الفلك

ما هو نظام حجم اوجريز؟

ما هو نظام حجم اوجريز؟

أثناء دراسة الانزياحات الحمراء الضوئية ، صادفت نظام ugriz (أو u'g'r'i'z) لتصنيف أحجام المجرات ، لكنني لم أجد الكثير من المعلومات على الإنترنت حول كيفية عملها.

هل يمكن لأحد أن يشرح ذلك؟ هل الحروف "ugriz" لها معنى خاص أم أنها مجرد تسمية؟


"ugriz" اختصار لـ U-band و G-band و R-band و I-band و Z-band ، بالتفصيل في مقالة Wikipedia عن الأنظمة الضوئية: $$ start {array} {| c | c |} hline text {Band} & text {Effective Wavelength Midpoint} ( lambda _ { text {eff}}) hline text {U} & text {365 nm} hline text {G } & sim text {475 nm} hline text {R} & text {658 nm} hline text {I} & text {806 nm} hline text {Z } & text {900 nm} hline end {array} $$ يختلف نظام $ ugriz $ هذا قليلاً عن نظام $ u'g'r'i'z '$؛ يمكن العثور على التحويلات هنا. نقطة البداية هي نفسها (لاحظ أن $ u ( text {2.5m}) = u '$) ، لكن هناك تحولات طفيفة رأسية وأفقية.

الاختلافات بين $ ugriz $ و $ u'g'r'i'z '$ أصغر بكثير من الفروق بين $ u'g'r'i'z' $ ونظام $ UBV (RI) _C $ ، والذي كلاهما. كان لهذا النظام القديم من المرشحات تداخلات كبيرة ولم يغطي نطاقًا واسعًا. انظر الشكل 1 من هذه الأطروحة للمقارنة:


نظام الحجم

القاعدة الأساسية هنا هي أن فرقًا بمقدار 5 مقادير يتوافق مع النجوم التي تختلف في سطوعها بمعامل 100 ، والفرق بمقدار 1 يساوي فرقًا في السطوع 2.512.

منذ اختراع التلسكوب ، وخاصة منذ التقدم الذي تم إحرازه في علم الفلك في المائة عام الماضية أو نحو ذلك ، تم تمديد مقياس الحجم حتى نعرف الآن أجسامًا أخف بكثير من حد العين المجردة البالغ 6 ونعرف أيضًا الأشياء الأكثر سطوعًا من الدرجة الأولى. على سبيل المثال ، يُعطى النجم Vega (alpha Lyrae) قيمة الصفر. لذلك فإن أي جسم أكثر سطوعًا في سماء الليل من فيجا سيكون له حجم سلبي وآخر خافت قيمته موجب. سيريوس ، في Canis Major ، هو ألمع نجم في سماء الليل ويبلغ قوته -1.46.

عندما تقيس الحجم الظاهر لجسم ما من CCD (أو حتى لوحة فوتوغرافية) ، يُعرف هذا باسم الحجم الآلي. هذه هي أبسط قيمة للمقدار الذي يمكنك قياسه ولا تسمح للمقارنة بقياسات الأشخاص الآخرين للأحجام حيث أن هذا النوع من الحجم ، كما يوحي الاسم ، يعتمد على الأدوات التي تم استخدامها لقياسها على سبيل المثال. التلسكوب وكاميرا CCD والمرشحات وما إلى ذلك في الواقع ، يعتمد هذا أيضًا على البرنامج المستخدم وأي معلمات يختارها المستخدم الفردي داخل البرنامج. لكي تكون قادرًا على مقارنة قيم الحجم الخاصة بك مع الآخرين ، قد ترغب في معايرة نتائجك بحيث تقارن مثل مع لايك. يمكنك القيام بذلك من خلال مراقبة الشيء الخاص بك ونجم قياسي.

قد ترغب في قراءة المزيد عن المقادير والنجوم القياسية والمعايرة التي تسمح لك بالقيام بها.

اكتشف المزيد عن المقادير.

أي مما يلي يصفه نظام المقدار؟

سطوع النجوم نعم ، يسمح لنا نظام المقدار بمقارنة سطوع النجوم. أحجام النجوم لا ، يُشار إلى الحجم عادةً على أنه نصف قطر (عادةً بالأمتار أو بمضاعفات نصف القطر الشمسي) ما مدى سخونة "أسطح" النجوم لا ، يتم تحديد درجة حرارة النجم من خلال نوعه الطيفي أو مؤشر اللون. ما مدى بعد النجوم لا ، عادة ما يتم تحديد مسافة النجم في الفرسخ


ضوء من النجوم

الرسوم البيانية أدناه هي نسخ مثالية من الرسوم البيانية التي فكرت فيها في السؤال 1. وهي توضح كيف يجب أن يختلف مقدار الضوء المنبعث من النجم مع الطول الموجي للضوء. تُظهر المنحنيات كمية الضوء المنبعثة كدالة لطول الموجة لنجمين: أحدهما بطول موجة ذروة يبلغ 4000 أنجستروم (أعلى) والآخر بطول موجة يبلغ 6400 أنجستروم (أسفل).

