REVIEW : GLOBAL EFFECT OF FEEDBACK FROM AKTIVE GALACTIC NUCLEI

GLOBAL EFFECT OF FEEDBACK FROM AKTIVE GALACTIC NUCLEI

REVIEW  FEBRIANTI NABILA FITRI (170204024)

Dalam penelitian ini kami mengukur sifat-sifat gas dan materi gelap di sekitar inti galaksi aktif (AGN) dalam kelompok dan kluster galaksi yang disimulasikan dan menganalisis efek umpan balik AGN pada media (kelompok) intra-kluster di sekitarnya. Hasil kami menyarankan perampingan luminositas AGN dengan massa halo tuan rumah, mendukung hasil yang diperoleh dari studi pengelompokan AGN. Dengan memeriksa distribusi temperatur dan kepadatan gas di sekitar AGN, kami menunjukkan bahwa karena umpan balik dari mesin pusat, gas akan dipindahkan dari

pusat kelompok / klaster menghasilkan pengurangan kepadatan tetapi peningkatan suhu. 

Kami menunjukkan bahwa efek ini diucapkan pada pergeseran merah tinggi dan rendah 

dan mengusulkan yang dapat diamati baru untuk mempelajari efek umpan balik 

dalam galaksi pergeseran merah yang lebih tinggi.

 Kami juga menunjukkan bahwa massa bintang rata-rata berkurang dalam lingkaran cahaya di

 hadapan umpan balik AGN yang mengkonfirmasikan klaim dari studi sebelumnya. 

Pekerjaan kami untuk pertama kalinya menggunakan simulasi kosmologis-hidrodinamik 

sepenuhnya untuk mengevaluasi efek global dari umpan balik AGN pada inang 

materi gelap inang mereka serta galaksi pada skala kelompok dan kluster galaksi.

Saat ini diyakini bahwa setiap galaksi masif di Semesta memiliki lubang hitam supermasif pusat (SMBH) dengan massa berkisar antara 106 - 109M⊙ (mis., Soltan 1982; Merritt & Ferrarese 2001; Ferrarese & Merritt 2000; Guarlekek dkk 2009) ). Beberapa dari mereka memiliki cakram akresi aktif dan mereka tumbuh dengan mengumpulkan gas dari lingkungan mereka. Kelas-kelas SMBH ini dikenal sebagai nukleus galaksi aktif (AGN). Ketika mereka tumbuh dengan mengumpulkan materi dari lingkungan sekitar mereka, mereka melepaskan sejumlah besar energi ke lingkungan mereka. Beberapa fraksi pasangan energi terpancar ke gas di sekitarnya dalam proses yang dikenal sebagai umpan balik AGN (misalnya, Silk & Rees 1998; Ciotti & Ostriker 2001; Nath & Roychowdhury 2002; Kaiser & Binney 2003; Nulsen dkk. 2004; Di Matteo et al. 2005; Springel dkk. 2005; Cox dkk. 2006; Raychaudhury dkk. 2009; Chaudhuri dkk. 2013; Chatterjee dkk. 2015; Costa et al. 2015; Penny dkk. 2018; Harrison dkk. 2018).

Banyak penelitian menunjukkan bahwa umpan balik AGN memiliki efek yang dapat diamati pada pembentukan galaksi yang dikenal sebagai ko-evolusi AGN-galaksi dalam literatur (misalnya, Kauffmann & Haehnelt 2000; Wyithe & Loeb 2003; Marconi et al. 2004; Shankar et al. 2004; Cattaneo et al. 2006; Croton dkk. 2006; Hopkins dkk. 2006b; Lapi dkk. 2006; Di Matteo dkk. 2008; Booth & Schaye 2009; Volonteri dkk. 2011; Conroy & White 2013; Conroy & White 2013; Lapi dkk. 2014 ; Caplar et al. 2015; Oogi et al. 2016; Lanzuisi et al. 2017; Mutlu-Pakdil et al. 2018). Beberapa sifat galaksi induk atau lingkungan sekitar dari mesin pusat dihubungkan dengan SMBH pusat itu sendiri. Sebagai contoh, ada korelasi kuat antara massa black hole pusat dan

1 Departemen Fisika, Universitas Presidensi, Kolkata, 700073, India

2 Astrofisika dan Kosmologi, Scuola Internazionale Superiore di Studi Avanzati, via Bonomea, 265 - 34136 Trieste, Italia

3 Institut Fisika Dasar Alam Semesta (IFPU), Via Beirut 2, 34014 Trieste, Italia

4 Sekolah Ilmu Fisika, Institut Nasional Pendidikan Sains dan Penelitian, HBNI, Jatni - 752050, India

5 McWilliams Center untuk Kosmologi, Universitas Carnegie Mellon, Pitts-

dispersi kecepatan bintang (mis., Ferrarese & Merritt 2000; Tremaine et al. 2002; Ferrarese & Ford 2005). Juga sifat-sifat lain dari galaksi seperti luminos tonjolan-

ity (mis., Dressler 1989; Kormendy & Richstone Marconi & Hunt 2003; Graham 2007), massa tonjolan Magorrian dkk. 1998; Ha ̈ring & Rix 2004), Sersic

