauere Überprüfung verdiente und dass dies mit schnelleren Chartaufzeichnungen während des Transports verbunden sein würde. Gegen Ende Oktober ging Bell jeden Tag zum Observatorium, um die schnellen Aufnahmen zu machen. Sie waren nutzlos. Wochenlang nahm sie nichts als Empfängergeräusche auf. Die "Quelle" war offenbar weg. Dann übersprang sie eines Tages die Beobachtungen, um zu einer Vorlesung zu gehen, und am nächsten Tag sah sie, dass der Schrott dort gewesen war. Wenige Tage später, Ende November 1967, bekam sie es auf die schnellen Aufzeichnungen und mit dieser verbesserten Zeitauflösung wurden die Pulse erstmals getrennt erfasst. Sie sah sofort, dass das Signal eine Abfolge kurzer Impulse war, die sich in regelmäßigen Abständen wiederholten. Hewishs erste Reaktion war, dass sie von Menschenhand gemacht sein mussten. Am nächsten Tag tauchten die Impulse wieder auf, und Hewish überprüfte die Aufzeichnung und stellte fest, dass dieses Signal, was auch immer es war, genau der Sternzeit entsprach. Aber eine Folge von Pulsen mit einer Wiederholungsperiode von 1,33 Sekunden schien verdächtig von Menschenhand gemacht. Außerdem war es eine viel zu schnelle Pulsationsrate für alles, was so groß wie ein Stern war. Es konnte nichts Erdgebundenes sein, weil es die Sternzeit hielt. Hewish konnte nicht glauben, dass eine natürliche Quelle auf diese Weise strahlen würde und konsultierte sofort astronomische Kollegen anderer Observatorien, um zu erkundigen, ob dort Geräte in Betrieb waren, die möglicherweise zu einer festen Sternzeit um 19:19 Uhr elektrische Störungen erzeugen könnten. Sie berücksichtigten und eliminierten auch vom Mond in ihr Teleskop reflektiertes Radar, Satelliten in eigenartigen Umlaufbahnen und andere anomale Effekte, die durch ein großes Wellblechgebäude südlich des Teleskopbereichs verursacht wurden.

Sie verbrachten einen ganzen Monat damit, herauszufinden, was nicht stimmte, so unerwartet war das Signal, dessen Periode sich als stabil auf mehr als 1 zu 106 herausstellte. Sie spekulierten, dass das Signal möglicherweise von einer fernen Zivilisation stammen könnte, und gaben ihm den Spitznamen „Kleine grüne Männer“. Dann maß John Pilkington in ihrer Gruppe die Bandbreite des Signals, von dem er schätzte, dass die Quelle weit außerhalb des Sonnensystems, aber innerhalb der Galaxie lag, die Entfernung betrug etwa 100 Lichtjahre, während Paul Scott und sein Schüler RA Collins Beobachtungen mit ein separates Teleskop mit eigenen Empfängern, wodurch instrumentelle Effekte eliminiert wurden. Nachdem sie keine zufriedenstellende terrestrische Erklärung für die Impulse gefunden hatten, begannen sie nun zu glauben, dass sie nur von einer Quelle weit außerhalb des Sonnensystems erzeugt werden könnten. Die kurze Dauer jedes Impulses deutete darauf hin, dass der Strahler nicht größer als ein kleiner Planet sein konnte. In seinem Nobel-Vortrag von 1975 sagt Hewish: „Wir mussten uns der Möglichkeit stellen, dass die Signale tatsächlich auf einem Planeten erzeugt wurden, der einen entfernten Stern umkreist, und dass sie künstlich waren. Ich wusste, dass Timing-Messungen, wenn sie einige Wochen fortgesetzt würden, jede Orbitalbewegung der Quelle als Doppler-Verschiebung aufdecken würden, und ich fühlte mich gezwungen, einen Vorhang der Stille zu bewahren, bis dieses Ergebnis mit einiger Sicherheit bekannt war. Zweifellos waren diese Wochen im Dezember 1967 die aufregendsten in meinem Leben.“
Bell erinnerte sich: „Wir glaubten nicht wirklich, dass wir Signale von einer anderen Zivilisation aufgefangen hatten, aber offensichtlich war uns die Idee durch den Kopf gegangen und wir hatten keinen Beweis dafür, dass es sich um eine ganz natürliche Radiostrahlung handelte.“ Sie war sehr besorgt: „. hier habe ich versucht, einen Ph.D. aus einer neuen Technik, und einige alberne kleine grüne Männchen mussten meine Antenne und meine Frequenz wählen, um mit uns zu kommunizieren.“ Während der folgenden Tage, als sie eine Aufnahme eines völlig anderen Teils des Himmels unter einem starken, stark modulierten Signal von Cassiopea A analysierte, glaubte sie, einen Kratzer zu sehen. Rasch überprüfte sie frühere Aufnahmen dieses Teils des Himmels, und gelegentlich gab es dort Kratzer. Da sie wusste, dass der Kratzer in den frühen Morgenstunden passieren würde, ging sie frühmorgens ins Labor und stellte fest, dass auch dieser Kratzer eine Reihe von Impulsen war, diesmal im Abstand von 1,2 Sekunden. Sie ließ die Aufnahmen auf Hewishs Schreibtisch und ging viel glücklicher zu Weihnachten: „Es war sehr unwahrscheinlich, dass zwei viele kleine grüne Männchen dieselbe, unwahrscheinliche Frequenz wählen und gleichzeitig versuchen würden, zum selben Planeten zu signalisieren.“ Erde." Über Weihnachten hielt Hewish die Umfrage am Laufen, legte frisches Papier in die Schreiber, Tinte in die Tintenfässer und stapelte die Karten unausgewertet auf Bells Schreibtisch. Als sie nach den Ferien zurückkehrte, machte sie sich sofort daran, eine Chartanalyse durchzuführen. Bald, auf dem einen Teil der Karte, im Abstand von etwa einer Stunde beim Rektaszens, sah sie zwei weitere Schrammen. Es dauerte etwa vierzehn Tage, bis ein weiterer bestätigt wurde, und kurz darauf waren auch der dritte und der vierte.