النجوم التي يبلغ طولها الموجي ذروتها
4000 أنجستروم (أعلى) و 6400 أنجستروم (أسفل)

السؤال 2. ما هي الألوان التي ستظهر لعينيك هذين النجمين؟

لذا فإن تحليل الأطوال الموجية للضوء الذي تنبعث منه النجوم يقدم إجابة على السؤال من القسم الأخير: تظهر النجوم بألوان مختلفة لأنها تبعث الضوء بنسب مختلفة وبأطوال موجية مختلفة.

السؤال 3. بعض النجوم لها أطوال موجية قصوى في جزء الأشعة تحت الحمراء من الطيف ، أطول من الضوء الأحمر. هل مازلت ترى هذه النجوم؟ لما و لما لا؟ ما اللون الذي يظهرون؟ ماذا عن النجوم ذات الأطوال الموجية القصوى في الأشعة فوق البنفسجية؟

استكشف 3. ماذا عن النجوم التي يبلغ طولها الموجي ذروتها الضوء الأخضر؟ ما اللون الذي يظهرون؟

لمعرفة ذلك ، ابحث في قاعدة بيانات SDSS للعثور على عدد قليل من النجوم التي تنبعث معظم ضوءها في الطول الموجي الأخضر (أي النجوم التي يبلغ حجمها g أقل من مقاديرها الأخرى. انظر بنفسك ، ولكن إذا لم تتمكن من العثور على أي منها ، فإليك تلميحًا. ما لون هذه النجوم تبدو لك؟ هل كان هذا ما توقعته؟

السؤال 4. لماذا تبدو النجوم التي تقع ذروتها في النطاق الأخضر على النحو الذي تبدو عليه؟

تلميح: انظر إلى الأطياف المرئية في المنحنيات أعلاه وفكر في إجابتك على السؤال 3.


ما هو نظام حجم اوجريز؟ - الفلك

مكتبة من Isochrones في SDSS ugriz نظام مع تصحيحات تجريبية قائمة على M67

الإصدار 1.0: 12 مارس 2009

تم وصف التوازنات الموجودة في هذه الصفحة باللغة العناقيد المجرية الكروية والمفتوحة في مسح سلون الرقمي للسماء. II. اختبار الأيزونات النجمية النظرية (ApJ ، مقدم ، 2008) بقلم Deokkeun An ، و Marc H. Pinsonneault ، و Thomas Masseron ، و Franck Delahaye ، و Jennifer A. Johnson ، و Donald M. Terndrup ، و Timothy C. Beers ، و Inese I. Ivans ، و Zeljko Ivezic.

تم إنشاء المسارات التطورية النجمية باستخدام YREC (Sills و Pinsonneault و amp Terndrup 2000 و F. Delahaye & amp Pinsonneault ، قيد التحضير) لمجموعة واسعة من التركيبات والأعمار. تم استخدام نماذج مماثلة في دراساتنا السابقة في نظام مرشح Johnson-Cousins-2MASS ، لكن النماذج الجديدة تتضمن بيانات عتامة من مشروع Opacity (OP). الأيزوتكرون النظري في اللمعان-تيإف تم تحويل المستوى إلى مستوى حجم اللون المرصود ، باستخدام مجموعة من الأطياف الاصطناعية المتولدة من MARCS (Gustafsson et al.1998).

تتوافق هذه النماذج بشكل مرضٍ مع بيانات الكتلة (An & amp Johnson، et al. 2008) على نطاق واسع من المعادن ، ولكن يوجد تباين كبير في ألوان النموذج في أسفل التسلسل الرئيسي للمجموعات عند وفوق الطاقة الشمسية المعدنية. للتخفيف من خطأ مسافة كبيرة من تركيب التسلسل الرئيسي ، استنتجنا تصحيحات تجريبية على لون النموذج-تيإف العلاقات القائمة على M67 ، عند معامل المسافة (مم)0 = 9.61 (835.6 قطعة) ، هـ (ب - ف) = 0.04 ، و [Fe / H] = 0.0 (انظر المراجع في An et al. 2007). طبقنا هذه الألوان-تيإف تصحيحات للنماذج عند [Fe / H] & # 8805 0.0 ، لكنها تستخدم منحدرًا خطيًا بين [Fe / H] = -0.8 و 0.0 ، بحيث تصبح التصحيحات صفرًا عند [Fe / H] = -0.8. في ش - ز طبقنا نفس التصحيحات على النماذج في كل نطاق المعادن. لاحظ أن تصحيحات الألوان لدينا صالحة تمامًا عند 4000 & # 8804 تيإف (ك) & # 8804 6000.


هذا المخطط أفضل من ١٨٣٤٨٧ صورة

عندما يتعلق الأمر بجاذبية فورية وواسعة النطاق ، فإن المخططات الفلكية صعبة. هناك & # 8217s سبب لامتلاكنا صور الفضاء الأكثر روعة لعام 2012 ، ولكن ليس & # 8220Astronomy & # 8217s أروع الرسوم البيانية لعام 2012. & # 8221 ولكن يمكن القول إن المخططات (بشكل أكثر تحديدًا: المؤامرات التي تساعدنا في تصور واحد أو أكثر من الكميات المادية) هي المفتاح لفهم ما يحدث مع كل تلك الأشياء التي نعرفها ونحب صورها الملونة.

