الفلك

Rebinning بعامل غير صحيح

Rebinning بعامل غير صحيح

أنا في شك فيما إذا كان ينبغي أن أضع هذا في علم الفلك أو بالأحرى تبادل الترميز ، ولكن بما أن اهتمامي يذهب إلى السابق ، فسوف أجرب حظي هنا.

افترض أن لدي صورة بمقياس بكسل معين $ x $. أود إعادة تثبيت هذا على مقياس بكسل أكبر ، $ y $ ، لكن هذا ليس عددًا صحيحًا مضاعفًا - لذلك لا يمكنني القول ، على سبيل المثال ، أن كل مجموعة من 4 بكسل في الشبكة الأصلية ستكون الآن بكسل واحدًا كبيرًا في الشبكة الجديدة ، ومتوسط ​​تدفقها. بدلاً من ذلك ، أريد شيئًا مثل: $ y = 2.3 cdot x $.

هل يتم ذلك بشكل روتيني في المجتمع الفلكي - وإذا كان الأمر كذلك ، فكيف؟


ما تحاول القيام به هو تغيير مقياس البكسل ، لكن في النهاية ، تحتاج إلى تقليل دقة صورتك. أنا متأكد تمامًا من أنه يمكن القيام بذلك باستخدام مجموعة متنوعة من أدوات تحرير الصور (حتى بعض الأدوات المجانية) ، ولكن إذا أصررت على القيام بذلك بنفسك ، يمكنني أن أوضح لك العملية العامة. لنفترض أن لدي الصورة أدناه ، والتي يبلغ حجمها 6 × 6 بكسل فقط للتسهيل.

سأفترض أن هذه الصورة بها مقياس بكسل يبلغ $ p = 1 : frac {"} { text {pix}} $ وأريد تحويلها إلى صورة بمقياس بكسل $ p '= 1.5 : frac {"} { text {pix}} = 1.5p $. هذا يعني أنني أريد أن تنخفض دقة الصورة بعامل 1.5 دولار وأن كل بكسل في الصورة $ p '$ سيتكون من 1.5 ^ 2 $ بكسل من الصورة $ p $. يمكن القيام بذلك بسهولة عن طريق تحديد شبكة البكسل الجديدة على الشبكة القديمة وتحديد "لون" البكسل الجديد باعتباره المتوسط ​​المرجح لوحدات البكسل القديمة الموجودة في وحدة البكسل الجديدة الأكبر حجمًا.

للراحة ، سأقوم بتعريف نظام إحداثيات حيث تكون وحدات البكسل في الموضع $ (x، y) $ حيث $ (0،0) $ هو أعلى بكسل يسار و $ x $ و $ y $ زيادة إلى اليمين وهبوطا على التوالي. هذا هو نظام إحداثيات شائع للصور في البرمجة.

لنلقِ نظرة على البكسل $ (0،0) $ في الصورة $ p '$. يتكون هذا من وحدات البكسل $ (0،0) $ و $ (1،0) $ و $ (0،1) $ و $ (1،1) $ من الصورة $ p $. على وجه التحديد ، فإن كسور هذه البكسلات في البكسل الجديد لدينا هي $ 1 دولار و 0.5 دولار و 0.5 دولار و 0.25 دولار على التوالي. ستصبح هذه الكسور هي الأوزان.

ما عليك فعله بعد ذلك هو إلقاء نظرة على وحدات البكسل الأربعة في صورة $ p $ وتحديد لونها / سطوعها / الخاصية التي تحاول دمجها. بالنسبة لهذه الحالة البسيطة ، سأستخدم فقط رقمًا من صفر (أبيض) إلى واحد (أسود) يمثل حجم البكسل ، ولكن نفس العملية تنطبق بغض النظر عن ما تحتويه معلومات البكسل ، سواء كانت قيمة RGB أو أيًا كان. آخر. بالنظر إلى وحدات البكسل الأربعة في صورة $ p $ ، أرى أن المقادير هي 0.05 دولار و 0.05 دولار و 0.25 دولار و 0.15 دولار على التوالي.

ثم يكون حجم البكسل الجديد هو المتوسط ​​المرجح لهذه.

$$ p '_ {00، text {mag}} = frac {1 times p_ {00، text {mag}} + 0.5 times p_ {10، text {mag}} + 0.5 times p_ {01، text {mag}} + 0.25 times p_ {11، text {mag}}} {1.5 ^ 2} = frac {1 times 0.05 + 0.5 times 0.05 + 0.5 times 0.25 + 0.25 ضرب 0.15} {1.5 ^ 2} = boxed {0.1056} $$

العملية هي نفسها لكل بكسل في الصورة $ p '$. نأمل أن تتمكن من رؤية كيفية تعميم هذه العملية لأي مقياس بكسل جديد. يتمثل الجزء الصعب في تحديد مكان وجود وحدات البكسل الجديدة وأي وحدات بكسل من صورتك الأصلية ستشكل البكسل الجديد. بمجرد أن تعرف ذلك ، يمكنك ببساطة متوسطهم معًا ، مرجحًا بكسر وحدات البكسل الأصلية التي تشكل البكسل الجديد. مع القليل من الجهد ، يمكن أن تتم أتمتة كل هذا بسهولة إلى حد ما بواسطة أحد البرامج وستحتاج فقط إلى إدخال مقياس البكسل الجديد والصورة الأصلية ويمكنه إخراج صورة جديدة بمقياس البكسل الجديد.

إحدى المشكلات التي قد تواجهها هي أن صورتك الجديدة لا يمكن تقسيمها بشكل كامل. على سبيل المثال ، إذا كنت ، في المثال أعلاه ، تريد مقياسًا جديدًا بقيمة 1.4 دولارًا أمريكيًا ، فلا يزال بإمكانك الحصول على صورة $ p '$ جديدة بحجم 4x4 بكسل ، لكنك ستكون قادرًا فقط على تغطية 5.6x5.6 بكسل من الصورة الأصلية وستضطر بالضرورة إلى قطع جزء من صورتك ، وبالتالي فقد بعض المعلومات. سيكون الأمر متروكًا لك لتقرر ما ستقطعه.


إعادة البناء بعامل غير صحيح - علم الفلك

تقوم شركة HEASARC بالتوظيف! - يتم الآن قبول الطلبات لعالم لديه خبرة كبيرة واهتمام بالجوانب التقنية لأبحاث الفيزياء الفلكية ، للعمل في HEASARC في مركز جودارد لرحلات الفضاء التابع لناسا (GSFC) في جرينبيلت ، ماريلاند. الرجوع إلى سجل وظائف AAS للحصول على التفاصيل الكاملة.

نصائح حول النوبات الطيفية لبيانات XIS من Farster

1. إعادة تشكيل RMF

نظرًا لأن RMF القياسي لـ Suzaku XIS يحتوي على 7900 حاوية طاقة (خطوتان فولت ، 0.2 - 16 كيلو فولت) مضروبًا في 4096 حاوية PI ، يحتاج XSPEC إلى ذاكرة كبيرة لقراءة RMF والوقت لحساب نموذج التوافق الطيفي. عادةً ما يتم أخذ عينات هذه المصفوفة الدقيقة بشكل زائد عن مصادر التدفق المعتدلة ذات أطياف الأشعة السينية عديمة الملامح (على سبيل المثال ، النوى المجرية النشطة).

