الفلك

كيف أستمد العمق في صورتي (الحد الأقصى)؟

كيف أستمد العمق في صورتي (الحد الأقصى)؟

رأيت أن بعض الاستطلاعات ذكرت أن عمقها يبلغ 27.5 درجة.

هل لي أن أسأل إذا كان لدي مجموعة بيانات بالحجم وأخطائها ، على سبيل المثال لدي نطاق Jي_ م,j_cmsig,j_msigcom,j_snrمن Sextractor.

كيف يمكنني استخلاص عمق حجم 3 سيغما في هذه الحقول للمقارنة مع المسح الآخر.


إنه الحجم الذي يكون فيه متوسط ​​نسبة الإشارة إلى الضوضاء (أفترض أن هذا ما يمثله j_snr) هو 3.


الموضوع: الحجم المطلق لمجرة درب التبانة: ما هو؟

تحتوي صفحة الويب هذه التابعة لجامعة أريزونا على مجموعة لطيفة ومفصلة من الجداول (وأكثر) تعطي الحجم المطلق للشمس.

الأمر الذي جعلني أتساءل ، ما هو الحجم المطلق لمجرة درب التبانة (MW)؟ في مختلف النطاقات الموجية (المرشحات الملقبة)؟ وكيف تم تقدير مثل هذا الشيء على أي حال ، بالنظر إلى أننا في أعماق MW؟ أيضًا ، ألا يعتمد الحجم الظاهري للميغاواط (الذي يتم تقدير الحجم المطلق منه) على زاوية الرؤية (على الأقل في النطاقات الزرقاء) كما تعلم ، والميل ، وممرات غبار القرص ، إلخ؟

المقدار المطلق هو مقياس لمعان جسم سماوي ، على مقياس حجم فلكي لوغاريتمي. يُعرَّف الحجم المطلق لجسم ما على أنه مساوٍ للحجم الظاهري الذي يمكن أن يمتلكه الجسم إذا تم مشاهدته من مسافة 10 فرسخ فلكي بالضبط (32.6 سنة ضوئية) ، دون انقراض (أو تعتيم) ضوءه بسبب امتصاصه جزيئات الغبار بين النجوم.

لست متأكدًا من أن مجرة ​​درب التبانة (أو أي مجرة ​​أو عنقود نجمي) يمكن أن يكون لها حجم مطلق ، حيث أن المسافة المطلوبة للقياس أقصر من أن تجعل القياس ذا مغزى. إذا ثبت أنني مخطئ في هذا ، فسأعترف بخطئي وأذهب إلى العبث.

المقدار المطلق هو مقياس لمعان جسم سماوي ، على مقياس حجم لوغاريتمي فلكي. يُعرَّف الحجم المطلق لجسم ما على أنه مساوٍ للحجم الظاهر الذي سيحصل عليه الجسم إذا تم مشاهدته من مسافة 10 فرسخ فلكي بالضبط (32.6 سنة ضوئية) ، دون انقراض (أو تعتيم) ضوءه بسبب امتصاصه بواسطة جزيئات الغبار بين النجوم.

لست متأكدًا من أن مجرة ​​درب التبانة (أو أي مجرة ​​أو عنقود نجمي) يمكن أن يكون لها حجم مطلق ، حيث أن المسافة المطلوبة للقياس أقصر من أن تجعل القياس ذا مغزى. إذا ثبت أنني مخطئ في هذا ، فسأعترف بخطئي وأذهب إلى العبث.

لا نحتاج إلى ملاحظة جسم من 10 فرسخ فلكي لتحديد لمعانه. نقيس كمية الضوء من أي مسافة ونحسب مدى سطوع جسم مضغوط ينبعث منه نفس الكمية الإجمالية من الضوء عند 10 فرسخ فلكي. هذا الأخير هو حسب التعريف القياسي الحجم المطلق. بالطبع لن نحصل على هذا القدر من الضوء من مجرة ​​إذا كنا على بعد 10 فرسخ من أي جزء منها ، لأن معظمها سيكون بعيدًا جدًا.

من معلومات المسافة المنشورة والحجم الظاهر ، تقديري لـ M31 هو حوالي -21. يجب أن تكون مجرة ​​درب التبانة قريبة من ذلك.

هناك شيء واحد يثير فضولتي تمامًا: إلى أي مدى يتم أخذ زاوية الرؤية (أو الميل) في الاعتبار ، عند تقدير الحجم المطلق للمجرة؟

مناسب للمركبات البيضاوية ، ولكنها خاصة بالنسبة إلى الحلزونات ، Sb و Sc (و SBb و SBc) ، لأنها تحتوي على الكثير من الغبار. والذي يمتص بشكل انتقائي أطوال موجات أقصر (& quotbluer & quot) ويعيد إشعاعها (في الغالب) في منطقة معلومات الطيران.

هل يحاول علماء الفلك & الاقتباس & الاقتباس من أجل الميل؟ إذا كان الأمر كذلك ، فكيف؟

من الواضح أن هذا التأثير أكبر بكثير على تقديرات الحجم المطلق في نطاق معين (على سبيل المثال ، u أو i) مقارنة بالتقديرات البوليومترية المطلقة (حيث توجد محاولة لجمع كل الضوء المنبعث).

هناك شيء واحد يثير فضولتي تمامًا: إلى أي مدى يتم أخذ زاوية الرؤية (أو الميل) في الاعتبار ، عند تقدير الحجم المطلق للمجرة؟

مناسب للمركبات البيضاوية ، ولكنها خاصة بالنسبة إلى الحلزونات ، Sb و Sc (و SBb و SBc) ، لأنها تحتوي على الكثير من الغبار. والذي يمتص بشكل انتقائي أطوال موجات أقصر (& quotbluer & quot) ويعيد إشعاعها (في الغالب) في منطقة معلومات الطيران.

