الفلك

إيجاد نصف قطر النجم في قوس ثانية

إيجاد نصف قطر النجم في قوس ثانية

إذا كنت أعرف نصف قطر النجم بالسنتيمتر ، فكيف يمكنني تحويله إلى ثانية قوسية؟

على سبيل المثال ، إذا كان عندي نجم r = 3.18e13 سم ، والمسافة إلى النجمة d = 220 فرسخ فلكي ، فما علاقة تحويل نصف القطر من سم إلى ثانية قوسية.

شكرا لك.


باستخدام الرياضيات الدائرية الأساسية: حيث $ d $ هي المسافة بين النجم والراصد في AU ، و $ r $ هي نصف قطر النجم في AU ، و $ a $ هي الزاوية التي يحيط بها نصف قطر النجم بالدرجات:

$ r = frac {a} {360} 2 pi {d} $

الآن أعد ترتيبها لجعل $ a $ الموضوع:

$ a = frac {180r} { pi {d}} $

للحصول على $ a $ بالثواني القوسية ، عليك ضرب النتيجة في 3600 (لأن هناك 3600 ثانية قوسية في الدرجة):

$ a = frac {648000r} { pi {d}} $

الآن ، قم بتحويل الأرقام الخاصة بك من cm و parsecs إلى وحدات فلكية:

ص $ = 3.18e13 سم = 2.126 AU

$ d $ = 220 قطعة = 4.538e7 AU

ضعهم في المعادلة:

$ a = frac {648000 times2.126} {{4.538 times10 ^ 7} pi} $

لتأخذ، لتمتلك:

أ = 0.00966327 دولار

امل ان يساعد!

يحرر:

كما أشار مايك ، يمكن تبسيط المعادلة النهائية التي أنهيت بها بشكل أكبر إذا استخدمت وحدات مختلفة ، من أجل:

$ a = frac {r} {d} $

حيث $ r $ في AU و $ d $ في الفرسخ ، يعطي إجابة $ a $ بالثواني القوسية.

هذا لأن المعادلة $ a = frac {648000r} { pi {d}} $ بها $ frac {648000} { pi} $ فيها - وهو تعريف الفرسخ في أستراليا. لذلك ، بضرب $ d $ في هذا الرقم لتحويله من AU إلى فرسخ ، نحصل على $ a = frac {648000r} {648000 / pi times pi {d}} $. ألغِ pi في الأسفل ، وألغ $ {648000} $ في الأعلى والأسفل ، ويتبقى لك $ a = frac {r} {d} $ حيث $ r $ في au و $ d $ موجود في جهاز الكمبيوتر.


2 * أركتان (ص / د)

استخدم Wolfram Alpha ، فهو يأخذ وحدات ذات شكل حر مثل cm ، و parsecs ، وما إلى ذلك وعادة ما يفعل الشيء الصحيح. ويمكنك تحديد وحدة الإجابة التي تبحث عنها (على سبيل المثال ، ثانية قوسية).

http://www.wolframalpha.com/input/؟i=2+*+arctan(3.18e13+cm+٪2F+220+parsecs)+in+arcseconds

في هذه الحالة ، الإجابة هي 0.019 ثانية قوسية


بيانات علم الفلك

الغرض من هذه البيانات هو معرفة ما إذا كان موقع النجوم يصنع مجموعات في زوايا مختلفة أم أنها عشوائية تمامًا. تم اختيارهم ليكونوا في جوار شمسنا. إن اختلاف المنظر 0.05 قوسًا هو نفسه مسافة 20 فرسخ فلكي أو 65 لي (سنوات ضوئية). تتضمن هذه البيانات 703 نجمة أو ربما بعض الأشياء الأخرى.

أرشيف Gaia:

يوجد أدناه الصفحة / الرابط للبدء منه:

لدي بالفعل بيانات RA و DEC في البيانات المحددة ويمكنني استخدامها مباشرة. أستخدم ملف CSV المخزن مسبقًا.

رسم بياني أوكتاف لموقع أقرب النجوم:

لقد أضفت مخططين مدرج تكراري في الماكرو ، أحدهما لـ RA والآخر لـ DEC.

  • دالة الرسم البياني: هيست (velocity_result (:، ra)، 24)، 360/24 = 15 درجة
  • دالة الرسم البياني: هيست (سرعة_النتيجة (: ، ديسمبر) ، 12) ، 180/12 = 15 درجة

عرض الفصل 15 درجة.

يوضح هذا الرسم البياني عدد النجوم في كل مجموعة بعرض 15 درجة في مستوى RA. لها انخفاض في الاتجاه الفاصل من 285 إلى 300 درجة.

على النحو الوارد أعلاه ولكن للطائرة DEC. يميل RA بمقدار 27 درجة بالنسبة لمستوى مجرة ​​درب التبانة. تقع معظم النجوم في مجرتنا على طول مستوى المجرة. بسبب بناء نظام إحداثيات RA / DEC ، يكون طول RA أقل عند +/- 90 درجة مقارنة بخط الاستواء. في هذا الرسم البياني البسيط ، يعني ذلك مساحة أقل وعددًا أقل من النجوم لكل وحدة مساحة. يمكنك طلب البيانات من أرشيف Gaia في نموذج آخر للحصول على مساحات متساوية.

