Astronomie

Existe-t-il des équations simplifiées M-L, M-R et de durée de vie pour les étoiles autres que la séquence principale ?

Existe-t-il des équations simplifiées M-L, M-R et de durée de vie pour les étoiles autres que la séquence principale ?


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Pour donner un peu de contexte, j'essaie de créer un programme simple qui génère les propriétés stellaires d'une étoile compte tenu de sa masse initiale et de son âge actuel.

par exemple.

Contribution

  • Masse initiale = 2e30kg
  • Âge = 4,6 milliards d'années

Production

  • Type = séquence principale
  • Classe = G2V
  • Rayon = 7e5km
  • Température de surface = 5778K

ou alors

Contribution

  • Masse initiale = 2e30kg
  • Âge = 10,2 milliards d'années

Production

  • Type = Géante Rouge
  • Classe = K4V
  • Rayon = 4e7km
  • Température de surface = 4000K

Mon problème est que les équations que j'ai utilisées pour calculer ces propriétés de sortie ne s'appliquent qu'à la séquence principale et ne peuvent donc pas être utilisées pour d'autres types tels que les géantes rouges, les supergéantes ou les naines blanches (par exemple, la relation masse-luminosité).

Je n'ai pas eu de chance de trouver les équations équivalentes après de nombreuses heures de recherche sur Google, donc j'apprécierais vraiment toute aide ou même un mot-clé google que je peux rechercher pour me mettre sur la bonne voie.


Les dernières recherches sur la formation des planètes indiquent que Mars s'est formée en quelques millions d'années (Myr) et est restée comme un embryon planétaire qui n'a jamais grandi pour devenir une planète plus massive. On peut également s'attendre à partir des modèles dynamiques que la plupart des blocs de construction de Mars sont constitués de matériaux qui se sont formés dans des emplacements orbitaux juste au-delà de la ligne de glace qui aurait pu contenir

0,1 – 0,2 en poids. % de H2O. En utilisant ces contraintes, nous estimons les contenus volatils capturés par la nébuleuse et dégazés de manière catastrophique lors de la solidification de l'océan magmatique de Mars et appliquons un modèle hydrodynamique de la haute atmosphère pour l'étude des rayons X mous et de l'ultraviolet extrême (XUV). évasion thermique de la protoatmosphère martienne au début de l'époque active du jeune Soleil. La quantité de gaz qui a été capturée du disque protoplanétaire dans l'atmosphère planétaire est calculée en résolvant les équations de la structure hydrostatique dans la nébuleuse protoplanétaire. En fonction des propriétés nébuleuses telles que le facteur d'épuisement des grains de poussière, les taux d'accrétion planétésimaux et les luminosités, des enveloppes d'hydrogène avec des masses 3 × 10 19 g à ≤ 6,5 × 10 22 g pourraient avoir été capturées à partir de la nébuleuse autour de Mars au début. En fonction des paramètres mentionnés ci-dessus, en raison de la faible gravité des planètes et d'un flux solaire XUV qui a été

100 fois plus fort par rapport à la valeur actuelle, nos résultats indiquent que Mars précoce aurait perdu son enveloppe d'hydrogène capturée par la nébuleuse après l'évaporation du gaz de la nébuleuse, au cours d'une période rapide de

0,1 – 7,5 Myr . Après la solidification du début de l'océan magma de Mars&# x27, des substances volatiles dégazées de manière catastrophique avec la quantité de

10 – 55 bars de CO2 aurait pu être perdu pendant

0,4 - 12 Myr, si le flux d'énergie lié à l'impact des grands planétésimaux et des petits embryons à la surface de la planète avait duré assez longtemps, l'atmosphère de vapeur aurait pu être empêchée de se condenser. Si ce n'était pas le cas, alors nos résultats suggèrent que les échelles de temps pour H2La condensation et la formation de l'océan peuvent avoir été plus courtes que l'échelle de temps d'évaporation de l'atmosphère, de sorte que l'on peut supposer que des périodes sporadiques, où une certaine quantité d'eau liquide peut avoir été présente à la surface de la planète. Cependant, en fonction de la quantité de substances volatiles dégazées, en raison des impacts et des taux d'échappement atmosphériques élevés provoqués par les rayons UV, ces conditions de surface sporadiquement humides peuvent également ne pas avoir duré beaucoup plus longtemps que

0,4 – 12 Myr . Après la perte de l'enveloppe d'hydrogène capturée et des volatils dégazés au cours de la première période de 100 Myr du jeune Soleil, une période plus chaude et probablement plus humide peut avoir évolué par une combinaison de dégazage volcanique et de volatils livrés par impact

Il y a 4,0 ± 0,2 Gyr, lorsque le flux solaire XUV a diminué à des valeurs qui ont été < 10 fois supérieures à celles du Soleil d'aujourd'hui.


Article MÉTHODES

Une théorie de la convection non locale et dépendante du temps a été brièvement décrite. Cette théorie a été utilisée pour calculer la structure des zones de convection solaire, l'évolution des étoiles massives, l'épuisement du lithium dans l'atmosphère du Soleil et des naines de type tardif, et les oscillations stellaires (dans la partie Ⅱ). Les résultats montrent que : 1) les champs théoriques de vitesse turbulente et de température dans l'atmosphère et la structure thermique de l'enveloppe convective du Soleil concordent très bien avec les observations et les déductions de l'inversion héliosismique. 2) La contradiction dite de semi-convection dans les calculs évolutifs des étoiles massives a été supprimée automatiquement, comme nous l'avions prédit. Les pistes d'évolution théoriques des étoiles massives fonctionnent à une luminosité plus élevée et la bande de la séquence principale devient sensiblement plus large par rapport à celles calculées à l'aide de la théorie de la longueur de mélange locale (MLT). Cela signifie que la masse évolutive pour une luminosité donnée a été surestimée et la largeur de la bande de séquence principale a été sous-estimée par le MLT local, ce qui peut être une partie de la raison de la contradiction entre les masses évolutives et pulsatoires des variables céphéides et la contradiction entre distributions théoriques et observées des étoiles lumineuses dans le diagramme HR. 3) L'épuisement prévu du lithium, en général, concorde bien avec l'observation des amas ouverts du Soleil et de la Galaxie d'âges différents. 4) Nos résultats théoriques pour les oscillations non adiabatiques sont en bon accord avec l'instabilité de mode observée à partir des variables classiques des géantes rouges à haute luminosité. Presque toutes les bandes d'instabilité des variables pulsantes classiques (y compris les bandes Cepheid, δ Scuti, γ Doradus, 𻋎phei et SPB) ont été reproduites (partie Ⅱ).


1. Introduction

La question de savoir si les planètes naines M sont de bonnes cibles dans la recherche de la vie reste un problème ouvert d'une grande complexité. Il existe plusieurs facteurs qui font de ces planètes des cibles prometteuses, principalement la détectabilité et l'abondance. Les planètes rocheuses sont plus faciles à détecter autour de ces étoiles de faible masse (0,5-0,08 M) avec les techniques et instruments actuels. Les naines rouges sont abondantes dans le voisinage solaire, elles passent ∼10 10 ans dans la séquence principale, et les biosignatures comme N2O et CH4 peut être plus abondant et potentiellement plus facile à détecter (Segura et al.,2005 voir aussi les critiques de Scalo et al.,2007 Tarter et al.,2007 Boucliers et al.,2016 Prairies et al.,2018a). L'abondance d'hôtes naines M, et donc de planètes potentiellement habitables, est bénéfique car les planètes en orbite autour de ces hôtes dans leurs zones habitables proximales rencontrent des conditions qui pourraient rendre l'habitabilité difficile.

Les modèles atmosphériques planétaires tridimensionnels ont dissipé les inquiétudes concernant l'effondrement de l'atmosphère par des différences de température extrêmes entre les hémisphères éclairés et sombres (par exemple., Dole, 1964) pour les planètes verrouillées par les marées en orbite autour d'hôtes naines M dans la zone habitable, les modèles appliqués à ce problème ont montré que la circulation atmosphérique peut distribuer l'énergie stellaire, abaissant la différence de température (par exemple., Joshi et al.,1997 Joshi, 2003 Turbet et al.,2016). Les étoiles hôtes naines M actives, cependant, présentent une activité magnétique provenant de l'interaction de leurs atmosphères avec leurs champs magnétiques entraînés par leurs intérieurs principalement ou totalement convectifs. Une conséquence de l'activité magnétique sont les éruptions, des libérations imprévisibles d'énergie qui vont des « microflares » (∼10 29 erg tel que mesuré dans la bande U, ∼3320–3980 Å) aux éruptions à haute énergie avec des énergies totales aussi grandes que 10 34 erg (par exemple., Hawley et Pettersen, 1991 Hawley et al.,2014). Étant donné que la zone habitable autour de ces hôtes stellaires est située à une fraction d'une unité astronomique, le flux d'énergie de ces événements qui ont un impact sur des mondes potentiellement habitables est augmenté d'au moins un ordre de grandeur par rapport à la Terre.

Les naines M actives présentent une activité de torche avec des énergies et des fréquences de torche très variables, mais suivant généralement une distribution de probabilité de loi de puissance (par exemple., Hilton, 2011 Hawley et al.,2014). On a observé que les plus actives de ces étoiles dM3-dM5 produisent des dizaines d'éruptions par jour avec des énergies totales ≥10 30 erg et des événements potentiellement catastrophiques comme la grande éruption de AD Leonis à 10 34 erg (Hawley et Pettersen, 1991) à un fréquence d'une fois par mois. Comparez cela à l'activité solaire moyenne avec la fréquence la plus élevée d'un événement unique par jour d'énergie ∼10 27 erg, jusqu'à environ un événement 10 31 erg par an (par exemple., Crosby et al.,1993). L'un des plus grands événements d'éruption solaire observés, connu sous le nom d'événement Carrington de 1859, avait une énergie totale estimée à ∼10 32 erg (par exemple., Cliver et Dietrich, 2013), soit 2 ordres de grandeur inférieurs aux événements les plus énergétiques observés sur les naines M actives.

Il y a deux aspects des événements d'éruption qui pourraient avoir un impact négatif sur l'habitabilité d'une planète en modifiant la composition atmosphérique : l'augmentation du flux électromagnétique et une éruption de particules chargées sous tension. L'énergie injectée par une éruption dans l'atmosphère stellaire entraîne une augmentation et un pic de luminosité photométrique, connu sous le nom de phase impulsive. Une phase de décroissance de l'éruption graduelle suit, où l'apport d'énergie diminue jusqu'à ce que l'étoile revienne lentement à l'état de repos. Lors d'éruptions, la luminosité de l'étoile dans les rayons X, UV et visible augmente jusqu'à 3 ordres de grandeur (Scalo et al.,2007), qui peut altérer photochimiquement la haute atmosphère d'une planète (Segura et al.,2010). Pour une planète qui n'a pas de constituants atmosphériques (par exemple., O2, ô3, CO2) pour absorber ce rayonnement de courte longueur d'onde, la surface pourrait être régulièrement irradiée.

Le deuxième aspect impactant des événements d'éruption implique des particules énergétiques stellaires (SEP) qui peuvent être accélérées pendant la phase impulsive des éruptions. Notre connaissance de ces événements ne provient que des corrélations solaires, car nous n'avons aucune méthode permettant de les observer à distance. Leur effet sur l'atmosphère d'une planète habitable dépend probablement de plusieurs facteurs : les énergies des particules, la présence et l'orientation d'un champ magnétique planétaire et la composition chimique de l'atmosphère. La probabilité qu'un événement protonique soit associé à une éruption stellaire dépend de l'énergie de l'éruption, les microéruptions solaires (≤10 27 erg) ne produisant que rarement des événements de particules faibles (par exemple., Hudson, 2011). La probabilité d'un flux important de particules énergétiques atteint une quasi-certitude pour les éruptions 10 28,3 erg (GOES classe X2) et au-dessus (par exemple., Yashiro et al.,2006 Dierckxsens et al.,2015). Bien que tous les événements de protons n'atteignent pas une planète potentiellement habitable en raison de la géométrie combinée des régions actives de l'étoile et de l'orbite planétaire (par exemple., Khodachenko et al.,2007), les planètes naines M que nous considérons sont sous une menace importante. Ces planètes orbitent à une fraction d'une unité astronomique, et les hôtes stellaires présentent des événements d'éruption à haute fréquence et à haute énergie, indiquant que les effets de multiples événements de protons à impact pourraient être importants.

Les études sur les effets de la météo spatiale sur l'habitabilité sont devenues cruciales avec la découverte de planètes telles que Proxima Centauri b (Anglada-Escudé et al.,2016) et le TRAPPIST-1 (Gillon et al.,2016, 2017) des planètes à zones habitables multiples des systèmes. L'échappement atmosphérique planétaire peut être causé par le rayonnement XUV qui chauffe l'exosphère de la planète, entraînant un vent hydrodynamique qui emporte l'atmosphère planétaire (par exemple., Luger et Barnes, 2015), des processus non thermiques tels que l'augmentation du vent polaire et l'échappement de la capture d'ions peuvent potentiellement éliminer de l'atmosphère de grandes quantités d'ions lourds tels que N + et O + (par exemple., Ribas et al.,2016 Airapetian et al.,2017 Garcia-Sauge et al.,2017) le forçage accru de la magnétosphère par des événements de vent stellaire en régime permanent ou transitoire peut également avoir un impact sur la perte atmosphérique et le flux atmosphérique subséquent (par exemple., Garraffo et al.,2016, 2017 Dong et al.,2018). Cependant, alors que de nombreux articles se sont concentrés sur la perte atmosphérique des planètes en orbite autour des naines M, moins de recherches se sont concentrées sur les effets des événements météorologiques spatiaux sur l'évolution chimique des planètes qui conservent leur atmosphère et sur l'impact de ces processus sur l'habitabilité.