هل يحاول علماء الفلك & الاقتباس & الاقتباس من أجل الميل؟ إذا كان الأمر كذلك ، فكيف؟

(2) هذا يعتمد. كان تأثير الغبار على إشعاع المجرات الناشئ (متقطعًا ومتقطعًا) موضوعًا رئيسيًا (نظام المجرات المتداخلة). يتطلب العمل على كيفية تصحيح هذه التأثيرات فهم اختيار العينة بتفصيل كبير (كما قال Dave Burstein ذات مرة في هذا السياق بالضبط ، لا تعطي عينة من مليون مجرة ​​قوة إحصائية إذا كان التحديد متحيزًا). بشكل عام ، فإن الحدود هي (أ) المجرات التي لا تحتوي على غبار داخلي لها نفس اللمعان الظاهري المرئي من جميع زوايا الميل ، و (ب) المجرات المعتمة لها نفس سطوع السطح الذي يُنظر إليه على شكل اتجاه ، حيث نرى فقط طبقة خارجية في كل منها نقطة (وعمق تلك الطبقة يعتمد على الطول الموجي). في الممارسة العملية ، نرى شيئًا ما بينهما. يمكن للمرء أن يجد العديد من الوصفات ، بما في ذلك في بعض الأحيان صراحة خصائص الانتفاخ باعتبارها أقل تأثراً بالغبار المركز على القرص. على سبيل المثال ، هناك وصفة مفصلة إلى حد ما في الفهرس المرجعي الثالث للمجرات الساطعة من دي فوكولور وزملائه تستخدم لاشتقاق المقادير الإجمالية المصححة للميل.

& ltHobbyhorse تنبيه & GT
السؤال الذي يتم تناوله الآن هو إلى أي مدى يمكن تقدير تأثيرات الغبار من خصائص المجرة الأخرى ، ومقدار التبعثر ، على سبيل المثال ، لنوع هابل الثابت واللمعان. على سبيل المثال ، ترسم حلقات الرنين ISM بما في ذلك الغبار من حلقة أوسع إلى حلقة ضيقة ، مما ينتج عنه منطقة شبه شفافة على أحد الجانبين أو كلاهما. كمثال خارج الحائط ، هذا الحلزون الحلقي في Abell 2218 مضاء من الخلف بقوس ذو عدسة جاذبية ، مما يوضح مقدار الضوء الذي يأتي عبر القرص مباشرة داخل وخارج الأجزاء الحلزونية من الغبار.


التحيز المرصود الذي يؤثر على تحديد مقياس المسافة خارج الجسم

الملخصتمت مراجعة تأثير تحيز Malmquist على دراسات المسافات خارج المجرة ، مع لمحات موجزة من التاريخ من Kapteyn إلى Scott. يتم إيلاء اهتمام خاص لنوعين من التحيزات ، حيث تم اقتراح أسماء تحيزات Malmquist من النوع الأول والثاني. تتم مناقشة جوهر هذه التحيزات والمواقف التي تحدث فيها.

يرتبط التحيز من النوع الأول بانحياز Malmquist الكلاسيكي (الذي يتضمن "تأثير الحجم") ، بينما يظهر التحيز من النوع الثاني عند ملاحظة الشموع القياسية على مسافات مختلفة (حقيقية) ، حيث يقطع حد الحجم جزءًا من وظيفة اللمعان. على وجه الخصوص ، تسمح دراسة التحيز الأخير في مؤشرات المسافة مثل Tully Fisher ، المتاحة لعينات أساسية كبيرة من المجرات ، ببناء مقياس مسافة مطلقة غير متحيز في كون المجرة المحلي حيث يمكن اشتقاق المسافات النسبية الحركية التقريبية. تدعم مثل هذه التحقيقات ، باستخدام طريقة المسافات العادية أو مخطط سبنهاور ، الخطية لقانون هابل وتجعل من الممكن اشتقاق قيمة غير منحازة لثابت هابل.


أضعف المجرات القزمة

جوشوا د.سيمون
المجلد. 57 ، 2019

الملخص

تمثل المجرات الساتلية لمجرة درب التبانة أدنى لمعان (L) الحد الأدنى الأقصى لوظيفة لمعان المجرة. هذه الأقزام الخافتة للغاية هي أقدم الأنظمة النجمية وأكثرها مظلمة ، ومعظمها فقير بالمعادن ، وأقلها تطورًا كيميائيًا. اقرأ أكثر

المواد التكميلية

الشكل 1: تعداد المجرات التابعة لمجرة درب التبانة كدالة للوقت. تشمل الكائنات الموضحة هنا جميع المجرات القزمة المؤكدة طيفيًا وكذلك تلك التي يشتبه في كونها أقزامًا استنادًا إلى l.

الشكل 2: توزيع أقمار درب التبانة بالمقدار المطلق () ونصف قطر الضوء. يتم عرض المجرات القزمة المؤكدة على شكل دوائر مملوءة باللون الأزرق الداكن ، ويشتبه في أنها مجرات قزمة.

الشكل 3: تشتت سرعة خط البصر لأقمار درب التبانة فائقة الخفة كدالة ذات الحجم المطلق. تظهر القياسات وأوجه عدم اليقين كنقاط زرقاء مع أشرطة خطأ ، و 90٪ ج.

الشكل 4: (أ) الكتل الديناميكية لسواتل مجرة ​​درب التبانة شديدة الباهتة كدالة للسطوع. (ب) نسب الكتلة إلى الضوء ضمن نصف قطر نصف الضوء لأقمار درب التبانة فائقة الخفة كوظيفة.

الشكل 5: متوسط ​​المعادن النجمية لأقمار درب التبانة كدالة ذات حجم مطلق. يتم عرض المجرات القزمة المؤكدة كدوائر ممتلئة باللون الأزرق الداكن ، والأجسام المشتبه في كونها قزمة.

الشكل 6: دالة توزيع المعادن للنجوم في الأقزام الخافتة للغاية. مراجع المعادن الموضحة هنا مدرجة في الجدول التكميلي 1. نلاحظ أن هذه البيانات غير متجانسة تمامًا.

الشكل 7: أنماط الوفرة الكيميائية للنجوم في UFDs. تظهر هنا النسب (أ) [C / Fe] ، (ب) [Mg / Fe] ، و (ج) [Ba / Fe] كوظائف معدنية ، على التوالي. يتم رسم نجوم UFD على شكل ديامو ملون.

الشكل 8: قابلية الكشف عن الأنظمة النجمية الباهتة كوظائف للمسافة والقدر المطلق وعمق المسح. يُظهر المنحنى الأحمر سطوع النجم العشرين الأكثر سطوعًا في كائن ما كوظيفة.

الشكل 9: (أ) مخطط اللون والحجم للقسم 1 (القياس الضوئي من Muñoz et al. 2018). تشير مناطق الحجم المظللة باللون الأزرق والوردي إلى العمق التقريبي الذي يمكن الوصول إليه باستخدام الوسط الموجود.