(misalnya, Graham & Driver 2007), energi kinetik dari gerakan acak tonjolan (misalnya, Feoli & Mancini 2009), energi pengikat gravitasi (misalnya, Aller & Richstone 2007), massa virial dari galaksi (misalnya, Ferrarese et al. 2006) sangat erat dengan massa SMBH pusat. Studi menunjukkan bahwa jari-jari galaksi yang efektif berkorelasi dengan sisa hubungan MBH - σ dan MBH - LBulge (mis., Marconi & Hunt 2003; Hopkins et al. 2007a, b). Ia juga telah menyarankan bahwa ada bidang korelasi antara massa lubang hitam, ukuran galaksi dan massa tonjolan, yang dikenal sebagai bidang fundamental lubang hitam (misalnya, Hopkins et al. 2007b; Beifiori et al. 2012; Saikia et al. 2015 ; van den Bosch 2016).

Efek lain yang dapat diamati dari umpan balik AGN termasuk

Efek lain yang dapat diamati dari umpan balik AGN termasuk hubungan LX - T dalam kelompok galaksi dan kluster (misalnya, Arnaud & Evrard 1999; Nath & Roychowdhury 2002; Scannapieco & Oh 2004; Lapi et al. 2005; Peterson & Fabian 2006; Thacker et al. 2009; Puchwein et al. 2010; Bharadwaj et al. 2015; Voit et al. 2018), Sunyaev-Zeldovich (SZ: Sunyaev & Zeldovich 1972) efek (misalnya, Bhattacharya et al. 2008; Chatterjee et al. 2008, 2010; Ruan et al. 2015; Verdier et al. 2016; Crichton et al. 2016; Spacek et al. 2016; Lacy et al. 2019), spektrum daya SZ (Chatterjee & Kosowsky 2007; Scannapieco et al. 2008; Battaglia et al. 2010), mengurangi tingkat pembentukan bintang (misalnya, Kauffmann et al. 2003; Vitale et al. 2013; Vaddi et al. 2016; Terrazas et al. 2017; Kakkad et al. 2017) yang telah dibahas dalam literatur.

Model teoritis paradigma ko-evolusi ini telah dieksplorasi oleh banyak kelompok (misalnya, Granato dkk. 2004; Vittorini dkk. 2005; Hopkins dkk. 2006a; Monako dkk. 2007; Pelupessy dkk. 2007; Johansson dkk. al. 2009; Aversa et al. 2015; Lu & Mo 2015; Li et al. 2015; Biernacki et al. 2017). Semua model ini menjelaskan korelasi yang diamati dalam hal umpan balik yang kuat dari AGN

Silk & Rees 1998; Di Matteo et al. 2005; Cox et al. 2006; McCarthy et al. 2010; Heckman & Terbaik 2014; Choi et al. 2015; Steinborn et al. 2015; Baron et al. 2017; Yang et al. 2018). Studi teoritis juga telah dilakukan untuk menjelaskan efek umpan balik AGN pada gas panas di sekitarnya dalam kelompok dan kluster galaksi (mis., Hambrick et al. 2011; Gaspari et al. 2012; Choi et al. 2015). Untuk mempelajari efek umpan balik AGN pada struktur skala besar dan untuk mengevaluasi pentingnya pada sejarah evolusi Semesta, umpan balik AGN telah diperkenalkan dalam simulasi kosmologis (misalnya, Zanni et al. 2005; Sijacki et al. 2007; Pelupessy et al 2007; Di Matteo dkk. 2008; Vogelsberger dkk. 2014a, b; Sijacki dkk. 2015; Genel dkk. 2014; Chatterjee dkk. 2008; Bhattacharya dkk. 2008; Johansson dkk. 2009; McCarthy dkk. al. 2010; Hirschmann et al. 2014; Nelson et al. 2015; Steinborn et al. 2015; Li et al. 2015; Schaye et al. 2015; Liu et al. 2016; Biernacki et al. 2017; Beckmann et al. 2017; Scholtz et al. 2018; Peirani et al. 2019).