Segura et al. (2010) ont réalisé la première étude pour explorer l'effet d'une seule éruption à haute énergie (et des SEP associés) sur la chimie atmosphérique d'une planète habitable. Leur étude a examiné l'impact d'un événement équivalent à l'éruption du 12 avril 1985 du M nain AD Leonis (AD Leo) (Hawley et Pettersen, 1991) sur une planète semblable à la Terre située dans sa zone habitable. L'atmosphère planétaire avait une composition similaire à celle de la Terre actuelle (0,21 O2, 1 bar de pression de surface) et a reçu le même flux stellaire intégré que notre planète. Ils ont utilisé un modèle photochimique 1D couplé à un modèle radiatif/convectif 1D pour simuler les effets du rayonnement UV et des protons sur la chimie atmosphérique d'une hypothétique planète habitable. Les observations disponibles pour cette éruption comprenaient la spectroscopie UV (1150-3100 ) et la spectroscopie optique (3560-4440 Å), mais aucune donnée d'événement protonique n'est disponible. Pour inclure des particules, Segura et al. (2010) ont utilisé une relation trouvée pour l'intensité des éruptions de rayons X solaires et les flux de protons (Belov et al.,2005). Les intensités d'éclat des rayons X ont été calculées via l'effet Neupert, une relation empirique entre l'énergie d'éclat émise dans les UV et la luminosité maximale des rayons X (Hawley et al.,1995 Mitra-Kraev et al.,2005). Ils ont estimé un flux de protons associé à l'éruption de 5,9 × 10 8 protons cm −2 sr −1 s −1 pour des particules d'énergie >10 MeV. Ensuite, ils ont calculé l'abondance des oxydes d'azote produits par l'éruption en mettant à l'échelle la production de ces composés lors d'un grand événement de protons solaires appelé l'événement Carrington (par exemple., Cliver et Dietrich, 2013).

Résultats de Segura et al. (2010) indiquent que le rayonnement UV émis lors de l'éruption ne produit pas de changement significatif dans la profondeur de la colonne d'ozone de la planète. Lorsque les SEP ont été inclus, l'appauvrissement de la couche d'ozone a atteint un maximum de 94% 2 ans après l'éruption pour une planète sans champ magnétique. Au pic de l'éruption, le flux UV de surface dans les gammes de longueurs d'onde dommageables pour la vie a dépassé ceux reçus sur Terre pendant une durée inférieure à 100 s. La colonne atmosphérique s'est ensuite rétablie et s'est rééquilibrée en moins de 50 ans. Segura et al. (2010) ont conclu que les éruptions peuvent ne pas présenter de danger direct pour la vie à la surface d'une planète habitable en orbite.

Des études récentes ont été réalisées pour déterminer l'effet de l'énergie électromagnétique des reflets sur l'habitabilité des systèmes planétaires. Le système TRAPPIST-1 a été étudié par Vida et al. (2017) dans une récente étude Kepler/K2 montrant au moins 0,75 poussées cumulées par jour d'énergie entre 1,26 × 10 30 et 1,24 × 10 33 erg. Cela pourrait produire un flux UV néfaste sur les surfaces planétaires potentiellement habitables de TRAPPIST-1b–h. O'Malley-James et Kaltenegger (2017) ont étudié l'habitabilité potentielle de la surface liée aux UV du système TRAPPIST-1 et ont découvert que l'état oxique de l'atmosphère est essentiel pour protéger la surface, même avec une atmosphère à faible teneur en oxygène (∼0,1 bar) suffisant pour empêcher les UVC d'atteindre la surface avec n'importe quelle intensité. Estrela et Valio (2017) ont identifié des superflares dans le système Kepler-96 jusqu'à ∼ 1,8 × 10 35 erg, simulé les effets sur les atmosphères archéennes et terrestres actuelles, et ont constaté que la présence d'un O3 couche est cruciale pour la protection de la vie sous de tels événements hautement irradiants.

A part Segura et al. (2010), ces études antérieures n'étudient pas les effets des événements protoniques associés à l'activité magnétique stellaire, et elles n'étudient pas la résilience et l'évolution de l'O.3 colonne d'une planète potentiellement habitable à de tels événements. AD Leonis, l'étoile utilisée pour l'étude de Segura et al. (2010), est l'une des naines M les plus magnétiquement actives connues. Au cours des dernières décennies, seules les éruptions des naines M les plus actives ont été étudiées car l'émission UV des naines rouges moyennement et faiblement actives est inférieure au seuil de détection des instruments disponibles. Les observations effectuées à l'aide du télescope spatial Hubble ont montré que l'émission UV de l'activité chromosphérique était également présente sur les étoiles généralement classées comme non actives (Walkowicz et al.,2008 France et al.,2012, 2013), tandis que la mission Kepler/K2 (par exemple., Canapé et al.,2014 Hawley et al.,2014) et les instruments MOST (Davenport et al.,2016) a montré une vue plus détaillée de la fréquence d'éruption des étoiles de faible masse.

Le présent travail prolonge les résultats de Segura et al. (2010) pour déterminer l'effet de multiples éruptions naines M et d'événements de protons énergétiques sur un monde potentiellement habitable en tirant parti des campagnes d'observation les plus récentes mentionnées ci-dessus. Nous avons mis à jour les modèles utilisés dans Segura et al. (2010) (voir Section 2.1) pour étudier l'effet de plusieurs événements sur une atmosphère semblable à la Terre afin de déterminer les effets potentiels sur l'O3 colonne et le flux UV biologiquement pertinent associé à la surface de la planète.


Biomasse aérienne

14.4.3 Images stéréoscopiques spatiales

Les images stéréoscopiques (ou photogrammétriques) ont d'abord été utilisées pour l'extraction d'élévations de terrain en mesurant la parallaxe contenue dans deux images acquises avec des angles de vue différents. La précision des élévations extraites des images stéréoscopiques est déterminée par la résolution spatiale ainsi que la différence d'angle de vue de deux images. Avant les années 1990, la résolution spatiale des images de télédétection acquises par des capteurs spatiaux est trop faible pour effectuer une mesure précise de la parallaxe. Par exemple, le scanner multispectral embarqué sur Landsat 1–3 a une résolution spatiale nominale de 78 m ( Slater, 1979 ), tandis que celle embarquée sur Landsat 4–5 est de 30 m ( Malila et al., 1984 ). Par conséquent, la plupart des études doivent travailler sur des images aériennes au siècle dernier.

Depuis le début de ce siècle, la résolution spatiale des images de télédétection spatiale s'est considérablement améliorée, en particulier pour les satellites commerciaux. Par exemple, Quickbird peut acquérir des images multispectrales de 2,44 m et des images panchromatiques de 0,61 m ( Noguchi et Fraser, 2004 ) IKONOS peut fournir des images multispectrales de 3,28 m et des images panchromatiques de 0,82 m ( Zhou et Li, 2000 ). Bien qu'il ne s'agisse pas de systèmes photogrammétriques spécifiquement conçus, ils peuvent fournir des images stéréoscopiques longitudinales et transversales en modifiant les attitudes. St-Onge et al. (2008) ont examiné les images stéréo IKONOS acquises avec le même angle d'élévation (67,4°) mais des angles d'azimut différents (27,8° et 180,52°). Le modèle numérique d'élévation de surface a d'abord été extrait par traitement stéréoscopique. Le modèle de hauteur de forêt a ensuite été dérivé à l'aide de l'élévation de la surface du sol à partir de données lidar à faible empreinte. Les résultats finaux ont démontré que l'AGB de la forêt estimé à l'aide de la hauteur de la forêt extraite était fortement corrélé avec la mesure sur le terrain avec R 2 = 0.79.

Les systèmes photogrammétriques spatiaux se sont rapidement développés au cours des deux dernières décennies. Les ASTER embarqués sur le satellite Terra sont conçus pour l'acquisition d'images stéréoscopiques à l'aide de deux caméras pointant vers le nadir et vers l'arrière. Les images acquises par ASTER ont été utilisées pour le modèle altimétrique numérique global (ASTER GDEM) ( Ni et al., 2015 ). Le satellite avancé d'observation des terres (ALOS), lancé par l'Agence japonaise d'exploration aérospatiale en 2006, transportait un instrument de télédétection panchromatique pour la cartographie stéréo (PRISM). Les trois caméras d'ALOS/PRISM, pointées vers l'avant, le nadir et l'arrière avec un intervalle d'angle nominal de 24,0°, peuvent acquérir des images stéréoscopiques de 2,5 m. La carte 3D numérique globale précise a été générée à l'aide de l'imagerie stéréoscopique ALOS/PRISM ( Tadono et al., 2016 ). La Chine a également lancé ses premiers satellites photogrammétriques spatiaux civils en 2012, appelés ZY-3, qui disposent de trois caméras de la même manière que l'ALOS/PRISM. La résolution spatiale des caméras avant et arrière a été améliorée de 3,5 à 2,5 m sur le deuxième satellite de ZY-3 lancé en 2016.

Par rapport à la plupart des études axées sur l'extraction des élévations de la surface du sol, les scientifiques dans le domaine de la télédétection forestière se sont progressivement intéressés à explorer la mesure de la structure spatiale de la forêt par imagerie stéréoscopique spatiale au cours de la dernière décennie. En comparant avec les données lidar, Ni et al. (2015) ont constaté que la hauteur de la forêt était contenue dans l'ASTER GDEM, bien que la résolution spatiale d'ASTER ne soit que de 15 m et que l'ASTER GDEM soit les produits combinés sur 10 ans entre 2000 et 2010.

En règle générale, l'imagerie stéréoscopique spatiale est acquise par une caméra à balai, tandis que l'imagerie stéréoscopique aéroportée est acquise par des caméras à cadre. L'une des plus grandes différences entre eux est le champ de vision et le nombre d'angles d'observation. Les caméras à cadre aéroporté ont un large champ de vision et des milliers d'angles d'observation le long et en travers de la piste. Pour la caméra pushbroom, le champ de vision à travers la piste n'est que de plusieurs degrés tandis que le nombre d'angles d'observation le long de la piste est déterminé par le nombre de caméras. Par conséquent, l'identification automatique des points communs est beaucoup plus difficile pour les caméras pushbroom que pour les caméras frame. Comment tirer pleinement parti des angles d'observation limités pour obtenir plus de points communs est un problème critique pour l'imagerie stéréoscopique spatiale. Ni et al. (2014) ont analysé le nuage de points extrait de différentes combinaisons de vues et ont constaté qu'ils étaient complémentaires dans les distributions horizontales et verticales. Le nuage de points synthétisé peut donner une meilleure description des structures spatiales forestières que n'importe lequel d'entre eux.

Théoriquement, l'imagerie stéréoscopique spatiale a un grand potentiel pour l'estimation des données AGB forestières comme les données lidar. Les études actuelles se sont uniquement concentrées sur la mesure des structures spatiales forestières. Il reste un long chemin à parcourir pour la cartographie régionale des forêts AGB à l'aide d'images stéréoscopiques spatiales. Beaucoup d'efforts devraient être consacrés à la compréhension des effets des facteurs environnementaux sur la distribution des nuages ​​de points à partir de l'imagerie stéréoscopique, tels que les effets saisonniers ( Montesano et al., 2019 ), les effets de terrain, les géométries d'observation ( Montesano et al., 2017 ), etc. En plus de l'analyse utilisant autant d'images stéréoscopiques que possible, le modèle théorique est également un outil important pour mener ce type d'études ( Ni et al., 2019 ).


Évolution du gradient d'abondance radiale et du gaz froid du disque galactique ,☆☆

Afin de comprendre le mécanisme de formation du gradient radial d'abondance du disque galactique et l'évolution des gaz froids, nous avons construit un modèle d'évolution chimique du disque galactique, dans lequel la loi de formation des étoiles concernant les hydrogènes est adopté, et l'évolution de la masse volumique surfacique est calculée pour les hydrogènes moléculaires et atomiques séparément, puis les prédictions du modèle et les distributions radiales observées de certaines quantités physiques sont comparées. Le résultat indique que la prédiction du modèle est sensible à l'échelle de temps de chute adoptée, le modèle qui adopte la loi de formation des étoiles concernant les hydrogènes moléculaires peut bien s'accorder avec les propriétés majeures observées du disque galactique, en particulier peut obtenir naturellement le gradient radial d'abondance d'oxygène du disque galactique, et le profil de densité de surface radiale du gaz froid. L'hypothèse d'une approximation du recyclage instantané ou non instantané a un faible effet sur l'évolution du gaz froid, en particulier dans le cas d'une densité de gaz plutôt faible.