شكر وتقدير

يتم دعم عملية EOVSA من خلال منحة NSF AST-1910354. العمل مدعوم جزئيًا من قبل مركز علوم NASA DRIVE بمنحة 80NSSC20K0627. BC ، D.E.G. ، G.D.F. ، G.M.N. و S.Y. بدعم من وكالة ناسا ، تمنح NNX17AB82G و 80NSSC18K1128 و 80NSSC19K0068 و 80NSSC18K0667 و NSF AGS-1654382 و AGS-1723436 و AST-1735405 و AGS-1743321 و AGS-1817277 إلى معهد نيو جيرسي للتكنولوجيا. ك. و C.S. مدعومان من ناسا لمنح NNX17AB82G و 80NSSC19K0853 و NSF منح AGS-1723425 و AGS-1723313 و AST-1735525 إلى مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية. ج. مدعوم بمنح NSF AST-1735414 ومنح وزارة الطاقة DE-SC0018240. ك. مدعوم بعقد NASA NAS 5-98033 لـ RHESSI. يتم دعم J.L. من خلال برنامج البحوث ذات الأولوية الإستراتيجية التابع للأكاديمية الصينية للعلوم بمنح XDA17040507 و QYZDJ-SSWSLH012 و XDA15010900 ومنحة NSFC 11933009 ، ومشروع مجموعة الابتكار في مقاطعة يونان لمنحة 2018HC023 ، ومشروع يونان يونلينج الباحث العلمي. X.K. مدعوم من NSFC المنح 11873036 و 11790303 ، برنامج رعاية العلماء الشباب من قبل CAST ، وبرنامج الباحثين الشباب بجامعة شاندونغ. تم إجراء عمليات محاكاة MHD التي تم إجراؤها لهذا العمل في مجموعة سميثسونيان عالية الأداء التابعة لمؤسسة سميثسونيان ، واستخدمت موارد مركز الحوسبة العلمية لبحوث الطاقة الوطنية.


3. معالجة الصور

نظام DESDM مسؤول عن تقليل بيانات DES وفهرستها وتوزيعها. تم توضيح التكرارات السابقة لخط أنابيب معالجة الصور DESDM في Sevilla et al. (2011) ومور وآخرون. (2012) ، ويتوفر ملخص أكثر تفصيلاً مع التحديثات الخاصة بمعالجة DES 3 القادمة في Bernstein et al. (2017 أ) ومورجانسون وآخرون. (2018). نلخص هنا بإيجاز خطوات معالجة الصور أحادية العصر المطبقة أثناء حملة DES Y1A1 FINALCUT. نتج عن حملة Y1A1 FINALCUT صور معالجة وكتالوج بملايين الكائنات المكتشفة.

0.4٪ من مستوى خلفية السماء.

الشكل 3. صورة DECam تمت معالجتها من تخطيط Y1A1 (أعلى) و CCD (أسفل). تتوافق الفتحات الثلاث الفارغة في صورة DECam مع CCD2 و CCD31 و CCD61. فشل CCD61 أثناء SV ، بينما فشل CCD2 جزئيًا خلال Y1. يحتوي مضخم صوت واحد لـ CCD31 على عدم خطية متغير زمنيًا لمستوى الضوء المنخفض ، ولم تتم معالجة CCD لـ Y1A1.


كيف أستمد العمق في صورتي (الحد الأقصى)؟ - الفلك

عندما لا تعمل الطريقة المباشرة للاختلاف المثلثي مع نجم لأنه بعيد جدًا ، فإن طريقة غير مباشرة تسمى قانون التربيع العكسي للسطوع الخفيف يستخدم. تستخدم هذه الطريقة حقيقة أن نجمًا ما سيصبح باهتًا بطريقة يمكن التنبؤ بها مع زيادة المسافة بينك وبين النجم. إذا كنت تعرف مقدار الطاقة التي يبثها النجم (حجمها لمعان) ، ثم يمكنك استنباط المسافة التي يجب أن تكون عليها لتبدو باهتة كما هي. تصبح النجوم أكثر خفوتًا مع زيادة المسافة لأن طاقتها تنتشر على سطح أكبر وأكبر.

سطوع النجم الظاهر (هو تدفق) يتناقص مع ميدان من المسافة. ال تدفق هي كمية الطاقة التي تصل إلى كل سنتيمتر مربع من الكاشف (على سبيل المثال ، عينك ، CCD ، قطعة من الكرة) كل ثانية. تشع الطاقة من أي مصدر ضوئي في اتجاه شعاعي ، لذا فإن الكرات متحدة المركز (المتمركزة على مصدر الضوء) تمر عبرها نفس القدر من الطاقة كل ثانية. عندما يتحرك الضوء للخارج ، فإنه ينتشر ليمر عبر كل سنتيمتر مربع من تلك المجالات.

يجب أن يمر نفس المقدار الإجمالي للطاقة عبر كل سطح كروي. نظرًا لأن مساحة سطح الكرة 4 /> & # 215 (نصف قطرها) 2 ، فإن تدفق الطاقة على الكرة -1 = (تدفق الطاقة على الكرة رقم 2) & # 215 [(نصف قطر الكرة رقم 2) / (نصف قطر الكرة رقم 1)] 2. لاحظ أن نصف القطر لـ المرجعي التدفق (الكرة رقم 2) على الجزء العلوي من الكسر بينما نصف قطر التدفق المجهول (الكرة رقم 1) في الأسفل - هذا هو قانون التربيع العكسي! كلما زادت المسافة ، يزداد التدفق DE مع مربع المسافة. في صيغة الصيغة ، هذا يعني تدفق النجم = لمعان النجم / (4 /> & # 215 (مسافة النجم) 2). راجع ملحق مراجعة الرياضيات للحصول على مساعدة حول وقت الضرب ووقت قسمة عامل المسافة.

بعبارة أخرى: مع زيادة التدفق DE ، تزداد مسافة النجم مع الجذر التربيعي للدفق. إذا كنت تعرف مقدار الطاقة التي تتدفق عبر سطح النجم وقمت بقياس مقدار الطاقة التي تكتشفها هنا على الأرض ، فيمكنك حينئذٍ اشتقاق مسافة النجم منك. مسافة النجم = Sqrt [(لمعان النجم) / (4& # 215 (تدفق النجم))].

كلمات

الصيغ

  • قانون التربيع العكسي: السطوع على مسافة أ = (السطوع على مسافة ب) & # 215 [(المسافة ب) / (المسافة أ)] 2. المركز (ب) هو الموضع المرجعي.
  • تدفق = لمعان / (4 /> & # 215 مسافة 2)
  • مسافة غير معروفة = المسافة المرجعية & # 215 مربع[(التدفق المرجعي) / (التدفق المقاس)].
  • مسافة غير معروفة = Sqrt [اللمعان / (4 /> & # 215 التدفق)].