Baru-baru ini Khandai et al. (2015) menjalankan simulasi kosmologis MassiveBlack-II (MBII) untuk mempelajari volume representatif besar Semesta dengan resolusi spasial ∼ beberapa kpk. Dengan menggunakan simulasi ini kami mempelajari efek umpan balik AGN pada media di sekitarnya dengan mengevaluasi korelasi antara aktivitas AGN dengan sifat-sifat media intra-kluster (ICM) serta halos tuan rumah materi gelap AGN. Makalah ini disusun sebagai berikut. Dalam $ 2 kami secara singkat membahas simulasi dan data yang digunakan untuk pekerjaan kami. Dalam $ 3, kami menyajikan hasilnya. Dalam $ 4, kami mendiskusikan dan merangkum hasil kami.

SIMULASI

Simulasi untuk pekerjaan ini menggunakan versi diperpanjang dari paralel Pohon kosmologis Partikel Mesh-Smoothed Particle Hydrodynamics kode GADGET2 (Springel 2005) dan versi yang ditingkatkan itu (GADGET3). Kedua simulasi didasarkan pada kosmolom materi dingin Lambda (ΛCDM) dengan parameter kosmologis yang diadopsi dari Spergel et al. (2003) dan Komatsu et al. (2011) masing-masing. Kami perhatikan itu

parameter kosmologis yang berbeda tidak akan mempengaruhi hasil makalah ini. Kami merujuk pembaca ke Li et al. (2007) dan Sijacki et al. (2007) untuk diskusi terperinci dalam hal ini. Dalam karya ini kami menggunakan dua versi simulasi yaitu: oleh Di Matteo et al. 2008 (D08 selanjutnya) dan Khandai et al. 2015 (K15 selanjutnya). D08 menggunakan kotak simulasi ukuran 33,75 Mpc sedangkan ukuran kotak jauh lebih besar untuk K15 (100 Mpc).

Kedua simulasi memiliki dinamika dark matter dan gas. Simulasi juga termasuk pendinginan gas radiatif, pembentukan bintang, pertumbuhan lubang hitam dan umpan balik. Dinamika gas dimodelkan menggunakan teknik Lagrangian smoothed particle hydrodynamics (SPH) (Monaghan 1992) dan proses pendinginan dan pemanasan radiatif dimodelkan menggunakan resep Katz et al. (1996). Karena ini adalah simulasi volume kosmologis, resolusi spasial membatasi kita dalam menyelidiki skala fisik pembentukan bintang atau akresi lubang hitam. Karenanya untuk memodelkan skema proses ini telah diperkenalkan. Pembentukan bintang dan umpan balik supernova diimplementasikan dalam simulasi melalui model multifase sub resolusi yang dikembangkan oleh Springel & Hernquist (2003).

Akresi lubang hitam dan umpan balik dimodelkan sesuai dengan resep Di Matteo et al. (2008) dan Di Matteo et al. (2005). Lubang hitam diasumsikan sebagai partikel wastafel tanpa tabrakan yang dapat tumbuh dengan cara mengumpulkan materi dari medium intervensi atau melalui merger galaksi. Relasi akresi bola Bondi-Hoyle (Bondi & Hoyle 1944; Bondi 1952) digunakan untuk mengukur laju akresi lubang hitam. Tingkat pertambahan gas ke lubang hitam diberikan oleh

 ̇

parameter fisik dalam hubungan Bondi-Hoyle diadopsi dari skala yang lebih besar dan disesuaikan dengan faktor pendorong yang tepat (Di Matteo et al. 2005; Springel et al. 2005; Pelupessy et al. 2007; Di Matteo et al. 2008).

Radiasi bolometrik yang keluar dari black hole adalah

diberikan oleh L = ηM ̇ c2, di mana η adalah bol efisiensi kanonik BH

dan nilainya diambil menjadi 0,1 untuk pertambahan cakram tipis yang efisien secara radiatif (Shakura & Sunyaev 1973). Sebagian energi yang terkait ini dihubungkan dengan gas lokal dan dideposisi pada setiap partikel gas sesuai dengan fungsi kernel,

 ̇

sebagai energi umpan balik Ef sedemikian rupa sehingga Ef = εfLbol (Di Matteo et al.

2008). εf adalah efisiensi umpan balik dan nilainya dipilih 0,05 agar sesuai dengan normalisasi MBH - hubungan dengan pengamatan saat ini (Di Matteo et al. 2005). Untuk kesederhanaan diasumsikan bahwa energi umpan balik adalah

pled ke media sekitarnya secara isotropis. Energi mekanik yang keluar dari AGN dalam bentuk jet dapat berupa anisotropik yang tidak dimodelkan dalam simulasi. Namun, umpan balik mekanik telah dieksplorasi oleh berbagai kelompok lain dalam simulasi kosmologis (Teyssier 2002; Cattaneo & Teyssier 2007; Teyssier dkk. 2011; Vazza dkk. 2013; Barai dkk. 2014; Barai dkk. 2014; Cielo dkk. 2018).