Abstrait

L'évolution des planètes habitables semblables à la Terre est un processus complexe qui dépend des environnements géodynamiques et géophysiques. En particulier, il est nécessaire que la tectonique des plaques reste active pendant des milliards d'années. Ces environnements géophysiquement actifs sont fortement couplés aux paramètres de l'étoile hôte d'une planète, tels que la masse, la luminosité et l'activité, l'emplacement de l'orbite de la zone habitable et l'inventaire initial de l'eau de la planète. Selon l'évolution du rayonnement et du flux de particules de l'étoile hôte, la composition de la thermosphère et la disponibilité d'une dynamo magnétique active, les atmosphères des planètes semblables à la Terre dans leurs zones habitables sont différemment affectées en raison des processus d'échappement thermique et non thermique. Pour certaines planètes, une forte fuite atmosphérique pourrait même affecter la stabilité de l'atmosphère. Mots clés : Planètes terrestres—Évolution de l'atmosphère—Géophysique—Habitabilité. Astrobiologie 10, 45-68.


Existe-t-il des équations simplifiées M-L, M-R et de durée de vie pour les étoiles autres que la séquence principale ? - Astronomie

Réseau 6 fois plus grand que le système de réception actuel. Le grand réseau de bolomètres TES est lu par un système de multiplexage numérique dans le domaine fréquentiel amélioré capable de multiplexer 40 bolomètres via un seul dispositif d'interférence quantique supraconducteur (SQUID). Le premier récepteur POLARBEAR-2, POLARBEAR-2A est construit et les tests de bout en bout pour évaluer les performances intégrées du détecteur, de la lecture et du système optique sont menés en laboratoire avec divers types d'équipements de test. Le POLARBEAR-2A devrait être déployé en 2018 dans le désert d'Atacama au Chili. Pour augmenter encore la sensibilité des mesures, deux autres récepteurs de type POLARBEAR-2 seront déployés peu après le déploiement (projet Simons Array). Le Simons Array couvrira quatre bandes de fréquences à 95 GHz, 150 GHz, 220 GHz et 270 GHz pour un meilleur contrôle du signal de premier plan. Les contraintes projetées sur un rapport tenseur/scalaire (amplitude du signal inflationniste en mode B) sont σ(r=0,1) = $6.0 imes 10^<-3>$ après suppression du premier plan ($4.0 imes 10^<-3 >$ (stat.)), et la sensibilité à la somme des masses de neutrinos lorsqu'elle est combinée avec les données d'étude spectroscopique des galaxies DESI est de 40 meV à 1-sigma après suppression du premier plan (19 meV(stat.)). Nous présenterons un aperçu de la conception, de l'assemblage et de l'état des tests en laboratoire du système de récepteur POLARBEAR-2A ainsi que l'aperçu du projet Simons Array.

16 000 bolomètres à capteur de transition sensible à la polarisation. Plusieurs développements technologiques clés ont permis ce plan focal de grand format, notamment des progrès dans les détecteurs, l'électronique de lecture et les optiques à grande longueur d'onde millimétrique. Nous discutons de la mise en œuvre de ces technologies dans le récepteur SPT-3G ainsi que des défis qu'elles présentaient. Fin 2017, les implémentations de ces trois technologies ont été modifiées pour optimiser les performances globales. Ici, nous présentons l'état actuel de l'instrument du récepteur SPT-3G.

3500 détecteurs, nous utilisons le multiplexage dans le domaine fréquentiel (FDM) avec retour en bande de base. Dans chaque canal de multiplexage, un préamplificateur SQUID à deux étages lit 160 détecteurs. Nous décrivons le système de détection et discutons de certaines des considérations qui ont guidé sa conception.

0,1 caractéristiques à l'échelle du parsec qui sont essentielles pour comprendre l'origine des structures dans le milieu interstellaire.

BLAST-TNG comprend trois réseaux de détecteurs fonctionnant à des longueurs d'onde de 250, 350 et 500 m (1200, 857 et 600 GHz) comprenant respectivement 918, 469 et 272 pixels à double polarisation. Chaque pixel est composé de deux détecteurs à inductance cinétique hyperfréquence (MKID) croisés. Ces réseaux sont refroidis à 275 mK dans un récepteur cryogénique. Chaque MKID a une fréquence de résonance différente, ce qui permet de lire des centaines de résonateurs sur une seule ligne de transmission. Cette capacité inhérente à être multiplexé dans le domaine fréquentiel simplifie le matériel de lecture cryogénique, mais nécessite des tests optiques minutieux pour cartographier l'emplacement physique de chaque résonateur sur le plan focal. Des tests optiques au niveau du récepteur ont été effectués en utilisant à la fois une source cryogénique montée sur un étage xy mobile avec un obturateur et une source de corps noir chauffé remplissant le faisceau, capable de fournir une variation de température de 10 à 50 °C. Les propriétés de bruit du réseau plan focal, la réactivité, l'efficacité de polarisation, la polarisation instrumentale ont été mesurées. Nous présentons la caractérisation en amont du système cryogénique BLAST-TNG et les tests optiques au niveau de la matrice des matrices de détecteurs MKID dans le récepteur de vol.

Nous décrivons ici certains des éléments de conception clés de l'instrument MUSCAT, tels que l'utilisation inédite de réfrigérateurs à sorption continue et d'un dilueur miniature pour le refroidissement continu de 100 mK du plan focal, le couplage optique à large bande aux réseaux LEKID en aluminium à l'aide de bobines de guide d'ondes et d'anti- matériaux de revêtement de réflexion ainsi qu'avec la conception mécanique et optique générale de MUSCAT. Nous expliquerons comment MUSCAT est conçu pour être simple à mettre à niveau et les possibilités de changer l'unité de plan focal qui permet à MUSCAT de servir de démonstrateur pour d'autres technologies innovantes telles que les pixels sensibles à la polarisation multichroïque et la spectrométrie sur puce à l'avenir. Enfin, nous rendrons compte de l'état actuel de la mise en service de MUSCAT.

1 pW, avec une puissance équivalente au bruit optique limitée par le bruit des photons de 1-2 x 10^-16 W Hz^-0,5. D'octobre à novembre 2017, DESHIMA a été installé sur l'Atacama Submillimeter Telescope Experiment (ASTE), une antenne de 10 m de diamètre dans le désert d'Atacama au Chili. La sensibilité de DESHIMA mesurée à l'intérieur de la cabine ASTE est similaire aux résultats de laboratoire. Au moment de la soumission du résumé, DESHIMA a détecté avec succès plusieurs sources astronomiques, à la fois en continuum et en émission linéaire. Lors de la conférence, nous rapporterons les enseignements tirés de la première opération réelle d'un spectromètre de banc de filtres sur puce sur un télescope, y compris l'influence des cycles thermiques sur les filtres, la sensibilité du système à l'environnement et au mouvement du télescope, la configuration du faisceau dans le ciel, et sensibilité au continuum et à l'émission linéaire.

100 000. Il utilisera deux réseaux de bolomètres Transition Edge Sensed (TES). L'une des matrices se compose de 8 bandes de 16 pixels, pour le mode haute résolution, où la zone de pixels et les backshorts sont optimisés pour 8 régimes de longueur d'onde différents. Le deuxième détecteur se compose d'un réseau 16x64 avec une excellente sensibilité sur toute la gamme de longueurs d'onde, et il sera utilisé pour la résolution moyenne (R

19 000) et basse résolution (R

600) modes d'observation. Les deux réseaux de détecteurs auront des performances de fond limitées avec des NEP de < 2E-17 W/Hz^(1/2) pour le réseau basse résolution et < 3E-18 W/Hz^(1/2) pour le réseau haute résolution . HIRMES utilisera plusieurs interféromètres Fabry-Pérot (FPI) pour les faibles (R

19 000) et haute résolution (R

100 000) modes d'observation. De plus, trois réseaux avec des résolutions de R

600 sera utilisé pour trier les pics de transmission FPI, et également pour obtenir des spectres à large bande passante à faible résolution. Les principaux objectifs scientifiques de HIRMES sont d'étudier l'évolution des disques protoplanétaires ainsi que d'étudier l'origine de l'hydrogène et du deutérium dans le système solaire. Les observations à haute résolution spectrale de la raie HD 1-0 R(0) à 112 microns détermineront la masse de gaz et la cinématique dans les disques protoplanétaires, tandis que les observations des raies [OI] 63 microns et H2O révèlent la quantité d'oxygène et de H20 dans la limite des neiges. Observations à faible résolution spectrale des caractéristiques de la glace H20 à l'état solide à

63 microns détermineront la quantité de glace d'eau au-delà de la limite des neiges. Les mesures de la raie de l'hydrogène moléculaire et de nombreuses raies HD à moyenne résolution permettront d'estimer le rapport H/D dans le système solaire. De plus, le FPI basse résolution est bien adapté pour cartographier l'émission de raies à structure fine des galaxies proches.

300), spectroscopie d'étude à large bande passante de galaxies à grand décalage vers le rouge pour la fenêtre atmosphérique de 1 mm. SuperSpec cible l'échelle de CO dans la plage de décalage vers le rouge de z = 0 à 4, la ligne [CII] 158 um de z = 5 à 9, et la ligne [NII] 205 um de z = 4-7. Ensemble, ces lignes offrent une couverture complète du décalage vers le rouge de z = 0 à 9. SuperSpec utilise une nouvelle architecture dans laquelle les détecteurs sont couplés à une série de filtres résonants le long d'une seule ligne d'alimentation micro-ondes au lieu d'utiliser une optique dispersive. Cette construction permet la création d'un spectromètre complet n'occupant que 20 cm au carré de silicium, une réduction de taille de plusieurs ordres de grandeur par rapport aux spectromètres à réseau standard. Ce petit profil permet la production des futurs instruments de spectroscopie multi-objets nécessaires à mesure que le domaine de la spectroscopie à ondes millimétriques mûrit. SuperSpec utilise une antenne couplée à une lentille pour transmettre un rayonnement astrophysique à une ligne de transmission microruban. Le rayonnement se propage ensuite le long de cette ligne de transmission où, lors d'un couplage de proximité, des résonateurs microruban demi-longueur d'onde captent des fréquences spécifiques de rayonnement. Un réglage minutieux de la proximité des résonateurs par rapport à la ligne d'alimentation détermine le pouvoir de résolution souhaité du banc de filtres SuperSpec en réglant le facteur de qualité de couplage. Les résonateurs demi-longueur d'onde sont ensuite couplés à leur tour au méandre inductif des détecteurs à inductance cinétique (KID), qui servent de détecteurs de puissance pour le banc de filtres SuperSpec. Chaque banc de filtres SuperSpec contient des centaines de KID TiN en nitrure de titane et la multiplexabilité naturelle de ces détecteurs permet la lecture du grand nombre de détecteurs requis. Le schéma de couplage unique utilisé par SuperSpec permet la création de TiN KID à très faible volume (2,6 microns cubes) et à haute réactivité. Étant donné que la réactivité est proportionnelle à l'inverse du volume occupé par les quasi-particules, cela permet à SuperSpec d'atteindre les faibles NEP requis par la spectroscopie à résolution modérée pour être limité en photons à partir des meilleurs sites d'observation au sol. Nous présenterons les derniers résultats des appareils SuperSpec. En particulier, les NEP des détecteurs, l'efficacité des bancs de filtres mesurés (y compris les pertes de ligne de transmission) et les profils spectraux pour une pleine

Banque de filtres 300 canaux. Enfin, nous rendrons compte de l'efficacité de bout en bout de notre système et de la NEP totale du système.

Sensibilité 10^-20 W/√Hz autorisée par l'observatoire. L'un des objectifs de cette installation est d'effectuer des relevés spectroscopiques rapides de l'univers à fort décalage vers le rouge à 420 - 800 m, en utilisant des réseaux de spectromètres intégrés avec des résolutions modérées (R = λ/Δλ

1000), pour explorer l'évolution des galaxies et la croissance de la structure dans l'univers. Un deuxième objectif est d'effectuer des relevés spectroscopiques à plus haute résolution (R > 100 000) à 20-300 μm pour explorer la distribution des ingrédients de la vie dans les disques protoplanétaires. Enfin, l'OST vise à réaliser une spectroscopie sensible dans l'infrarouge moyen (5-30 –m) des atmosphères de planètes rocheuses dans la zone habitable en utilisant la méthode du transit. Ces objectifs représentent un accord communautaire bien organisé, mais ils sont impossibles à atteindre sans un bond en avant significatif dans la technologie des détecteurs, et l'OST ne sera probablement pas recommandé s'il n'existe pas de voie vers des détecteurs appropriés. Notre équipe développe des détecteurs d'inductance cinétique (KID) à comptage de photons pour l'OST. Étant donné que les KID sont de nature hautement multiplexable, leur évolutivité constituera une amélioration majeure par rapport aux technologies actuelles dont la vitesse d'observation est sévèrement limitée en raison du petit nombre de pixels. De plus, les KID sont un concurrent solide et établi des TES et ont atteint le NEP

1,5—3x10^-19 W/√Hz dans une matrice de qualité scientifique de 1000 pixels entièrement opérationnelle fabriquée par SRON dans le cadre du programme SpaceKID. Pour atteindre les sensibilités pour l'OST, nous développons des KID fabriqués à partir de films d'aluminium très minces sur des substrats de silicium monocristallin. Dans les bonnes conditions, les inducteurs de petit volume fabriqués à partir de ces films peuvent devenir ultra-sensibles aux photons uniques > 90 GHz. La compréhension de la physique des matériaux et de l'électrodynamique des excitations dans ces systèmes supraconducteurs-diélectriques est essentielle à la performance. Nous avons atteint des propriétés de matériau record du monde, qui sont conformes aux exigences pour le comptage de photons : facteur de qualité micro-ondes de 0,5 x 10^6 pour un résonateur en aluminium de 10 nm à une seule puissance d'entraînement de photons micro-ondes, densité résiduelle d'électrons sombres de 95 % d'efficacité à 0,5 - 1,0 THz est réalisable. Combinés à µ-Spec - notre spectromètre IR lointain sur puce basé sur Goddard - ces détecteurs permettront le premier objectif scientifique OST mentionné ci-dessus et fourniront également une voie claire pour les objectifs de longueur d'onde plus courte.