من المؤكد أن بعض الرسوم البيانية أصبحت مشهورة جدًا. خذ مخطط هابل الذي يرسم المجرات والانزياح الأحمر # 8217 مقابل مسافاتها: تشير نسخته الأولى إلى اكتشاف أننا نعيش في كون متوسع. حصل تجسيد حديث ، يظهر كيف يتسارع التوسع الكوني ، على جائزة نوبل في الفيزياء لعام 2011 لمبدعيها.

مخطط شهير آخر هو مخطط Hertzsprung-Russell (مخطط الموارد البشرية ، باختصار ، كما هو موضح أعلاه.) لا يخبرك نجم واحد & # 8217t كثيرًا عن النجوم بشكل عام. ولكن إذا قمت برسم سطوع وألوان العديد من النجوم ، فستبدأ الأنماط في الظهور & # 8211 مثل النطاق العريض المميز لـ & # 8220 التسلسل الرئيسي & # 8221 شطرًا لمخطط الموارد البشرية قطريًا ، عالم العمالقة والعملاقين في أعلى اليمين. والأقزام البيضاء بالأسفل على اليسار.

عندما تعرف علماء الفلك على هذه الأنماط لأول مرة ، اتخذوا الخطوات الأولى نحو فهمنا الحديث لكيفية تطور النجوم بمرور الوقت.

تم نشر أول مخطط للموارد البشرية من قبل عالم الفلك الأمريكي هنري نوريس راسل في عام 1913 (أو على الأقل وصفه بالكلمات ، إذا نظرت إلى المقالة) أول مخطط هابل & # 8217s في عام 1929. من أعلى رأسي ، لا يمكنني التفكير في أي شيء مؤامرة فلكية شهيرة مع جذور أكثر حداثة.

لكن هذا لا يعني & # 8217t أنه لا توجد & # 8217t بعض المؤامرات التي يجب أن تكون مشهورة عن طريق الحقوق. هنا & # 8217s لا بد أن تصويري لما ، في عام 2003 ، كان أحد الأمثلة الشاملة الأولى من نوعها (من مقال بلانتون وآخرون 2003). يوضح الرسم التخطيطي ألوان العديد من المجرات المختلفة ، ومدى تكرار أو أقل تكرارًا لمواجهات المجرات بتلك الألوان المحددة:

إذا لم تكن & # 8217 على دراية بهذا النوع من المؤامرة ، فمن الأفضل أن تفكر في الخطوط العمودية على أنها تقسيم المخطط إلى صناديق & # 8211 اعتقد & # 8220 أسطوانات زجاجية يمكنك وضع الأشياء فيها. & # 8221 بعد ذلك ، احصل على عينة من صور المجرات البعيدة. فيما يلي بعض الأشياء التي استرجعتها باستخدام أداة Skyserver Tool التي قدمها الأشخاص الذين أنتجوا مسح Sloan Digital Sky Survey (SDSS) - وهو مسح ضخم ، في أحدث إصدار للبيانات ، يسرد أكثر من 1.4 مليون مجرة:

المجرات من مسح سلون الرقمي للسماء.

إذا كانت هذه الصور أقل تفصيلاً مما اعتدت عليه & # 8217re ، فهي & # 8217s لأن المجرات بعيدة جدًا حتى بمعايير خارج المجرة - يستغرق ضوءها ما يقرب من 1.3 مليار سنة للوصول إلينا. ومع ذلك ، يمكنك بسهولة تمييز المجرات & # 8217 بألوان مختلفة.

بهذه المعلومات ، نعود إلى صناديقنا (الزجاجية). فكر في المجرات ذات الألوان المختلفة على أنها كرات رخامية مختلفة الألوان. يقبل كل صندوق مجرات ذات ظل واحد معين من اللون & # 8211 ، لذا ضع كل قطعة من الرخام في الحاوية المناسبة! كما تفعل ، سوف تملأ بعض الصناديق أكثر ، وبعضها أقل. تشير الأشرطة الملونة إلى كل سلة ومستوى تعبئة رقم 8217. على المقياس الموجود على اليسار ، يمكنك قراءة الأرقام المقابلة. على سبيل المثال ، يحتوي أفضل صندوق مليء على أكثر بقليل من 5 في المائة من جميع كرات المجرة الرخامية.

الآن بعد أن عرفت كيفية قراءة الرسم التخطيطي ، دع & # 8217s تزيل الخطوط العمودية الإضافية. في ورقة بحثية نُشرت في مجلة أبحاث فلكية ، هذا ما سيبدو عليه & # 8220histogram & # 8221 من هذا النوع:

توزيع المجرة حسب اللون. الائتمان: ماركوس بوسيل

لقد تركت التلوين على الرغم من أنك & # 8217d ربما لم تجده في ورقة فلكية. يعتبر مقياس اللون الخاص بعلماء الفلك & # 8217 ، والمشار إليه & # 8220g-r & # 8221 على المحور الأفقي ، تقنيًا بعض الشيء - دعنا نتجاهل تلك التفاصيل ونلتزم بالألوان التي نراها في الرسم التخطيطي.

لملء الخانات في هذا المخطط المحدد ، قام علماء الفلك من تعاون SDSS بفرز 183487 مجرة ​​من مسحهم حسب اللون.

