민생회복지원금 25만원 신청 대상

허블우주망원경은 미국 우주국이 개발한 망원경이다. 1990년 우주선은 559km의 궤도에 도달한 후 다양한 물체를 촬영하고 장관을 이루며 천문학의 발전에 중요한 기여를 하였다. 폭 2.4m의 반사 망원경을 가지고 있으며, 태양 광에서 핵 태양 광까지 다양한 관측 기구를 통해 관찰된다. 지금까지 우주왕복선의 장비 및 감시기는 5차례나 수리되었지만, 더 이상 수리할 수 없기 때문에 배설물의 생명은 끝났다. 다음 우주 망원경 제임스 웹은 적외선 방사선을 계속 관측할 것이다.

생산
허블 우주 망원경의 발전은 미국 항공우주국이 3미터 폭의 망원경을 개발하면서 1969년에 시작되었다. 그러나 예산은 지름이 2.4m로 축소되었고, 유럽 우주 기구(ESA)도 참여했다. 1986년 챌린저호가 제작되었을 때 모든 우주 프로그램이 중단되었고 허블 우주 망원경은 당분간 보관되었다.

메인 리플렉터는 매우 긴 유리로 만들어졌고 퍼킨스 엘머에 의해 가공되었습니다.그 배는 록히드에 의해 지어졌습니다. 허블우주망원경이 24일에 발사되었습니다 1990년 4월 마침내 우주왕복선 디스커버리호가 궤도에 진입했다. 볼록거리는 높이 559km의 타원형 궤도로, 타원형 궤도는 0이다.섭씨 000283도, 굴곡이 28도이다.47도야 지구 주기는 95.47분, 7.59km/s, 15.08회 회전이다.

광학 시스템
망원경은 지름 2.4m의 메인 반사경을 가진 리치 크레틱 반사 망원경이다. 밀도는 4.5이며, 광대한 영역의 UV 광선에서부터 가시광선 및 영화광선까지 관찰될 수 있다. 볼록수 주 반사기와 볼록수 하위 반사경은 모두 포드의 표면으로 구성되며, f/24의 초점 비율과 57의 초점 거리를 가지고 있다.6미터.

1990년 궤도에 진입한 후 망원경은 결함이 있는 것으로 밝혀졌다. 우리는 매우 흐릿한 그림을 보냈고, 반사 반경의 표면이 디자인 값과는 다르다는 것을 발견했습니다. 메인 리펙터 길이를 조사하는 계측기에 문제가 있었다. 비구형 주형 리플렉터 시험에는 구와 함께 보정되고 올바르게 제조되지 않은 영점 교정 장치를 사용한다. 그 결과, 그것은 급진적인 시대를 훨씬 더 보여주는 망원경이 되었다.

구형 이상을 교정하기 위해 광학 보정 시스템이 개발되어 허블 우주망원경에 설치되었다. 1993년 12월 2일부터 13일까지. 1993년 12월 첫 번째 임무가 수행되었고, 코스타는 우주선에 설치되었다. 이것은 허블우주망원경이 멋진 이미지를 얻을 수 있게 해주었습니다.

구조 및 기능
허블우주망원경은 원통형이야, 13번길이 2미터, 길이 4미터지름이 2미터야 초기 무게는 11,110kg이며, 사용된 힘은 2이다.800와트입니다. 우주선은 망원경, 천문학, 작전지원 등 세 가지 주요 부분으로 구성되어 있다. 망원경은 폭 2.4m의 주 반사경, 폭 0.3m의 반사경 및 부품으로 구성된다. 부품에는 메인 리플렉터를 고정하고, 반사경을 지지하고 연결하고, 조명 보호 실린더, 입구의 세 개 비프 및 뚜껑이 포함된다.

CCD 카메라와 분광기를 설치하는 관측장치는 테이프의 초점 표면에 있는 메인 반사기 뒤에 있다. 그것은 여러 개의 관찰장치를 동시에 설치 및 교환하기 쉽게 하기 위해 피자 케이크 조각처럼 만들어졌다. 여기에는 COSTAR(정비 유럽 지역)도 설치되었다.