Nous rapportons ici la conception d'un nouveau récepteur 4,7 THz pour GUSTO. Le récepteur se compose principalement de deux sous-systèmes : un réseau mélangeur quasi-optique HEB 4×2 et un LO multifaisceaux de 4,7 THz. Nous décrivons le réseau de mélangeurs, qui est conçu comme une unité monolithique compacte. Nous montrons, par exemple, 10 détecteurs HEB potentiels avec une sensibilité de pointe de 720 K mesurée à 2,5 THz. Ils présentent une faible variation de sensibilité, inférieure à 3%, tout en répondant aux exigences d'uniformité LO. Pour le LO multifaisceaux, nous démontrons la combinaison d'un réseau de phase et d'un seul QCL à 4,7 THz, qui génère 8 faisceaux sub-LO, où le réseau de phase montre une efficacité de 75%. Un concept préliminaire pour l'unité LO intégrée, y compris QCL, réseau de phase et optique d'adaptation de faisceau est présenté.

10 000 à 100 000 par caméra) de capteurs sub-Kelvin, par exemple comme proposé pour l'expérience CMB-S4, nécessitera des améliorations substantielles des techniques de lecture à froid et à chaud. Pour réduire le coût de lecture par capteur et la complexité d'intégration, les efforts sont actuellement concentrés sur l'obtention d'une densité de multiplexage plus élevée tout en maintenant le bruit de lecture sous-dominant par rapport au bruit intrinsèque du détecteur et en présentant des charges thermiques gérables. Les technologies de lecture à froid hautement multiplexées en cours de développement incluent les capteurs d'inductance cinétique hyperfréquence (MKID) et les RF-SQUID hyperfréquences. Les deux exploitent les facteurs de haute qualité des résonateurs micro-ondes supraconducteurs pour canaliser de manière dense les capteurs sous-Kelvin dans la bande passante d'une ligne de transmission micro-ondes. Dans le cas du multiplexage SQUID hyperfréquence, des réseaux de capteurs de bord de transition (TES) sont multiplexés en couplant chaque TES à son propre résonateur hyperfréquence supraconducteur via un rf-SQUID. Nous présentons les avancées dans le développement d'un nouveau système de lecture à chaud pour le multiplexage SQUID hyperfréquence, le SLAC Superconducting Microresonator RF electronics, ou SMuRF, en adaptant la plate-forme commune ATCA (Advanced Telecommunications Computing Computing Architecture) du SLAC National Accelerator Laboratory. SMuRF vise à lire 4000 canaux SQUID micro-ondes entre 4 et 8 GHz par ligne RF. Chaque système SMuRF compact est construit sur une seule lame de support ATCA.Les cartes filles sur la lame implémentent le multiplexage par division de fréquence RF à l'aide de FPGA, de DAC et CAN rapides, et d'une chaîne de conversion ascendante et descendante analogique. Le système lit les changements de flux dans chaque rf-SQUID couplé au résonateur en surveillant le changement de l'amplitude et de la fréquence transmises des tonalités RF produites à la fréquence fondamentale de chaque résonateur. Le système SMuRF est unique dans sa capacité à suivre chaque tonalité, minimisant la puissance RF totale requise pour lire chaque résonateur, réduisant ainsi considérablement les exigences de linéarité sur la lecture froide et chaude. Ici, nous présentons des mesures du bruit de lecture et de la linéarité du premier système SMuRF complet, y compris une démonstration de suivi de tonalité en boucle fermée sur un multiplexeur SQUID cryogénique à 528 canaux. SMuRF est à l'étude en tant que solution de lecture potentielle pour un certain nombre de futurs projets CMB, notamment l'observatoire Simons, le BICEP Array, le CCAT-prime, l'Ali-CPT et le CMB-S4. En outre, le développement parallèle de la plate-forme est en cours pour adapter SMuRF afin de lire à la fois les matrices de calorimètres MKID et TES à rayons X rapides.

6 000) par rapport à l'instrument de deuxième génération, ACTPol. Le quatrième réseau, conçu pour observer à 39 et 27 GHz, sera le dernier à être déployé. L'augmentation du nombre de détecteurs et la large couverture de fréquences permettent un large éventail d'objectifs scientifiques, notamment l'amélioration des contraintes sur l'énergie noire, la somme des masses des neutrinos et les ondes gravitationnelles primordiales. La commande et le contrôle du télescope sont effectués à distance. Une équipe de membres de la collaboration, appelés observateurs à distance, s'est formée pour contrôler le télescope à tour de rôle tout au long de la saison. Chaque quart de travail dure 24 heures, au cours desquelles l'observateur à distance affecté est responsable de la planification des observations de la journée, de la coordination avec l'équipe d'ingénierie sur le site et de la récupération du télescope s'il cesse ses activités. Pour faciliter ces tâches, nous avons conçu un ensemble d'outils Web. L'utilité de ces outils va de la surveillance des systèmes de télescope, du flux de données et de l'état de l'ordinateur à la planification des observations et au contrôle du télescope lui-même. De nouveaux outils sont simples à intégrer et sont ajoutés au besoin. La collecte, le traitement et le transfert des données scientifiques et administratives sont en grande partie autonomes. Les outils de contrôle du télescope commandent l'électronique de lecture qui s'interface avec les détecteurs. Les données sont collectées sur l'un des trois ordinateurs, un pour chaque réseau de détecteurs, et traitées dans un format standardisé et compressé avant d'être stockées dans un RAID à proximité du site. Une copie est ensuite effectuée automatiquement sur un disque de transport, qui est utilisé pour transférer les données vers l'Amérique du Nord où une autre copie est ensuite effectuée pour l'analyse des données. AdvACT en est maintenant à sa deuxième saison d'observations. Dans ce travail, nous décrivons l'état du projet AdvACT et discutons des systèmes et des opérations du télescope.

1500 à 230 µm. L'instrument fonctionne dans quatre bandes de longueur d'onde, couvrant simultanément toute la gamme 34-230μm. Chaque bande a trois réseaux d'environ 300 capteurs TES fournissant trois sorties spatiales et 300 sorties spectrales. Pour limiter le nombre de fils de signal entre le plan focal froid et les unités électroniques chaudes, un schéma de multiplexage dans le domaine fréquentiel de 160 pixels/canaux est utilisé.

310, et s'adapte sur une puce de 3,5 et 5,5 cm. SuperSpec utilise une lentille et une antenne à large bande pour coupler le rayonnement dans une microbande de niobium qui alimente une banque de résonateurs demi-onde à microbande de niobium pour la sélectivité en fréquence. Chaque résonateur demi-onde est couplé à l'inducteur d'un détecteur à inductance cinétique à éléments localisés en nitrure de titane (LEKID) qui détecte le rayonnement incident. L'appareil a été conçu pour être utilisé dans un instrument de démonstration au Large Millimeter Telescope (LMT).

16 000. Le plan focal SPT-3G se compose de dix modules de détection, chacun avec un réseau de 269 pixels trichroïques sensibles à la polarisation sur une plaquette de silicium de six pouces. Dans chaque pixel se trouve une antenne sinueuse large bande à double polarisation. Le signal de chaque polarisation linéaire orthogonale est divisé en trois bandes de fréquences centrées à 95, 150 et 220 GHz par des filtres à éléments localisés en ligne et transmis via un microruban supraconducteur à Ti/Au bolomètres à capteur de transition (TES). Les propriétés du film TES, des filtres microruban et de l'îlot bolométrique doivent être étroitement contrôlées pour obtenir des performances optimales. Pour la deuxième année de fonctionnement du SPT-3G, nous avons remplacé les dix plaquettes du plan focal par de nouvelles matrices de détecteurs réglées pour augmenter la vitesse de cartographie et améliorer les performances globales. Nous discutons ici de la température de transition supraconductrice TES et de la résistance normale, de la puissance de saturation du détecteur, des bandes passantes, de l'efficacité optique et du rendement du réseau complet pour le plan focal 2018.

Le récepteur du télescope à grande ouverture (LATR) est couplé au télescope Dragone croisé de six mètres SO et aura un diamètre de 2,4 m, un poids de plus de 3 tonnes et cinq étages cryogéniques (80 K, 40 K, 4 K, 1 K et 100 mK). Le LATR est couplé au télescope via 13 tubes optiques indépendants contenant des éléments optiques cryogéniques et des détecteurs. Le cryostat sera refroidi par deux cryoréfrigérateurs à tube pulsé Cryomech PT90 (80 K) et trois Cryomech PT420 (40 K et 4 K), avec refroidissement des étages 1 K et 100 mK par un système de réfrigérateur à dilution commercial. Le second composant, le télescope à petite ouverture (SAT), est une caméra réfractive à tube optique unique de 42 cm de diamètre. Le refroidissement des étages SAT sera assuré par deux Cryomech PT420, dont l'un est dédié au système de réfrigération à dilution qui refroidira le plan focal à 100 mK. SO déploiera un total de trois SAT.

Afin d'estimer le temps de refroidissement des systèmes de caméras compte tenu de leur taille et de leur complexité, un code aux différences finies basé sur un solveur implicite a été écrit pour simuler le comportement thermique transitoire des deux cryostats. Le résultat des simulations présentées ici prédit un refroidissement de 35 jours pour le LATR. Les simulations suggèrent que des commutateurs de chaleur supplémentaires entre les étages seraient efficaces pour la distribution de la puissance de refroidissement et réduiraient le temps nécessaire au LATR pour atteindre ses températures de base. Le SAT devrait se refroidir en une semaine, ce qui répond aux objectifs de conception du SO.

Le démonstrateur technique est une version réduite du module 1 en termes de nombre de détecteurs, de cornets d'entrée et de tubes à impulsions et de réduction du diamètre des miroirs combineurs et des filtres, mais est par ailleurs similaire. Le démonstrateur sera mis à niveau vers le module complet en 2019. Dans cet article, nous donnons un aperçu du projet et de l'instrument QUBIC.

0,03. Dans notre article, nous discutons des principales exigences de la stratégie de balayage (chevauchement avec la couverture SWIPE, distribution de sensibilité, observation des sources d'étalonnage) et montrons comment nous obtenons un compromis en faisant tourner le télescope autour de l'axe d'azimut avec une élévation et une vitesse angulaire constantes. La combinaison du mouvement du télescope avec la rotation de la Terre garantira l'accès aux grandes échelles angulaires. Nous observerons périodiquement la Nébuleuse du Crabe ainsi que le nuage moléculaire de Persée. Le Crabe est l'une des sources polarisées les plus connues dans le ciel et il sera observé à des fins d'étalonnage. La seconde est une source d'émission anormale de micro-ondes qui pourrait être caractérisée à la fois en intensité et en polarisation.

L'instrument QUBIC complet est décrit ailleurs 1,2,3,4 dans cet article, nous nous concentrerons en particulier sur les simulations du combineur optique (un imageur grégorien hors axe) et du réseau de cornet d'alimentation. Nous modélisons les performances optiques du module complet QUBIC et d'un démonstrateur technologique réduit qui sera utilisé pour valider la conception complète de l'instrument. La modélisation optique est réalisée à l'aide d'une optique physique vectorielle complète avec une combinaison de logiciels commerciaux et internes. Dans le canal haute fréquence, nous devons veiller à considérer les modes d'ordre supérieur qui peuvent être transmis par le réseau de cornets. La fonction de fenêtre d'instrument est utilisée comme mesure de performance et nous étudions l'effet, par exemple, des tolérances d'alignement et de fabrication, de la troncature par les composants optiques et des aberrations hors axe. Nous rendons également compte des tests de laboratoire effectués sur le démonstrateur technologique QUBIC avant son déploiement sur le site d'observation en Argentine.

15 000 degrés 2 ). Ces mesures sont conçues pour caractériser la structure à grande échelle de l'univers, tester des modèles cosmologiques et contraindre la somme des masses des neutrinos. À mesure que la sensibilité de ces vastes enquêtes augmente, le contrôle et la validation de la réponse du lobe latéral éloigné deviennent de plus en plus importants et sont particulièrement difficiles car les réflexions multiples, les retombées, la diffraction et la diffusion deviennent difficiles à modéliser et à caractériser aux niveaux requis. Dans ce travail, nous présentons un modèle de trace de rayon de la structure supérieure de l'ACT qui est utilisé pour décrire une grande partie du motif observé des lobes latéraux éloignés. Ce modèle combine des mesures de débordement du miroir secondaire avec un modèle CAO 3D basé sur des mesures de photogrammétrie pour simuler le faisceau de la caméra et le bouclier au sol mobile. Cette simulation montre un accord qualitatif avec les outils d'optique physique et les caractéristiques observées dans les mesures du lobe latéral éloigné. Nous présentons cette méthode comme un calcul de premier ordre efficace qui, bien qu'il ne capture pas tous les effets de diffraction, informe les interactions entre les composants structurels du télescope et le chemin optique, qui peuvent ensuite être combinés avec des calculs d'optique physique plus intensifs en calculs. Cette méthode peut être utilisée pour prédire les modèles de lobes secondaires au stade de la conception de futurs systèmes optiques tels que l'observatoire Simons, CCAT-prime et CMB Stage IV.