إذن ماذا يخبرنا الرسم التخطيطي؟ من الواضح أن هناك قمتين: واحدة بالقرب من الطرف المزرق على اليسار ، والأخرى بالقرب من النهاية الحمراء على اليمين. يشير ذلك إلى نوعين متميزين من المجرات. المجرات من النوع الأول ، في المتوسط ​​، ذات لون أبيض مزرق ، مع بعض العينات أكثر قليلاً وبعضها أزرق أقل قليلاً (وهذا هو السبب في أن القمة واسعة قليلاً). المجرات من النوع الآخر ، في المتوسط ​​، أكثر احمرارًا.

يُشتق لون المجرة & # 8217s من نجومها. المجرة المزرقة هي المجرة ذات النجوم الزرقاء. النجوم المزرقة أكثر سخونة من تلك التي تميل إلى الحمرة. (فكر في تسخين المعدن: يبدأ لونه باللون الأحمر الباهت ، ثم يتحول إلى اللون البرتقالي ، ثم يتحول إلى اللون الأبيض ، إذا كان بإمكانك جعل المعدن أكثر سخونة ، فسوف يشع لونه مزرق.) النجوم الساخنة أكثر كثافة من النجوم الأكثر برودة ، وهي تعيش بسرعة وتموت صغارًا. - تموت أضخمها بعد أقل من مليون سنة ، وهي لحظة عابرة مقارنة بشمسنا وعمرها المقدر بعشرة مليارات سنة. لكي تتوهج مجرة ​​باللون الأزرق الكلي ، يجب أن يكون لديها إمداد ثابت من هذه النجوم المزرقة قصيرة العمر ، مما ينتج نجوم زرقاء جديدة بكميات كافية مع احتراق النجوم القديمة. من الواضح أن المجرات من النوع المزرق تنتج باستمرار نجومًا مزرقة جديدة. نظرًا لعدم وجود آلية معروفة تجعل المجرة تنتج نجومًا مزرقة فقط ، يمكننا إسقاط المؤهل: هذه المجرات تنتج باستمرار نجومًا جديدة.

من ناحية أخرى ، لا تنتج المجرات الحمراء أي نجوم جديدة. إذا فعلوا ذلك ، فكل ما نعرفه عن تشكل النجوم يجب أن يكون هناك عدد كافٍ من النجوم الزرقاء لإعطاء هذه المجرات لونًا مزرقًا بشكل عام. بدون أي نجوم جديدة ، كل ما تبقى هو نجوم طويلة العمر وأقل كتلة ، وتميل إلى أن تكون أكثر برودة وأكثر احمرارًا.

إن وجود فئتين متميزتين من المجرات - تشكل النجوم مقابل & # 8220 الأحمر والميت & # 8221 - هو القوة الدافعة وراء البحث الحالي حول تطور المجرات بنفس الطريقة التي كان بها مخطط الموارد البشرية للتطور النجمي. لماذا يوجد نوعان متميزان؟ ما الذي يجعل المجرات المزرقة تنتج النجوم ، وما الذي يمنع المجرات الحمراء؟ هل تنتقل المجرات من معسكر إلى آخر بمرور الوقت؟ وإذا كانت الإجابة بنعم ، فكيف وفي أي اتجاه؟ عندما تقرأ مقالة مثل هذه حول رعاية وتغذية المجرات في سن المراهقة ، أو هذه المقالة عن إعادة تدوير المجرات غازاتها ، فإن الأمر كله يتعلق بعلماء الفلك الذين يحاولون العثور على أجزاء من اللغز حول سبب وجود هاتين المجموعتين.

من الواضح أن هذا الرسم البياني يستحق تقديراً أوسع من الجمهور. ولا شك أن هناك العديد من المؤامرات الفلكية الأخرى التي لا تحظى بالتقدير الكافي. الرجاء مساعدتي في منحهم بعض التقدير الذي يستحقونه: ما هي الرسوم البيانية التي فعلت أكثر من غيرها لزيادة فهمك لما هو & # 8217s هناك؟ الذي فاجأك؟ الذي أرسل إثارة أسفل عمودك الفقري؟ يرجى نشر ارتباط أو وصف ، والسماح & # 8217s بمعرفة ما إذا كان بإمكاننا إنشاء & # 8220Top 10 & # 8221 قائمة بالمخططات الفلكية. ومن يدري: قد نحاول حتى & # 8220Astronomy & # 8217s أروع المخططات 2013 & # 8221 في نهاية العام.

يمكن العثور هنا على معلومات إضافية حول كيفية عمل مخطط المجرة ذي الذروة ، بما في ذلك الإصدارات المختلفة للتنزيل ونص بايثون الذي أنتجه. إذا كنت تريد معرفة التفاصيل الفنية حول اللون: تتوافق القيم الموجودة على المحور x مع gr ، حيث يمثل g سطوع النجم و # 8217s (معبرًا عنه في نظام الحجم الفلكي المعتاد) من خلال مرشح أخضر معين و r السطوع من خلال مرشح ضارب إلى الحمرة واحد. يمكن العثور على تفاصيل حول نظام مرشح ugriz المستخدم في صفحة SDSS هذه. وفي حال كنت قلقًا بشأن التأثير الذي قد يحدثه الانزياح الأحمر الكوني على المجرات في العينة: حرص الفلكيون على تعويض هذا التأثير المعين ، وتصحيح الألوان لتظهر كما لو كانت كل مجرة ​​بعيدة جدًا. أن ضوءه سيستغرق 1.29 مليار سنة ليصل إلينا (أي عند انزياح أحمر كوني z = 0.1).