يمكنك إعادة تثبيت RMF في فضاءات القناة والطاقة باستخدام أدوات أقدام rbnrmf. لاحظ أنه يجب إعادة توصيل طيف PHA أيضًا ، عند إعادة إدخال RMF في مساحة القناة. يمكنك أيضًا تحديد عامل rebin لمساحة القناة بواسطة المعامل "rebin" الخاص بالمعامل xisrmfgen.

  • يوجد خطأ في الإصدار السابق (HEAsoft v6.3.2) من rbnrmf عند القيام بعملية binning على الطاقات. لا يحتوي الإصدار الأخير (HEAsoft v6.4) على هذا الخطأ. بدلاً من ذلك ، تتوفر التصحيحات عبر صفحة HEAsoft 6.3.2 Bugs.

يتم تحديد صناديق طاقة RMF بالمجموعة الافتراضية من المعلمات ebin_lowermost = 0.20 و ebin_uppermost = 16.0 و ebin_width = 2.0. إذا كنت مهتمًا فقط بطيف النطاق الناعم ، على سبيل المثال ebin_uppermost = 12.0 سيقلل حجم RMF بحوالي 25٪. عندما يكون النموذج الطيفي المناسب عديم الملامح (لا توجد خطوط انبعاث قوية) ، فإن ebin_width = 4.0 أو ebin_width = 8.0 سيعطي نفس النتيجة الملائمة تقريبًا. يحتوي الإصدار الأقدم من RMF ، على سبيل المثال ، ae_xi0_20050916.rmf ، في CALDB على حاوية طاقة غير متساوية مع 4096 خطوة في 0.2-12.0 كيلو فولت. يمكنك استخدام خطوات الطاقة هذه ، عن طريق تحديد
يجب إعادة إنشاء ARFs عند تغيير حاويات طاقة RMF.

2. الجمع بين XIS0 و (XIS2 و) و XIS3

يوصي فريق XIS بإضافة الأطياف والاستجابة للوحدات ذات الرقائق المضيئة الأمامية (FI). ومع ذلك ، يجب تركيب طيف XIS1 بشكل منفصل لأن استجابة (الخلفية المضيئة ، أو رقاقة BI) تختلف بشكل واضح عن تلك الخاصة بشرائح FI.

إذا كان لديك أي أسئلة بخصوص Suzaku ، فتفضل بزيارة نموذج الملاحظات.

عالم مشروع سوزاكو: د. روبرت بيتر
مسؤول ناسا: فيل نيومان


المركز الوطني للملاحة الجوية وإدارة الفضاء

الاستخراج هو الأمر الذي يستخرج منحنيات الضوء والأطياف والصور من قوائم الأحداث. بالإضافة إلى ذلك ، يمكنك إخراج قوائم الأحداث التي تمت تصفيتها ، والتي ستعمل على تسريع التحليل اللاحق (هذا غير مدعوم حاليًا لبيانات ASCA GIS MPC). أي مجموعة من النواتج المحتملة مسموح بها.

يتم تطبيق جميع عوامل تصفية الكثافة والمنطقة والكاشف والدرجة والتوقيت و pha والمرحلة تلقائيًا. سيتم استخدام GTI التي تم إنشاؤها بواسطة أوامر SELECT MKF. يتم أيضًا تطبيق حجم binsize لمنحنيات الضوء ، وعوامل إعادة تكوين الأطياف والصورة ، التي تم إدخالها باستخدام الأمر SET. إذا تم إنشاء أي ملفات منتج ، على سبيل المثال ملفات الإخراج من أوامر الحدث المحدد ، فسيتم استخدامها بدلاً من الملفات الأصلية.

إخراج أمر استخراج الصورة هو صورة في الامتداد الأساسي لملف FITS xsel_image.xsl. يحتوي على جميع الكلمات الأساسية اللازمة للإدخال في SAOimage أو SAOtng أو XIMAGE.

إخراج أمر منحنى الاستخراج هو تنسيق ascii QDP ، وملف منحنى خفيف بتنسيق FITS ، xsel_curve.xsl. يحتوي الأول أيضًا ، كتعليقات ، على الاختيارات المكانية والتوقيتية والمتراكمة. يهدف هذا في المقام الأول إلى إلقاء نظرة سريعة والمساعدة في مزيد من اختيار التوقيت.

ناتج أمر استخراج المواصفات هو طيف ، مضمن في الامتداد الأول لملف FITS xsel_hist.xsl ، والذي يحتوي أيضًا على صورة خريطة مرجحة في الامتداد الأساسي للملف. تتم كتابة جميع الكلمات الأساسية اللازمة لـ XSPEC في ملف الطيف.

إخراج أمر استخراج الأحداث هو قائمة أحداث FITS. يتم تضمين GTI الناتجة في الامتداد الثاني للملف. قائمة الأحداث هذه مناسبة للإدخال إلى Xronos الجديد الذي يقرأ FITS. ومع ذلك ، إذا لم تكن بيانات الإدخال إلى Xselect مرتبة حسب الوقت ، فلن تكون قائمة الأحداث هذه أيضًا ، لذلك ستحتاج إلى معالجتها من خلال أداة FMEMSORT قبل تمريرها إلى Xronos. بشكل افتراضي ، تتم كتابة الأحداث وامتدادات GTI فقط. إذا تم تعيين الخيار copyall = yes ، فسيتم إلحاق الامتدادات الإضافية من ملف أحداث الإدخال (الأول) بملف الإخراج.

كما ذكر أعلاه ، سيستمر Xselect في استخدام قائمة الأحداث التي تمت تصفيتها في العمل المستقبلي. إذا كنت تريد حفظه ، فإن الأمر

يقوم المستخرج أيضًا بإخراج ملف تنسيق نافذة ascii و Xronos يحتوي على تحديدات التوقيت الناتجة. يمكن الاطلاع على السابق مع الأمر

يمكن حفظ تحديدات التوقيت الناتجة ، بتنسيق ASCII و Xronos ، بالإضافة إلى قائمة الأحداث والطيف ومنحنى الضوء والصورة ، باستخدام أمر الحفظ.


التالي: التآمر: نظرة عامة السابق: حفظ المقاصة والإعداد Keith Arnaud
2006-07-26 HEASARC الصفحة الرئيسية | المراصد | أرشيف | معايرة | البرمجيات | أدوات | طلاب / مدرسون / عام

تقوم شركة HEASARC بالتوظيف! - يتم الآن قبول الطلبات لعالم لديه خبرة كبيرة واهتمام بالجوانب التقنية لأبحاث الفيزياء الفلكية ، للعمل في HEASARC في مركز جودارد لرحلات الفضاء التابع لناسا (GSFC) في جرينبيلت ، ماريلاند. الرجوع إلى سجل وظائف AAS للحصول على التفاصيل الكاملة.


الفرق الأساسي بين xspec وداعش هو أن ISIS صُممت لتكون قابلة للبرمجة. نظرًا لأن ISIS يدمج لغة البرمجة النصية S-Lang ، فإن معظم أوامر ISIS تكون كذلك المهام الأمر الذي قد يستغرق الحجج ويعيد القيم. في بعض الحالات ، يخفي التصميم هذا. على سبيل المثال ، يمكن استدعاء وظيفة fit_counts على النحو التالي: أو إذا لم يتم منع الفاصلة المنقوطة () في تكوين بدء تشغيل المستخدم ، فقد يكون هذا: لاستخدام البرمجة النصية ، يمكن استخدام النموذج الكامل: هنا أشرنا إلى اختياري وسيطات الوظيفة بتضمينها بين قوسين مربعين ([]).