Anfang Februar 1968 wurde das Papier „Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source“, das den ersten Pulsar ankündigt, eingereicht bei Natur. Es wurde von Hewish, Bell, Pilkington, Scott und Collins unterzeichnet. Zu diesem Zeitpunkt waren sie zuversichtlich, dass drei weitere Pulsare existierten, obwohl ihre Parameter damals nur grob bekannt waren. Sie erwähnten auch, dass sie irgendwann gedacht hatten, die Signale könnten von einer anderen Zivilisation stammen. Sie schlugen vor, dass die Impulse von einem Weißen Zwergstern oder wahrscheinlicher von einem hypothetischen Neutronenstern erzeugt werden könnten. Die Existenz von Neutronensternen wurde erstmals 1934 von Walter Baade und Fritz Zwicky vorgeschlagen, als sie argumentierten, dass ein kleiner, dichter Stern, der hauptsächlich aus Neutronen besteht, aus einer Supernova-Explosion hervorgehen würde. In den späten 1930er Jahren sagten Robert Oppenheimer und seine Mitarbeiter voraus, dass ein massereicher Stern beim Tod zu einem unglaublich dichten, sich drehenden Körper, einem Neutronenstern, zusammenbrechen würde. 1967, kurz vor der Entdeckung der Pulsare, schlug Franco Pacini vor, dass ein rotierender Neutronenstern mit einem Magnetfeld Strahlung aussenden würde. Nach der Entdeckung des ersten Pulsars schlug Thomas Gold unabhängig ein rotierendes Neutronensternmodell ähnlich dem von Pacini vor und argumentierte explizit, dass ein Pulsar von einem enorm starken Magnetfeld begleitet wird, das von einer Plasmawolke umgeben ist und einen rotierenden Strahl aussendet. Dieses Modell könnte die von Bell und Hewish beobachtete gepulste Strahlung erklären. Als Stephen Hawking ihre Nachricht hörte, war er erfreut und rief Hewish an, um zu sagen, dass, wenn Neutronensterne existierten, dann mit ziemlicher Sicherheit auch Schwarze Löcher auftreten würden. Der Nachweis von gepulstem Licht des Sterns, der zuvor als Überbleibsel der ursprünglichen Explosion im Jahr 1054 n. Chr. identifiziert worden war, lieferte eine weitere beeindruckende Unterstützung für die Neutronenstern-Hypothese. Genau hier sollte nach den Theorien der Sternentwicklung ein junger Neutronenstern entstehen.
1968 entschieden sich die meisten Meinungen für Neutronensterne als die beste Lösung für Pulsare. Diese extrem dichten Sterne, die aus den kollabierten Überresten massereicher Sterne nach einer Supernova entstehen, haben starke Magnetfelder, die nicht mit der Rotationsachse des Sterns ausgerichtet sind. Sie drehen sich sehr schnell, bis zu fast 1000 Mal pro Sekunde. Das starke Feld und die schnelle Rotation erzeugen einen Strahlungsstrahl, der herumstreicht, wenn sich der Stern dreht. Über ihren magnetischen Polen strömen Teilchenstrahlen aus, die sich fast mit Lichtgeschwindigkeit bewegen. Diese Jets erzeugen sehr starke Lichtstrahlen und ihre Radioemission wird entlang eines schmalen Kegels konzentriert. Aus einem ähnlichen Grund, aus dem sich „echter Norden“ und „magnetischer Norden“ auf der Erde unterscheiden, sind auch die magnetische und die Rotationsachse eines Pulsars falsch ausgerichtet. Daher streichen die Lichtstrahlen der Jets herum, wenn sich der Pulsar dreht, und auf der Erde sehen wir dies als eine Reihe von Pulsen, ähnlich wie das Leuchtfeuer einer rotierenden Leuchtturmlampe. Pulsare werden mit einem bestimmten Drehimpuls gebildet. Da sie durch die Schwerkraft schrumpfen (und somit einen kleineren Radius haben), müssen sie sich schneller drehen, um den Drehimpuls zu erhalten.