الأهداف

كما هو موضح في Mendes de Oliveira + 2019 ، فإن الإجراء المعتمد في S-PLUS لإنتاج الكتالوج مشابه للإجراء الموضح بدقة في Molino + 14 لمسح ALHAMBRA (Moles et al ، 2008). يعتمد خط أنابيب S-PLUS الضوئي على برنامج SExtractor. يتم إنشاء الكتالوجات الضوئية في وضع الصورة المزدوجة لإجراء قياس ضوئي مطابق للفتحة متعددة النطاقات. يتم إنشاء صور الكشف كمجموعة مرجحة من مرشحات النطاق العريض ذات اللون الأحمر (griz) لزيادة إمكانية اكتشاف المصادر الباهتة (أو سطوع السطح المنخفض) وتحسين تعريف الفتحات الضوئية. يتم إجراء توصيف ضوضاء تجريبي مسبقًا على أساس صورة تلو الأخرى ، لحساب الارتباطات بين وحدات البكسل المجاورة أثناء عملية تقليل الصورة (Molino + 14). تم ضبط مقادير المصادر غير المكتشفة على الصور الفردية على م = 99. والشكوك المقابلة التي تم استبدالها بحدود عليا. تم إجراء معايرات نقطية ضوئية لكل نقطة باستخدام تقنية جديدة محسّنة للمسوحات الضوئية متعددة النطاقات واسعة النطاق (Sampedro et al ، قيد الإعداد). تستخدم هذه التقنية مزيجًا من مكتبات النماذج النجمية والموقع النجمي للنجوم المتسلسلة الرئيسية ، والتي تُطبق عادةً على

1500 نجمة في كل مجال ، مما يجعل جميع نقاط الصفر في خطأ نموذجي يبلغ 1-2٪.

كما هو موضح في Sampedro et al. ، (قيد الإعداد) ، يتضمن الكتالوج كلاً من المعلومات الفلكية والصرفية والقياسية الضوئية والصور z لجميع المصادر المكتشفة في صور الكشف S-PLUS. يتم استخراج المعلومات الفلكية والصرفية من صور الكشف: الإحداثيات السماوية (RA ، ديسمبر) في نظام J2000 ، الوضع المادي على CCD (X ، Y) ، حجم الفتحة الضوئية (ISOarea) ، الإشارة إلى الضوضاء (s2nDet تم تعريفها على أنها SExt_FLUX_PETRO / SExt_FLUXERR_PETRO في صورة الكشف) ، والاكتناز (FWHM و MUMAX) ، ومعلمات الشكل الأساسية (A ، B & THETA) ، نصف قطر جزء الضوء (FlRadDet) وفتحات كرون (KrRadDet). لقد قمنا أيضًا بتضمين الأعلام القياسية SeXtractor الضوئية (PhotoFlag). معنى رقم العلم كما يلي:

قد تعاني الكائنات التي تحمل رقمًا مختلفًا من مجموعة من الأعلام التي سبق ذكرها ، كونها مجموع الأعلام المختلفة.

يحتوي الكتالوج على قياس ضوئي ثلاثي حيث يتم تسمية المقادير (والشكوك) وفقًا لاسم المرشح والفتحة الضوئية المعتمدة. نقدم هنا مثالاً للتوضيحات: تتوافق F660_auto و F660_petro و F660_aper مع مقادير AB لمرشح النطاق الضيق F660 ، حيث تشير "auto" إلى الفتحات الإجمالية (المقيدة) المستخدمة لاشتقاق تقديرات photo-z ، و "petro" الفتحات الكلية (المتوسطة) المستخدمة لاشتقاق المقادير المطلقة والكتل النجمية و "aper" للفتحات القياسية ذات القطر الدائري 3 بوصة (انظر Molino + 16 ، Molino + 18 ، لمزيد من المعلومات). تأخذ حالات عدم التيقن الضوئية نفس الاسم (مثل المقادير) مع إضافة البادئة "d"): "dF660_auto" و "dF660_petro" و "dF660_aper".

يتم أيضًا توفير تقدير للإشارة إلى الضوضاء لكل اكتشاف ، داخل كل واحدة من الفتحات الثلاث ، كـ "s2n_F660_auto" و "s2n_F660_petro" و "s2n_F660_aper" ، كما تم شرحه مسبقًا لصورة الكشف. لكل مجموعة من الأحجام ، يتم تصحيح الارتياب في القياس الضوئي تجريبيًا في جميع النطاقات الاثني عشر. عندما لا يتم الكشف عن مصدر ، يتم ضبط حجمه على 99. ويتم استبدال عدم اليقين الضوئي به بحد أعلى 2-. يتم تصحيح الأقدار من انقراض المجرة باستخدام Schlegel + 98.

يتضمن الكتالوج أيضًا تقدير الانزياح الأحمر الضوئي لكل مصدر باستخدام إصدار جديد من كود BPZ (Benítez 2000) المحسن للمجرات في الكون المحلي (Molino et al ، قيد الإعداد). تتوافق "zb" مع القيمة الأكثر احتمالًا (أي الذروة) وتمثل "zb_Min" و "zb_Max" الحدود الدنيا والعليا للقمة الأولى خلال فترة 1σ (أي ، z = 0.02x (1 + z). استنادًا إلى الانزياح الأحمر الأكثر احتمالًا ، يتم توفير تصنيف من النوع الطيفي أيضًا بواسطة "Tb" ، حيث يشير رقمه إلى القالب المحدد. يعطي "الاحتمالات" مقدار احتمالية الانزياح الأحمر المحيطة بالقمة الرئيسية و "2" -مربع من المقارنة بين التدفقات المرصودة والمتوقعة وفقًا للقالب المحدد والانزياح الأحمر. تم الحصول على تقدير لمحتوى الكتلة النجمية (بوحدات log10 (M⊙)) بواسطة "Stell_Mass". المقادير المطلقة في Johnson B- يتم تقدير النطاق ("M_B") لكل كشف وفقًا لاحتمال انزياحه نحو الأحمر والنوع الطيفي.


كيف تفكر أجهزة الكمبيوتر في الشطرنج

بمرور الوقت ، طرح عدد من الأشخاص أسئلة مثيرة للاهتمام حول الذكاء الاصطناعي (الاصطناعي) والكمبيوتر ، وماذا تفعل محركات الشطرنج بالفعل وكيف ، وإلى أي مدى يمكن أن تصل هذه التكنولوجيا مقارنة بالذكاء البشري.

أود أن أقدم بعض الأفكار والمؤشرات لأولئك منكم المهتمين باستكشاف هذا الموضوع بشكل أعمق أو حتى يعرفون فقط كيف "تفكر" المحركات. لقد حصلت على شهادات عليا في علوم الكمبيوتر ، واستكشفت الذكاء الاصطناعي (الذكاء الاصطناعي) على وجه الخصوص في بعض العمق ، ومن هنا معرفتي بالموضوع.