  • رسائل الاستخدام
    إذا تم استدعاء دالة تتطلب وسيطة واحدة أو أكثر بدون وسيطات ، فعادة ما تتم طباعة رسالة استخدام.
  • مناسب
    تسرد الدالة apropos جميع أسماء الوظائف التي تحتوي على سلسلة فرعية معينة.
  • يساعد
    تسترجع وظيفة المساعدة الوثائق التفصيلية للوظيفة المحددة.

تحتاج إلى مشورة بين الكاميرا الجديدة أو جبل.

أرغب في ترقية الحامل الخاص بي إلى CEM60 والكاميرا إلى ASI 1600mm pro مع مرشحات Astronomik 31mm LRGB ، لكن لا يمكنني حاليًا سوى عمل واحد فقط. أي اقتراحات للترقية أولاً. لا أخطط لبيع ما لدي من الحامل أو الكنسي كما في الخطة المستقبلية لاستخدام cgem dx للمراقبة مع sct.

# 2 جيم ووترز

CEM60 هو أ أفضل بكثير تتعدد. يجب أن تكون الحوامل هي الأولوية رقم 1.

هل يلبي حامل CGEM احتياجاتك "الحالية"؟ كيف هو رد فعل DEC عنيف و P.E. / تتبع؟

# 3 قليل

# 4 WadeH237

لست متأكدًا من أنني أوافق على ترقية الحامل الآن. إذا كان التثبيت الحالي يعمل بشكل جيد بالنسبة لك الآن ، فسيستمر في العمل بشكل جيد مع كاميرا جديدة.

نظرًا لأنك تستخدم حاليًا DSLR ، فسترى عددًا من الفوائد المهمة مع ترقية الكاميرا. كما ذكرت ، فإن الانتقال إلى الكاميرا الأحادية سيفتح لك التصوير الفعال ذي النطاق الضيق. فائدة أخرى مهمة هي أن ASI1600 عبارة عن كاميرا مبردة ومنظمة بدرجة الحرارة. مع التبريد ، سينتج ASI1600 تعريضات فرعية أنظف بكثير من DSLR. علاوة على ذلك ، سيسمح لك تنظيم درجة الحرارة بمعايرة الغواصات بشكل أكثر تناسقًا وكفاءة. وذلك لأن الإطارات المظلمة والمتحيزة تتأثر بدرجة كبيرة بدرجة حرارة المستشعر. باستخدام كاميرا DSLR ، ستكون درجة حرارة المستشعر متغيرة باستمرار أثناء جلسة التصوير ، وسيكون من المستحيل تقريبًا مطابقة الإطارات المظلمة والمتحيزة تمامًا. باستخدام ASI1600 ، يمكنك اختيار درجة حرارة محددة للتصوير وبناء تحيز رئيسي وظلام يتناسب مع ذلك (أستخدم -10C ، حيث يمكن للكاميرا أن تبرد بسهولة إلى هذا الحد ، حتى في أحر الليالي التي أتصورها عادةً).

إذا كنت تواجه مشكلات في التتبع أو التوجيه ، أو إذا كنت تخطط لترقية التلسكوب قريبًا ، فقد ترغب في التفكير في تثبيت جديد أولاً. ومع ذلك ، فإن CGEM ليس جهاز تصوير سيئًا. يعد Atlas / EQ6 أحد أكثر حوامل التصوير شيوعًا ، ويرتبط ارتباطًا وثيقًا بـ CGEM. الاختلاف ذو الصلة مع CGEM هو أنه يستخدم محركات مؤازرة مع مجموعة مؤسفة من تروس الاختزال التي لا تدير عددًا زوجيًا من الدورات بدورة واحدة للدودة. هذا يعني أن هناك اختلافات غير دورية في التتبع لا يمكن أن تكون صحيحة مع PEC (ابحث عن نسب التروس غير الصحيحة لقراءة المزيد عن هذا). يستخدم Atlas / EQ6 نظامًا مختلفًا للقيادة مع محركات متدرجة ونسب عدد صحيح (أو حزام) لا يحتوي على هذه المشكلة. إذا كنت تقوم بالإرشاد ، وكنت سعيدًا بالنتائج ، فلا داعي للقلق.

بالنسبة لي ، عندما أشتري معدات جديدة ، عادةً ما أتطلع إلى معالجة الحلقة الأضعف. وأعتقد أن الكاميرا ربما تكون الحلقة الأضعف الآن.

# 5 جيف ستروف

أنا أتفق مع الحامل كأولوية.

# 6 ريشورن

واجهت مشكلة مماثلة ، حيث كنت أرغب في الترقية إلى mono من dslr ، وربما كنت بحاجة إلى ترقية تحميل ، ولكن كان علي اختيار واحدة.

لقد أجريت ترقية للكاميرا ، وأحببت وجود نطاق ضيق ، ولم أحصل على أي بيانات رائعة لأنني كنت أحارب التثبيت. بعد 4 أشهر من الألم في محاولة لضبط كل شيء وتحقيق التوازن فيه ، استسلمت وقمت بترقية الحامل. تجعلني الاختبارات الداخلية أعتقد أن كل شيء سيكون على ما يرام الآن ، ويجب أن يعمل كل شيء عندما تعود الشمس يومًا ما!

لذا IMHO ، سأقوم بترقية الحامل أولاً ، والاستمتاع بمدى ظهور صور dslr بشكل أفضل حتى تتمكن من تحمل 1600.

# 7 WadeH237

بدافع الفضول ، لماذا الجميع عمياء التوصية بترقية جبل؟

يستخدم OP بالفعل حاملًا يمكنه حمل نطاقه بسهولة وهو قادر تمامًا على تصوير السماء العميقة. لا نعرف شيئًا على الإطلاق عن النتائج التي يحصل عليها حاليًا ، لأنه لم يعلق عليها ولم يطلعنا على أي عينات. من المعقول تمامًا أن يكون تغيير الكاميرا خيارًا أفضل بكثير من شراء حامل جديد. ومن المعقول أيضًا أنه يواجه قيودًا متعلقة بالحمل. في هذه المرحلة ، نحن ببساطة لا تستطيع تقديم توصية مستنيرة.

هل نحن مهيئون جدًا لتقديم إجابات سريعة ، بحيث لا يمكننا على الأقل طرح بعض الأسئلة قبل إنفاق أموال شخص آخر؟

# 8 مونتي 87

حرره monty87، 03 ديسمبر 2019 - 05:50 م.

# 9 zxx

أجهزتي الحالية هي كما يلي:
الحامل: CGEM DX
النطاق: Esprit 100 مع ضبط تلقائي للصورة
الكاميرا: تعديل الطيف الكامل Canon T5i

أرغب في ترقية الحامل الخاص بي إلى CEM60 والكاميرا إلى ASI 1600mm pro مع مرشحات Astronomik 31mm LRGB ، لكن لا يمكنني حاليًا سوى عمل واحد فقط. أي اقتراحات للترقية أولاً. لا أخطط لبيع ما لدي من الحامل أو الكنسي كما في الخطة المستقبلية لاستخدام cgem dx للمراقبة مع sct.

هل تقوم بتوجيه CGEM DX الخاص بك؟ لدي هذا الحامل وهو يعمل بشكل رائع ، يرشد

# 10 مادراتر

أنا أتفق مع وايد في هذا. أود أن أرى نتائجه الحالية لتقديم توصية.