سعة الذروة وتحرير نصف السعة أمبير

موجات دورية متناظرة ، مثل موجات جيبية أو موجات مربعة أو موجات مثلث الذروة السعة و السعة شبه هي نفسها.

ذروة السعة تحرير

في قياسات النظام الصوتي والاتصالات السلكية واللاسلكية وغيرها حيث يكون القياس إشارة تتأرجح أعلى وأدنى قيمة مرجعية ولكنها ليست جيبية ، غالبًا ما يتم استخدام سعة الذروة. إذا كان المرجع صفراً ، فهذه هي القيمة القصوى المطلقة للإشارة إذا كان المرجع قيمة متوسطة (مكون DC) ، فإن اتساع الذروة هو أقصى قيمة مطلقة للاختلاف عن ذلك المرجع.

تحرير نصف السعة

يعني نصف السعة نصف سعة الذروة إلى الذروة. [2] تستخدم غالبية المؤلفات العلمية [3] هذا المصطلح السعة أو الذروة السعة ليعني نصف السعة.

إنه المقياس الأكثر استخدامًا للتذبذب المداري في علم الفلك ، كما أن قياس نصف اتساع السرعة الشعاعية الصغيرة للنجوم القريبة مهم في البحث عن الكواكب الخارجية (انظر التحليل الطيفي دوبلر). [4]

تحرير الغموض

بشكل عام ، استخدام الذروة السعة بسيط ولا لبس فيه فقط للموجات الدورية المتماثلة ، مثل موجة جيبية ، موجة مربعة ، أو موجة مثلث. بالنسبة للموجة غير المتماثلة (النبضات الدورية في اتجاه واحد ، على سبيل المثال) ، يصبح اتساع الذروة غامضًا. هذا لأن القيمة مختلفة اعتمادًا على ما إذا كانت الإشارة الإيجابية القصوى تقاس بالنسبة للمتوسط ​​، أو يتم قياس أقصى إشارة سلبية بالنسبة للمتوسط ​​، أو يتم قياس أقصى إشارة موجبة بالنسبة للإشارة السلبية القصوى ( السعة من الذروة إلى الذروة) ثم قسمة اثنين ( شبه السعة). في الهندسة الكهربائية ، الحل المعتاد لهذا الغموض هو قياس السعة من جهد مرجعي محدد (مثل الأرض أو 0 فولت). بالمعنى الدقيق للكلمة ، لم يعد هذا السعة نظرًا لوجود احتمال أن يتم تضمين ثابت (مكون DC) في القياس.

تحرير السعة من الذروة إلى الذروة

السعة من الذروة إلى الذروة (الاختصار p-p) هي التغيير بين الذروة (أعلى قيمة سعة) والقاع (قيمة السعة الأدنى ، والتي يمكن أن تكون سالبة). مع الدوائر المناسبة ، يمكن قياس اتساع التذبذبات الكهربائية من الذروة إلى الذروة بالأمتار أو عن طريق عرض شكل الموجة على مرسمة الذبذبات. يعد قياس الذروة إلى الذروة قياسًا مباشرًا على راسم الذبذبات ، حيث يسهل تحديد قمم شكل الموجة وقياسها مقابل graticule. تظل هذه طريقة شائعة لتحديد السعة ، ولكن في بعض الأحيان تكون مقاييس السعة الأخرى أكثر ملاءمة.

الجذر يعني تحرير السعة التربيعية

يتم استخدام سعة الجذر التربيعي (RMS) بشكل خاص في الهندسة الكهربائية: يتم تعريف RMS على أنه الجذر التربيعي للمتوسط ​​بمرور الوقت لمربع المسافة الرأسية للرسم البياني من حالة الراحة [5] أي RMS لـ AC الموجي (مع عدم وجود مكون DC).

بالنسبة للأشكال الموجية المعقدة ، خاصة الإشارات غير المتكررة مثل الضوضاء ، عادةً ما يتم استخدام سعة RMS لأنها لا لبس فيها ولها أهمية فيزيائية. على سبيل المثال ، ملف معدل تتناسب القدرة المرسلة بواسطة موجة صوتية أو كهرومغناطيسية أو بواسطة إشارة كهربائية مع مربع سعة RMS (وليس ، بشكل عام ، مربع سعة الذروة). [6]

بالنسبة للطاقة الكهربائية المتناوبة الحالية ، تتمثل الممارسة العامة في تحديد قيم RMS لشكل موجة جيبية. إحدى خصائص جذر متوسط ​​الجهد التربيعي والتيارات هي أنها تنتج نفس تأثير التسخين مثل التيار المباشر في مقاومة معينة.