Les modulateurs de polarisation à retard variable (VPM) sont utilisés dans les télescopes Cosmology Large Angular Scale Surveyor (CLASS) en tant que premier élément de la chaîne optique pour moduler rapidement la polarisation entrante. Les VPM sont constitués d'une grille de fil polarisant linéairement devant un miroir plat mobile. La variation de la distance entre la grille et le miroir produit un changement de phase entre les états de polarisation parallèle et perpendiculaire à la grille qui module Stokes U (polarisation linéaire à 45°) et Stokes V (polarisation circulaire). Les télescopes CLASS ont des VPM comme premier élément optique du ciel, ce qui permet simultanément une mesure de polarisation de style verrouillé et la séparation de la polarisation du ciel de toute polarisation instrumentale plus loin dans le chemin optique.

Les grilles de fil CLASS VPM utilisent un fil de tungstène plaqué cuivre de 50 &mum avec un espacement de 160&mum sur une ouverture claire de 60 cm. Le miroir est monté sur un système de flexion avec un degré de liberté de translation, permettant le mouvement de miroir requis tout en maintenant un excellent parallélisme par rapport à la grille métallique. Les grilles métalliques et les miroirs sont maintenus parallèles les uns aux autres à mieux que 80 &mum, et les grilles métalliques ont des erreurs de planéité RMS inférieures à 50 &mum à travers l'ouverture de 60 cm. Le VPM de classe Q en bande a été le premier VPM à commencer à observer le CMB à plein temps, à partir du printemps 2016. Le premier VPM de classe en bande W a été installé au printemps 2018.

Nous mesurons CE7 à a) la supraconductivité en dessous d'une température de transition critique, Tc,

1,2 K, b) ont un profil de contraction thermique beaucoup plus proche de Si que les métaux, ce qui permet un accouplement simple, et c) ont une faible conductivité thermique qui peut être améliorée par placage Au. Nos investigations démontrent également que CE7 peut être suffisamment bien usiné pour fabriquer de petites structures, telles que des trous filetés #0-80, avec des tolérances serrées (

25 &mum) contrairement au silicium pur et aux substrats similaires. Nous avons fabriqué des plaques de base CE7 déployées dans les plans focaux polarimétriques de 93 GHz utilisés dans le Cosmology Large Angular Scale Surveyor (CLASS). 1 Nous rapportons également le développement de réseaux de cornets d'alimentation à paroi lisse en CE7 qui seront utilisés dans un plan focal de détecteurs dichroïques 150/220 GHz pour la caméra haute fréquence CLASS.

Nous discutons ici du cadre mathématique utilisé dans un pipeline d'analyse développé pour traiter des mesures de diagramme de rayonnement de champ complexes. Cette routine détermine et compense les défauts d'alignement de l'instrument et du système de balayage. Nous commençons par un aperçu du formalisme des faisceaux gaussiens et de la façon dont il se rapporte aux mesures de motifs de champ complexes. Ensuite, nous discutons d'une stratégie de balayage utilisant un décalage dans z le long de l'axe optique qui permet d'éliminer les ondes stationnaires optiques de premier ordre entre la source balayée et le système optique en post-traitement. Est également discutée une méthode par laquelle les champs de co-polarisation et de polarisation croisée peuvent être extraits individuellement pour chaque pixel en faisant tourner les deux plans de mesure orthogonaux jusqu'à ce que le signal soit la carte de co-polarisation est maximisée (et le signal dans le champ de polarisation croisée est minimisé). Nous détaillons une fonction de minimisation qui peut ajuster les données de mesure à un modèle de forme de faisceau arbitraire. Nous concluons en discutant de la méthode spectrale d'onde plane angulaire (APWS) pour la propagation du faisceau, y compris la transformation du champ proche en champ lointain.

Le télescope du pôle Sud (SPT) est un télescope de 10 mètres de diamètre et de longueur d'onde millimétrique équipé pour les observations bolométriques du fond diffus cosmologique. Pour permettre les observations VLBI avec le SPT, nous avons construit une chaîne de signaux cohérente adaptée à l'environnement du pôle Sud. Le récepteur bifréquence intègre des mélangeurs SIS à la pointe de la technologie et est installé dans la cabine du récepteur SPT. La chaîne de signaux VLBI comprend également un système d'enregistrement et un générateur de fréquence de référence liés à un maser à hydrogène. Ici, nous décrivons en détail la conception du système SPT VLBI et présentons à la fois les mesures en laboratoire et les résultats sur le ciel.

Dans ce travail, nous avons construit un petit formateur de faisceaux numérique à 16 éléments avec une bande passante de 384 MHz pour évaluer les performances du démonstrateur de réseau focal avancé (AFAD) du CNRC fonctionnant de 750 à 1 500 MHz. Nous comparons les résultats de sensibilité mesurés aux mesures précédentes effectuées avec un formateur de faisceau analogique. Le formateur de faisceaux numérique est mis en œuvre à l'aide de la plate-forme Kermode du CNRC, une lame de calcul basée sur Virtex6. Nous adoptons une approche basée sur des normes, en utilisant le facteur de forme AdvancedTCA (ATCA) pour la carte Kermode, le cadrage ANSI/VITA-49.0 pour toutes les communications puce à puce et puce à hôte, et le format AXI4-Stream pour toutes les communications internes. chemins de données. Le système Kermode peut être étendu avec un fond de panier à maillage complet ATCA standard pour prendre en charge jusqu'à 128 entrées avec plus de 1 GHz de bande passante.

Cette capacité étendue sera finalement utilisée pour évaluer les performances de l'AFAD PAF complet à 96 éléments monté sur une antenne ré ecteur. Pour atteindre cet objectif, nous sommes bien avancés dans le développement d'un système de numérisation qui gérera au moins 96 éléments avec jusqu'à 1,5 GHz de bande passante par élément. Nous présentons un aperçu du système de numériseur dans le contexte du système de formation de faisceau PAF et faisons le point sur les progrès réalisés à ce jour.

Des améliorations majeures du télescope APEX ont été réalisées fin 2017, nécessitant un retrait complet des instruments de la C-Cabin. Entre-temps, la caméra ArTeMiS a été gardée en sécurité dans le bâtiment ALMA Operations Support Facility (OSF). Nous avons profité de cette réinstallation pour améliorer un peu plus le couplage optique des détecteurs. Nous présentons ici l'état actuel de la caméra.

Le fonctionnement de l'APEX étant désormais garanti jusqu'à fin 2022, nos perspectives sont d'installer à temps les nouveaux détecteurs actuellement développés au CEA/Léti dans le cadre des développements R&D réalisés pour la future mission spatiale SPICA. Ces détecteurs, qui ont de nouvelles capacités de polarisation, sont également présentés.

Dans cet article, nous décrivons les tests et l'installation de la conception nouvelle et améliorée du filtre de blocage thermique dans l'instrument et rapportons le changement de performance résultant sur la base des données des 12 premiers mois de fonctionnement scientifique avec les nouveaux filtres. Nous présentons également les profils de bande passante de filtre combinés mesurés in situ avec FTS-2.

200 sur la gamme de fréquences 186-324 GHz. La lumière dispersée est détectée à l'aide de réseaux 2-D de bolomètres à capteur de bord de transition. L'instrument est logé dans un cryostat 4K–1K–300mK à cycle fermé. Les spectromètres et détecteurs sont refroidis à l'aide d'un réfrigérateur à double étage 250/300 mK.

300) et haute résolution, (HR) (R

2000-11000). Le SAFARI fournira une spectroscopie à source ponctuelle avec une capacité de diffraction limitée dans quatre bandes spectrales sur 34-230&mum et un champ de vision (FoV) sur le ciel sur 2'×2'. En raison de la complexité de la conception optique de l'instrument SAFARI, une conception modulaire a été choisie. Quatre modules principaux sont définis : le module d'étalonnage (CS), le module optique d'entrée (IOM), la distribution de faisceau et de mode (BMDO) et les modules de réseau (GM). Le présent travail se concentre dans le dernier module. Les systèmes optiques dispersifs exigent intrinsèquement la nécessité d'une allocation de volume pour le système optique, ce fait étant en quelque sorte proportionnel à la longueur d'onde et au pouvoir de résolution requis. L'échantillonnage de l'image et la taille des éléments du détecteur sont des éléments clés de cette conception optique modulaire. Le processus d'optimisation a été réalisé en tenant compte des paramètres de conception obtenus au cours de cette phase tels que les distances focales des optiques du collimateur et de la caméra, les diamètres et les périodes des sous-systèmes et les AOI des réseaux de diffraction.

télescopes à ouverture de 6 m) et sera situé dans le désert d'Atacama au Chili. Ce travail fait partie d'une série d'articles étudiant l'étalonnage, la sensibilité et les erreurs systématiques pour le SO. Dans cet article, nous discutons des efforts actuels pour modéliser les effets optiques systématiques, comment ceux-ci ont été utilisés pour guider la conception de l'instrument SO et comment ces études peuvent être utilisées pour éclairer la conception de l'instrument d'expériences futures comme CMB-S4. Alors que des études de systématique optique sont en cours pour les télescopes à petite et grande ouverture, nous limitons l'objectif de cet article à la conception plus mature des télescopes à grande ouverture pour lesquels nos études incluent : les erreurs de pointage, les distorsions optiques, l'ellipticité du faisceau, la réponse contrapolaire , rotation de polarisation instrumentale et diverses formes de captation des lobes secondaires.

Nous explorons des stratégies d'observation pour les télescopes à petite ouverture (0,42 m) (SAT) et un télescope à grande ouverture (6 m) (LAT). Nous étudions des stratégies axées sur de petites zones du ciel pour rechercher des ondes gravitationnelles inflationnistes ainsi que des stratégies couvrant environ la moitié du ciel de premier plan bas pour contraindre le nombre effectif d'espèces relativistes et mesurer la somme des masses de neutrinos via le signal de lentille gravitationnelle en raison de la grande échelle structure. Nous présentons ces stratégies en considérant spécifiquement le matériel du télescope et les objectifs scientifiques de l'OS, situé à 23° de latitude sud et 67,8° de longitude ouest.

Les observations proches du Soleil et de la Lune peuvent introduire une systématique supplémentaire en appliquant une puissance supplémentaire à l'instrument via les lobes latéraux du télescope. Une contamination significative des lobes secondaires dans les données peut se produire même à des dizaines de degrés ou plus à partir de sources lumineuses. Par conséquent, nous présentons plusieurs stratégies qui implémentent des contraintes d'évitement du Soleil et de la Lune dans l'ordonnancement du télescope.

Les stratégies d'analyse peuvent également être un outil puissant pour diagnostiquer et atténuer la systématique instrumentale, soit en utilisant plusieurs analyses pour faire la moyenne de la systématique vers le bas, soit en fournissant des tests nuls pour diagnostiquer les problèmes. Nous discutons des méthodes pour quantifier la capacité d'une stratégie d'observation à atteindre cet objectif.

Des stratégies pour résoudre les conflits entre des champs simultanément visibles sont discutées. Nous nous concentrons sur la maximisation du temps de télescope consacré aux observations scientifiques. Il sera également nécessaire de programmer des mesures d'étalonnage, mais cela dépasse le cadre de ce travail. Les sorties de cette étude sont des algorithmes qui peuvent générer des commandes de programmation spécifiques pour les instruments de l'Observatoire Simons.

700 mm de diamètre) et des lentilles (

5 mm de diamètre, lentilles hémisphériques sur le plan focal) utilisées dans ces systèmes sont constituées de matériaux à haut indice de réfraction (comme le silicium ou l'oxyde d'aluminium amorphe) qui réfléchissent près d'un tiers du rayonnement incident. Afin de maximiser le faible signal CMB qui atteint les détecteurs, les lentilles et les petites lentilles doivent être recouvertes d'un matériau antireflet (AR). Le revêtement AR doit maximiser la transmission du rayonnement dans des bandes scientifiquement intéressantes et être cryogéniquement stable. Un tel revêtement a été développé pour la caméra de troisième génération, SPT-3G, de l'expérience South Pole Telescope (SPT), mais les matériaux et les techniques utilisés dans le développement sont généraux pour les revêtements AR pour l'optique à ondes mm. Le revêtement AR à trois couches à base de polytétra uoroéthylène est à large bande, peu coûteux et peut être fabriqué avec des outils simples. Le revêtement est testé sur le terrain. Des éléments du plan focal revêtus d'AR ont été déployés au cours de l'été austral 2016-2017 et des optiques de réimagerie revêtues d'AR ont été déployées en 2017-2018.

Nous décrivons le processus de fabrication des inductances supraconductrices Niobium et les tests de qualification effectués dans notre installation cryogénique 300 mK à INFN Pise des PCB en forme de boomerang hébergeant les chaînes LC et les SQUID gradiométriques, qui vont être montés à l'arrière du SWIPE plans focaux. Le développement de l'électronique de lecture chaude est présenté, ainsi que le firmware pour la génération et la lecture du peigne de fréquence de polarisation.