إذا كان أداء التثبيت جيدًا بشكل مقبول ، فلماذا تقوم بترقيته؟ ليس لدينا أي فكرة حقًا عن عدد الغواصات التي يخسرها أمام المنصة. أعتقد أن لدي فكرة جيدة عما يحصل عليه من خلال ترقية الكاميرا وهو أمر مهم.

قد يكون الحامل قطعة خردة وقد يرمي الكثير من الغواصات نتيجة لذلك. قد يقيد التثبيت بشدة المدة التي يمكن أن يستغرقها التعريض الضوئي بنجاح. هناك بالتأكيد أسباب وجيهة للقيام بذلك.

ولكن كما هو الحال ، ليس لدينا معلومات كافية لاتخاذ قرار مستنير.

تحرير: كتب هذا قبل أن يقول مونتي المزيد عن سبب رغبته في ترقية الحامل. هذه بالتأكيد أسباب وجيهة للقيام بذلك.

تحرير مادراتر، 03 ديسمبر 2019-05:53 مساءً.

# 11 مونتي 87

هل تقوم بتوجيه CGEM DX الخاص بك؟ لدي هذا الحامل وهو يعمل بشكل رائع ويوجه

# 12 zxx

لذا فإن cgem dx الخاص بي يعاني من رد فعل عنيف سيئ في ديسمبر وخطأ مرتفع في pec. لقد قمت بضبطها بشكل كبير مما ساعدني ، وقمت بتدريب الصدر ، لكنه يتطلب الكثير من المراقبة والعبث عندما يكون لدي رؤية جيدة. مقياس الصورة الخاص بي هو 1.6 وعادة ما أحصل على جذر متوسط ​​التربيع 1.3 قوسي مع الحامل مع 2 إلى 3 من الذروة العرضية إلى الذروة. معظم الغواصات الخاصة بي تبلغ حوالي 300 ثانية. لا يمكن أن ترتفع بسبب التلوث الضوئي. حاليًا في العمل ، ولكن بمجرد وصولي إلى المنزل ، سأقوم بنشر مقطع فرعي من جلستي الأخيرة.

لدي أيضًا الكثير من ردود الفعل العكسية من DEC ، وتوجيه DEC في اتجاه واحد هو الإصلاح.

# 13 مونتي 87

لدي أيضًا الكثير من ردود الفعل العكسية من DEC ، وتوجيه DEC في اتجاه واحد هو الإصلاح.

# 14 zxx

نجاح باهر دليل دكتوراه بلدي ليس حيث أن هذا جيد. RA الخاص بي ليس بهذه السلاسة أبدًا. لتوجيه ديسمبر في اتجاه واحد ، ما مقدار ما تحتفظ به من السلطة الفلسطينية؟ هل تعمل مع التردد؟

أنا أستخدم فقط النطاق القطبي الخاص بي لـ PA ، لذلك أنا خارج بما يكفي للحصول على الانجراف N أو S. بعد أن أحصل على DEC يستقر في اتجاه واحد ، سوف ينعم RA. أحافظ على عدوان DEC حتى لا يتجاوز. أنا لا أتردد لذا لست متأكدا.

حرره zxx، 03 كانون الأول 2019-06:08 مساءً.

# 15 مادراتر

هذا جيد. لدي حامل 5000 ونادرًا ما يكون إرشادي جيدًا. قد يكون ذلك بسبب الظروف. قد يكون ذلك بسبب أن zxx بها إعدادات غير صحيحة في PHD تجعلها تبدو أفضل مما هي عليه.

سيكون لرؤيتك المحلية الكثير لتقوله حول ما يمكن أن يقدمه حاملك.

# 16 zxx

هذا جيد. لدي حامل 5000 ونادرًا ما يكون إرشادي جيدًا. قد يكون ذلك بسبب الظروف. قد يكون ذلك بسبب أن zxx بها إعدادات غير صحيحة في PHD تجعلها تبدو أفضل مما هي عليه.

سيكون لرؤيتك المحلية الكثير لتقوله حول ما يمكن أن يقدمه حاملك.

إعداداتي صحيحة. كانت هذه ليلة جيدة ، متوسط ​​إجمالي RMS الخاص بي من 0.40 ثانية إلى 0.60 ثانية ، اعتمادًا على أي جزء من السماء أقوم بتصويره.

# 17 نيميتز69

لذا فإن cgem dx الخاص بي يعاني من رد فعل عنيف سيئ في ديسمبر وخطأ مرتفع في pec. لقد قمت بضبطها بشكل كبير مما ساعدني ، وقمت بتدريب الصدر ، لكنه يتطلب الكثير من المراقبة والعبث عندما يكون لدي رؤية جيدة. مقياس الصورة الخاص بي هو 1.6 وعادة ما أحصل على جذر متوسط ​​التربيع 1.3 قوسي مع الحامل مع 2 إلى 3 من الذروة العرضية إلى الذروة. معظم الغواصات الخاصة بي تبلغ حوالي 300 ثانية. لا يمكن أن ترتفع بسبب التلوث الضوئي. حاليًا في العمل ، ولكن بمجرد وصولي إلى المنزل ، سأقوم بنشر مقطع فرعي من جلستي الأخيرة.

كذلك هناك تذهب . ترقية الحامل

# 18 WadeH237

كذلك هناك تذهب . ترقية الحامل

بالنظر إلى هذه الأرقام ، أظن أنه لا يحصل على كل شيء من المنصة التي يستطيع (انظر إلى المنشور رقم 12 لمعرفة ما يمكن لـ CGEM المصنف جيدًا). إذا كنت أنا ، سأبذل جهدًا متضافرًا لتشغيل الحامل قدر الإمكان. إذا كانت النتائج بعد ذلك لا تزال غير مقبولة ، ومن بعد أود تغيير الحامل.

كانت جهودي الأولى في التصوير الجاد منذ وقت طويل مع تركيب CGE المبكر. في النهاية حصلت على الحامل يعمل بشكل موثوق به ، مع نجوم مستديرة باستمرار ، بطول بؤري يصل إلى 2000 مم. كانت نتائجي المبكرة مروعة جدًا ، ولكن بحلول الوقت الذي تقاعدت فيه من CGE ، كنت أعمل بشكل آلي بالكامل مع نسبة عالية جدًا من المشتركين "الحارس". أستطيع أن أقول بشيء من اليقين أن الجبل لم يتحسن في تلك السنوات. والعديد من الدروس التي تعلمتها من هذا الإعداد جعلت الانتقال إلى التثبيت المتطور سلسًا تمامًا.

# 19 شميه

بدافع الفضول ، لماذا الجميع عمياء التوصية بترقية جبل؟

لأن هذا ما نفعله هنا. هناك مجموعة صغيرة من التوصيات التي يجب علينا جميعًا الاختيار من بينها.

جبل ، جبل ، جبل. قم بترقية الحامل. إلى حد بعيد ودائما العامل الأكثر أهمية. أنفق 63٪ على الأقل من جميع مواردك على المنصة. جبل ، جبل ، جبل. أوه ، وقم بإقرانها بأصغر منكسر يمكن أن تجده.