يتم استخدام قيمة الذروة إلى الذروة ، على سبيل المثال ، عند اختيار مقومات إمدادات الطاقة ، أو عند تقدير الحد الأقصى للجهد الذي يجب أن يتحمله العزل. تتم معايرة بعض مقاييس الفولتميتر الشائعة من أجل سعة RMS ، ولكنها تستجيب لمتوسط ​​قيمة شكل موجة مصحح. العديد من مقاييس الفولتميتر الرقمية وجميع مقاييس الملف المتحرك في هذه الفئة. معايرة RMS صحيحة فقط لمدخل موجة جيبية لأن النسبة بين قيم الذروة والمتوسط ​​وقيم RMS تعتمد على شكل الموجة. إذا كان شكل الموجة الذي يتم قياسه مختلفًا بشكل كبير عن الموجة الجيبية ، فإن العلاقة بين RMS ومتوسط ​​القيمة تتغير. تم استخدام عدادات استجابة RMS الحقيقية في قياسات التردد اللاسلكي ، حيث قامت الأدوات بقياس تأثير التسخين في المقاوم لقياس التيار. إن ظهور عدادات يتم التحكم فيها بواسطة معالج دقيق قادرة على حساب RMS عن طريق أخذ عينات لشكل الموجة قد جعل قياس RMS الحقيقي أمرًا شائعًا.

نبض السعة تحرير

في مجال الاتصالات ، سعة النبض هو مقدار معلمة النبضة ، مثل مستوى الجهد أو المستوى الحالي أو شدة المجال أو مستوى الطاقة.

يتم قياس سعة النبضة فيما يتعلق بمرجع محدد ، وبالتالي يجب تعديلها بواسطة المؤهلات ، مثل معدل, فوريا, قمة، أو معدل الجذر التربيعي.

ينطبق اتساع النبضة أيضًا على اتساع مغلفات شكل الموجة المشكلة بالتردد والطور. [7]

تعتمد وحدات السعة على نوع الموجة ، ولكنها دائمًا ما تكون بنفس وحدات المتغير المتذبذب. إن التمثيل الأكثر عمومية لمعادلة الموجة أكثر تعقيدًا ، لكن دور السعة يظل مماثلاً لهذه الحالة البسيطة.

بالنسبة للموجات الموجودة على خيط ، أو في وسط مثل الماء ، فإن السعة هي إزاحة.

يشير اتساع الموجات الصوتية والإشارات الصوتية (التي تتعلق بالحجم) بشكل تقليدي إلى سعة ضغط الهواء في الموجة ، ولكن في بعض الأحيان يتم وصف سعة الإزاحة (حركات الهواء أو الحجاب الحاجز للسماعة). عادةً ما يُقتبس لوغاريتم تربيع السعة بوحدة dB ، لذا فإن السعة الصفرية تقابل −∞ dB. يرتبط الجهارة بالسعة والشدة وهي إحدى الصفات الأكثر بروزًا في الصوت ، على الرغم من أنه يمكن التعرف على الأصوات بشكل عام بشكل مستقل عن السعة. يتناسب مربع السعة مع شدة الموجة.

بالنسبة للإشعاع الكهرومغناطيسي ، يتوافق اتساع الفوتون مع التغيرات في المجال الكهربائي للموجة. ومع ذلك ، قد يتم نقل الإشارات اللاسلكية عن طريق الإشعاع الكهرومغناطيسي ، حيث تتذبذب شدة الإشعاع (تعديل السعة) أو تردد الإشعاع (تعديل التردد) ومن ثم تتنوع التذبذبات الفردية (المعدلة) لإنتاج الإشارة.

يظل اتساع الحالة المستقرة ثابتًا خلال الوقت ، وبالتالي يتم تمثيله بواسطة عدد قياسي. خلاف ذلك ، يكون السعة عابرة ويجب تمثيلها إما كدالة مستمرة أو متجه منفصل. بالنسبة إلى الصوت ، فإن نموذج مغلفات السعة العابرة يعطي إشارات أفضل لأن العديد من الأصوات الشائعة لها هجوم علو عابر ، وتلاشي ، واستدامة ، وإطلاق.

يمكن تعيين معلمات أخرى حالة ثابتة أو مغلفات اتساع عابر: تعديل التردد العالي / المنخفض / السعة ، الضوضاء الغوسية ، النغمات الإيحائية ، إلخ. [8]

مع أشكال الموجة التي تحتوي على العديد من النغمات الإيحائية ، يمكن تحقيق الأشكال الزمنية المؤقتة المعقدة من خلال تعيين كل نغمة فوقية لمظروف السعة العابرة المميزة الخاصة بها. لسوء الحظ ، هذا له تأثير تعديل جهارة الصوت أيضًا. من المنطقي فصل جهارة الصوت ونوعية التوافقية لتكون معلمات يتم التحكم فيها بشكل مستقل عن بعضها البعض.

