NB. Ordet fluks vil bli nevnt (ekstremt) mange ganger i den kommende tid, s? hvis du har glemt hva dette egentlig er, vil jeg r?de deg til ? stikke en rask tur innom innlegget med tittel Str?ling og solcellepaneler f?r du fortsetter.
Vi m? alts? pr?ve ? modellere atmosf?ren til Skrukkla?s. Det f?rste steget i denne modelleringen blir ? finne ut hva i alle dager den best?r av. Hva slags grunnstoffer og hva slags molekyler er (mulig) til stede? Katniss17 g?r n? i bane rundt Skrukkla?s, og gj?r stadig nye m?linger. Katniss har gjort fluksm?linger p? b?lgelengder mellom 600 nm og 3000 nm. Disse m?linger utgj?r et spekter, og det er dette vi m? analysere for ? finne det vi leter etter. Problemet er bare at disse m?lingene inneholder veldig mye s?kalt st?y. Det vi gj?r, kort fortalt, er at vi plotter verdiene vi har mottatt, og tolker dette. Men det er ingen fine, glatte, lett forst?elige plott vi f?r. Grafene er kraftig preget av st?yet rundt m?lingene. Hva dette vil si er illustrert i figuren under:
For ? kunne bestemme hvilke molekyler vi kan forvente ? finne i atmosf?ren til Skrukkla?s, m? vi lette etter s?kalte spektrallinjer i spekteret vi har mottatt fra Katniss17. Hva dette egentlig vil si har du nok v?rt borti f?r, men jeg tar likevel en rask repetisjon om du skulle f?le deg usikker;
En spektrallinje er generelt en lys eller m?rk linje i et spektrum som ellers er kontinuerlig. En slik linje vil oppst? som resultat av et under- eller overskudd av fotoner i et lite frekvensomr?de, i forhold til frekvensene rundt. Lyse linjer kalles emisjonslinjer, som tilsvarer h?yere intensitet i m?lingene, mens m?rke linjer kalles absorpsjonslinjer, og tilsvarer lavere intensitet. Det vi leter etter hos m?lingene tatt hos Skrukkla?s er absorbsjonslinjer. M?lingene v?re er nemlig egentlig bare m?linger av str?lingen fra Pjokknes (p? 600-3000nm), men n?r Skrukkla?s ligger mellom oss og Pjokknes, vil gassmolekylene i atmosf?ren til Skrukkla?s aborbere en liten del av str?lingen, og dermed etterlate "hull" i spekteret fra Pjokknes' str?ling. Det er disse hullene vi kaller for absorbsjonslinjer. Alt dette er mye lettere ? forst? ved hjelp av en illustrasjon:
Hver gass vil etterlate slike hull i spekteret for forskjellige b?lgelengder, tilsvarende den str?lingen som blir absorbert. Vi har en viss anelse om hvilke gasser som muligens kan v?re til stede i atmosf?ren. Her kommer en liste over hvilke gasser vi leter etter, og hvor vi kan forvente absorpsjonslinger hos de ulike gassene:
- Okygen, O2 - 630 nm, 690 nm, 760 nm
- Vanndamp, H2O - 720 nm, 820 nm, 940 nm
- Karbondioksid, CO2 - 1400 nm, 1600 nm
- Metan, CH4 - 1660 nm, 2200 nm (Kan v?re tegn p? liv/geologisk aktivitet)
- Karbonmonoksid, CO - 2340 nm
- Nitrogenoksid, N2O - 2870 nm (Ogs? mulig tegn p? biologisk aktivitet)
Formelen (fluksmodellen) vi bruker for ? modellere spektrallinjene er en Gaussisk funksjon som ser ut som f?lger:
F(λ) = Fmax + (Fmin-Fmax) ? e-(λ-λcenter)2/(2σ2)
Jepp, dette er en avansert funksjon. Og dette er bare en av mange avanserte funksjoner som trengs for ? klare ? modellere denne atmosf?ren. Jeg tror rett og slett ikke det vil v?re s? veldig givende ? g? i dyp detalj og forklare og bevise alle disse funksjonene, s? jeg skal heller pr?ve ? kun forklare det viktigste. Ut i fra modellen over kan vi vise at fluksen i et gitt b?lgelengdeomr?de vil v?re lik Fmax om vi ikke har noen spektrallinjer, og fluksen ved den b?lgelengden med maksimal absorpsjon vil bli Fmin. Fluksm?lingene fra Katniss17 er normaliserte, slik at bakgrunnsfluksen er lik 1. Det vil si at vi har Fmax = 1. Vi st?r da igjen med tre ukjente parametre i funksjonen over; Fmin, som vil gi fluksen ved sentrum av spektrallinjen, σ, som er et m?l p? bredden av absorpsjonslinjen, og λcenter, som gir den sentrale b?lgelengden av spektrallinjen.