# 20 مشاهد مرعوب

على الرغم من أنني لست على دراية شخصية بـ CGEM DX الخاص بك ، إلا أنه لا يمكنني التحدث إلا من تجربتي الخاصة مع Atlas EQ / G. كنت أواجه مشكلة في توجيه النتائج بشأن ما قيل لي إنه تثبيت جيد ، وفي النهاية أصبح جيدًا حقًا ، لكن كان علي العمل عليه. ذهبت أولاً إلى منتدى PHD2 وجعلتهم ينظرون إلى سجلات الدليل الخاصة بي وقضيت الكثير من الوقت في الاطلاع على جميع الإرشادات والمعايرة والإعدادات ووجدت أن جهاز التثبيت الخاص بي به خطأ دوري سيئ في معدات التحفيز ، لذا قمت بتحويله إلى حزام محرك الأقراص ، الذي اعتنى بالكثير من مشاكل التذبذبات العشر ثوان التي كنت أواجهها ، بالإضافة إلى أنني قمت باستبدال المحامل وضبط التفاوتات التي شددت كل شيء حقًا. لقد قضيت أيضًا الكثير من الوقت مع الإعدادات والمعايرة وتعلم الفروق الدقيقة في جهاز التثبيت الخاص بي. أخيرًا ، إنه يعمل تمامًا كما كنت أتمنى أن يكون عندما اشتريته (مستخدم). من خلال نتائج الآخرين أعلاه ، يبدو أن الحامل الخاص بك قادر على القيام بأشياء رائعة. كما قلت ، لست على دراية بها شخصيًا. إذا كانت المشكلات مجرد شروط أو معايرات أو أشياء أخرى من هذا القبيل ، فيمكن للآخرين مساعدتك.

ومع ذلك ، لدي أيضًا Esprit 100 (مع جهاز تركيز ضوء القمر) ولدي حاليًا نيكون عليه ، لكنني اشتريت للتو 1600 مم منذ أن كانت معروضة للبيع. لم أكن لأفعل ذلك حتى حصلت على جهاز التحميل الخاص بي يعمل بشكل صحيح - كما تعلمون ، قمامة بالداخل ، قمامة بالخارج.

لذلك ، يمكنك المضي قدمًا على افتراض أنه يمكنك تشغيل الحامل الخاص بك بشكل جيد والحصول على الكاميرا ، أو يمكنك وضع أساس أكثر صلابة مع تثبيت أكثر تكلفة والبقاء مع OSC الخاص بك - إذا كان توجيهك ضعيفًا ، فلن تفعل ذلك أبدًا رأيت الأفضل من الكاميرا الخاصة بك. مهما كان القرار الذي ستتخذه ، فأنا متأكد من أنك ستكون سعيدًا به. على الطريق. في النهاية ، من المحتمل أن يكون لديك كلا الخيارين.

راجع للشغل ، عندما تحصل على 1600 ، أتخيل أنك ستحصل أيضًا على عجلة EFW (؟). إذا لم يكن لديك أي شيء آخر في القطار البصري مثل OAG ، فستحتاج إلى محول إضافي للحصول على التركيز الخلفي Esprit 100 تمامًا وهو 63 مم من FF. لا يأتي مع كل شيء خارج الصندوق لجعله 63 مم. لقد اكتشفت ذلك بعد قياس كل شيء وتجربة كل مجموعة من الأجزاء التي يقدمونها لك. لقد حصلت عليها إلى الحاجة إلى محول T2 / T2 واحد فقط بعشرة دولارات وعدد قليل من فواصل delrin التي طلبتها الأسبوع الماضي. ولكن ، إذا كنت تقوم أيضًا بوضع OAG ، فقد تكون على ما يرام ، لا يمكنني الإجابة على ذلك لأنني ما زلت أستخدم نطاقًا إرشاديًا. لا تزال تنتظر وصول قطع الغيار.
توم

حرره horrifiedonlooker، 03 ديسمبر 2019-11: 21 مساءً.


إعادة البناء بعامل غير صحيح - علم الفلك

تخفيض هي عملية تحويل البيانات الأولية إلى منتج معاير بعد ذلك يتم تحليل البيانات. البيانات التي تحصل عليها من Mt. يجب تخفيض Stony Brook Observatory للبيانات التي تقوم بتنزيلها من الأرشيف ، ويتم تقليلها ومعايرتها جزئيًا على الأقل.

تحليل البيانات هو قلب هذه المعامل. تحتاج إلى تحديد القياسات المطلوبة ، ثم كيفية تفسير تلك القياسات. نظرًا لحجم البيانات ، من العملي عمومًا تحليل البيانات الفلكية باستخدام جهاز كمبيوتر فقط. توجد حزم برامج تمت كتابتها خصيصًا لتحليل البيانات الفلكية (انظر القسم الرابع ، ولكن في هذا المختبر سوف نتجنب البرامج المعلبة ، ونطلب منك القيام ببعض البرمجة الأولية. لهذا ، نستخدم IDL ، لغة البيانات التفاعلية. يبسط إلى حد كبير مهام تصور البيانات ، وهو جزء رئيسي من تحليل البيانات.يمكن للطلاب الذين يشعرون براحة أكبر مع اللغات الأخرى (على سبيل المثال ، FORTRAN ، BASIC ، C) إجراء التحليل بهذه اللغات.

إذا كنت بحاجة إلى تحديث لنظام التشغيل LINUX ، فيرجى قراءة هذا.

II. تمهيدي على IDL

  • كتاب الطبخ IDL الخاص بكريستوف موريسيت للمبتدئين.
  • الأسئلة الشائعة حول IDL.
  • دليل Coyote لبرمجة IDL ، والذي يتضمن قائمة أكثر شمولاً لمواقع الويب ذات الصلة بـ IDL.
  • مكتبة مستخدمي علم الفلك في IDL. هذه الإجراءات موجودة في / المنزل / الطالب / الإجراءات / الإسطرليب.
  • مكتبة JHU APL IDL.

ولكن قبل أن تذهب إلى أي من المواقع المذكورة أعلاه ، اقرأ بقية هذا التمهيدي أولاً.

    يجب أن يحدد ملف .cshrc الخاص بك IDL_PATH متغيرًا. يشير هذا إلى الدلائل التي تحتوي على الإجراءات التي قد ترغب في تشغيلها. يجب أن يبدو مثل: setenv IDL_PATH +

  1. الجهاز ، الاحتفاظ = 2 وهذا يتيح تخزين النسخ الاحتياطي ، بحيث لا تضيع نافذة الرسومات المخفية عندما تنتقل إلى الخلفية.
  2. الجهاز ، صحيح = 24 يمكّن 3 مستويات ، 24 بت ألوان.
  3. الجهاز ، المتحلل = 0 يتيح ألوان 8 بت. هذا يجب أن يتبع الجهاز ، صحيح = 24 بيان.

يمكنك تشغيل IDL بإحدى طريقتين: في سطر الأوامر (المفضل لدي) أو في نافذة عنصر واجهة مستخدم IDLDE.

لتشغيل IDL ، إما النوع idl في موجه الأوامر في نافذة طرفية ، أو انقر فوق IDL رمز على سطح المكتب (يبدأ هذا idlde). في بيئة dlse ، تقوم بإدخال الأوامر في أسفل الشاشة ، في سطر إدخال الأوامر. يتم صدى الأوامر (ونتائجها) في نافذة الإخراج العلوية. اقرأ الفصل 4 من "استخدام IDL" للحصول على تفاصيل حول واجهة IDL Windows. من الممكن تغيير التخطيط. هناك مساعدة متاحة على الإنترنت.