1968 promovierte Bell – Pulsare erschienen im Anhang ihrer Dissertation. Schnell wurde klar, dass diese Entdeckung zu den großen Ereignissen der Astronomie zählen muss. Ihre einzigartigen Eigenschaften machten sie zu nahezu idealen Sonden für ein breites Spektrum physikalischer Studien und eröffneten neue Horizonte in so unterschiedlichen Bereichen wie quantenentartete Flüssigkeiten, relativistische Gravitation und interstellare Magnetfelder. Das herausragende Beobachtungsmerkmal von Pulsaren ist die gepulste Emission und ihre genaue Periodizität. Diese große Stabilität bildet die Grundlage für viele Anwendungen von Pulsaren zur Untersuchung physikalischer Phänomene. Die Neutronensterne stellen Massenmaterie bei Kerndichten dar und bieten viele Herausforderungen für Physiker und Astrophysiker.
1974 erhielten Antony Hewish und Martin Ryle als erste Astronomen den Nobelpreis für Physik, wobei die Königlich Schwedische Akademie der Wissenschaften feststellte, dass Hewish eine „entscheidende Rolle bei der Entdeckung von Pulsaren“ gespielt habe. Zu dieser Zeit waren mehr als 130 Pulsare am Himmel kartiert, und es gab überwältigende Beweise dafür, dass das Neutronenstern-„Leuchtturm“-Modell richtig war. Kein anderer Stern konnte sich schnell genug drehen, ohne zu fragmentieren. Die Tatsache, dass Hewish den Preis erhielt, war jedoch mit erheblichen Kontroversen verbunden, während Bell, die während ihrer Doktorandenzeit eine entscheidende Rolle bei der ersten Entdeckung spielte, dies nicht war. Bell behauptete in diesem Punkt keine Bitterkeit und unterstützte die Entscheidung des Nobelkomitees.
Im selben Jahr entdeckten Joseph Taylor, Jr. und Russell Hulse mithilfe des Arecibo-Observatoriums zum ersten Mal einen Pulsar in einem Doppelsternsystem, PSR B1913+16. Dieser Pulsar umkreist einen anderen Neutronenstern mit einer Umlaufzeit von nur acht Stunden. Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie sagt voraus, dass dieses System starke Gravitationsstrahlung aussenden sollte, die dazu führt, dass sich die Umlaufbahn kontinuierlich zusammenzieht, während sie Umlaufenergie verliert. Beobachtungen des Pulsars bestätigten diese Vorhersage bald und lieferten den ersten Beweis für die Existenz von Gravitationswellen. 1993 wurde Taylor und Hulse für die Entdeckung dieses Pulsars der Nobelpreis für Physik verliehen.
In PSR 1913+16 wird nur einer der Neutronensterne als Pulsar beobachtet, im Doppelsternsystem PSR J0737-3039 werden jedoch beide Neutronensterne als Pulsare beobachtet. Dieses bemerkenswerte System, das 2003 am australischen Parkes-Observatorium von einem internationalen Team um die Radioastronomin Marta Burgay entdeckt wurde, ermöglicht es, die Parameter ihrer binären Umlaufbahnen sehr genau zu bestimmen. Die binäre Periode um den Impulszentrum des Systems beträgt nur 2,4 Stunden, die kürzeste bisher bekannte für ein solches Objekt (ein Drittel der des Taylor-Hulse-Objekts). Die Auswirkungen der Allgemeinen Relativitätstheorie sind noch stärker als in PSR 1913+16, daher kann dieses binäre Neutronensternsystem einige der strengsten Tests der Allgemeinen Relativitätstheorie bieten. Radiobeobachtungen aus Australien, Deutschland, England und den USA zeigen, dass die Umlaufbahn durch den Energieverlust durch Gravitationswellen um 7 Millimeter pro Tag schrumpft, genau nach Einsteins Theorie. Die beiden Komponenten werden in etwa 85 Millionen Jahren zusammenwachsen.

Literaturverzeichnis

Bell Burnell J. Kleine Grüne Männer, Weiße Zwerge oder Pulsare? Kosmische Suche 1 (1), http://www.bigear.org/vol1no1/burnell.htm

Interview mit Antony Hewish, Nobelpreisträger für Physik 1974, von Kourosh Ziabari. 17. Oktober 2012, http://www.countercurrents.org/ziabari171012.htm

Hewish A. (2001) Auftakt zur Entdeckung. Die Kenyon-Rezension 23 (2): 147-157

Longair M. (2011) Die Entdeckung der Pulsare und die Folgen. Proceedings of the American Philosophical Society 155: 147-157