운영지원구역에는 위치조절장치, 전원공급장치, 지상통신장치가 있다. 위치 제어 장치는 위성의 궤도를 유지하며, 별의 위치를 측정하는 별 자국, 자이로스코프, 자이로스코프, 자석계 및 자석 이론 등을 이용하여 위성이 관측하는 물체와 정확히 일치한다. 위성 몸 옆에는 전기를 생산하는 태양 전지판이 설치되어 있기 때문에 교환이 용이하도록 원을 만들 수 있다. 지상 통신 장치에는 두 개의 고출력 안테나와 두 개의 저출력 안테나가 양쪽 끝에 있다. 그것은 또한 구조 부서, 내장형 컴퓨터, 전기 및 전자 기기 및 추진 시스템을 포함한다.

WFPC는 두 개의 광학 카메라와 행성 카메라를 가지고 있다. 파장은 115nm에서 1um까지이며, 자외선 범위 내에 48개의 필터와 각 카메라에 800-800 픽셀 CCD 칩 4개가 있다.

태양풍은 태양의 가장 바깥쪽 대기권인 코로나의 플라즈마 강으로, 행성간 공간에 도달합니다. 태양풍은 별풍의 일종입니다. 플라즈마는 다른 별들의 대기에서 흐릅니다. 별 종류에 따라, 별풍은 폭발 속도와 양에 따라 다르다. 태양은 자석 열 Korona로부터 오는 태양풍의 성숙한 주계열이다.

태양풍은 행성 사이의 공간을 통과할 때 행성들과 플라즈마 사이의 자기장에 영향을 미칩니다. 태양풍은 빠르고 느린 태양풍이다. 느린 태양풍은 약 200-400km-1이고 빠른 태양풍은 400-800km-1이다. 코로나 질량의 폭발적인 방출은 또한 태양풍의 일종으로, 극적으로 변화합니다.

태양풍은 지구의 자기장과 지구의 자기장을 방해한다. 태양풍에 영향을 받는 모든 지역은 태양파라고 불린다. 태양계의 경계선은 태양권이라고 불린다. 그림 1은 태양풍과 지구의 자기장 사이의 상호작용을 통해 나타나는 현상 도표를 보여주고 있다.

물리적 특성
선풍은 속도에 따라 빠른 선풍과 느린 선풍으로 나뉜다. 빠르고 느린 태양풍은 속도뿐만 아니라 다양한 플라즈마의 물리적 특성에도 차이가 있다(표 1). 이러한 차이는 선풍의 난방과 가속 메커니즘이 다르며 선풍의 발생 지역이 다를 수 있음을 보여준다.

태양풍 지역
실제 선은 태양풍의 속도 분포를 나타내며, 현실은 태양 북극 (N)과 남극 (S) 사이에 있는 행성 사이의 자기장이 어느 방향을 향하는지 보여준다. 왼쪽은 검은색 Fleet Extrem의 첫 번째 탐구의 결과이고 오른쪽은 검은색 Fleet Extrem의 두 번째 탐사의 결과이다.

플라즈마는 행성간 공간에서 자기선들과 연결되어 있습니다. 이것은 자석선 내 플라즈마가 동결되었을 때 표현된다. 그러므로, 태양풍의 물리적 특성은 태양풍이 발생하는 지역의 플라즈마 특성에 달려 있다. 태양풍의 물리적 특성, 온난화 및 가속은 태양풍의 대기권으로부터 오는 방향을 이해하는 데 매우 중요하다. 그림 2에서 볼 수 있듯이, 율리시스 위성은 태양풍 플라즈마를 직접 관찰하여 태양풍은 태양풍으로 빠르게 팽창하고 태양 적도 지역에서 태양풍은 천천히 팽창한다는 것을 확인하였다. 또한, 우리는 블랙스포톨라와 블랙스포톨라를 관측하는 두 개의 위성을 관찰했고, 북극지역에서 관상동맥관이 발달했고, 이 빠르고 느린 태양풍과 낮은 활동영역이 잘 분리되었다는 것을 발견했습니다. 이러한 관찰을 통해 태양 극지에서 발달한 자기장 구조의 관상동맥 생활에 갑작스러운 태양풍이 발생하며, 폐쇄된 자기장 구조가 적도 지역과 연결되는 지역에서는 태양풍이 천천히 발생한다는 것을 알 수 있다. 위성에서 직접 관찰한 선풍의 화학적 구성과 선풍의 원천인 지역 화학적 구성(코리아의 생활방식, 활동 한계 등)이 보고되고 있다.)입니다. 그러나, 다른 태양 지역에서 어떻게 태양풍이 발생하거나 가속되는지는 아직 알려지지 않았다.