For hver av de mulige absorpsjonslinjene ramset opp ovenfor, m? vi teste forskjellige modeller for de tre ukjente parameterne i fluksmodellen. Ved hjelp av det faktum at temperaturen p? gassene vil ligge p? mellom 150K - 450K, i tillegg til det som kalles full width at half maximum (se figur 3 nedenfor), kan vi finne rekkevidden for σ. En ting vi m? huske ? ta hensyn til er at satellitten ogs? selvf?lgelig har en hastighet i forhold til planeten! Denne hastigheten er p? maksimalt 10 km/s, og dette vil for?rsake en Dopplereffekt hos spektrallinjene. Dette bruker vi til ? finne mulige posisjoner for λcenter. I tillegg vet vi at "dybdene" ikke er mindre enn at vi kan sette Fmin > 0.7. Vi tester 300 forskjellige posisjoner for λcenter, og 30 hver for σ og Fmin. Alt dette vil nok gi litt mer mening n?r du ser plottene for fluksen.
Problemet med plottene du snart vil se, er at det er utrolig mange svingninger i fluksen, og det er fort gjort ? forveksle visse svingninger med absorpsjonslinjer. Det er derfor en krevende oppgave ? bestemme hvilke linjer som faktisk er absorpsjonslinjer. Om det har v?rt litt uklart, vil en absorpsjonslinje i plottene fremst? som en reduksjon i fluksen for den gitte b?lgelengden. Dette er fordi om en gass er til stede, vil den absorbere fotonene som beveger seg med de gitte b?lgelengdene. Str?mningene av str?ling innenfor disse b?lgelengdene vil da mer eller mindre opph?re etter at str?lingen har passert gjennom gassen, og dette vil vises som sm? dupp (minkninger) i fluksverdiene rundt den aktuelle b?lgelengden.
Da er det p? tide ? visualisere disse m?leverdiene vi har mottatt av Katniss 17:
For figur 4-7 ovenfor, hvor variasjonen i fluksen er ganske jevn, har jeg ogs? plottet den jevne linjen som passer best til fluksverdiene, i gr?nt, over m?lingene. Dette er en av flere metoder ? sjekke om m?leverdiene faktisk kan inneholde en absorpsjonslinje, for dette er ikke alltid like lett ? se med det blotte ?yet. Vi har i tillegg til dette noen andre faktorer vi vurderer; Som nevnt er selvf?lgelig Katniss i bevegelse under m?lingene, og midten av absorpsjonslinjene vil derfor bli litt dopplerforskj?vet. Absorpsjonslinjene burde v?re forskj?vet omtrent like mye for ekte linjer, og ikke minst i samme retning. En ekte absorpsjonslinje vil ofte ha en lavere Fmin enn det st?yet vil ha, dvs. at denne linjen ofte vil v?re dypere enn resten av plottet. I f? tilfeller ved lavt st?yniv?, vil det ogs? faktisk v?re mulig ? identifisere en tydelig spektrallinje kun ved bruk av synet. Det blir litt som at det selvf?lgelig er mye lettere ? h?re hva noen sier til deg om dere ikke er omringet av masse br?k.