Fungsi massa awal SMBH benih tidak diketahui dan karenanya untuk mengatasi fungsi massa awal pra-skrip berikut diadopsi. Simulasi menjalankan algoritma halo-finder in-situ dan mengisi halo dengan seed SMBH ketika massa halo melebihi ambang batas tertentu. Halo lingkaran diidentifikasi dalam simulasi ini dengan teman-teman (FOF) algoritma (Davis et al. 1985). Dalam algoritma ini, partikel dihubungkan bersama jika mereka berada dalam jarak tertentu (menghubungkan)

REVIEW : INVESTIGASI EKSPERIMENTAL OKSIDASI PYROXENE DAN BASALT: IMPLIKASI UNTUK ANALISIS SPEKTROSKOPI PERMUKAAN VENUS DAN ZAMAN ALIRAN LAVA

Investigasi Eksperimental Oksidasi Pyroxene Dan Basalt: Implikasi Untuk Analisis Spektroskopi Permukaan Venus Dan Zaman Aliran Lava

K. S. Cutler, J. Filiberto, A. H. Treiman and D. Trang

Reviewer Risnul Hasyim (170204016)

1.        Pengantar dan Latar Belakang

Permukaan Venus harus diubah secara luas karena interaksinya dengan atmosfer CO2 – CO – SO2, yaitu terjadi pada tekanan dan suhu tinggi, ∼95.6bar dan  ∼470 ° C. Interaksi gas-padat ini harus mencakup oksidasi dan sulfurisasi, yang seharusnya menghasilkan lapisan tipis magnetit, hematit, dan / atau sulfat pada permukaan mineral dan batu Penelitian sebelumnya telah memeriksa oksidasi suhu tinggi dari mineral silikat feromagnesia tetapi diperlukan lebih banyak pekerjaan membatasi laju oksidasi piroksen dan basal, serta untuk menyelidiki bagaimana oksidasi mempengaruhi mineral diagnostik pita serapan dalam spektra terlihat ke inframerah-dekat (VNIR). Dalam panjang gelombang VNIR, permukaan Venus dapat dilihat dari mengorbit hanya melalui beberapa jendela spektral sempit, semuanya dengan panjang gelombang dekat 1μm (1000nm). 

Visibilitas Venus yang demikian permukaan telah ditunjukkan dalam gambar dari Virtual Instrumen Spektrometer Pencitraan Termal Inframerah (VIRTIS) di pesawat ruang angkasa Venus Express (Drossart et al. 2007). VIRTIS (dan instrumen serupa) melihat permukaan Venus dalam keadaan dipancarkan Cahaya VNIR, dan sifat material permukaan diambil oleh menghitung emisivitasnya, e, dengan membandingkan yang diamati emisi dengan yang dari benda hitam pada suhu yang sama. Tak satu pun dari studi ini mempertimbangkan bagaimana perubahan dan oksidasi akan mempengaruhi sifat-sifat VNIR dari bahan. Filiberto et al. (2020) meneliti oksidasi olivin di Suhu permukaan Venus dan spektra reflektansi yang diperoleh olivin yang diubah. Lebih lanjut, Minitti et al. (2002) sebelumnya meneliti efek oksidasi pada gelas basaltik dan piroksen dan juga memperoleh spektra pantulan dari diubah menjalankan produk, tetapi bahannya dari Mars dan bukan Komposisi Venus; Namun, hasilnya akan dibandingkan disini juga.

Kedua studi menunjukkan bahwa bahan Fe-bearing menjadi dilapisi dalam hematit dalam beberapa hari sampai beberapa bulan dan bahwa fitur spektral olivin karakteristik pada 1μm (1000nm) melemah dan lenyap. Oleh karena itu, jika emisivitas tinggi dari aliran lava disebabkan oleh kehadiran olivin, ini Umur, paling lama, beberapa tahun. untuk lebih bahan realistis untuk kerak Venus. Karena itu, dalam hal ini mempelajari, kami menyelidiki efek oksidasi pada VNIR reflektansi (dan karenanya emisivitas) dari beberapa bahan basaltik: augit, diopside, piroksenit, dan basal analog Venus. Kami Tujuan utama adalah untuk membatasi laju oksidasi dan pelapukan pada permukaan Venus dan dengan demikian zaman aliran lahar "segar". 

Kita memilih basal alkali dengan kimia curah yang mirip dengan itu dianalisis di Venera. Kami juga memilih tiga piroksen yang berbeda karena mereka berlimpah di basal terestrial, dan karena Basalt Venus secara kimiawi mirip dengan basalt terestrial, piroksen juga harus menjadi konstituen utama basal Venus. Selanjutnya, berdasarkan pada mineralogi kerak basaltik lainnya benda-benda planet (mis., Tompkins & Pieters 1999; De Sanctis et al. 2012; Ehlmann & Edwards 2014), bagian basalt dari kerak Venus harus didominasi oleh piroksen dan mirip dengan olivin. Pyroxenes menunjukkan penyerapan yang khas band dekat 1, serta 2, μm (mis., Adams 1975), yang pertama yang diukur pada permukaan Venus dengan spektral pengukuran dari orbit (mis., Drossart et al. 2007).