لذا اجلس واسترخ في دورة مكثفة سريعة حول محركات الشطرنج وإلى أي مدى يصل الذكاء الاصطناعي اليوم:

- تتعرف محركات الشطرنج على عدد من الأنماط (مواضع الشطرنج النموذجية) فكلما زادت الأنماط وكلما زادت دقة هذه الأنماط ، زادت جودة المحرك. بعض هذه أنماط اللعبة النهائية (على سبيل المثال ، تشبه قاعدة طاولة Nalimov) ، بينما البعض الآخر عبارة عن أنماط لعب متوسطة (على سبيل المثال ، حركات جيدة للعب ضد بيادق معزولة ، وما إلى ذلك). لديهم أيضًا قواعد بيانات افتتاحية واسعة ، لذا فهم "يعرفون" ما الذي لعبه اللاعبون الأقوياء من قبل ، وكيف استمرت هذه الألعاب وانتهت.

- تقوم محركات الشطرنج بتقييم الموقع جزئيًا بناءً على توازن المواد (حيث يكون لكل قطعة قيمة محددة مسبقًا ، والتي قد تتغير بناءً على مدى تطور ونشاط كل قطعة في اللعبة المحددة ، والتي تعد في حد ذاتها خاصية موضعية) وجزئيًا على الخصائص الموضعية (التي تأتي من تلك الأنماط التي تحدثت عنها). وحدة المادة الأساسية هي بيدق واحد ، وهو ما يساوي تقريبًا 1.00 ، لذلك إذا رأيت محركًا يعطي تقييمًا بمقدار +1.00 ، فهذا يعني أنه يعتبر موضع الأبيض مكافئًا لواحد حيث يحتوي هذا الجانب على بيدق إضافي واحد (على الرغم من ذلك) كل هذه الميزة قد تأتي من الخصائص الموضعية ، وليس الخصائص المادية). عادةً ما تكون ميزة +1.00 (أو أكثر) كافية لهذا الجانب للفوز باللعبة ، إذا تم لعبها بشكل صحيح ، بينما تشير ميزة أقل من هذا الحد إلى احتمالية التعادل. (إذا كان للون الأسود ميزة ، فسيتم التعبير عن التقييم بأرقام سالبة ولكن بنفس الحجم ، على سبيل المثال ، -0.58.) بطبيعة الحال ، لا يوجد خط متشدد بين أحدهما والآخر ، ولكن هذه قاعدة عامة معقولة يجب الحفاظ عليها عقل _ يمانع.

- تتكون كل حركة من جزأين - حركة الأبيض وحركة الأسود. كل من هذين الأمرين يسمى نصف حركة. بعبارات أكثر تقنية قليلاً ، فإن مصطلح "نصف الحركة" هذا مفيد في محركات الشطرنج (كما ستكتشف إذا كنت تدرس الذكاء الاصطناعي) عندما يقوم المحرك بما يسمى "بحث alpha-beta وتقليمه". هذا الأخير هو مصطلح خيالي لبناء شجرة من الاحتمالات ثم تقييمها خطوة واحدة في كل مرة لأنها تعبر تلك الشجرة من الأسفل (الأوراق) إلى الأعلى (الجذر). (في علوم الكمبيوتر ، الأشجار ليست مثل تلك الموجودة في الطبيعة). لذا ، فإن كل نصف حركة تتوافق مع مستوى واحد من عمق شجرتك. عند مستوى معين ، يحاول المحرك تعظيم وظيفة التقييم (والتي تتوافق مع اختيار خطوة قوية قدر الإمكان بالنسبة لك ، لزيادة وظيفة التقييم إلى أقصى حد) ، بينما في المستوى التالي يحاول تقليل هذه الوظيفة ( والذي يتوافق مع اختيار أفضل حركة للخصم ، والتي من وجهة نظرك هي أسوأ ما يمكن أن تتوقع مواجهته - ولهذا السبب يتم تقليل الوظيفة هناك).

- المحركات الحديثة ليست بدائية ، لذا فهي تقطع بعض الاختلافات مبكراً ولا تضيع الوقت (أو الذاكرة) لاستكشافها بعمق. (هذا هو "تقليم ألفا-بيتا" لشجرة الحركات المحتملة.) في بعض الأحيان قد يؤدي هذا التقليم إلى تجاهل تضحية صحيحة تمامًا (وهذا هو السبب في أن المحركات لا تكون جيدة جدًا في التضحية بالخطوط) ، ولكن معظمها من الوقت الذي يوفر قدرًا هائلاً من الوقت ، والذي يمكن إنفاقه بشكل أفضل في تقييم الحركات الأخرى التي يحتمل أن تكون مفيدة. مشكلة الذاكرة ليست خطيرة في الواقع ، لأنه بمجرد أن يتخلص المحرك من احتمال معين ، فإنه يزيل تلك الذاكرة ويعيد استخدامها ، مع الاحتفاظ فقط بتشفير الاستمرارات المثمرة المحتملة.

- تستخدم المحركات أساليب الاستدلال (في اللغة البشرية ، هذه قواعد تجريبية - مبادئ قد تكون أو لا تكون صحيحة ، ولكن في معظم الأحيان صحيحة) ، وكلما عرفوا المزيد عن هذه الاستدلالات (على سبيل المثال ، الفرق بين بيادق الرخ وغيرها البيادق ، والفرق بين البيادق التي تم تمريرها والبيادق المتخلفة ، وبعض الاعتبارات الإستراتيجية والموضوعية ، وما إلى ذلك) كلما كانت المحركات أقوى. يتضمن هذا أيضًا معرفة الأنماط النموذجية ، وهذا هو السبب في أن أجهزة الكمبيوتر جيدة في حل ألغاز الشطرنج النموذجية - لأن الألغاز هي شكل مقطر من الأنماط.