بمجرد بدء تشغيل IDL ، يجب عليك التحقق من الدليل الافتراضي الخاص بك. طريقة واحدة لمعرفة مكان وجودك هي الكتابة
CD، CUR = CUR & PRINT، CUR. يجب أن تكون في / الوطن / الطالب، إلا إذا انتقلت مسبقًا إلى دليل فرعي. إذا لم تكن كذلك ، فانتقل إلى هناك عن طريق الكتابة
قرص مضغوط ،

". يعمل الأمر CD في IDL بنفس طريقة dows في UNIX ، فيما عدا أن الوسيطة يجب أن تكون سلسلة وأن المحدد هو فاصلة. على سبيل المثال ، يترجم أمر UNIX cd mydir إلى cd ، "mydir". يمكنك أيضًا تعيين الدليل الافتراضي في نافذة idlde بالنقر فوق ملف ، ثم التفضيلات ، ثم الانتقال إلى صفحة بدء التشغيل. غير ال عمل اخراجي، ثم قم بتطبيق التغيير (انقر فوق تطبيق و نعم).

بالإضافة إلى القدرات الجوهرية ، توجد مكتبة كبيرة ومتنامية من الإجراءات التي يوفرها المستخدم. الأكثر فائدة لأغراضنا هي مكتبة مستخدمي علم الفلك. هذه الإجراءات هي في / المنزل / الطالب / إجراءات idl / الإسطرليب. يوجد وصف موجز للمحتويات في /home/student/idlprocedures/astrolib/contents.txt.

بالنسبة للجزء الأكبر ، ستحتاج فقط إلى أوامر IDL البدائية لعرض وقياس بياناتك. تكون ملفات البيانات بشكل عام بتنسيق FITS ، والتي يمكنك قراءتها بسهولة في IDL باتباع هذه الإرشادات. ستتألف البيانات بعد ذلك من رأس H (مصفوفة سلسلة) ومصفوفة بيانات D ، والتي قد تكون متعددة الأبعاد.

مؤشرات على استخدام IDL

  • فهرس العنصر الأول في المصفوفة هو 0 ، وليس 1.
  • IDL موجه نحو المتجهات. يمكن إجراء العديد من العمليات التي تتطلب حلقة في FORTRAN في سطر واحد ، بدون حلقات ، في IDL.
  • IDL ليست حساسة لحالة الأحرف.
  • يتميز IDL بالكتابة الديناميكية. على سبيل المثال ، يمكنك تغيير متغير النقطة العائمة (أ = 3.14159) إلى عدد صحيح (أ = 3) باستخدام الأمر A = FIX (A). احذر: يمكنك تغيير مصفوفة (A (512،512)) إلى عدد من خلال إعادة تعريفها ببساطة (A = 0). لاحظ أن هناك أوقاتًا تريد فيها القيام بذلك ، مثل تقليل استخدام الذاكرة.
  • لاحظ أن العدد الصحيح الافتراضي في IDL يبلغ طوله 16 بت ، وبالتالي لا يمكن أن يتجاوز 32767. إذا كنت تتوقع استخدام أعداد صحيحة أكبر ، فتأكد من تعريفها على أنها LONG (أي 50000L) من خلال إلحاق "L" بالعدد الصحيح.
  • إذا كنت تخطط للعمل بأرقام فاصلة عائمة كبيرة (مثل أيام جوليان) ، فيجب أن تعمل بدقة مضاعفة. إذا قمت بتعيين JD = 2455555.789 ، ثم قمت بطباعته ، ستجد أن JD = 2455555.75. لقد خسرت 0.39 يومًا لأن الأرقام الدقيقة الفردية تخزن فقط 6-7 أرقامًا مهمة. ومع ذلك ، بالتصريح عن JD = 2455555.789D0 ، فإنك تحتفظ بحوالي 14 رقمًا معنويًا ، ودقة ملي ثانية.

مؤشرات على رسومات IDL تحت Windows

  • يتم تعيين حجم النافذة الافتراضي في نافذة تفضيلات IDL. انقر على FILES ، ثم على التفضيلات ، وانتقل إلى Graphics. الحجم الافتراضي هو 400 × 300 بكسل. يمكنك إنشاء نافذة في الوقت الحقيقي بالحجم (X ، Y) باستخدام الأمر WINDOW ، xsize = X ، ysize = Y.
  • يبدو أن تغيير جداول الألوان لا يؤثر على النوافذ الموجودة. تحتاج إلى إنشاء نافذة جديدة. إما حذف النافذة الحالية باستخدام WDELETE ، أو إنشاء نافذة جديدة باستخدام WINDOW
  • يحتوي متغير النظام! d.name (HELP، / ST،! D) على اسم جهاز الرسومات الحالي. الافتراضي هو "X". لتغيير جهاز الرسم ، استخدم SET_PLOT ، الأمر dev. ديف هو اسم جهاز الرسم. يستخدم ملاحظة لإنشاء ملف بوستسكريبت على القرص ، استخدم dev =طابعة لإرسال قطعة الأرض مباشرة إلى الطابعة. لاحظ أن ديف عبارة عن سلسلة. على سبيل المثال ، استخدم SET_PLOT ، "PRINTER" لإرسال قطعة الأرض إلى الطابعة. تحقق من ملف HELP على DEVICE للحصول على العديد من الخيارات الأخرى. ثم قم بعمل مخططك (لن ترى أي شيء على المحطة). بعد التآمر على الجهاز ، تحتاج إلى كتابة DEVICE ، / close و SET_PLOT ، 'X' لإعادة التعيين على شاشة المحطة الطرفية.

أبعاد التفريغ

لاستخراج العمودين 2 و 3 من مصفوفة n x m D ، استخدم الأمر S = D (2: 3، *). ينتج عن هذا صفيف 2 x m.
لاستخراج الأعمدة 1 و 3 و 4 من مصفوفة n x m D وإنشاء مصفوفة 3 x m ، S ، أنشئ أولاً متجهًا من الفهارس ، مثل k = [1،3،4]. ثم يقوم الأمر S = D (k، *) باستخراج الأعمدة الثلاثة.

يتم استخراج الصفوف بنفس الطريقة بالضبط.

رسم البيانات وقياسها

يمكن عرض البيانات ثنائية الأبعاد باستخدام ملف تلفزيون. لاحظ أن النافذة تعرض قيم البايت ، و قطعة لا يقوم بأي قياس بايت. يستخدم TVSCL ، البيانات أو تلفزيون ، BYTSCL (بيانات) لتوسيع نطاق بياناتك بشكل مناسب. لاحظ أنه إذا كان لديك عدد قليل من البكسلات أكثر سطوعًا من البقية ، فقد لا ترى الكثير. هذا بسبب ضغط النطاق الكامل إلى حوالي 256 مستوى شدة. استخدم ال < عامل التشغيل لاقتطاع الصورة (على سبيل المثال ، TVSCL ، البيانات

استخدام المؤشر لقياس المواقف

من أجل استخدام ملف المؤشر الأمر للصور ، فأنت بحاجة إلى إعداد حدود المؤامرة بشكل صحيح (قد تكون هناك طرق أكثر أناقة ، لكن هذا يعمل!). هذا مشفر في الإجراء TVPLOT، وهو موجود في idl / tvlib الدليل. اكتب TVPLOT ، / HELP. بعد رسم صورة باستخدام TVPLOT، يمكنك استخدام الإجراء بكسل، لاستدعاء المؤشر واستخراج المواضع وقيم الصفيف. اكتب PIXEL ، / HELP للحصول على الإرشادات.