يمكنك العثور على مزيد من المعلومات حول طائرة المجرة في ويكيبيديا:

ربما يمكننا الحصول على نظرة عامة أفضل باستخدام مخطط ثلاثي الأبعاد ، دعنا نحاول.

هذا هو الماكرو الذي أقوم بإعداده للقيام بذلك ، وسأعيد كتابته بطريقة ماكرو أكثر أناقة وأسهل في الاستخدام لاحقًا. لقد قمت بتقطيع بيانات DEC بفاصل 15 درجة.

من هذا يمكنك أن ترى عدد النجوم حول نجمنا. البيانات في شكل مصفوفة 12x24 ، كل سقف هو كتلة 15x15 درجة في RA ، DEC. الرسم البياني على طول محور RA وشرائح محور DEC ، محور DEC هو -90 إلى +90 درجة ، يجب عليك إعادة الحساب.

البديل هو رسمها كسطح حيث يتوافق اللون مع عدد النجوم في كل موضع. لكن لنجوم قليلة أن تكون إحصاءات جيدة. إذا قمنا بزيادة نصف القطر من شمسنا حيث نلتقط النجوم ، نحصل على المزيد منها. مع ضعف نصف القطر ، نحصل على نجوم أكثر 8 مرات إذا كانت موزعة بالتساوي (2 * 2 * 2 ، لأن نصف القطر هو بعد واحد والحجم ثلاثي الأبعاد).

مخطط رسم بياني جديد ، والآن كل النجوم يصل نصف قطرها إلى نطاق 10 ماس:

بعد إعادة كتابة الماكرو القديم حصلت على هذا. لدي حلقة أثناء تقطيع بيانات DEC. يمكن أن يكون الأمر أكثر إحكاما إذا كنت أستخدم المتجهات ولكن من الصعب متابعتها وفهمها. باستخدام هذا يمكنني بسهولة تغيير المعلمات ، حتى عنوان الرسم البياني يتكيف مع البيانات الجديدة. لقد قمت بتحميل بيانات جديدة من Gaia ، وقمت بتقليل المنظر من 50 mas إلى 20 mas (مسافة أطول) وحصلت على 10'000 + نجمة للعمل معها.

دقة السقف هي الآن كتلة 5 × 5 درجة. بسبب المزيد من النجوم الآن ، أصبحت "الضوضاء" أقل. تظهر قمة غريبة في موضع واحد بحوالي 60 نجمة.

مع نصف قطر 20 ماس (0.02 قوس سي = 50 فرسخ فلكي) لدينا الآن كرة نصف قطرها 163 سنة ضوئية. يحتوي على أكثر من 10000 من أقرب النجوم. النقطة الصفراء هي المكان الذي يتجمع فيه الكثير من النجوم. لا أعرف لماذا بعد.

بعض الروابط المفيدة بالمعلومات:

أحد القيود في بيانات Gaia هو عدم تضمين النجوم الساطعة. تم تحسين Gaia لاكتشاف النجوم الضعيفة وكل النجوم المرئية بالعين المجردة على تشبع مستشعر CCD وغير قابل للاستخدام.

تنسب إليه:
استفاد هذا العمل من البيانات الواردة من بعثة Gaia التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية (ESA) (https://www.cosmos.esa.int/ gaia) ، التي تمت معالجتها بواسطة Gaia Data Processing and Analysis Consortium (DPAC، https: // www .cosmos.esa.int / web / gaia / dpac / consortium). تم توفير التمويل لـ DPAC من قبل المؤسسات الوطنية ، ولا سيما المؤسسات المشاركة في اتفاق غايا متعدد الأطراف.

تعاون Gaia وآخرون. (2016): وصف مهمة Gaia (المركبة الفضائية والأدوات ومبادئ المسح والقياس والعمليات).
تعاون Gaia وآخرون. (2018 ب): ملخص محتويات وخصائص المسح.

أفضل عرض للصفحة مع ضبط الشاشة على 1024 × 768 أو أعلى. الصور التي تحمل علامة Lars Karlsson وتصميمات النص وصفحات الويب هي حقوق الطبع والنشر 2002-2019 بواسطة Lars Karlsson. كل الحقوق محفوظة. لا يجوز إعادة إنتاجها أو نشرها أو نسخها أو نقلها بأي شكل ، بما في ذلك إلكترونيًا على الإنترنت أو شبكة الويب العالمية ، دون إذن كتابي من المؤلف.