- فيما يتعلق بموضوع ما إذا كانت المحركات يمكن أن تتحسن بمرور الوقت ، فإن الإجابة هي "نعم تمامًا". سواء من حيث مدى عمق قدرتهم على التفكير ، وكذلك مدى النية الحقيقية التي يمكن أن يصبحوا عليها (أي القدرة على رؤية المزيد من الأنماط والتعرف عليها خارج الحساب الخام). إذا قرأت كتبًا عن عمل الدماغ البشري ، فسوف تدرك أن الناس في هذا الفرع من العلم يعتقدون أنه حتى نحن البشر ، نتعلم ونتصرف بناءً على مطابقة الأنماط تمامًا: التعرف على الأنماط في بيئتنا والتصرف بناءً عليها ، على الأفعال الواعية واللاواعية المبرمجة في نفسنا.
يعتمد عمق استكشاف محرك الشطرنج (ما لم يقيده شخص باستخدام معلمة محددة) على سرعة معالجة جهاز الكمبيوتر الخاص بك (مزيج من سرعة الساعة ، وحجم الذاكرة ، وسرعة نقل الحافلة ، وسرعة البحث عن القرص ، وما إلى ذلك): a الكمبيوتر الأكثر قوة قادر على حساب المزيد في جزء معين من الوقت. اعتدت أن أكون قادرًا على التغلب على بعض المحركات في المستوى 5 منذ سنوات الآن أنا أعاني في المستوى 2 - هذا هو المدى الذي وصلوا إليه (أفترض أنني لست أسوأ مما كنت عليه في السابق).

- فيما يتعلق بما إذا كانت محركات الشطرنج قادرة على التعبير من منظور إنساني عن سبب قيامها بشيء ما دون غيرها ، فهذه إحدى الكفاءات المقدسة للذكاء الاصطناعي. في حين أن استخدام الأنظمة الخبيرة يمكن للمرء أن يكتسب بعض القوة في المنطقة ، فإن الصعوبة تأتي من الحاجة إلى عكس هندسة حساباتهم الأولية إلى شيء يشبه عملية التفكير (في النهاية ، تقوم المحركات بحسابات أولية أكثر من أي شيء آخر وهي أكثر من جيد في ذلك). البشر في الوقت الحالي قادرون فقط على تحقيق التوازن إلى حد ما بين قوة محركات الشطرنج بناءً على حدس أفضل ومعرفة بالأنماط (ما الذي تبحث عنه ، وما لا تبحث عنه ، وما إلى ذلك) - ولكن هذا له حدوده التي ليست كذلك تتقدم بسرعة تقترب من سرعة حساب قوة الآلات.
يمكن لأولئك المهتمين باستكشاف المزيد البحث عن موضوع "اختبار تورينج" (http://en.wikipedia.org/wiki/Turing_test) - هذا اختبار أساسي للإرادة: بلغة الأشخاص العاديين ، يتعلق الأمر بما إذا كان الكمبيوتر يمكن أن يخدع الإنسان ليصبح غير قادر على التمييز بين الإجابات التي يولدها الإنسان والإجابات التي يتم إنشاؤها بواسطة الكمبيوتر لمجموعة من الأسئلة التي يطرحها الإنسان. من الواضح أننا لم نصل إلى هذا الحد بعد ، لكنه يقترب بمرور الوقت.

- ما إذا كان استخدام محركات الشطرنج جيدًا أم لا:
تحصل GMs على رفيق قوي مقابل القليل من المال أو بدون مال عند استخدام محرك. ليس من السهل العثور على شخص في مستواك عندما تكون لاعبًا قويًا للغاية وترغب في التدريب ، على سبيل المثال ، في منتصف الليل ، أو الاستعداد لمباراة جديدة في مباراة الغد حتى وأنت نائم! يمكن للمحركات أن تفعل هذا النوع من الأشياء بشكل جيد إذا أعطيتها الوقت الكافي. أيضًا ، يمكن أن يكونوا جيدين جدًا في التلميح إلى الموارد المخفية المحتملة ، والتي تكون كافية للاعب ذي المستوى الرئيسي (يمكنهم معرفة المعنى الكامن وراء الحركة بسبب خبرتهم الواسعة ، إذا أعطيتهم تلميحًا بسيطًا فقط ، دون الحاجة إلى ذلك. للحصول على شرح متعمق).
ومع ذلك ، مع اللاعبين العاديين ، فإن هذا ليس هو الحال في كثير من الأحيان ، لذا فإن المحرك القوي أقل فائدة بكثير لشخص ما زال يتعلم أساسيات اللعبة ، لأنهم يحتاجون إلى مدرب حقيقي بدلاً من ذلك ، شخص يمكنه تدريبهم على الرؤية والتعبير الأفكار والاستراتيجيات بلغة يفهمها الإنسان.

- لفهم أوجه التشابه والاختلاف بين لاعبي الشطرنج البشري ومحركات الكمبيوتر الحديثة ، يمكن للمرء أن يفترض (وهو افتراض عادل ، قريب من الواقع) أن كمبيوتر / محرك الشطرنج الحديث يشبه لاعب الشطرنج البشري الذي يتمتع بجميع الخصائص التالية:

  • منضبط للغاية (أي ، متسقة بشكل موثوق في القرارات التي يتخذها)
  • غير عاطفي تمامًا (على سبيل المثال ، الخسارة والفوز هما مجرد حالتين ، ولا يؤثر أي منهما على قدرة الجهاز على لعب المزيد من الألعاب بشكل متساوٍ وبقوة وثبات أيضًا بينما تعتمد قوة اللعب لأجهزة الكمبيوتر على معايير مختلفة ، لا علاقة لأي منها بمن هو الخصم بمعنى أي تسلسل هرمي / طوائف)
  • واسع المعرفة (على سبيل المثال ، لديه معرفة كاملة وصريحة بالفتحات ومواقف نهاية اللعبة والاستدلال الاستراتيجي للعبة الوسطى والأنماط الأخرى التي تمت برمجتها فيها)
  • قوي جدا (أي قادرة على التغلب حتى على GMs ، بالنسبة للمحركات الأكثر تقدمًا)
  • يكاد لا يخطئ في الحساب، باستثناء تلك الناتجة عن النافذة المحدودة لعدد الحركات التي تمت برمجتها (أو المسموح بها من خلال قيود الوقت العملية) للنظر فيها
  • تعتمد فقط على الاستدلالات المنطقية بناءً على الاستدلال والذاكرة الموجودة مسبقًا (المواقف ، الفتحات ، الأنماط) ، ولكن لديها لا بديل عن الحدس البشري ("الشعور الغريزي")
  • (عموما) غير قادر على التعلم من أخطائه بنفسه، أو لاشتقاق معرفة جديدة بدون برمجة جديدة صريحة من قبل البشر.

هذان الجانبان الأخيران هما أكبر ميزة دائمة للإنسان على برامج الشطرنج لأجهزة الكمبيوتر. إنها الأسباب الأساسية التي تسمح لأقوى GMs بالتغلب على أجهزة الكمبيوتر من حين لآخر (على الرغم من أن البشر يتخوفون بشكل متزايد من المحاولة ، خوفًا مما قد يحدث لصورتهم إذا فشلوا).