Les TES polarisés en tension sont lus avec un multiplexage dans le domaine temporel et un facteur de multiplexage (MUX) sans précédent égal à 128. Ce facteur MUX est atteint avec un multiplexage à deux étages : un traditionnel exploitant des dispositifs supraconducteurs d'interférence quantique (SQUID) à 1K et un nouveau circuit intégré à application spécifique (ASIC) SiGe à 60 K. Le premier fournit un facteur MUX de 32, tandis que le second en fournit 4. Chaque réseau TES est composé de 256 détecteurs et lu avec quatre modules de 32 SQUID et deux ASIC. Un logiciel personnalisé synchronise et gère la lecture et le fonctionnement du détecteur, tandis que les TES sont échantillonnés à 780 Hz (taux 100 kHz/128 MUX).

Dans ce travail, nous présentons la caractérisation expérimentale des matrices QUBIC TES et leur chaîne de lecture de multiplexage, y compris les propriétés de constante de temps, de température critique et de bruit.

Nous explorons deux technologies de blindage magnétique : les métaux high-&mu et le blindage supraconducteur. Le bouclier high-&mu est un boîtier en Amuneal A4K, un alliage conçu pour une haute perméabilité aux températures cryogéniques. La géométrie de la boîte est un demi-cylindre pour permettre le test simultané de l'électronique de lecture blindée et non blindée. Le blindage supraconducteur est un capot recouvert de NbN installé autour d'un réseau de filtres supraconducteurs. Nous n'avons vu aucune atténuation du couplage au champ externe appliqué avec le boîtier A4K, et le blindage NbN amplifie ce couplage dans sa mise en œuvre actuelle. Nous avons trouvé que le boîtier A4K est efficace pour isoler certains couplages aux champs magnétiques inhérents à l'électronique de lecture. Des tests supplémentaires sont nécessaires pour différencier les effets SQUID voisins des autres couplages intermodules avant d'évaluer la capacité d'isolement de la diaphonie du blindage NbN.

50 tranches de détecteur que le SO mettra en place sont des cornets d'alimentation à profil spline, qui offrent une possibilité d'accord entre l'efficacité de couplage et le contrôle des effets de fuite de polarisation du faisceau. Nous présenterons les efforts visant à augmenter la production de cornes d'alimentation pour le SO et leur viabilité pour les futures expériences CMB, y compris les réseaux de cornes d'alimentation en métal à usinage direct et les réseaux de Si empilés à usinage laser.


Le paradoxe du faible jeune soleil : une approche thermodynamique simplifiée

2 Departamento de Formación Básica, Escuela Superior de Cómputo, Instituto Politécnico Nacional, Avenida Juan de Dios Batiz s/n. Esquina M. Othón de Mendizabal UP Adolfo López Mateos, 07738 Mexico, DF, Mexique

Abstrait

Les modèles classiques du Soleil suggèrent que la production d'énergie au début de son évolution était de 30 % inférieure à celle d'aujourd'hui. Dans ce contexte, le seul équilibre radiatif entre le Soleil et la Terre n'était pas suffisant pour expliquer la présence précoce d'eau liquide à la surface de la Terre. Cette difficulté est appelée le paradoxe du jeune Soleil faible. De nombreuses propositions ont été publiées pour résoudre ce paradoxe. Dans le présent travail, nous proposons une approche thermodynamique à temps fini simplifiée qui décrit les cellules convectives de l'air dans l'atmosphère terrestre. Ce modèle introduit deux modes atmosphériques de performance thermodynamique : un premier mode consistant à maximiser la puissance délivrée des cellules convectives (régime de puissance maximale) et un second mode qui consiste à maximiser une fonctionnelle représentant un bon compromis entre puissance délivrée et production d'entropie (le régime écologique). Dans les hypothèses de ce modèle simplifié à l'extrême, nous présentons différents scénarios d'albédo et d'effets de serre qui semblent réalistes pour préserver l'eau liquide sur Terre au stade précoce de la formation.

1. Introduction

Le paradoxe dit du jeune Soleil faible [1] est un inconvénient majeur dans la compréhension des premières conditions de la Terre ainsi que de l'histoire du Soleil elle-même [1, 2]. Un tel paradoxe peut être résumé comme suit : la luminosité du Soleil, il y a environ 4,5 à 3,8 Gyr, était d'environ 70 à 80 % de sa valeur actuelle [1-7], ce qui ne représente que les températures terrestres inférieures au point de congélation de l'eau. . Comme on le sait, la température de surface de la Terre est principalement déterminée par le flux de rayonnement solaire qu'elle reçoit et l'interaction du rayonnement avec les gaz de l'atmosphère. En fait, en supposant un équilibre radiatif du corps noir entre le jeune Soleil et la Terre, il en résulte

[1], suffisamment bas pour avoir conservé de grandes parties de la surface de la Terre gelées jusqu'à il y a 1 à 2 Gyr [4]. Cependant, les preuves de plusieurs lignes d'enquête indépendantes suggèrent que pendant pratiquement toute son histoire, la Terre a maintenu une température de surface dans la plage dans laquelle l'eau est un liquide, ce qui soulève la question de savoir comment concilier ces faits. Parmi les preuves des anciennes températures de l'eau liquide à la surface de la Terre se trouve la datation des roches sédimentaires, c'est-à-dire des roches déposées sous l'eau. Ces roches datent d'au moins 4 Gyr avant le présent (BP) [5-8]. D'autre part, Cogley et Henderson-Sellers [9], à partir d'études fossiles, affirment que l'eau liquide serait nécessaire pour expliquer l'existence de divers fossiles dans des roches antérieures à 3,5 Gyr BP. Plus récemment, Watson et Harrison [10], en étudiant d'anciens zircons d'Australie occidentale, suggèrent que leurs résultats confirment l'existence de conditions humides de fusion minimale à 4,55 à 4,0 Gyr BP. Ils suggèrent en outre que la Terre s'était installée dans un schéma de formation de croûte, d'érosion et de recyclage des sédiments à cette époque.

Plusieurs approches ont été proposées pour tenter de résoudre le paradoxe du jeune soleil faible (FYSP) [1, 3-7, 11, 12]. Certaines solutions ont généralement impliqué des quantités de gaz à effet de serre plus élevées que celles présentes dans l'atmosphère moderne pour compenser le soleil plus froid, par exemple, des quantités accrues de

[16]. En 2003 [4], Shaviv a proposé une autre solution FYSP en considérant l'effet de refroidissement que les rayons cosmiques sont soupçonnés d'avoir sur le climat global et que le jeune Soleil doit avoir eu un vent solaire plus fort (associé à une perte de masse modeste), tel que il était plus efficace pour empêcher les rayons cosmiques d'atteindre la Terre. Cependant, Bada et al. [11] ont souligné que les propositions FYSP doivent inclure un scénario avec un mécanisme pour faire fondre un océan autrefois gelé. Ils ont suggéré que les impacts de bolides entre 4,0 et 3,6 Gyr environ auraient pu faire fondre épisodiquement un océan primitif recouvert de glace.

Un autre type de propositions a utilisé des modèles alternatifs d'évolution solaire (AMSE) construits à l'origine pour expliquer l'épuisement anormal du lithium dans le Soleil et les étoiles similaires [5, 6, 17]. Ces AMSE intègrent une perte de masse solaire précoce de 5 à 10 %, prédisant des luminosités solaires précoces plus élevées [5] qui ont le potentiel de produire des températures planétaires dans la gamme de l'eau liquide sans nécessiter de concentrations très élevées [5]. Très récemment, Turck-Chièze et al. [18], basés sur l'étude du profil interne rotationnel du Soleil, ont montré que le champ magnétique a probablement été présent dans la première étape avec une forte activité de surface pendant le premier million d'années et une perte de masse associée. Ces auteurs estiment la perte de masse à partir des observations de jeunes analogues solaires qui pourraient atteindre jusqu'à 30 pour cent de la masse actuelle. Bien que cette phase soit insuffisamment décrite, il n'est pas exclu que la luminosité initiale ait été supérieure aux résultats du modèle solaire standard (SSM) [18]. Concernant les propositions de l'AMSE, bien que Gaidos et al. [6] en observant

Ursa Majoris, une étoile de masse solaire de 300 millions d'années (analogue probable du Soleil primitif) a placé une limite supérieure au taux de perte de masse qui exclut peut-être AMSE comme solution de FYSP, les résultats récents de Turck-Chièze et al. [18] renforcent la faisabilité des modèles AMSE.

La plupart des solutions proposées précédemment par le FYSP ont été confrontées à une certaine forme de contradictions ou à de grandes incertitudes, provenant soit des données géologiques sur les conditions atmosphériques, soit de la modélisation atmosphérique [12]. Par exemple, des concentrations anciennes très élevées peuvent s'avérer incompatibles avec les taux d'altération dérivés. Ainsi, comme Graedel et al. [5] affirment que l'imposition de concentrations élevées dans les modèles climatiques précambriens est cohérente avec, mais pas requise par, l'enregistrement de la température. En revanche, Hessler et al. [19] ont analysé les écorces altérées des graviers des rivières remontant à 3,2 Gyr, suggérant une limite inférieure de la pression partielle dans l'atmosphère à seulement plusieurs fois la valeur actuelle, ce qui est deux ordres de grandeur en dessous de ce qui est nécessaire pour maintenir la température de surface de la Terre au-dessus. gelé. En ce qui concerne les concentrations élevées [3, 15], Shaviv [4] affirme que, bien que cela ne soit pas impossible, il n'est pas facile d'empêcher une photolyse irréversible dans et [20]. Shaviv suggère également que la solution nécessite un long temps de résidence du méthane dans l'atmosphère et une dominance probable de bactéries méthanogènes, concluant que ce type de solutions ne peut être ni exclu, ni prouvé à ce stade.

Récemment von Paris et al. [12] ont reconsidéré le rôle de dans le réchauffement de la Terre primitive. Ils ont conclu que la quantité nécessaire pour réchauffer la surface de la Terre primitive pourrait avoir été surestimée par des études précédentes. Ils ont utilisé un modèle radiatif-convectif unidimensionnel très détaillé basé sur plusieurs modèles climatiques pour obtenir des concentrations compatibles avec la quantité déduite des études sur les sédiments.

En résumé, il existe un certain nombre de solutions FYSP possibles issues d'approches distinctes, c'est-à-dire de propositions distinctes qui donnent des températures d'eau liquide pour la surface de la Terre primitive.

Dans le présent travail, nous obtenons également les températures de l'eau liquide au moyen d'un modèle thermodynamique à temps fini simplifié sans avoir besoin de concentrations élevées de gaz à effet de serre. Cette approche est basée sur un modèle hautement idéalisé qui n'est pas destiné à fournir une description quantitativement précise ou physiquement complète du FYSP, c'est-à-dire qu'il s'agit d'un modèle jouet dans la classification de Randall et Wielicki pour les modèles en sciences atmosphériques [21]. Il est nécessaire de souligner que les cellules convectives de notre modèle (comme dans le modèle GZ [22]) ne sont que des cellules virtuelles essayant de donner un schéma thermodynamiquement équivalent de la convection réelle en prenant en compte les restrictions thermodynamiques globales sur les flux d'énergie . Cependant, nous devons mentionner que d'autres modèles simplifiés peuvent être trouvés dans les livres de dynamique climatique [23]. Ces approches peuvent être des modèles 0D basés sur la modification de l'opacité et du nombre de couches effectives de l'atmosphère pour compenser des changements même très importants de la constante solaire afin de maintenir la température de surface constante. Voir par exemple l'exercice à emporter

du texte classique de Hartmann [23], où le FYSP est élevé en termes de calcul d'effet de serre, ce qui conduit à un coefficient de serre normalisé très élevé (environ

). Ce résultat correspond à un scénario qui n'est pas cohérent avec les preuves géologiques [12, 24]. Le présent article est organisé comme suit. Dans la section 2, nous présentons une brève revue de certains concepts de base de la thermodynamique à temps fini (FTT) dans la section 3, un modèle simple pour l'énergie éolienne en tant que moteur thermique solaire est discuté dans la section 4, une approche FTT de la FYSP est proposé enfin dans la section 5, nous présentons quelques remarques conclusives.