태양풍 모델 및 태양풍 가속에 대한 문제.
유진 파커의 고전 태양풍 모형에 따르면, 태양풍은 열팽창으로 가속되는 수력역학이다. 위성으로 태양풍의 직접 관찰을 통해 태양풍속도가 700km-1 이상 가속되는 것으로 확인되었다. 파커의 태양풍 모델의 열팽창은 태양풍의 플라즈마 온도 가속과 태양풍의 속도를 설명하지 못했고, 태양풍의 가속은 아직 알려지지 않았다. 이에 따라 관측 및 이론적 숫자 모델을 위한 여러 추가적인 태양열 풍력 가속도 및 가열 메커니즘이 검토되고 있다. 예를 들어, 태양풍의 플라즈마에서 난류를 통해 에너지를 변환하거나 태양풍의 자성 유체파의 에너지를 가열하고 가속시키는 모델을 제안하여 탐구하였다.

천문학에 미치는 영향
태양 꽃 플라스마와 자기장은 태양계의 행성들 사이의 공간에 있는 자기장과 항성간 물질과 상호작용하고 우주 기상 관측을 바꾸는 중요한 요소이다. 예를 들어, 태양풍은 자기장 ode와 충돌한다.

나선형은 나선형 팔을 보는 원형 은하입니다. 나선형에는 Scheibe이 있고 나선형 팔이 자주 보입니다. 나선형 팔은 성별 사이의 먼지와 가스로 가득 차 있으며, 최근에는 많은 별들이 탄생했다. 최근에 태어난 중하고 밝은 별들에 의해 방사되는 빛 때문에, 나선형 팔은 다른 부분들보다 더 밝게 보인다. 은하 중심에는 주로 오래된 별들로 이루어진 둥근 돌출부가 있다. 돌출부 중앙에 밝은 작은 은하단이 있다. 핵 중심에는 종종 매우 무거운 블랙홀이 있다. 은하의 바깥부분은 둥근 배경을 가지고 있다. 후광은 별들의 후광과 더 크고 무거운 암흑 물질의 후광으로 구성된다. 나선형 회전이 자주 빨라요. 나선형 은하의 예로는 안드로메다, 안드로메다, 소용돌이 은하, 삼각형 등이 있다.

은하 가운데 있는 거대한 나선형 팔을 연결하는 막대 구조는 뚜렷해 보인다. 막대를 따라 나선팔에 있는 별간 기체가 은하중심부에 도달하는 것으로 알려져 있다. 기둥과 불꽃구멍이 오래된 별들로 이루어져 노란색으로 보이는 반면, 고온의 젊은 별들이 많기 때문에 나선형 팔은 푸른색으로 보인다.

나선형 형태
나선형은 막대 없는 일반 나선형(S 또는 SA)과 막대형 나선형(SB)으로 나뉜다(그림 2). 나선형 암의 활선도와 거품의 비율에 따라 a, b, c로 분류된다. 만약 그들이 c에 가까워지면, 그들은 초기 형태이고, 만약 그들이 c에 가까워지면, 성숙 형태라고 한다. 나선형 팔이 가장 많이 수축된 경우 a로 분류되고 C로 분류되지 않은 경우 C로 분류된다. 만약 당신이 디스크가 있지만 나선형 팔을 볼 수 없다면, 당신은 렌즈engalaxy (S0)로 분류된다. 이 렌즈는 구형의 은하의 특성과 타원형 은하의 특성을 결합한다.

나선형 구조
밝은 나선형의 지름은 약 100이다.1000광년, 그리고 질량은 태양의 약 1조 배입니다. (그림 3) 하지만 나사는 크기와 질량이 다릅니다. 나선형 원형의 큰 구성 요소로 구성된다. 구형의 구조는 거대한 할로와 돌출부를 가지고 있지만, 디스크 구조에는 나선형 암과 막대가 있다. 돌출부 가운데에는 은하의 핵이 있고, 가운데에는 초거대 블랙홀이 있다.

