Systém Galaxy H-Alpha Fabry-Perot - Galaxy H-Alpha Fabry-Perot System
 | tento článek čte jako tisková zpráva nebo novinový článek a je do značné míry založen na rutinní pokrytí nebo senzacechtivost. (Ledna 2017) |
 Teleskop Williama Herschela, kde GHaFaS pracuje | |
| Alternativní názvy | GHaFaS  |
|---|---|
| Část | Hvězdárna Roque de los Muchachos Dalekohled Williama Herschela |
| Umístění | Kanárské ostrovy, Španělsko |
| Souřadnice | 28 ° 45'38 ″ severní šířky 17 ° 52'54 "W / 28,76047 ° N 17,88161 ° WSouřadnice: 28 ° 45'38 ″ severní šířky 17 ° 52'54 "W / 28,76047 ° N 17,88161 ° W |
| Organizace | Instituto de Astrofísica de Canarias |
| Nadmořská výška | 2344 m (7690 ft) |
| První světlo | 6. července 2007 |
| Styl dalekohledu | seznam typů interferometrů astronomický přístroj |
| webová stránka | www |
  Umístění systému Galaxy H-Alpha Fabry-Perot | |
The Systém Galaxy Hα Fabry-Perot pro WHT (GHaFaS) je astronomický přístroj nainstalovaný na 4,2 metru Dalekohled William Herschel (WHT) na Hvězdárna Roque de los Muchachos na kanárském ostrově La Palma.[1] První světlo bylo dne 6. července 2007.[2] Jeho název je hra na akronym: Galaxy Hα Fabry-Perot System a španělské slovo „gafas"což znamená brýle. Produkuje mapy intenzity a rychlosti rozšířených objektů na obloze (což by mohly být vnější galaxie), hvězdotvorné oblasti v galaxii, planetární mlhoviny nebo zbytky supernovy, jako příklady), které vyzařují v H-alfa čára, emitované uživatelem ionizovaný vodík v mezihvězdném prostoru. Může být také použit pro řadu dalších linek.
Možnost detekovat emisní linii mezihvězdného neutrálního vodíku při Vlnová délka 21 centimetrů revoluci v astronomii ve druhé polovině 20. století, jako mocný nástroj pro zkoumání struktury a vývoje galaxií a formování hvězd v nich. Nastala druhá revoluce, kdy na milimetrových vlnových délkách bylo možné detekovat a měřit molekulární vodík přímo pomocí především emise z linií CO molekula. Překvapivě byla věnována menší pozornost emisi ze třetí fáze mezihvězdného vodíku, ionizované fázi, která je na optických vlnových délkách. Základní cíl GHaFaS je vyrovnat ztracený čas pořízením H-alfa rychlostních polí galaxií při vysokém prostorovém a spektrálním rozlišení.
Výkon GHaFaS je srovnatelný s největším radioteleskop výroba 21 cm map v atomovém vodíku: VLA. Na poli 3,4 obloukové minuty v průměru produkuje mapu emise ionizovaného vodíku s nominálním rozlišením rychlosti 5 km / s (11 000 mph) a úhlovým rozlišením omezeným „viděním“ kvůli atmosférické turbulenci menší než 1 arcsecond při použití na WHT. Tyto hodnoty jsou podobné nejlepším číslům získatelným pomocí VLA. Kvalitní mapu však lze získat za půl noci pozorování s GHaFaS, což je podstatně časově efektivnější než na internetu VLA. Srovnání s ALMA, nejlepší systém pro pozorování molekulárního vodíku, není tak snadný. ALMA vytváří mapy při podstatně vyšším úhlovém rozlišení, ale na mnohem menším poli. V tuto chvíli tedy GHaFaS je nejvhodnější pro pozorování „místních“ galaxií ze 100MPC (330,000,000 ly ) vzdálenost, zatímco ALMA je lepší na střední a vysoké rudý posuv, pokud jde o úhlové a rychlostní rozlišení.
GHaFaS je velmi vhodný pro zkoumání jemných detailů vnitřní kinematiky galaxií, stejně jako jakýchkoli jevů souvisejících s formováním hvězd s vysokou hmotností a jejich okolím. Používá se k provádění nejlepších měření doposud poloměry korotace systémů hustotních vln souvisejících s galaxickými pruhy a prozkoumat počáteční fáze obrovských superbubliny způsobené kombinovanými hvězdnými větry a supernovami OB sdružení masivních mladých hvězd, mezi různými pozorovacími úspěchy.
Reference
- ^ Chris Benn. „Overview of Instrumentation at ING“. Web ING. Skupina Isaaca Newtona. Citováno 12. prosince 2016.
- ^ Javier Méndez. „Systém Galaxy Hα Fabry-Perot (GHaFaS)". Web ING. Skupina Isaaca Newtona. Citováno 12. prosince 2016.