2. Thermodynamique en temps fini

Au cours des dernières décennies, la thermodynamique à temps fini a étendu ses applications à de nombreux domaines [26–32]. De la même manière que la thermodynamique classique du début du XIXe siècle, à partir de l'étude des moteurs thermiques, a rapidement atteint pratiquement tous les systèmes macroscopiques, la FTT a abordé de nombreux problèmes où la production d'entropie de processus globaux joue un rôle inévitable. Par exemple, dans un modèle de moteur thermique FTT typique, toute la production d'entropie est attribuée uniquement au couplage entre la substance de travail et son environnement, et il est permis que le fluide de travail ne subisse que des transformations réversibles. Cette approche est appelée hypothèse d'endoréversibilité (EH) [33]. Grâce à cette hypothèse, il a été possible de poser des bornes réalistes sur des processus irréversibles qui se déroulent en temps fini. Habituellement, dans la méthodologie FTT, on calcule un extremum ou un optimum d'une variable ou fonctionnelle thermodynamiquement significative [22]. Récemment, Fischer et Hoffmann [34] ont montré qu'un modèle endoréversible simple (appelé moteur Novikov) peut reproduire le comportement complexe d'un moteur d'une simulation dynamique quantitative d'un moteur Otto incluant, mais sans s'y limiter, les effets des pertes dues à la chaleur. la conduction, les pertes d'échappement et les pertes par friction. D'autre part, Curto-Risso et al. [35] ont également publié un modèle FTT pour un cycle Otto irréversible adapté pour reproduire les résultats de performance d'un modèle dynamique très élaboré d'un véritable moteur thermique à allumage commandé comprenant un processus de propagation de flamme turbulente, des soupapes se chevauchant, un transfert de chaleur à travers les parois cylindriques, et une analyse détaillée des réactions chimiques impliquées. Dans ces deux articles, l'esprit de la FTT est illustré en soulignant les vertus et les limites de cette méthodologie. Cependant, dans ces articles, l'utilité des modèles FTT est démontrée sans aucun doute. En fait, on peut affirmer que l'esprit FTT est concomitant à l'esprit d'une thermodynamique carnotienne au sens de la recherche d'un certain type de limites pour les variables et fonctionnelles thermodynamiques. Par exemple, en 1975, Curzon et Ahlborn (ci-après CA) [36] ont publié un article dans lequel ils proposaient une sorte de cycle de Carnot qui ne produit de l'entropie que grâce à un transfert de chaleur newtonien irréversible entre deux réservoirs thermiques à des températures absolues et

et les deux branches isothermes du fluide de travail aux températures

et , respectivement (voir Figure 1) donnés par

où et sont les conductances thermiques des matériaux qui séparent les réservoirs de la substance active et et sont les flux de chaleur par unité de temps. Ainsi, CA a proposé un modèle global irréversible avec

mais intérieurement réversible (EH). En intégrant (1), CA a obtenu la période du cycle

et par conséquent, ils avaient un cycle avec une puissance non nulle, contrairement au cycle de Carnot réversible avec à la fois une entropie et des productions de puissance nulles. Pour le modèle de cycle mentionné, CA a maximisé la puissance de sortie et a constaté que l'efficacité dans des conditions de puissance maximale est exprimée par


Existe-t-il des équations simplifiées M-L, M-R et de durée de vie pour les étoiles de la séquence non principale ? - Astronomie

6000 pour la limite de vision), la spectropolarimétrie et la spectroscopie d'imagerie Fabry-Pérot (R

320-9 000). Les études à résolution temporelle sont un aspect important des moteurs scientifiques globaux de SALT et des efforts particuliers ont été déployés pour garantir la capacité de fonctionner à

10 Hz, avec un temps mort minimal, en utilisant des CCD à transfert de trames. Enfin, nous présentons la conception et le statut du spectrographe échelle haute résolution alimenté par fibre, SALTHRS, le dernier des instruments SALT de "première génération".

0,40 seconde d'arc). La caméra f/4 utilise des réseaux réfléchissants de 6 pouces pour obtenir une spectroscopie à plusieurs résolutions allant de R=1350-9375 la caméra f/2 utilise trois grisms de 6 pouces pour atteindre des résolutions de R=450, 600 et 900 sur sa plus grande domaine. Nous coupons régulièrement des centaines de fentes dans des masques fendus à coque sphérique en acier inoxydable de 30 pouces de diamètre avec un système laser commercial. Les procédures d'alignement pour l'observation sont simples et efficaces, nécessitant généralement 5 à 10 minutes par installation. IMACS - un instrument exceptionnellement polyvalent - comprend une IFU construite par l'Université de Durham avec deux ouvertures de 5" x 8" (f/2) ou 4" x 7" (f/4), chacune échantillonnée par 1000 fibres optiques. Un mode multi-objets Echelle, qui peut obtenir 10 à 15 spectres de pleine longueur d'onde R = 20 000, a été entièrement testé et a maintenant commencé à fonctionner normalement. Le filtre accordable Maryland-Magellan (MMTF) a été testé en laboratoire et sera mis en service en juin 2006. Au début de 2007, l'option multifentes de découpage d'images (GISMO) de Gladder sera prête à être testée, et une deuxième caméra CCD Mosaic - qui simplifiera opérations, augmenter la sensibilité et permettre un accès rapide aux modes f/2 et f/4 - est en cours de construction. Nous rapportons les défis de conception posés et relevés par la variété des modes de fonctionnement et les exigences de performances strictes. Nous décrivons quelques problèmes rencontrés au cours des deux dernières années pour amener un instrument multimode aussi complexe à l'Observatoire de Magellan.

3000. MUSE associe le potentiel de découverte d'un grand appareil d'imagerie aux capacités de mesure d'un spectrographe de haute qualité, tout en tirant parti de la résolution spatiale accrue fournie par l'optique adaptative. Cela fait de MUSE un instrument unique et extrêmement puissant pour découvrir et caractériser des objets qui se trouvent hors de portée des études d'imagerie les plus profondes. MUSE dispose également d'un mode de résolution spatiale élevée avec un champ de vision de 7,5x7,5 arcsec 2 échantillonné à 25 milli-arcsec. Dans ce mode, MUSE devrait être capable d'obtenir des cubes de données limités en diffraction dans la gamme de longueurs d'onde de 0,6 à 0,93 m. Bien que la conception de MUSE ait été optimisée pour l'étude de la formation et de l'évolution des galaxies, elle a un large éventail d'applications possibles, par ex. surveillance de l'atmosphère des planètes extérieures, de l'environnement des jeunes objets stellaires, des trous noirs super massifs et des noyaux actifs dans les galaxies voisines ou des relevés spectroscopiques massifs des champs stellaires de la Voie lactée et des galaxies voisines.

0,95 - 2,32μm) à l'aide d'une double caméra (IRDIS) et d'un spectrographe de champ intégral (IFS), et dans le visible à l'aide d'une caméra à polarisation à modulation rapide (ZIMPOL). L'instrument utilise un système de compensation de turbulence extrême-AO, une correction de l'inclinaison de la pointe du plan focal et des coronographes interférentiels.Nous décrivons brièvement les objectifs scientifiques de l'instrument et en déduisons les exigences de haut niveau. L'architecture du système est présentée, y compris de brèves descriptions de chacun des principaux sous-systèmes. Les performances attendues sont décrites en termes de simulations de bout en bout, et un outil d'estimation des performances semi-analytique pour l'analyse de sensibilité au niveau du système est présenté.

Champ de 15". L'instrument a été conçu à partir de zéro avec un infrarouge thermique à grande profondeur et à lecture rapide (

3_5μm) Détecteur InSb de 320 x 256 pixels, optique refroidie et masques de plan focal et de pupille associés (avec l'option d'un coronographe) pour minimiser le bruit de fond thermique et maximiser le débit. Lorsqu'il est associé au faible fond thermique du système adaptatif secondaire AO (deux réflexions chaudes) du MMT, cet instrument est dans une position unique pour imager les planètes chaudes à proximité, qui sont les plus lumineuses dans les fenêtres atmosphériques des bandes L' et M. Nous présentons l'état actuel de cet instrument récemment mis en service qui a donné des performances exceptionnelles aux premières lueurs. Les sensibilités de nos instruments sont impressionnantes et sont limitées au fond du ciel : pour une heure d'intégration, nous obtenons une limite de détection de la bande L' 5 σ de 17,0 magnitudes

80%) et une limite de bande M de 14,5 (Strehl

90%). Notre sensibilité en bande M est plus faible en raison de l'augmentation du fond de ciel thermique. Ces sensibilités se traduisent par la découverte de planètes relativement jeunes cinq fois la masse de Jupiter (MJup) à 10 pc à quelques UA d'une étoile. Actuellement, une vaste étude Clio des systèmes stellaires à proximité est en cours, y compris une recherche de planètes autour d'étoiles de type solaire, de naines M et de naines blanches. Même avec un résultat nul, on peut imposer de fortes contraintes sur les modèles de distribution des planètes.

140 - 1200) dans les bandes passantes 4,9 - 8,1 microns, 8,0 - 13,3 microns, 17,1 - 28,1 microns et 28,6 - 37,4 microns. FORCAST a vu la première lumière au télescope Palomar de 200 pouces. Il sera disponible pour les observations astronomiques et les essais des installations lors du premier vol de SOFIA.

110 K. Lors du choix du mode MOS, un manipulateur sort un masque de fente du carrousel dans le dewar principal MOIRCS et le place correctement au foyer de Cassegrain. Le carrousel est fermé par un robinet-vanne, de sorte qu'il peut être réchauffé et refroidi indépendamment pour échanger des ensembles de masques à fente pendant la journée. Nous avons testé diverses configurations de 30 positions ou plus de fentes multiples dans divers champs du ciel et avons constaté que les cibles sont larguées au centre des fentes ou des trous de guidage dans une dispersion d'environ 0,3 pixel (0.03). MOIRCS a été ouvert à usage courant spécifiquement pour les observations d'imagerie depuis février 2006. La fonction MOS sera disponible en août prochain.

3000 sur toute la bande passante du spectrographe. FLAMINGOS-2 est également compatible avec le système d'optique adaptative multi-conjugué Gemini, offrant des capacités spectroscopiques multi-objets sur un champ de 3 × 1 minute d'arc avec une résolution spatiale élevée (0,09 arcsec/pixel). Nous passons en revue les conceptions des sous-systèmes optiques, mécaniques, électroniques, logiciels et des capteurs WaveFront sur instrument. Nous présentons également l'état actuel du projet, actuellement en test final à la mi-2006.

400 et complète 0,75-2,5 μm couverture. Cela en fait un instrument d'utilisateur commun très polyvalent qui sera monté en permanence et disponible sur les foyers Nasmyth-B du Telescopio Nazionale Galileo (TNG) situé à l'Observatoire Roque de Los Muchachos (ORM), La Palma, Espagne. Le projet est accéléré et s'appuie sur des technologies bien connues et relativement standards. Il a été reconnu comme l'un des projets instrumentaux prioritaires de l'INAF (Institut national italien d'astronomie) et a reçu son premier financement pour l'étude de phase A en octobre 2003. L'intégration dans le laboratoire est prévue avant la fin 2006. , la mise en service du télescope est prévue en 2007 et les opérations scientifiques en 2008. L'un des objectifs scientifiques les plus importants est la recherche de planètes rocheuses avec des conditions habitables autour d'étoiles de faible masse. S'il est terminé à temps, GIANO sera le premier et le seul instrument IR fonctionnant dans le monde entier, offrant la combinaison d'efficacité, de résolution spectrale, de couverture de longueur d'onde et de stabilité nécessaire pour ce type de recherche. Avec sa combinaison unique de modes haute et basse résolution, GIANO sera également un instrument d'utilisateur commun très flexible, idéal par ex. pour la spectroscopie quantitative des naines brunes, des étoiles et des amas stellaires ainsi que pour la détermination de la distribution spectrale d'énergie d'objets faibles/rouges tels que les galaxies à grand décalage vers le rouge. Les magnitudes limites attendues sont telles que GIANO sera en mesure de fournir des spectres HR de bonne qualité de tout objet 2MASS et des spectres LR de tout objet détecté dans le levé de grande surface de l'UKIDSS.

3 m/s pour un nain J = 9 M5V en 15 min au télescope APO 3.5m.

1700 en haute résolution et R

900 en basse résolution. Cette résolution est meilleure que celle des spectromètres IRAS, ISO ou KAO, et couvre un régime spectral non échantillonné par le télescope spatial Spitzer. Lorsqu'il est utilisé sur le SOFIA, le mode spectroscopique de FLITECAM permettra une étude astronomique des caractéristiques du proche infrarouge à une faible couverture de vapeur d'eau. Le mode spectroscopique grism a été démontré sur le télescope Shane 120 pouces de l'observatoire Lick par des observations de cibles astronomiques d'intérêt, en particulier la caractéristique PAH à 3,3 microns dans les régions HII et les jeunes nébuleuses planétaires.

5 modes guidés ont un comportement qualitativement différent des fibres monomodes et partagent un certain nombre des caractéristiques avantageuses des fibres multimodes.

La station focale f/2 représente un défi aux concepts normaux de positionnement de fibre. Les solutions impliquent généralement d'imposer des limites au champ de patrouille de chaque fibre. En utilisant cette simplification, un nouveau concept est proposé qui déplace les objets sur un réseau fixe de fibres plutôt que de déplacer les fibres elles-mêmes. Un tel schéma peut simplifier les processus de fabrication et d'assemblage et peut aboutir à une solution plus robuste compatible avec l'environnement de mise au point principal difficile. Nous décrivons le concept POSM et présentons un premier schéma opto-mécanique.

