כדי לענות באופן מלא על שאלותיך, הרשה לי להציג מנצנץ לפני מנצנץ בין-כוכבי.

מנצנץ אטמוספרי

ההדמיה של מקור אסטרונומי מושפעת אוסף אפקטים שעובר תחת השם ראייה אסטרונומית , העיקריים שבהם הם מריחה, תנועה וניצוץ של התמונה. כל ההשפעות הללו נגרמות על ידי עיוות חזית גל האור עקב אי-הומוגניות אקראית באינדקס השבירה של האטמוספרה.

בואו נדמיין את הרעיון הבסיסי שמאחורי הראות. נניח שיש מקור אור הממוקם במרחק אינסופי, כך שהוא באופן אידיאלי מקור נקודתי ואורו מגיע לכדור הארץ בגלי מישור. בכניסה לאטמוספירה גלים אלה מתמודדים עם שינויים במדד השבירה, ובקירוב אופטיקה גיאומטרית חזיתות הגל מעוותות על פי חוק סנל. בתמונה הבאה יש לך שני מקרים פשוטים: בצד שמאל, מראה כי שיפוע אנכי באינדקס השבירה מייצר הטיה פשוטה של ​​חזית הגל; מימין, מראה כי שיפוע אופקי מייצר דפורמציה של חזית הגל. כאן $ \ textrm {WF} _1 $ הוא חזית הגל הנכנסת ללא הפרעה, $ \ textrm {WF} _2 $ span > הוא אותו חזית גל לאחר הכניסה לאטמוספרה ו $ n_i $ הם מדדי השבירה.

$ \ hskip2in $

בואו ניגש למקרה האמיתי. ידוע כי וריאציות במדד השבירה קשורות לשינויים בצפיפות (למשל באמצעות יחס Gladstone-Dale). מכיוון שהאטמוספירה שלנו כוללת חלוקה נייחת פחות או יותר של טמפרטורות, צפיפות ולחצים, הווריאציות הדרמטיות ביותר של אינדקס השבירה נמצאות רק בשכבות הסוערות. כאן לכל אדי סוער יכול להיות צפיפות שונה, טמפרטורה וכן הלאה, מה שגורם לשינויים מקומיים במדד השבירה. שכבות אלו ממוקמות בק"מ הראשון של האטמוספירה (שכבת הגבול הפלנטרית) וב $ \ sim $ 10 ק"מ (ליד הטרופופאוזה). בתמונה הבאה מתואר כיצד עיוות גל מישורי לאחר חציית שכבה סוערת וכל מערבולותיה עם $ n_i $ שונים. האורך $ r_0 $ הוא ה פרמטר פריד, שניתן לפרש אותו כאורך האופייני של המערבולות הסוערות.

$ \ hskip2in $

מהו אז נצנץ אטמוספרי? ובכן, כפי שרואים מהתמונה הקודמת, העקמומיות של קו הגל מובילה להתכנסות (או לסטייה) של קרני האור (כלומר הקווים הניצבים לחזית הגל). פירוש הדבר שכאשר אתה מצלם תמונה על ידי איסוף פוטונים עם החיישן שלך (כלומר כאשר אתה אוסף חלק מחזית הגלים) בהירות התמונה יכולה לעלות או להקטין, תלוי אם קרני האור מתכנסות או מתפצלות. יתר על כן, וריאציית הבהירות הזו תלויה בזמן, מכיוון שהעורות מתפתחים עם הזמן ולשכבה הסוערת יש מהירות סחיפה אופקית. זה מנצנץ.

כדי לראות מנצנץ אתה זקוק לכך ש- (i) למקור יש ממד זוויתי קטן, (ii) השכבה הסוערת רחוקה מהטלסקופ, (iii) האורך האופייני לחלק של חזית הגל שנאספה (למשל קוטר הטלסקופ) ניתן להשוות ל $ r_0 $ , (iv) זמן החשיפה הוא פחות מחיי העיוות. אם (i) ו- (ii) אינם מרוצים, ייתכן שתראה את תנועת המקור במקום מנצנץ, ואילו אם (iii) ו- (iv) אינם מרוצים, תראה כתמים או תמונה מרוחה.

מנצנץ בתחום הרדיו

בתחום הרדיו, מנצנץ אינו מוגבל לניצוץ אטמוספרי.

באורכי גל בין מילימטרים לסנטימטרים עדיין יש לנו אטמוספרי השפעות, בעיקר בגלל שיפוע אנכי אדי מים ליד הקרקע. ואכן, עבור אורכי גל אלה אינדקס השבירה של האוויר חורג מהאחדות פחות ממספר מועט של עמודים לדקה. מכיוון שהשכבות הסוערות קרובות יותר לקרקע ובדרך כלל צמצמי הרדיו-טלסקופ גדולים יותר מהאורך האופייני של הסערה, הרי שראייה אינה נשלטת על ידי מנצנץ. ל תדר הפלזמה ביונוספירה, ומכאן שהדפורמציה מול הגל שמעוררת במעבר בענני האלקטרונים ביונוספירה הופכת לרלוונטית. מכיוון שהמרחק הגדול שלהם מהקרקע, הדבר יביא לניצוץ.

סולם הזמנים של הניצוץ היונוספירי הוא בין דקות לעשרות דקות, אך Hewish (1955) התחיל לשים לב כי היה מנצנץ נוסף עם לוח זמנים של שניות ספורות, ועוצמתו הייתה גדולה יותר למקורות ליד השמש. בעקבות רמז זה Hewish et al. (1964) הראו שלמעשה מנצנץ מהיר יותר זה נוצר על ידי ענני פלזמה במדיום הבין-כוכבי, שמועבר על ידי רוח השמש.

בהמשך הדרך, Sieber (1982) הראו שיש גם נצנוץ עם לוחות זמנים בין ימים לחודשים בגלל ענני פלזמה במדיום הבין כוכבי.

מסקנות

מהו בדיוק נצנץ בין-כוכבי?

נצנץ הוא שינוי תלוי בזמן בעוצמת אות האור, והוא נגרם על ידי עיוותים בחזית הגל עקב וריאציות אקראיות של אינדקס השבירה. במקרה של משטש בין-כוכבי, וריאציות אינדקס השבירה נגרמות על ידי ענני פלזמה הנעים במדיום הבין-כוכבי ונמסרים על ידי רוח השמש.

מה חיפש מערך הניצול הבין-כוכבי?? / P >

בדיוק נצנץ בין-כוכבי. ממנו תוכלו ללמוד את המאפיינים של הפלזמה הבין-כוכבית וגם של מקורות הרדיו המנצנצים.

האם היא צפתה בהצלחה?

אני מניח שכן!