إذا كانت صورتك أكبر من الشاشة

استخدم ال يساعد أو بحجم أمر لتحديد طول المحاور. إذا كانت غريبة ، فقم باقتطاع الصورة. على سبيل المثال ، إذا كانت صورتك عبارة عن صورة مقاس 1663 × 1663 ، فقم باقتطاعها إلى 1662 × 1662 باستخدام ما يلي: my_new_array = my_old_array (0: 1661،0: 1661) ثم أعد تثبيتها. my_small_array = rebin (my_new_array، 831،831) سينتج مصفوفة 831 x 831.

إذا كنت ترغب في تقليص الصورة بمعامل 4 ، فسيتعين عليك اقتطاع الصورة الأصلية إلى 1660 × 1660 ، ثم إعادة تثبيتها إلى 415 بكسل.

  • يتغير حجم الصورة حسب عامل الانكماش. إذا كان مقياس اللوحة في رأس FITS ، على سبيل المثال ، 0.4 قوس ثانية / بكسل ، وقمت بتقليص الصورة بمعامل اثنين ، فسيكون هناك 0.8 قوس ثانية / بكسل في الصورة المعاد تكوينها. إحداثيات البكسل المركزي لا تتغير.
  • لا يتم حفظ الجريان في إعادة التمرين. يتم الحفاظ على سطوع السطح ، في عدد وحدات البكسل. اضرب الصورة في مربع عامل إعادة التثبيت لاستعادة إجمالي التهم.

عمل المؤامرات المطبوعة

يمكنك حفظ المؤامرة كملف بوستسكريبت باستخدام اسم الجهاز ps. إذا قمت بذلك ، سيفتح الأمر set_plot، 'ps' ملفًا يسمى idl.ps، والجهاز ، / إغلاق الأمر يغلق الملف. يمكنك بعد ذلك طباعة هذا الملف أو حفظه على قرص مرن أو FTP في مكان ما. أعد تسميته إذا كنت تريد حفظه. يمكنك استخدام أمر الجهاز لتعيين اسم الملف - راجع الوثائق.

هياكل IDL

تشبه الهياكل المصفوفات ثنائية الأبعاد ، ولكن يمكنك مزج أنواع متغيرة داخل بنية.

يمكنك تحديد وملء هيكل الحجم هذا على النحو التالي

من السهل استخراج مصفوفة أو قيمة من بنية. في هذا المثال ، يمكن استخراج صفيف النطاق V في المصفوفة V بواسطة v = mags.v. لاستخراج مقدار V للنجم i ، استخدم v = mags (i) .v.

اقرأ دليل IDL لمزيد من المعلومات.

مشاكل

If you attempt to exit IDL after getting an error in a procedure, a dialog box may pop up asking you if you wish to save the changes to the procedure. Answer NO .

III. Uncertainties

To first order, we rely on Poisson (counting) statistics. Most modern astronomical detectors are digital. Each count coming out of the detector represents a certain number of photons. The ratio of counts to photons is called the detector gain. This is largely fixed by the detector and the electronics, but may depend on, for example, the spectrum of the input photons. The uncertainty on the signal is given not by the square root of the number of counts, but by the square root of the number of detected photons. Since most detections involve 2 or more pixels, errors must be summed in quadrature to estimate to net uncertainty.

All astronomical measurements take place against some background. This background may consist of a number of components. There may be instrumental background (e.g., read noise in a CCD) or sky background (the sky is not black). The background generally must be subtracted from the measurement. For example, if you measure the flux in an emission line, it is often superposed on a continuum, or the image of an object is superposed on a non-zero background. Since these backgrounds contribute counts, and they have an associated measurement uncertainty. You must estimate the errors for the background region independently, and then propagate errors when you subtract the background (refer here for details).

Always include the uncertainty when you state a result.

IV. Software Packages for Astronomy

    the IDL astronomy software libraries discussed above , the Interactive Reduction and Analysis Facility. IRAF provides a large number of basic tools, centered around reduction of CCD data. It was originally developed at Kitt Peak National Observatory to provide a uniform environment for reduction of data from the national observatories, and has since grown to encompass Hubble Space Telescope (STSDAS) and X-ray astronomy (PROS) data.


EAA with a small refractor?

I typically use my C8 with various levels of reduction for EAA but I was wanting to possibly get something more portable and with a wider FOV so I was looking at some small and fast refractors like the Radian Raptor.

So has anybody had much look with a small refractor in the 60-80 mm range? I know people do pretty well with a 6" SCT but was wondering if EAA suffers with a really small aperture.

#2 nicknacknock

A man of many qualities, even if they are mostly bad ones

I use a 60mm Borg, currently with a 0.7x reducer. Of course it is doable - literally anything can be used as EAA is an aperture multiplier!

#3 Mitrovarr

I've had good experiences with my AT80ED. It's good for things you think it'd be good for (large extended nebulae, big clusters, etc.) and not so good at things you wouldn't expect it to be good for (small things like galaxies and planetaries) although it's still decent.

#4 Noah4x4

I've had good experiences with my AT80ED. It's good for things you think it'd be good for (large extended nebulae, big clusters, etc.) and not so good at things you wouldn't expect it to be good for (small things like galaxies and planetaries) although it's still decent.

I too have agonised over this same question Dave and this post regarding the highly rated AT80ED sums up why I have hesitated. It is evident that a small Refractor also has limits, but it can plug a gap in our armoury. With the 8" SCT we have options at f/2 (Hyperstar), f/6.3 and f/10. The missing link (IMHO) is perhaps at f/4. I wonder if Night Owl will ever appear?

If portability is your objective, then that is a different subject. However, I keep my 8" Evolution fully assembled and can carry it the ten yards to its location. But that is also why I gave up with my wedge that added 16lbs and wasn't necessary for EAA. I did have a Nexstar 4SE intended for air travel and sold it as whilst a nice travel scope it was far too limited. I fear that a small Refractor might suffer the same destiny.

#5 GazingOli

as in my signature: custom triplet apo 80/480 reduced with a cheap x0.5 with the wrong backfocus = factor 0.7 but no distorsions. Riding on the CPC makes a great FOV, if necessary. See my galaxy (link in my signature).

Actually I am not doing too much with the apo at the moment, because I am more after the smaller galaxies and as long as it fits into the FOV of the C8 I prefer the bigger scope.

#6 descott12

Portability is not a huge factor. I mostly am looking for a really wide FOV for some Milky Way photography (like is done with a DSLR and wide angle lens) and also just for wider fields than I can get with my HyperStar. For example, I would love to capture M42 + the horse head and maybe even part of Barnard's loop all in one field. The Raptor I mentioned above would get almost 5 degrees with my 294 so that would be pretty cool to play with.

I would like it to be small so it would be easy to take to a dark site with my 102 mm Mak (if that ever happens. ) but this will be primarily for EAA in my observatory and maybe a start at pseudo-AP using longer exposure live stacking (I will NEVER do all the post-processing required for actual AP!).


Exact Analytical Solutions for Fractional Viscoelastic Fluids

7.1 Introduction

7.1.1 The Viscoelastic Non-Newtonian Fluids

The viscoelastic non-Newtonian fluids typically include polymer solutions, thermoplastics, granular materials, resin, paints, asphalt, gel, biological fluids such as blood, cerebrospinal fluid, endobronchial secretions, etc. They are the subject of intensive research and development in medicine and many industries including polymer, metallurgy, chemical, plastics, oil, and food industries ( Deville and Gatski, 2012 Miller and Ross, 1993 Oldham and Spanier, 1974 Podlubny, 1999 Samko et al., 1993 ).