ملاحظة: تمت إضافة الكثير من المحتوى الإضافي في قسم الأسئلة والأجوبة أدناه ، حيث ظل الناس يسألونني أسئلة محددة ، وقد قدمت إجابات عليها هناك. تأكد من إلقاء نظرة على هذا القسم للحصول على جوانب أكثر إثارة للاهتمام في خصوصيات وعموميات محركات الكمبيوتر.

آمل أن تكون هذه المقالة مفيدة. يرجى طرح المزيد من الأسئلة في التعليقات وسأكون سعيدًا بتقديم وجهة نظري ، بناءً على ما أعرفه عن الموضوع.


هل يمكننا رؤية الجسم أضعف من سطوع السماء؟

شكرا لك على الرد.

هل تعرف أين يمكنني العثور على مزيد من البيانات حول ذروة سطوع السطح (وليس متوسط ​​سطوع السطح) لكائنات DSO ، وربما جميع كائنات NGC؟

مثل هذه البيانات غير موجودة لأسباب عديدة.

ولكن ما هو موجود هو الحقل المسمى m'_e في RC3 من Vaucouleurs.

يمكنك تنزيل RC3 من مصادر على الإنترنت.

يوجد حقل m'_e لعدة آلاف من المجرات في القائمة.

عادة ، يتم تحديد حجم المجرة في النصوص من الحجم 25 متساوي الصورة (خط السطوع الثابت عند حجم 25).

لكن من المحتمل أن يكون جزءًا كبيرًا من تلك المجرة خافتًا جدًا ، لذلك لا نرى المدى الكامل للمجرة.

ما هو m'_e في RC3 هو متوسط ​​سطوع السطح لألمع نصف المجرة. يأخذون خطًا من النقطة الأكثر سطوعًا إلى mag.25 isophote

وإلقاء نظرة على نقطة المنتصف. متوسط ​​سطوع السطح من هناك حتى القمة هو رقم m'_e.

خذ مثال M94 (NGC4736).

الحجم الإجمالي المتكامل هو 8.2 ، لذلك فهو مشرق للغاية.

الحجم عند m.25 isophote هو 12.3 × 10.8 بوصة. انه ضخم.

لكن متوسط ​​سطوع السطح هو 13.3 بناءً على الحجم. جزء كبير من المجرة خافت لدرجة أن الكتب تسرد 13.87 درجة لمتوسط ​​سطوع السطح الكلي.

إنها مجرة ​​باهتة جدًا ، في الغالب ، من حيث سطوع السطح.

لكن رقم M'_e الخاص بـ RC3 هو 10.03 ، لذا فإن النصف اللامع هو منظر سهل للغاية ، حتى في نطاق صغير. إنه سهل في 4 "، على سبيل المثال ، ولكن

ما يراه "4" هو الجزء الأكثر سطوعًا في المقام الأول.

لا يحتوي RCs على هذا الرقم لمعظم المجرات في القائمة.

أرفق أيضًا قائمة بجميع المجموعات الكروية التي يتم ملاحظتها بشكل طبيعي. يُظهر قطر كل كرة كروية بحجم 25 isophote ، وكذلك حجم 22 isophote.

بالنسبة لمعظم المراقبين في المواقع الحضرية إلى الضواحي ، يكون حجم mag.22 أكثر ملاءمة. تُظهر القائمة أيضًا حجم النجم الأكثر سطوعًا لكل من حجم التفرع الكروي والأفقي.

ملحوظة: المقدار 22 أو 25 هو قياس لكل ثانية قوسية مربعة.

الأرقام التي أقتبسها أعلاه لـ M94 هي مقدار دقيقة لكل قوس مربع.

لتحويل أحدهما إلى الآخر ، يكون معامل التصحيح 8.89.

دون ، بشكل تقريبي ، في Globulars.docx ، يمكن اعتبار mu22 الحجم الذي تم اكتشافه تحت 18-19 سماء ويمكن اعتبار mu25 الحجم الذي تم اكتشافه تحت 22 سماء ، أليس كذلك؟

Is there any such kind of data about nebula?

#28 GlennLeDrew

Stellar systems such as clusters and galaxies have rather more to tell us via brightness profile measurements than do nebulae. Questions regarding the star formation process and subsequent evolution, and the mass to light ratio of matter in the universe, are just a few examples where important clues are revealed by studying the distribution of light.

A detailed mapping of the distribution of light in nebulae probably has not so much to reveal in its own right. Certainly not to the degree of a spectrographic assay of the elements and their state of ionization. That nothing like a comprehensive mapping of the morphology of illumination in nebulae has been undertaken might tell us something of the lower priority assigned to this aspect of their manifestation.

#29 Starman1

Thank you for your reply.

Do you know where I can find more data about the peak surface brightness (not average surface brightness) of DSO objects, maybe all NGC objects?

Such data does not exist, for many reasons.

But what does exist is the field called m'_e in the RC3 of Vaucouleurs.

You can download the RC3 from on-line sources.

For several thousand galaxies in the list, the m'_e field exists.

Typically, the size of a galaxy is determined in the texts from the magnitude 25 isophote (the line of constant brightness at magnitude 25).

But a significant portion of that galaxy is likely very very faint, so we do not see the galaxy's full extent.

What m'_e is in the RC3 is the average surface brightness of the brightest half of the galaxy. They take a line from the brightest point to the mag.25 isophote

and look at the half-way point. The average surface brightness from there up to the peak is the m'_e figure.

Take the example of M94 (NGC4736).

Total integrated magnitude is 8.2, so is quite bright.

Size at the m.25 isophote is 12.3' x 10.8'. That's huge.

But the average surface brightness is 13.3 based on the size. So much of the galaxy is faint that the books list a 13.87 magnitude for the overall average surface brightness.

That's a pretty faint galaxy, mostly, in terms of surface brightness.

But the RC3's M'_e figure is magnitude 10.03, so the brightest half is a very easy view, even in a small scope. It's easy in a 4", for example, but

what the 4" sees is primarily the brightest part.

The RCs does not have this figure for most of the galaxies in the list.

I also attach a list of all the globular clusters normally observed. It shows the diameter of each globular at the magnitude 25 isophote, and also the magnitude 22 isophote.

For most observers in urban to suburban sites, the mag.22 size is more relevant. The list also shows the brightest star magnitude for each globular and the horizontal branch magnitude.

Note: magnitude 22 or 25 is a per square arc-second measurement.

The figures I quote above for M94 are a per square arc minute magnitude.

To convert one to the other, the correction factor is 8.89.

Don, so roughly speaking, in Globulars.docx, mu22 can be considered to be the size detected under 18-19 sky and mu25 can be considered to be the size that detected under 22 sky, right?