2.      Bahan Awal

Sampel iopside (D), augite (A), dan pyroxenite (P) adalah dibeli dari Ward Science. Sampel basal (B) adalah dikumpulkan di gunung berapi Sverrefjell (Spitsbergen, Svalbard, Norwegia) pada tahun 2001 Agustus (Treiman et al. 2002). Mineral dan curah kimia dari setiap sampel diverifikasi oleh microprobe elektron (EMP) analisis Sampel mineral relatif murni tetapi memiliki mineral sekunder minor. Semua sampel dipotong menjadi sekitar 5mm lembaran untuk percobaan. Basal Sverrefjell adalah silika-kurang jenuh dan alkali basalt, yang mirip dengan analisis Basal adalah vesikular dan mengandung kaca, olivin, piroksen, plagioklas, dan kromit.

3.   Rincian Eksperimental dan Analitik

Penelitian ini secara langsung mengikuti metode Filiberto et al. (2020) untuk pengaturan eksperimental, suhu reaksi, durasi percobaan, dan suasana. Selanjutnya, kami dipandu oleh pendekatan yang sama menggabungkan oksidasi eksperimen dan analisis VNIR untuk material Mars (Minitti et al. 2002). Sampel yang dilepas dan tidak ditempatkan ditempatkan dalam tungku kotak Thermo Lindberg / Blue M di NASA Johnson Space Center (JSC), di bawah atmosfer terestrial, di 600 ° C, dan dikeluarkan setelah jangka waktu satu, dua, empat, dan masing-masing tujuh minggu. Percobaan dilakukan di udara agar dapat dibandingkan secara langsung dengan pekerjaan sebelumnya (Filiberto et al. 2020) dan untuk memastikan materi eksperimen yang cukup untuk menjadi dianalisis oleh VNIR, yang memiliki diameter sekitar satu inci probe kontak. Eksperimen itu memiliki kandungan oksigen atmosfer Bumi, fO2 = ∼0.25bars, atau ∼ fayalitemagnetite-quartz (QFM)  + 10 unit log (McCammon 2005).

Suhu yang digunakan dalam percobaan adalah sedikit lebih tinggi dari suhu permukaan saat ini Venus, Dalam Filiberto et al. (2020), kami menunjukkan bahwa pendekatan eksperimental ini menghasilkan serupa hasil (baik mineralogi dan laju oksidasi) untuk eksperimen berjalan di bawah komposisi atmosfer mirip Venus Selanjutnya, seperti yang ditunjukkan di bawah, hasil percobaan kami menghasilkan perubahan mineralogi pada tingkat oksidasi yang sama seperti penelitian sebelumnya (Berger et al. 2019; Filiberto et al. 2020; Teffeteller et al. 2020). Karena itu, Meskipun perbedaan ini memang berpotensi membatasi karya yang disajikan, hasil eksperimen berlaku untuk

mempelajari perubahan pada permukaan Venus.

4.  Hasil

Alkali Basalt

Spektrum reflektansi dari basal Sverrefjell yang tidak teroksidasi adalah tipikal basal - reflektansi keseluruhan rendah (∼5%) dengan kemiringan kontinum biru (penurunan reflektansi dengan panjang gelombang yang meningkat).Diopside Spektrum pemantulan sampel diopside yang tidak teroksidasi adalah tipikal untuk Ca-klinopyroxenes Schade et al. 2004; Klima et al. 2011a, 2011b). Keduanya menonjol minima reflektansi, dekat ∼1100 dan ∼2300nm, disebabkan oleh transisi bidang kristal Fe2 + dalam dua kristalografi situs (Hazen et al. 1978; Burns 1993).

Orthopyroxenite Spektrum reflektansi dari orthopyroxenite yang tidak dioksidasi sampel, P,menunjukkan dua serapan luas khas band untuk piroksen, berpusat di ∼0.95 dan ∼1.9μm, mirip dengan piroksen alami (Adams 1975); ini dikaitkan dengan Fe2 + transisi bidang kristal di situs kristalografi (Besancon 1981).Sampel teroksidasi menunjukkan penyempitan bertahap pada 950nm band dan perkiraan kenaikan kedalaman band 20% (awal BD = 0.4 dibandingkan dengan minggu ketujuh BD = 1.88) pada akhir dari tujuh minggu. 