In industries, an increasing number of metallic materials has been replaced by polymers and composites. The motivation for this replacement is weight reduction, faster production, and additional functionality. Polymers involve a broad range of scales from the nanometer scale (carbon nanotube, graphene, fullerene, etc.) to the millimeter scale (particles, fibers, etc.) to the macroscopic scale (fibrous reinforcements made of continuous fibers in bundles, etc.). In continuous fiber-reinforced polymers, the impregnation of the reinforcement with a low-viscosity polymer involves the flow of a Newtonian or non-Newtonian fluid in the complex multiscale microstructure related to the fiber. In the development of this type of composite materials, it is necessary to understand the composite manufacturing processes to ensure complete and uniform solidification, and accurate fiber placement and control.

In general, polymer solutions exhibit a variety of non-Newtonian fluid properties—the shear viscosity of most polymeric fluids is not constant. As a result, the traditional models of Newtonian fluids must be modified. In addition, polymeric fluids are viscoelastic materials, meaning that the stress endured by a fluid element depends on the history of the deformation experienced by that element. This is the memory effect of polymeric fluids. These two effects of nonlinearity and memory are responsible for numerous flow phenomena of industrial relevance that need to be modeled, predicted, and possibly controlled by means of a combination of mathematical and physical models, and computational and statistical methods ( Bellout and Bloom, 2014 Weigand, 2015 ).

The class of viscoelastic fluid models typically contains the Maxwell, Kelvin–Voigt, Jeffreys, Oldroyd-B, and Burgers models. These mechanical models combine the discrete elastic element (the spring) and the viscidity element (the damper) in different ways ( Miller and Ross, 1993 Oldham and Spanier, 1974 Podlubny, 1999 Samko et al., 1993 ). These models involve integer-order derivatives, which have the locality property ( Havlin and Ben-Avraham, 2002 Khan et al., 2009a,b,c,d Mahmood et al., 2009 ).

However, the classical integer-order differential theory was not flexible enough to fit experimental data on the transport process of viscoelastic fluids. Fractional Maxwell model ( Fetecau et al., 2009 Fetecau et al., 2010 Li et al., 2016 Vieru et al., 2008 Zheng et al., 2011c ), fractional Oldroyd-B model ( Khan et al., 2012 Qi and Xu, 2007 Zheng et al., 2011a,b ), and fractional Burgers model ( Liu, 2011 Lorenzo and Hartley, 2008 ) have been proposed. These fractional dynamical models can be reformulated as multiterm time-fractional dynamical systems with fractional differential operators. A list of the key literature is given in ( Li, 2014 Liu, 2011 Zheng and Zhang, 2011 ).

Maxwell model, for example, describes the physical characteristics that are equal to a spring and a damper in series, which can accurately describe the stress relaxation phenomenon ( Fig. 7.1 ).

Figure 7.1 . (A) Maxwell model (B) Kelvin–Voigt model.

Assume that γ denotes the length of the total elongation, γ1 refers to the spring (elasticity), and γ2 refers to the damper (viscosity). The Maxwell model is, according to connection in series,

The Kelvin–Voigt model is equal to a spring and a damper, according to connection in parallel,

The Jeffreys model describes a physical model of a spring and a damper, according to connection in series, and then connection in parallel with a damper:

The constitutive equation of the Burgers model is:

7.1.2 The Fractional Calculus

The fractional derivatives have been successfully applied to characterize the constitutive relationship of viscoelastic non-Newtonian fluid. The scalar form of fractional calculus operator theory is applied to the viscoelastic fluid constitutive equations, by using the fractional derivatives to replace the integer order derivatives, so that the characterizations of the problems are more extensive. For some special geometry boundary conditions, some special functions are applied to the theory of fractional calculus operators, such as generalized Gamma function, Beta function, ه-function, G-functions, R-functions, ح-function, Mittag–Leffler function, Wright function, etc. One can often get the closed form exact analytical solutions to the problems, so as to reveal the flow and heat transfer characteristic of viscoelastic fluid, and when the fractional order derivative of α → 1 the obtained solutions tended to integer order derivative of Newton fluid solutions ( Fetecau et al., 2009 Khan et al., 2012 Li, 2014 Li et al., 2016 Liu, 2011 Oldham and Spanier, 1974 Weigand, 2015 Zheng et al., 2011a,b,c Zheng and Zhang, 2011 ). In the following, we show the applications of fractional calculus in studying flow and heat transfer behavior for several classical types models of fractional viscoelastic fluids.


Pixel interpolation¶

The translations, rotations and scalings can be calculated with bilinear or B-spline interpolation (with order 2,3,4,5,6,7,8 or 9). The B-spline interpolation is implemented with an algorithm programmed by P.Thevenaz, available here. Many thanks to him for this very nice piece of code, all the documentation and his detailed responses to some questions I asked.

For astronomy, one key aspect is that both the bilinear and Bspline interpolations algorithm will not affect the normalisation of the image, for an isometric transformation (a transformation that keeps distances unchanged: translation and rotation, but not scaling). Thus the bilinear and Bspline algorithm can, in principle, be used for photometry.

The other aspect is the accuracy of the interpolation algorithm. The bilinear interpolation has not a very good reputation, because for non-integer shift values, a translation will smooth the background noise of the image, completely changing its aspect. The Bspline algorithm is much better and does not create such image degradation.

The accuracy of the interpolation algorithms has been quantified in the section VIII of this paper, where about 40 different interpolation algorithms are compared. Three different pictures are considered, and are rotated 15 times by 24 degrees. The obtained image, after the 15 consecutive rotations, is compared to the original image. If the transformation is ideal, then the initial image should be recovered (since 24*15 deg = 360 deg). From the comparison it is clear that the Bspline algorithm is one of the best approaches known. In fact, the Bspline interpolation with order 3 is a standard algorithm in image processing.

Bspline interpolation with order 3 (also called “cubic Bspline”) is the interpolation that we recommend to use.


ACKNOWLEDGEMENTS

We acknowledge support from STFC and a UGC-UKIERI Thematic Partnership. JAP is part supported by a University of Southampton Central VC Scholarship, and thanks D Ashton for spectral timing help. Observations were made with the GTC telescope (Spanish Observatorio del Roque de los Muchachos, Instituto de Astrofísica de Canarias), under Director’s Discretionary Time. JM acknowleges financial support from PNHE in France, OCEVU Labex (ANR-11-LABX-0060), and the A*MIDEX project (ANR-11-IDEX-0001-02) funded by the ‘Investissements d’Avenir’ French government program managed by the ANR. TS thanks the Spanish Ministry of Economy and Competitiveness (MINECO grant AYA2017-83216). AV acknowledges the Academy of Finland grant 309308. HiPERCAM and VSD funded by the European Research Council (FP/2007–2013) under ERC-2013-ADG grant agreement no. 340040. SMARTNet helped to coordinate observations. We also thank the referee for their valuable comments. We have made use of software and web tools from the High Energy Astrophysics Science Archive Research Center ( heasarc ).


شاهد الفيديو: لو بطل يهتم بيكي امشي على الخطة دي. هي وبس (شهر اكتوبر 2021).