이것은 우리 은하의 대략적인 구조입니다. 전형적인 나선형 은하입니다. 그것은 꽃, 유리창, 별빛, 암흑 물질의 빛을 보여준다. 중심에는 은하의 핵이 있습니다. 우리 은하에서 빛을 내는 성분들은 별, 별, 그리고 항성간 물질입니다. 이 클러스터는 작은 야외 수영장과 아주 오래된 개념 클러스터로 구성되어 있습니다. 성간 물질은 성간 가스와 일부 성간 먼지로 이루어져 있습니다. 별간 기체는 차가운 가스(온도 > 102 K), 따뜻한 가스(온도: 102–104 K) 및 뜨거운 가스(온도: 106 K)로 나뉜다. 차가운 기체는 중성자 구름과 분자 구름을 포함하여 주로 전파와 적외선에서 관찰된다. 열 가스는 가시광선을 포함한 다양한 파도에서 관측되며 이온 수소와 초신성 파편, 행성 안개 등을 포함한다. 뜨거운 가스는 주로 X-ray와 자외선 복사에 관찰된다.

디스크는 두께에 따라 얇고 두꺼운 디스크로 나뉩니다. 얇은 유리창에는 차가운 성기가 가득 차 있다. 두꺼운 유리창에는 성관계를 맺는 물질이 없고, 비교적 오래된 별들도 많이 있습니다. Scheiben 회전 속도가 빨라요. 회전 속도는 은하중심으로부터 멀리 떨어져 있기 때문에 대부분의 나사는 외부 영역에서 일정하게 증가하거나 감소하지만 일부 영역에서는 감소된다. 원의 최대 회전속도는 은하의 밝기와 매우 밀접하게 관련되어 있으며 그것을 발견한 천문학자의 이름을 따서 명명된다.

나선형 경보
하드 디스크에는 여러 가지 나선형 암이 있습니다. 나선형 팔은 차가운 성기로 가득 차 있고 별들은 계속해서 태어납니다. 나선형 암은 중성 가스, 짙은 안개, 젊은 성층권, 별, 이온 수소 영역, 초신성의 파편들로 가득 차 있다. 나선형 암은 밀도와 별 생성 영역의 확산, 그리고 은하의 상호작용에 의해 야기되는 것으로 알려져 있다.

막대
이 막대는 나선팔과 은하의 중심 사이의 다리 역할을 한다. 이 막대는 나선팔에서 은하중심까지 별간 가스를 운반하는 것으로 추정된다. 이 막대는 주로 오래된 별들로 이루어져 있습니다.

달의 불상은 가끔 변화하는 달을 가리킨다. 달은 스스로 빛을 내지 않고도 태양의 빛을 반사하기 때문에 반원에는 태양광이 있고 다른 반원에는 어둡고, 달의 밝은 면은 지구로부터 보는 방향에 따라 다르게 보인다. 이것이 달의 상태가 시간에 따라 변하는 이유이다.

북반구에서 관찰하고 남반구에서 관찰하면 위상변화의 방향이 다르다. 즉, 북반구에서 관찰하면, 달은 오른쪽에서 보름달로, 남반구는 왼쪽에서 달로 밝게 빛난다. 달이 변하는 시간은 동기 달이라고 알려져 있다. 석강월은 29.53일의 동기화이다.

새 달
새 달은 달과 태양이 서로 연결되어 있는 시기이며, 첫 번째 달이다. 음력 1월입니다. 달이 보이지 않기 때문에, 그것은 석, 얍삭이, 월삭이라고 불린다. 일출이 있을 수도 있어요.

첫 달
달은 북반구를 관측할 때 달의 오른쪽에 있는 태양을 좁게 보는 달이다. 사실, 그것은 동부 지평선에서 떠오르고 저녁에는 서쪽 지평선에 내리지만, 해가 서쪽 지평선에 내리면, 서쪽 하늘로부터 잠시 관찰된다. 달은 달의 상징이고, 많은 문화와 종교에서 중요한 상징으로 사용된다.