Is there any such kind of data about nebula?

The mag.25 size is what is seen from, say, a mag.21 to 22 sky, i.e. a "dark sky".

Glenn's reply is apropos for nebulae.

Nebulae are not brightest in the center and gradually get dimmer toward the outside like galaxies and star clusters. They usually have clumpy sections of brightness.

A map of isophotes would look like a topo map in the mountains.

#30 GlennLeDrew

To understand how sky brightness impacts the brightness distribution within an object picture this:

We start with a cross sectional slice through an object as seen from space, graphing the brightness on a 2-D array. Let's imagine it's an intricately detailed nebula. Our slice on the graph will look like a small mountain range, with peaks and valleys, tapering to the "zero" brightness of space at the extremities of the plot. (The sky in space is not of zero brightness, but let's simplify here.)

Now we add progressively brighter sky glow. We can track the changes in two ways, but let's do this. We keep the surrounding "zero" sky brightness at zero, a process called normalization. Even though the sky and object are brightening together, we normalize to the sky brightness as our fiducial of "zero" brightness, thus revealing that variable of prime importance and interest--contrast.

وبالتالي. As the sky gets ever brighter, how does this impact our plot? In a nutshell, the hills and valleys would give the appearance of 'melting' down to lower levels, the 'elevation' everywhere decreasing. Ultimately, at sufficient sky brightness (like that in daytime) the whole plot will have settled to essentially zero, or the brightness of the sky itself.

Let's suppose that the space-based measure had the nebula's peripheral and peak SB at, say, 25 and 15 MPSAS, respectively, for a 10 magnitude delta. We now interpose a sky glow of 20 MPSAS, which is 5 magnitudes (100X) brighter that the sky of space. The peripheral brightness will also equal the new sky brightness, or 20 MPSAS. The peak brightness of 15 MPSAS is now 5 magnitudes brighter than the sky (versus 10m previously), with sky and object SB adding to result in that peak brightness being 14.99 MPSAS, or hardly brighter than as seen from space. The apparent brightness range for the nebula has shrunk from 10 to 5.01 magnitudes.

Now we boost sky SB by another 5 magnitudes, to 15 MPSAS (fairly bright twilight). The nebula's periphery, as before, is still equal to the sky SB, currently 15 MPSAS. The peak SB of 15 MPSAS equals that of the sky, with the resultant being 2X, or 0.75m brighter, making for 14.25 MPSAS. The brightness range now is a mere 0.75 magnitude.

If we keep brightening the sky, the nebula's edge brightness always equals sky brightness. The peak brightness difference with respect to the sky keeps diminishing. Conceptually, if we had a (currently magical) camera of sufficient bit depth and discrimination in brightness differences, we should be able to take images of DSOs in the daytime and recover information. But as it stands at this point, in daytime a nebula is *really* bright, but of *exceedingly* low contrast. This illustrates why our visual system is principally a contrast detector there must exist sufficient differences in brightness in order for more than a featureless flux to be seen.

#31 NEOhio

This is a great discussion, something I have wondered about a lot.

One thing that does not seem to be addressed in a lot of detail (though I have not read the links) is aperture. In general, larger aperture means more light collection means ability to see fainter objects. However, I have read posts etc that suggest (or at least I interpreted them as suggesting) that for a given brightness of the sky at some point this stops working. Said another way, for a given sky brightness there is some maximum aperture beyond which no further benefit is gained by going larger in aperture. I had interpreted this limit as due to the objects at the limit for that maximum aperture being of the same brightness as the sky, but based on this thread that is apparently wrong.

So now I am wondering: (1) Is there a maximum aperture for a given sky brightness? and if so, then (2) what is the aperture-limiting mechanism?

#32 GlennLeDrew

For extended objects, aperture *only* buys you increased image scale and resolving power. Now, for small objects, or for finer details in an object, one must employ some minimum aperture in order to enlarge the image sufficiently to detect the object/details. The lower the object surface brightness/contrast, the more it must be enlarged on the retina.

And so the application of aperture on extended sources has little if anything to do with object brightness *by itself*, for all apertures at given exit pupil deliver the same image surface brightness. Rather, it's all about object size and contrast.

A rule to burn into permanent memory: A telescope can never deliver surface brightness greater than that perceived by the eye alone. At best it can only approach that obtained by the naked eye, because of inevitable transmission losses.

And so aperture is there merely to deliver more detail. After first enlarging sufficiently for detection in the first place.

Less experienced telescopists often struggle to completely internalize this basic fact of optics. The way a point or near-point source is brightened directly as the area of the light collecting aperture does not apply to extended sources. A good first attempt to viscerally understand why this is so can be as follows:

Place a pinhole in foil over a flashlight. Set it on a bench against a wall. Place a magazine photo beside the light. Start from the opposite side of the room, and walk ever closer to the light. Compare the changes in brightness for the light and the wall. You should find the light brightening as predicted by the inverse square law it quadruples in brightness for each halving of distance. But the photo beside the light changes not the slightest in its surface brightness.

The foregoing is *exactly* the operation of increased aperture/magnifications n when you observe a star vs a nebula. As you walk nearer to your subjects, your eye's pupil subtends an increasing angular size as seen from the subjects this is equivalent to increasing your iris diameter if you remained at your starting place. Getting closer is equivalent to increasing the magnification, and thus increasing the focal length of your eye if you remained at the starting place.

If you halve the distance to your subjects, this is equivalent to doubling the size of your eye iris aperture and lens focal length are doubled. The same doubling of image scale for the photo, the same quadrupling of brightness for the pinhole, the same unchanged surface brightness for the photo, and the same doubling of linear resolving power obtains for both the halving of viewing distance and scaling up the eye by a factor of 2.

For an object like M42, whether you traveled 100X closer to it and gazed with your unaided eye, or remained on Terra and employed a telescope delivering 100X with an iris-equalling exit pupil, you would in essence enjoy the same view. The Trapezium stars would be 10,000X brighter, but the nebula's surface brightness would be unchanged (discounting the small losses in telescope transmission efficiency and atmospheric and interstellar extinction.) While the surface brightness is no different, the 100X larger diameter occupies 10,000X more area. A given surface brightness expanded to cover a 10,000X larger area has an *integrated* brightness 10,000X greater. And so while it is indeed correct to say that the nebula is 10,000X brighter--just as for the stars--this does not translate into anything like a commensurate increase in the photon flux at a retinal cell. All that nebular light has been expanded in area so as to exactly counter the gain in light grasp.


شاهد الفيديو: Depth Of Field Explained - شرح عمق الميدان (شهر اكتوبر 2021).