Sistnevnte er tilfellet i figur 10, ved absorpsjonslinjen p? 2340 nm for karbonmonoksid. For O2 og H2O i figur 4-7 er det lite ? hente. Sannsynligheten for at disse stoffene befant seg i atmosf?ren til v?r lille metallkula var liten fra f?r, men det er lov ? h?pe, s? vi m?tte selvf?lgelig sjekke. Modellene v?re for metan, figur 9, og nitrogendioksid, figur 11, har ogs? gitt oss lite. Vi har vel aldri hatt noe h?p om noen som helst form for liv p? Skrukkla?s, spesielt med tanke p? den lave temperaturen p? 235K, og hadde heller ikke store forventningen til m?lingene p? disse b?lgelengdene.
Etter ukesvis med analysering, og vurdering av alle de mulige nevnte faktorene, har vi besluttet at den eneste sikre absorpsjonslinjen vi kan finne blant alle de m?lte b?lgelengdene, er absorpsjonslinjen for karbonmonoksid vist i figur 10. Det er klart at denne skiller seg fra de andre. Vi hadde selvf?lgelig h?pet p? ? finne noe mer enn dette, men det ser alts? dessverre d?rlig ut.. Hvorfor hadde vi h?pet p? mer? Karbonmonoksid i seg selv, og muligens i store mengder, lover nemlig ikke s? bra. Du har kanskje h?rt om kullosforgiftning? Dette kommer av karbonmonoksid. CO er en ekstremt giftig gass. Den er fargel?s, luktfri og ikke minst brennbar, noe som ikke lover s? bra. Figuren under sier vel nok.
Vi ?nsker ogs? ? finne den midlere molekylvekten til atmosf?ren. Denne betegnes med μ, og bestemmes med hensyn p? mH som betegner massen til et hydrogenatom. Vi f?r enkelt og greit
μ = mCO/mH = 28
Hva skal vi med dette? Jo, vi ?nsker nemlig tetthets- og temperaturprofilen til Skrukkla?s' atmosf?re. F?r vi begynner vil vi (som vanlig) gj?re noen antakelser. Vi antar at atmosf?ren er adiabatisk opp til h?yden hvor T = T0/2. Her er T0 = 235K overflatetemperaturen til Skrukkla?s. At atmosf?ren er adiabatisk vil si at vi ikke har noen form for varmeutveksling mellom gassen og omgivelsene, som vil si at gassen kan endre temperatur uten ? tape eller f? varme fra milj?et rundt. Over denne h?yden antar vi at atmosf?ren er isotermisk, som vil si at temperaturen vil v?re den samme over alt.
For ? finne tetthetsprofilen til atmosf?ren antar vi f?rst of fremst at karbonmonoksid er en ideell gass. Ved hjelp av den ideelle gassloven og en likning for det som kalles hydrostatisk likevekt kan vi da finne en modell for tettheten i atmosf?ren som funksjon av h?yde over bakken. Dette er noks? avansert, som du kanskje allerede tenker, og krever en del litt kjedelig matematikk. Jeg velger derfor ? spare dere for haugevis med tidskrevende likninger som mest sannsynlig ikke kommer til ? gi dere s? mye, og g?r heller rett til resultatet:
Her ser vi at atmosf?ren er adiabatisk opp til en h?yde p? nesten 95 km over bakken. Figur 13 viser en "knekk" i tettheten for denne h?yden. I virkeligheten vil det jo ikke v?re slik at tettheten vil endre seg s? raskt, men dette er selvf?lgelig en veldig forenklet modell, og vi ?nsket ikke noe mer enn dette akkurat n?. Det er jo tross alt f?rste gang denne atmosf?ren er utforsket, og n? har vi i hvert fall laget et utgangspunkt for videre forskning i fremtiden! Ellers ser vi at tettheten minker ganske kraftig jo h?yere opp vi kommer, og til slutt g?r mot null. Dette betyr at vi har beveget oss ut av atmosf?ren til planeten. I figur 14 ser vi at temperaturen ogs? minker mer eller mindre konstant til vi n?r den isotermiske delen av atmosf?ren. Her balanserer den seg p? omtrent 115 K.
Med tanke p? at dette er f?rste gang Skrukkla?s' atmosf?re er utforsket, vil jeg si at vi faktisk har l?rt ganske s? mye. Om alt vi har l?rt er like positivt er jeg ikke like sikker p?..
Vi blogges, dere!