문상현
1/4월은 가을 이후 처음으로 관측된 반달이며, 북반구에서 관찰하면, 달의 면은 오늘날 밝게 보인다. 달이 매일 약 50분 늦게 뜨기 때문에 새벽 12시 동쪽에서 상현달이 보인다. 태양은 태양으로부터 90도 떨어져 있기 때문에, 태양이 서쪽 지평선에 떨어지고 자정 무렵에 서쪽 지평선에 떨어질 때 남쪽 하늘로부터 관찰된다.

보름달
보름달은 달이 태양 반대쪽에 있을 때 떠오르는 달이며, 태양 아래 반구 전체를 볼 수 있다. 이것은 그물이라고 합니다. 달의 밤이 있을 수 있습니다. 보름달이 태양으로부터 180도 떨어져 있기 때문에, 태양은 동 하늘에 떠서 자정 무렵에 남쪽 하늘 속으로 떨어지고 태양이 떠오르면 서쪽 하늘 속으로 떨어진다.

한국에서는 15일이 됩니다. 음력 1월과 15월이다. 음력 8월 15일, 한가위. 음력 1월이라고 합니다. 그러나 달이 타원 주위를 돌고 있기 때문에 보름달이 16일에 뜰 수 있다. 아니면 17. 아포기를 통과하면 음력 어느 날 뜹니다.
황경과 백도는 거의 동일하기 때문에, 태양이 높고 태양이 낮을 때 태양과 180도 차이가 나는 보름달의 등식은 낮다. 그러므로 보름달의 유용성은 여름에 비해 겨울에 더 높다.

하현문
마지막 4/4월은 보름달 이후에 관측된 반월이고, 북반구에서 관찰하면 왼쪽 달이 밝게 보인다. 해현탈은 태양으로부터 90도 떨어져 있기 때문에, 동양의 지평선으로부터 자정 무렵에 떠오르고, 해뜨기 때 남쪽 하늘로부터 관찰된다. 그리고 아침이면 서쪽 하늘에서도 볼 수 있고, 정오 쯤에는 서쪽 지평선에 보일 것입니다.

어두운 문
수축하는 달은 북반구에서 관측할 때 달의 왼쪽으로 태양을 보는 달이다. 사실, 그것은 동쪽에서 떠오르고 저녁에는 서쪽에서 떠오릅니다. 하지만 태양이 동쪽에서 떠오르기 직전에 동쪽에서 관측됩니다.

해현달부터 음력 초저녁까지, 달은 또한 음력 마지막 날까지 상승한다는 것을 의미한다. 한국에서는, 섣달그믐의 달인 섣달그믐의 황금으로 불리며, 섣달그믐의 풍속인 섣달그믐의 금으로 불린다.

지구와 달의 단계입니다.
조수는 태양과 달의 힘에 의해 지구의 해수면 높이가 변하는 현상이다(그림 2 참조). 만조는 해수면이 높을 때 높고, 만조는 해수면이 낮을 때 높다. 만조는 12시간 24분에 한번씩 일어납니다. 높은 조수와 낮은 조수의 고도를 "시간 차이" 또는 "최고의 물"이라고 한다. 상현이랑 하현이가 뜰 때 아침 차는 작고, 새 달과 보름달이 크다.

플라즈마는 일부나 전체가 이온화되기 때문에 전류를 통해 잘 흐르는 기체이다. 이것은 고체, 액체, 중성 가스의 다른 상태이다. 전류는 주로 전하가 음극인 자유 전자에 의해 결정된다. 충전 밀도는 데비 길이라고 하는 장치 크기보다 큰 스케일의 경우 0이며, 양적 전하와 음적 전하가 균형을 이루었기 때문에 충전 밀도는 0이다. 그러나 작은 크기의 경우 전하 밀도는 0이 아니며, 전기장은 0이 아니다. 플라즈마 물리학은 일반적으로 장치의 길이보다 큰 보기 크기에 따라 달라지며 플라즈마 물리학의 문제이다. 플라스맵 물리학의 아버지인 한스 앨벤은 새로운 파도의 존재를 예측했습니다. 즉, 플라즈마에 대한 이론적 영향 때문에 기체에 정상적으로 존재할 수 없는 알프스파의 경우입니다. 그는 1970년에 노벨 물리학상을 받았습니다.