للقيام بذلك ، يتم ضبط مغلفات الاتساع التوافقي إطارًا بإطار لتصبح سعة حجم المغلفات ، حيث في كل إطار زمني ستضيف جميع السعات التوافقية إلى 100٪ (أو 1). بهذه الطريقة ، يمكن التحكم في الغلاف الرئيسي للتحكم في جهارة الصوت بشكل نظيف. [8]

في التعرف على الصوت ، يمكن استخدام تسوية السعة القصوى للمساعدة في محاذاة الميزات التوافقية الرئيسية لصوتين متشابهين ، مما يسمح بالتعرف على الأجراس المتشابهة بشكل مستقل عن جهارة الصوت. [9] [10]


أهداف علم الفلك المجهر للمناظير الصغيرة

بالنسبة لأولئك الذين يستخدمون المناظير في النطاق 5X25 و 10X25 و 5X30 و 10X30 ، هناك العديد من الأشياء الرائعة التي يمكنك رؤيتها. في الوقت الحالي ، لنبدأ في كوكبة السرطان. بالنسبة لمعظم المراقبين ، يكون السرطان خافتًا بشكل رهيب ويصعب رؤيته في السماء الملوثة بالضوء & # 8211 ولكن أجسام الفضاء السحيق & # 8217s ليست & # 8217t. إذا لم تتمكن من تحديد موقع النجوم الأولية لـ Cancer & # 8217s بصريًا ، فابدأ في مسح السماء على مسافة متساوية بين الجوزاء والأسد. يُنظر إلى أول كائن منظار لدينا على أنه بقعة بصرية ضبابية في مكان سماء مظلمة وسوف يقفز إلى الخارج في منظار صغير.


مسييه 44 & # 8211 كان جاليليو من أوائل من شاهدوا هذه المجموعة النجمية المفتوحة بمساعدة بصرية. عندما تجدها ، ستعرف & # 8220Beehive & # 8221 لأنها حرفياً سرب من النجوم! على بعد حوالي 577 سنة ضوئية ويقدر عمرها بنحو 730 مليون سنة ، يبلغ متوسط ​​هذه الكتلة الساطعة 3.5 على مقياس ريختر وستغطي حوالي ثلث مجال الرؤية. في حين أن حوالي 20 نجمًا أو أكثر ستكون مرئية بسهولة للفتاة الصغيرة ، فإن المجموعة تحتوي على أكثر من 200 من 350 نجمة في المنطقة التي تم تأكيد عضويتها.

الآن ، حرك المنظار ببطء إلى الجنوب الشرقي وأنت & # 8217ll تتجسس على هدفنا التالي:


مسييه 67 & # 8211 اكتشف قبل عام 1779 من قبل يوهان جوتفريد كوهلر ، الكتلة المفتوحة هي واحدة من أقدم المجموعات المعروفة منذ 3.2 مليار سنة. أعاد تشارلز ميسييه اكتشاف M67 بشكل مستقل ، وحله إلى نجوم ، وفهرسته في 6 أبريل 1780 ، ويمكنك أن ترى لماذا يمكن أن يكون توقيعه الخافت مخطئًا على أنه مذنب لمنظار علم الفلك الصغير يمكنه & # 8217t حله تمامًا أيضًا! صدق أو لا تصدق ، M67 في نفس عمر نظامنا الشمسي تقريبًا ولها نفس الحجم تقريبًا عند رؤيتها من الفضاء. استمتع بمظهرها الصغير الذي يشبه المجرة.


حان الوقت للتوجه إلى Big Dipper وبدء البحث عن مجموعتين أخريين يصعب التعرف عليهما & # 8211 Canes Venetici و Coma Berenices. هدفنا المجهر في هذه المنطقة أيضًا ساطعان للغاية ، ولكن ليس من السهل العثور عليهما تحت السماء الساطعة. باستخدام Ursa Major كدليل لك ، اتبع قوس المقبض إلى الشرق من Arcturus. فهمتك؟ حسن! انظر الآن إلى نهاية المقبض مرة أخرى وسترى نجمًا خافتًا على بعد بضعة أصابع فقط & # 8230 That & # 8217s Cor Caroli. حرك منظارك بين هذين النجمين وسيقوم هدفنا التالي بضربك في العين & # 8230


م 3 & # 8211 تم اكتشاف الكتلة الكروية البارزة M3 في عام 1764 بواسطة Charles Messier وتحتوي على ما يقرب من نصف مليون نجم. كان هذا أول اكتشاف أصلي لـ Messier & # 8217s وقام بتسجيله في 3 مايو 1764. إذا كنت & # 8217ve قد رأيت مذنبًا ، فإنك & # 8217 ستعرف سبب تشابه هذا الكائن المحدد مع أحد المذنبات. في البصريات الأصغر ، لا يمكنك ببساطة حل النجوم في هذه المجموعة الكروية التي تبعد 33900 سنة ضوئية. في المناظير الصغيرة ، ستظهر على أنها مجرد لطخة صغيرة مستديرة & # 8230 لكن يا لها من لطخة! يمكن أن يصل عرضه إلى 22 سنة ضوئية ويصل عمره إلى 26 مليار سنة.

الآن ابدأ في التحرك جنوبًا لواحد آخر & # 8230 عندما ينفجر مجال الرؤية بأكمله في النجوم؟ & # 8217 لقد وجدتها & # 8230


111 & # 8211 هو جمال مجهر حقيقي وينتمي إلى فصل دراسي مختلف من العناقيد المفتوحة. تم فهرستها لأول مرة بواسطة بطليموس وفهرستها مرة أخرى بواسطة P.J. Melotte في عام 1915 ، استغرقت هذه المجموعات الكبيرة والمفتوحة الكثير من الدراسة لإثبات أن النجوم المعنية كانت مرتبطة حقًا. بينما يبدو أن مجموعة Coma Berenices هي في الأساس & # 8220 ثابتة & # 8221 في الفضاء من وجهة نظرنا ، إلا أنها تترك لنا وقتًا أطول بكثير للاستمتاع بهذه المجموعة الثلاثية من النجوم الساطعة.