Refleksi keseluruhan meningkat sedikit dengan peningkatan oksidasi, yang mungkin mewakili peningkatan proporsi (relatif lebih cerah) bijih besi. Seperti halnya diopside, perubahan yang paling signifikan adalah dalam panjang gelombang yang lebih pendek (mis., terlihat) di mana penyerapan puncak menjadi lebih menonjol, konsisten dengan pembentukan bijih besi. Gambar BSE juga menunjukkan peningkatan bertahap dalam jumlah hematit di permukaan, dengan pembentukan hematit istimewa dekat retakan. Agustus Spektrum pemantulan sampel augite (A) cukup berbeda dengan piroksen D dan P: ia sangat luas pemantulan minimum antara 0,5 dan ∼2,5μm tetapi pada kisaran reflektansi kecil <5%.Spektrum reflektansi ini mirip dengan augmented "tipe A" dari Adams (1975) dan Schade et al. (2004). 

Penyerapan luas ini disebabkan augite yang memiliki banyak Ca2 +, yang menempati semua atau hampir semua situs kristalografi M2. Karena Fe2 + tidak dapat di situs M2, 1 dan 2μm pita absorpsi tidak ada atau sangat lemah. Akibatnya, Fe2 + menempati kristalografi M1 yang lebih kecil situs, yang menghasilkan dua serapan lemah pada 1μm, yaitu tidak terlalu jelas dalam spektrum sampel ini karena Fe2 + rendah kelimpahan dalam sampel . Terlepas dari penempatan Fe2 + dalam struktur kristal piroksen, oksidasi augite menyebabkan perubahan yang mirip dengan yang terlihat pada sampel orthopyroxene dan diopside: reflektansi keseluruhan meningkat, dan tanda tangan hematit khas menjadi jelas hanya pada panjang gelombang terpendek

5. Diskusi

Hasil percobaan di sini, digabungkan dengan sebelumnya studi (Berger et al. 2019  dapat digunakan untuk membatasi laju oksidasi mineral basalt dan basaltik pada Venus, yang pada gilirannya dapat digunakan untuk membatasi usia lava mengalir di Venus. Dengan demikian, kita bisa mengkalibrasi usia aliran lava yang telah diukur dengan emisivitas near-infrared (NIR), mis., seperti yang dilakukan oleh Smrekar et al. (2010) dan D'Incecco et al. (2017) menggunakan data dari VIRTIS (Drossart et al. 2007). Sampel basal menjadi dilapisi dengan hematit, to the point mengaburkan reflektansi VNIR-nya, kira-kira sama waktu sebagai olivin dan gelas (Gambar 1), setelah satu bulan bereaksi (Minitti et al. 2002; Filiberto et al. 2020). 

Selanjutnya, basal sampel membentuk lapisan hematit pada skala waktu yang sama seperti gelas basaltik dan mineral basaltik di bawah gas CO2 – CO (mis., Berger et al. 2019; Teffeteller et al. 2019, 2020). Karena itu, ini menyiratkan bahwa laju pembentukan hematit pada dasarnya tidak bergantung pada oksigen fugacity atau perbedaan dalam kondisi atmosfer, yang menyiratkan bahwa laju-membatasi mekanisme dalam oksidasi bukanlah ketersediaan oksigen pada permukaan tetapi difusi besi ke permukaan batu seperti sebelumnya yang disarankan sebelumnya. Karya-karya ini menunjukkan bahwa perubahan pada Venus adalah didominasi oleh perkembangan lapisan tipis yang cepat (<1μm) hematit nanofase di permukaannya. Ini konsisten dengan warna merah dari permukaan batuan Venus dan regolith di Venera 9 dan 10 lokasi pendaratan, yang sugestif (pigmen atau nanophase) hematit (Pieters et al. 1986). 

Namun belerang dapat mengubah tingkat perubahan dan kemungkinan akan menyebabkan sulfat, selain hematit, terbentuk di permukaan basal Dalam percobaan kami, piroksen diubah dan dioksidasi lebih banyak lebih lambat dari olivin atau basal yang konsisten dengan sebelumnya hasil eksperimen untuk Mars, pantulan piroksen meningkat secara moderat di semua panjang gelombang lebih panjang dari ∼800nm, mungkin karena lapisan hematit memiliki reflektansi yang lebih tinggi daripada yang mendasarinya.