2008. SOFIA commencera ses opérations en 2008 et aura une durée de vie opérationnelle de

20 ans. A partir des altitudes des avions, il sera possible de couvrir une large gamme de longueurs d'onde, en particulier dans la bande critique 5-9 microns, où la détection de molécules astrobiologiquement intéressantes a des signatures spectrales clés qui ne sont pas accessibles depuis le sol. La suite de grism FORCAST se compose de six grismes : quatre grismes Si monolithiques et deux grismes KRS-5. Ces dispositifs permettront des modes spectroscopiques haute résolution à fente longue et à faible résolution (R = 100-300) et à fente courte et à haute résolution (R = 800-1200) sur des longueurs d'onde sélectionnées dans la gamme spectrale 5-40 μm et permettre aux programmes d'observation de rassembler à la fois des images et des spectres en un seul vol SOFIA. Les grismes de silicium démontrent une nouvelle famille d'éléments dispersifs avec de bonnes performances optiques pour la spectroscopie de 1,2-8 μm et au-delà de 18 μm. Après le vol de SOFIA, les modes grism de FORCAST viendront compléter d'autres instruments de première génération sur SOFIA et fourniront une capacité de suivi des sources lumineuses observées avec le spectrographe infrarouge (IRS) sur Spitzer. Cet article met en évidence la conception de la suite de grism pour FORCAST et les performances cryogéniques actuelles en laboratoire des grisms de silicium.

10 lentilles, offrant un gain potentiel d'efficacité de

20% ainsi qu'un gain significatif de compacité. De nouveaux systèmes de suppression d'OH basés sur des technologies issues du monde de la photonique deviennent disponibles et pourraient permettre à terme de réduire la luminosité du ciel proche infrarouge de 2 à 4 magnitudes, selon la longueur d'onde. Les performances potentielles d'un ELT avec suppression OH sont similaires en imagerie et significativement plus élevées en spectroscopie que JWST.

0,15" 80% d'énergie encerclée) avec seulement quatre éléments de collimation et cinq éléments de caméra. Le diamètre du faisceau collimaté est de 300 mm et le détecteur est un réseau de 6K par 10K. Le spectrographe utilisera des masques à fente interchangeables et un assortiment de VPH et conventionnels. des réseaux en relief de surface. Chacune des bandes entières J, H ou K peut être observée avec une résolution de 3000. Le potentiel scientifique de l'optique adaptative de la couche de sol (GLAO) utilisant une constellation d'étoiles guides laser au sodium semble être très élevé dans le proche infrarouge. Les simulations suggèrent que des images FWHM de 0,2" peuvent être obtenues sur l'ensemble du champ de vision de 7' par 7' du spectrographe. Nous décrivons la conception du système GLAO avec une conception opto-mécanique polyvalente qui permet un changement rapide entre GLAO et des observations à visibilité limitée.

5%, avec quatre techniques complémentaires. L'enquête utilisera un nouveau 3 degrés carrés. caméra mosaïque (DECam) montée au foyer principal du télescope Blanco de 4 m à l'Observatoire international de Cerro-Tololo (CTIO). DECam comprend une grande caméra mosaïque, un correcteur optique à cinq éléments, quatre filtres (g,r,i,z) et l'infrastructure associée pour un fonctionnement dans la cage de mise au point principale. Le plan focal se compose de 62 modules CCD 2K x 4K (0,27"/pixel) disposés dans un hexagone inscrit dans le champ de vision de 2,2 degrés de diamètre. Nous prévoyons d'utiliser les CCD entièrement appauvris de 250 microns d'épaisseur qui ont été développés au Lawrence Berkeley National Laboratory (LBNL). Au Fermilab, nous établirons une usine d'emballage pour produire des modules buttable à quatre côtés pour les dispositifs LBNL, ainsi que pour tester et évaluer les CCD. La R&D est en cours et la livraison de DECam au CTIO est prévue pour 2009.

4 à 6 fois mieux que ce qui a été réalisé par les MCC existants.

70%. L'instrument produit 292 spectres simultanément dans deux canaux couvrant la bande passante 390 Show Abstract

30 minutes d'arc carrées par observation, fournissant une spectroscopie de champ intégrale de 340 à 570 nm, simultanément, de 35 670 éléments spatiaux, chaque seconde d'arc carrée dans le ciel. Cela correspond à 15 millions d'éléments de résolution par exposition. VIRUS-145 sera monté sur le télescope Hobby-Eberly et alimenté par un nouveau correcteur grand champ avec un champ de vision de 22 minutes d'arc. VIRUS représente une nouvelle approche de la conception de spectrographes, offrant l'avantage du multiplexage scientifique d'une immense couverture du ciel pour un spectrographe de champ intégral, couplé à l'avantage du multiplexage technique de plus de 100 spectrographes constituant un tout. VIRUS est conçu pour l'expérience d'énergie noire du télescope Hobby-Eberly (HETDEX) qui utilisera des oscillations acoustiques baryoniques imprimées sur la distribution à grande échelle des galaxies émettrices de Lyman pour fournir des contraintes uniques sur l'histoire de l'expansion de l'univers qui peuvent contraindre les propriétés de l'énergie noire.

200, spectroscopie. Pour les transitoires, la vitesse de balayage rapide de 10°/seconde du télescope facilitera l'acquisition de données sur n'importe quelle cible dans la minute suivant la réception de l'avis. Pour les cibles artificielles, l'imagerie bicolore simultanée aidera à des déterminations uniques et à une surveillance globale de l'état. SIRVIS a deux canaux, un canal NIR cryogénique couvrant 0,85-2,5 μm à 0,27 arcsec/pixel, et un canal visible température-pression ambiante couvrant 0,39-1,0 μm à 0,15 arcsec/pixel. Le faisceau est divisé par un miroir cryogénique dichroïque passe-rouge situé entre le plan focal du télescope et les collimateurs respectifs. Les deux canaux utilisent une optique réfractive. L'instrument est conçu pour mettre en phase initialement le canal visible, puis le canal NIR, et s'adapter facilement aux mises à niveau. Pour la soustraction du ciel, le télescope est incliné entre 30 et 60 secondes d'intégration NIR. De longues intégrations visibles sont rendues possibles en déplaçant la charge du CCD en synchronisation avec le nœud.

100 000) Spectrographe IR au VLT. Nous présentons également les premiers résultats d'étalonnage des tests en laboratoire du CRIRES. Les normes de longueur d'onde nouvellement établies seront également disponibles pour une utilisation par X-shooter et d'autres spectrographes à l'avenir. Les mesures de la variation du spectre des lampes Th-Ar en fonction du courant de fonctionnement nous permettent d'optimiser le rendement spectral en termes d'intensité relative et de densité de raies pour un fonctionnement sur le télescope. Étant donné que les intensités des lignes Th et Ar montrent une réponse différente par rapport au courant de fonctionnement, de telles mesures peuvent être utilisées comme outil de diagnostic pour distinguer les lignes de gaz et de métal. Nos résultats montrent que les lampes Th-Ar ont la promesse de devenir une source standard pour l'étalonnage des longueurs d'onde en astronomie proche infrarouge.

20) qui fonctionne dans le proche IR (0,95 à 1,35 μ m), une plage de longueurs d'onde idéale pour la détection au sol des caractéristiques planétaires. Son objectif est de supprimer le speckle jusqu'à un contraste de 10 7 , avec un objectif de 10 8 , et en même temps de fournir des informations spectrales dans un champ de vision d'environ 1,5 × 1,5 arcsec 2 à proximité de l'étoile cible. Dans cet article, nous décrivons le concept global de conception de l'IFS.

4000), conçu pour être utilisé en conjonction avec le système optique adaptatif d'étoile de guide laser Palomar (PALAO, et sa mise à niveau prévue PALM-3000). Il s'appuie sur deux développements récents (i) la capacité améliorée des systèmes d'optique adaptative de deuxième génération à corriger la turbulence atmosphérique à des longueurs d'onde inférieures ou égales à 1 956 m micron, et (ii) la disponibilité de détecteurs à matrice CCD à haute efficacité quantique à longueurs d'onde très rouges (proche du bord de la bande de silicium). Combinant ces éléments à une conception d'unité de terrain intégrale de pointe utilisant une trancheuse d'images entièrement en verre, la conception de SWIFT offre un débit très élevé et une faible lumière diffusée. SWIFT fournit simultanément des spectres de

4000 éléments spatiaux, disposés dans un champ de vision rectangulaire de 44 × 89 pixels. Il dispose de trois échelles de pixels sélectionnables à la volée de 0,24", 0,16" et 0,08'. Les premières lueurs sont attendues au printemps 2008.

70000 mode de dispersion croisée et un R presque limité par diffraction alimenté par MCAO

30000 modes multi-objets dans un seul instrument compact fonctionnant sur une plage de 1 à 5 μm. Le concept HRNIRS a été développé en réponse aux propositions émises par le biais du processus de l'instrument Aspen par Gemini. Nous passons ici en revue les moteurs scientifiques et les exigences fonctionnelles clés. Nous présentons un aperçu général de l'instrument et estimons les performances limites.

Banc en aluminium de 1,5×1,0 m. L'objectif principal du projet est d'obtenir la qualité d'image et la stabilité spectrale les plus élevées possibles, essentielles pour des mesures précises de la vitesse radiale. L'instrument comprend également d'autres modes d'observation qui sont obtenus en insérant un miroir plan ou un prisme à différentes positions du chemin optique. Cette flexibilité est obtenue sans affecter la stabilité et les performances du mode primaire haute résolution. Nous décrivons ici la conception cryo-mécanique qui a été optimisée à ces fins.

70000 avec une fente de 0,4 seconde d'arc sur jusqu'à une octave de longueur d'onde, couvrant ainsi la plupart des fenêtres JHK ou LM en une seule observation. Dans ce mode, le spectrographe accepte l'entrée f/16 limitée par la vision Gemini sur un petit champ. Un modulateur et un polariseur intégrés permettent au HRNIRS de mesurer à la fois la polarisation linéaire et circulaire. Le deuxième mode est une résolution moyennement élevée (R

30000) spectrographe observant plusieurs objets simultanément dans un champ de 2 arcmin alimenté par le faisceau f/33.2 Gemini MCAO. Dans cet article, nous discutons des considérations de conception optique, présentons la conception résultante et montrons que les performances prévues répondent aux exigences de conception.

70 000 modes de dispersion croisée et un R limité à la diffraction proche alimenté par MCAO

20 000 modes multi-objets dans un seul instrument compact fonctionnant sur une plage de 0,9 à 5,5 m. Nous décrivons la conception mécanique, en mettant l'accent sur les exigences de conception difficiles et sur la manière dont elles ont été satisfaites. L'approche consistant à développer les conceptions optiques et mécaniques de concert et à utiliser des concepts de travail éprouvés du spectrographe proche infrarouge Gemini étaient des éléments clés de la philosophie de conception. Liang, et al. fournit une discussion détaillée de la conception optique, Hinkle, et al. décrit les cas scientifiques et les exigences ainsi qu'un aperçu général, et Eikenberry, et al. décrit l'ingénierie des systèmes et les aspects de performance du HRNIRS.

1300 spectres sur un champ de vision de 16x33 arcsec sur le foyer Cassegrain f/15 du télescope KPNO de 4 mètres, ou un champ de vision de 6x12 arcsec sur les foyers Nasmyth ou Bent Cassegrain du Gran Telescopio Canarias 10.4 -mètre télescope. FISICA y parvient en utilisant trois ensembles de réseaux de miroirs alimentés "monolithiques", chacun avec 22 surfaces réfléchissantes découpées dans une seule pièce d'aluminium. Nous passons en revue la conception et la fabrication optiques et opto-mécaniques de FISICA, ainsi que les résultats des tests de laboratoire pour FISICA intégrés à l'instrument FLAMINGOS. Enfin, nous présentons les résultats des performances des observations avec FISICA au télescope KPNO de 4 m et des comparaisons des performances de FISICA avec d'autres IFU disponibles sur des télescopes de classe 4 à 8 m.

1700 et 900 respectivement. FLITECAM a été partiellement mis en service au télescope Shane de 3 m de l'observatoire Lick où l'optique f/17 de ce télescope fournit presque la même échelle de plaque que SOFIA. Des requêtes d'observation astronomique (scripts) et un pipeline de réduction de données en temps réel (DRP) pour les modèles d'images tramées ont été démontrés. Les performances de l'instrument lors d'essais au sol sont illustrées.

800 et une ouverture nette de 60 mm, et sera alimenté par le système d'optique adaptative multi-conjuguée du télescope. Le système est conçu pour entreprendre des recherches ultra-profondes pour les sources de « première lumière » à des décalages vers le rouge de z = 7-10 en utilisant une lentille gravitationnelle au premier plan. Cet article décrit la caractérisation préliminaire et les performances attendues F2T2.

140, 250 lorsqu'il est utilisé en ordre faible avec une fente de 3 secondes d'arc. Nous illustrons les aspects de la fabrication et des tests au cours du développement du grism et résumons les performances des réseaux aux longueurs d'onde proche et moyen IR. Ces caillebotis reposent sur des procédés utilisables pour des tailles modestes (

10 cm), fournissant ainsi des éléments dispersifs avec de bonnes performances optiques et des produits de puissance de résolution de large largeur de fente de 1,2 à 8,1 μm et au-delà de 17 μm.

Le diamètre de 2 arcsec est accessible simultanément dans ce champ. IRMOS fournit une spectroscopie de champ intégral à quasi-diffraction limitée sur la bande passante de 0,8-2,5 m à R

1 000-20 000 pour chaque champ cible. Nous donnons un bref résumé des cas scientifiques de référence de conception pour IRMOS. Nous présentons ensuite un aperçu de la conception de l'instrument de base IRMOS.


Voir la vidéo: Yhtälölaskentaa: Yhtälölaskuja (Janvier 2023).