وصف بيانات خط أنابيب تجميع الصور MegaPipe

الأسماء من نوعين. يبدأ الفرز الأول بـ "G" (لـ "group") متبوعًا برقم جيل (يزداد كل ستة أشهر) ، متبوعًا بأرقام تشير إلى RA و Dec لمركز المجموعة. على سبيل المثال: G002.003.844 + 33.133 والمجموعة الأقدم تتمحور حول RA = 33.133 و Dec = 3.844. يعتمد النوع الآخر على الاستبيان الذي جاء منه ، إما CFHTLS (بأسماء مثل D3 و W4 وما إلى ذلك) أو NGVS (NGVS + 1 + 1 على سبيل المثال).

يتبع أسماء المجموعات حرف (أحرف) يشير إلى المرشح UGRIZ. يُرمز إلى عامل التصفية i.MP9702 "I2".


ما هو نظام مقدار ugriz؟ - الفلك

من أجل قياس سطوع نجم & # 8217s ، يستخدم علماء الفلك نظام & # 8220stellar magnitude & # 8221. يعتمد سطوع النجم & # 8220magnitude & # 8221 أو سطوعه الذي نلاحظه على كل من السطوع الجوهري للنجم وبُعده عن الأرض. بناءً على ذلك ، يتم تعيين رقم حجم ظاهر لكل نجم. نظرًا لأن مقياس الحجم عبارة عن مقياس نسبي ، فهناك & # 8220 قيمة نقطة الصفر & # 8221 تتم مقارنة جميع النجوم الأخرى التي نراها. على سبيل المثال ، النجم Vega ، الموجود في كوكبة Lyra ، له المقدار الظاهري للصفر.

الأجسام أكثر إشراقًا من Vega نفي المقادير (على سبيل المثال ، يبلغ حجم سيريوس -1.46 وحجم الشمس & # 8217 s هو -26.74). ومع ذلك ، فإن كل كائن في السماء تقريبًا يكون أغمق من Vega وسيكون له مقادير أكبر من الصفر. الأشياء الأكثر خفوتًا التي يمكننا رؤيتها بالعين المجردة هي بحجم 7 ، وبمساعدة التلسكوبات ، يمكننا قياس ما يصل إلى 25 درجة.

تذكر أكبر الحجم الظاهر ، و باهتة أو أضعف الكائن!

عند النظر إلى السماء ، كلما كانت السماء أغمق ، كلما رأيت المزيد من النجوم الخافتة ، ومن ثم فإن الحجم المحدد هو أكبر. وهذا يشير إلى تقليل التلوث الضوئي!

إذا كان هذا يحيرك ، فلا تشعر بالسوء! لقد كان الأمر محيرًا في البداية للعديد من علماء الفلك أيضًا!

Globe at Night هو برنامج تابع لمؤسسة NSF NOIRLab ، وهو المركز الوطني الأمريكي البارز لعلم الفلك الأرضي والليلي البصري والأشعة تحت الحمراء ، والذي يديره اتحاد الجامعات للبحث في علم الفلك (AURA) ، بموجب اتفاقية تعاونية مع مؤسسة العلوم الوطنية .


تحفظات

تستخدم قياسات تشتت السرعة الموزعة مع أطياف SDSS أطياف نموذجية محولة إلى سيجما بحد أقصى 420 كم / ثانية. لذلك ، سرعة التشتت سيجما & gt 420 كم / ثانية ليست موثوقة ويجب عدم استخدامها.

نوصي المستخدم بعدم استخدام قياسات تشتت سرعة SDSS من أجل:

  • الأطياف مع S / N & lt 10
  • تقدر سرعة التشتت بأقل من حوالي 70 كم ثانية -1 نظرًا لنسبة S / N النموذجية والاستبانة الآلية لأطياف SDSS

لاحظ أيضًا أن إخراج قياسات تشتت السرعة بواسطة خط أنابيب SDSS Spectro-1D لا يتم تصحيحه إلى فتحة دائرية نسبية قياسية. (تقيس أطياف SDSS الضوء داخل فتحة ثابتة نصف قطرها 1.5 ثانية قوسية. لذلك ، تتأثر سرعة تشتت المجرات البعيدة بحركات النجوم في نصف قطر فيزيائي أكبر من المجرات المماثلة القريبة. إذا كانت سرعة تشتت المجرات البعيدة تتناقص المجرات من النوع المبكر مع نصف القطر ، ثم تكون السرعة المقدرة للتشتت (باستخدام فتحة ثابتة) للمجرات البعيدة أصغر بشكل منهجي من تلك الموجودة في المجرات المماثلة القريبة.)


شاهد الفيديو: تعريف مفهوم الحجم بالصوت والصورة المتحركة (شهر اكتوبر 2021).