Sementara Refleksi sampel augit dan ortopiroksenit berubah lebih dari diopside, yang memiliki zat besi terendah kandungan. Tidak mengherankan, ini menunjukkan bahwa piroksen mengandung zat besi akan teroksidasi lebih cepat daripada piroksen rendah-besi. Secara spektral, semua piroksen akan dapat dideteksi oleh pemantulan VNIR (dan emisivitas) di permukaan Venus, bahkan setelah dua bulan perubahan. Membandingkan ini dengan karya terbaru tentang olivin oksidasi (Filiberto et al. 2020) menunjukkan bahwa perubahan piroksen adalah tentang urutan besarnya lebih lambat daripada oksidasi olivin, dengan asumsi tingkat ini tidak signifikan perubahan, akan menyarankan bahwa piroksen yang mengandung besi akan ditutupi dengan hematit dalam rentang waktu dekade, dengan peringatan bahwa belerang di atmosfer kemungkinan akan meningkatkan tingkat perubahan, Percobaan perubahan dikombinasikan dengan VNIR seperti yang dijelaskan di sini dapat memberikan kendala untuk mendeteksi area di Venus dicirikan oleh letusan baru-baru ini. Karena itu, untuk masa depan misi, ini menyiratkan bahwa pengukuran emisivitas orbit di wilayah 1μm dapat digunakan untuk menghitung tidak hanya besi konten dan keadaan oksidasi permukaan Venus (mis., Dyaret al. 2019), tetapi hasil ini dapat digunakan untuk memperkirakan umur basal lava mengalir. Misi yang diusulkan di masa depan, seperti EnVision; Investigasi Venus, Atmosfer yang Dalam, Kimia, dan Pencitraan + (DAVINCI +); atau Venus Emissivity, Ilmu Radio, InSAR, Topografi, dan Spektroskopi(VERITAS; Ghail et al. 2012, 2018; Glaze et al. 2017, 2018; Garvin et al. 2020; Smrekar et al. 2020; Widemann et al. 2020), harus dapat melihat perubahan aliran ini konsisten dengan oksidasi dan perubahan.

Kesimpulan

Hasil percobaan kami mengkonfirmasi bukti pendarat dan kesimpulan teoretis bahwa batuan basaltik di permukaan Venus harus dilapisi oleh hematit Selanjutnya, laju oksidasi dan perubahan adalah cepat; olivin dan basal teroksidasi dalam beberapa minggu hingga bulan, menyebabkan karakteristik optik VNIR dari basal dan mineral (Olivin, piroksen) tidak terdeteksi setelah beberapa dekade. Hasil tersebut memberikan dukungan untuk kesimpulan terbaru (Filiberto et al. 2020) bahwa lava mengalir di Idunn Mons (Smrekar et al. 2010; D'Incecco et al. 2017) sebenarnya baru berumur beberapa dekade. Eksperimen yang sedang berlangsung dan mendatang di bawah atmosfer lebih mirip Venus sendiri (mis., Pada fO2 bawah dan mengandung bantalan sulfur spesies gas) harus lebih lanjut membatasi rentang waktu ini. Akhirnya, pesawat ruang angkasa Venus di masa depan harus menggabungkan spektrometer pencitraan, peka pada panjang gelombang "jendela" melalui Atmosfer Venus (di wilayah 1μm), untuk membatasi setrika isi, keadaan oksidasi, dan dengan demikian usia lava Venus mengalir.

REVIEW : AN EARLIER EXPLOSION DATE FOR THE CRAB NEBULA SUPERNOVA

An Earlier Explosion Date For The Crab Nebula Supernova

Helmut A. Abt and John W. Fountain

                                 

     http://iopscience.iop.org/article/10.1088/1674-4527/18/4/37/meta

Reviewer Sri Hartatiningsih (170204006)

Supernova kepiting pertama kali dilaporkan oleh orang Cina pada tanggal 5 Juli 1054. Nebula kepiting pertama kali diberi nama MI, NGC 1952 oleh Lord Rosse (1844) karena nebula kepiting yang diamati dalam teloskop yang ukurannya 1,8 m, sehingga resolusinnya lebih rendah. Pada gambar yang damati oleh Nasa, menunjukkan bahwa gambar warna teloskop dari luar angkasa  Hubble strukturnya merah dan radiasi synchrotron amorf biru.

Hubble mengatakan bahwa nebula kepiting adalah sisa dari ledakan supernova 1054. Trimbe (1968) telah mengukur gerakan 132 filamen yang terdapat pada sebuah foto yang diambil dari kurun waktu 1939-1966 oleh Baade. Sehingga dapat memperoleh tanggal ledakkan 1140 kurang lebih 10 m, hal ini memungkinkan akan terjadinya akselaraksi atau kelengkungan partikel yang bermuatan yang disebabkan oleh medan magnet dan turbulensi.

Hal lain juga menunjukkan bahwa filament ditemukan dalam bentuk tidak teratur dan ekspansi keseragaman tidak sesuai. Ini mengambarkan bahwa tanggal awal dari ledakkan supernova berkonsisten pada tanggal ledakkan Cina 1054.