일반적으로 기체는 기체를 구성하는 원자나 분자의 일부 또는 전부를 이온화하고 자유로운 전자가 존재하는 방법으로 플라즈마로 변환해야 한다. 가스를 이온화하려면 가스를 구성하는 원자나 분자가 적절한 에너지를 가진 광자나 다른 입자와 충돌해야 한다. 일반적으로, 대부분의 고온 가스들은 플라즈마인데, 왜냐하면 이러한 충돌들이 더 활발해지고 입자들이 전달되기 때문이다.

혈관은 밀도와 온도에 크게 의존한다(그림 1). 우리가 일상 생활에서 흔히 볼 수 있는 불, 번개, 형광, 네온징후는 모두 플라즈마입니다. 핵융합 실험용 자기장에 둘러싸인 고온 기체는 대표적인 실험실 플라스마이다. 오로라, 태양의 곡식과 태양풍은 대표적인 우주 플라즈마이다. 게다가, 우주에서 밝은 빛을 내는 대부분의 별, 별풍, 그리고 가스 안개는 플라즈마이다. 우주에 존재하지만 밝은 빛이 나지 않는 저온 가스들은 대부분 중성자 입자로 이루어져 있지만, 이 가스들 조차도 작지만, 그것들은 자유 전자들을 포함하고 있고 종종 플라즈마로 여겨진다. 따라서 우주의 거의 모든 가스들은 플라즈마로 간주될 수 있습니다. 3000K 이상의 온도에서 초기 우주는 플라즈마 상태에 있었다.

Plasma 구성
플라즈마는 자유 전자, 이온 및 중성 입자로 구성된다(그림 2 참조). 자유전자는 부정적인 전하를 가지고 있고 이온은 양의 전하를 가지고 있으며, 자유전자의 전하량은 양자의 전체 전하에 해당한다. 즉, 혈관의 평균 하중은 거의 0입니다. 플라즈마를 구성하는 이온과 중성자의 종류는 플라즈마 요소의 종류와 상태에 따라 달라진다.

공간플라스마 구성
우주 플라즈마의 화학은 보통 유사하다. 수소는 우주에서 가장 흔한 요소입니다. 이것은 전체 원자의 90%를 차지합니다. 그리고 대부분의 헬륨이 9%를 차지합니다. 나머지 1%는 헬륨입니다.

가스가 국소 열평형(LTE)에 있을 경우, 가스를 구성하는 요소의 이온화 속도는 정사각형 방정식으로 쉽게 결정할 수 있다. 이 요소의 이온화 잠재력, 밀도 및 자유 전자 온도는 이 요소의 이온화 속도를 결정한다. 이 경우에 유용한 것은 요소의 이온화 속도가 50%인 반 이온화 온도이다. 반도체 수소 원자의 온도는 8이다.000에서 10까지.별 대기의 000K와 3K입니다.초기 우주에서는 000K입니다. 우주의 첫 번째 반원 온도가 낮은 이유는 초기 우주의 전자 밀도가 항성 대기권보다 훨씬 낮기 때문입니다.

항성의 대기를 구성하는 수소 원자는 약 8도의 온도에서 생성된다.000 K는 수십 퍼센트 이온화되며, 훨씬 더 높을 경우 100% 이온화됩니다. 그러므로 대기는 8개 이상의 온도에서 존재한다.000 K는 주로 자유 전자와 수소 원자의 이온화로부터 파생되는 양자로 이루어져 있으며, 일부 헬륨중립 원자가 있다(그림 2와 같이 층층 플라스마). 온도가 100이면요.000 K를 초과할 경우 수소뿐만 아니라 헬륨 이온화 되어 모든 요소가 이온화되고 중성 입자가 사라지며, 플라즈마는 자유 전자와 다양한 양의 이온화 이온화 이온화 이온화 이온화 이온화 이온화 물질으로 구성된다.이온화 이온화 이온화 이온화 이온화 이온화 이온화 이온화 물질

이와는 대조적으로, 8도 이하의 온도에서 수소와 헬륨 원자는 생성된다.000 K는 별 가스에서 거의 이온화되지 않습니다. 그래서 가스를 구성하는 대부분의 입자들은 중성자 입자입니다.