Orang Cina dan Jepang telah mencatat tentang adanya kehadiran bintang dan komet baru selama kisaran 200 tahun terakhir. Hal ini disebabkan karena mereka mempercai akan mempengaruhi aktivitas manusia. Dari hal itu, maka Lundmark (1921) telah mencatat bahwa ada 60 bintang baru yang terlihat pada tahun 134 SM dan pada 1828 M.

Dalam catatan Jepang (Duyvendak 1942) melaporkan bahwa periode tengah sepulu hari dari bulan ke-4 dari tahun ke-2 dari periode Ten-Ki (20-30 mei 1054) dan sesudahnya yaitu antara 1 dan 3 pagi, sebuah bintang tamu muncul dari orbit orion itu terlihat dari langit timur. Itu bersinar seperti komet di Tien-Kuan dan ukurannya sebesar Jupiter. Namun kenyataan yang perlu diperhatikan bahwa batas rasi bintang tidak adapt ditentukanan sampai sekarang. Waktunya pun terjadi pada tengah malam.

Tanggalnya juga menunjukkan lebih awal dari tanggal catatan Tiongkok serta nebula kepiting dapat berhubungan dengan matahari pada tanggal 27 mei. Hal ini menunjukkan bahwa adanya kesalahan dari tanggal yang telah ditentukkan.

Pengamatan baru membuktikan (Mayall 1962) bahwa filament gas telah berkembang pada kecepatan 1500 Km yang relative rendah untuk kecepatan tipikal 5000-15000 Km untuk supernova tipe II (Wilson 1983) Pada data belahan Barat, Eropa mencatat bahwa adanya supernova 1006 dan komet Halley pada 1066. Amerika juga banyak meninggalkan banyak catatan yang di cat diatas batu.

Sebuah petroglyph yang ditemukkan di White Mesa oleh Miller (1955) menunjukkan adanya bulan sabit di sebelah cakram besar. Fred Hoyle berpendapat bahwa hasil temuan tersebut mewakili supernova kepiting. Miller juga menghitung lokasi dan fase bulan pada tanggal 5 Juli 1054, dengan menggunakan Brown dan Hedrick (1919) dengan bantuan dari Walter Baade. Hitungan digunakan dengan cara bulan dihitung berada dalam 2 derajat dari posisi supernova dalam fase bulan sabit, meskipun demikian bulan menghabiskan sedikit waktu pada deklinasi setinggi (+22 derajat 01 menit).

Dalam catatan Eropa dan Timur Dekat, dalam studi ilmianya tentang gerejawi Eropa dan Timur 

Dekat, bahwa dari abad ke-11 kemudian Collins et al. (1999) berhasil memperoleh tujuh referensi tentang bintang terang baru yang dapat dilihat antara tanggal 11 april dan 20 mei, yaitu pada saat langit malam sebulum bekerjanya nebula kepiting dengan matahari pada 27 mei. Bintang baru akan terlihat pada siang hari pada tanggal 20 mei pada saat 7 derajat BT dari matahari tempat bulan berada.

Referensi (Brecher 1978 ; Guidoboni et.al. 1992) banyak menarik perhatian. Yang menyimpulkan dari adanya banyak pengamat yang mengisaratkan gagasan bahwa orang Eropa tidak melihat supernova karena adanya cuaca buruk sehingga tidak dapat memunkinkan mereka dapat mencatat pengamatan mereka. Hal ini menyisahkan dilemma yang tidak dapat diselesaikan sepenuhnya.

Collins et.al (1999) menjelaskan secara rincin bahwa adanya upaya pada tahun 1054 untuk menggabungkan gereja katolik Roma, dengan Gereja Ortodoks Timur. Adapun menganai tentang kegagalan orang Cina dalam merekam bintang baru dilangit malam pada musim semi 1054. Bintang tamu di Cina akan dianggap sebagai prediksi bahwa akan muncul kaisar atau dinasti baru.

Collins et.al, (1999) menjelaskan tentang supernova, ia mengumpulkan tanggal yang diambil ketika bintang baru terlihat pada tahun 1054 dan pada tahun kemudian.  Poin pertama, bintang baru yang terlihat termaksuk tujuh tanggal pada bulan april dan mei, yang dimulai dari 11 april. Yang dianggap bintang siang hari memiliki kecerahan V = -5 (lebih cerah) dan juga menggunakan Miller (1973) bertekat memerah dari fotometri bdari beberapa gari filamen, kecerahan yang dikoreksi adalah V=-7 mag.

Poin kedua, bahwa tanggal Juli 1054 memperkirakan kecerahan yang kira-kira sama. Poin ketiga, pada kurva cahayanya adalah tanggal 28 Juli pada saat orang Cina tidak lagi bisa melihatnya disiang hari, member kecepatan sekitar V=53,5 mag. Poin keempat, pada tanggal 17 april 1056 ketika tidak lagi terbit pada malam hari  sehingga kecepan sekitar V=6 mag.