GSC - HST Guide Star Catalog ، الإصدار 1.2

يحتوي إصدار دليل دليل النجوم ، الإصدار 1.2 على إعادة معايرة فلكية وتحسينات أخرى مقارنة بالإصدار السابق (1.1). يقدر الخطأ الإجمالي لجذر متوسط ​​التربيع لـ GSC 1.2 بأنه أفضل من 0.3 ثانية قوسية. المادة المرجعية لتقليل GSC 1.2 هي & quot؛ المواضع وكتالوج الحركات المناسبة & quot: والفهرس الفلكي (AC) الذي تم استخدامه لإزالة النظاميات المتوسطة المشتركة بين جميع اللوحات. تتوفر معلومات إضافية عن التخفيض على http://gsss.stsci.edu/Catalogs/GSC/GSC1/gsc12/DESCRIPTION.HTM

لاحظ أن HEASARC لم يقم بأي محاولة لدمج الكائنات مع قوائم متعددة في كتالوج GSC 1.2 (نظرًا لوجودها على أكثر من اللوحة) في إدخال واحد في قاعدة البيانات هذه ، كما فعل HEASARC لإصدار قاعدة البيانات الخاصة به من كتالوج GSC 1.1.

توصي HEASARC بألا تتجاوز عمليات البحث المخروطية نصف قطرها 30 قوسًا ، لأنه ، كما سيكتشف المرء بسرعة ، يحتوي نصف قطر من 30 قوسًا على مئات إن لم يكن الآلاف من النجوم. للبحث في مساحة أكبر ، نوصي بأن ينشئ المستخدمون فسيفساء من نتائج تسلسل 30 بحثًا في الدقيقة باستخدام إحداثيات الإزاحة. لاحظ أن نصف قطر البحث المخروطي الافتراضي هو 1 دقيقة قوسية.

أخيرًا ، لاحظ أن STScI تنص على أنه لا ينبغي استخدام GSC 1.2 لإحداثيات المرحلة 2 من HST ، حيث لم يتم تثبيت GSC 1.2 في النظام الأرضي HST.

مراجع

تم وصف النسخة الأصلية من هذا الكتالوج ، GSC 1.0 ، في سلسلة من الأوراق:

الأصل

المعلمات

اسم
يتكون تعريف GSC للكائن هذا من بادئة GSC ، ورقم لوحة (5 أرقام) ورقم نجمة على اللوحة (5 أرقام) ، مع الفصل بين الحقلين الأخيرين بشرطة ، على النحو الموصى به في قاموس تسمية الأجرام السماوية.

RA
الصعود الصحيح للكائن في الاعتدال المختار. في كتالوج STScI الأصلي ، تم تقديم هذا في الاعتدال J2000 وفي عصر اللوحة بالدرجات العشرية ، بدقة 0.00001 درجة. يقدر الخطأ الإجمالي لجذر متوسط ​​التربيع للمواقع في GSC 1.2 بأنه أفضل من 0.3 قوس ثانية.

ديسمبر
انحراف الكائن في الاعتدال المختار. في كتالوج STScI الأصلي ، تم تقديم هذا في الاعتدال J2000 وفي عصر اللوحة بالدرجات العشرية ، بدقة 0.00001 درجة. يقدر الخطأ الإجمالي لجذر متوسط ​​التربيع للمواقع في GSC 1.2 بأنه أفضل من 0.3 قوس ثانية.

Error_Radius
متوسط ​​الخطأ التقريبي في الموضع ، بالثواني الأثري (& quot).

pmag
المقدار (عادةً ما يكون فوتوغرافيًا) للكائن ، في النطاق المحدد بواسطة معلمة pmag_band.

Pmag_Error
متوسط ​​الخطأ في المقدار.

Pmag_Band
رمز النطاق للحجم الذي يحدد التركيبة التالية من المستحلب والمرشح:

GSC_Class
علم تصنيف نجمي / غير نجمي للكائن ، باستخدام التعريفات التالية:

معرف_اللوحة
تسمية أبجدية رقمية للوحة التي تم العثور عليها. يُشار إلى ذلك برقم GSSS في وثائق GSC (راجع Lasker وآخرون 1990 ، AJ ، 99 ، 2019 ، الجدول الثالث) ، ويوصف بأنه تعيين داخلي تم إنشاؤه بواسطة نظام برمجيات GSSS لتوفير سمة فريدة و اسم لوحة متسق تشغيليًا لإنشاء الكتالوج وتخزينه. & quot

متعدد_أعلام
علامة تم تعيينها على & quotT & quot في حالة وجود إدخالات متعددة في نفس الموضع في GSC 1.2 ، ويتم تعيينها على & quotF & quot بخلاف ذلك.


خوارزميات CCD قياس الضوء النجمي

ترقى مشكلة إجراء قياس ضوئي نجمي دقيق باستخدام بيانات جهاز معايرة مقترنة بالشحن (CCD) إلى مشكلة تكثيف قيم الشدة لمئات أو آلاف أو حتى ملايين من عناصر الصورة (وحدات البكسل) في قائمة تحتوي على حجم وموضع كل نجمة. على صورة اتفاقية مكافحة التصحر.

إذا لم يكن الحقل النجمي مزدحمًا ، يمكن للفلكي قياس حجم كل نجم عن طريق القيام بالمكافئ الرقمي للقياس الضوئي للفتحة. يصبح القياس الضوئي النجمي أكثر صعوبة إذا رغب المرء في دراسة الحقول النجمية المزدحمة. غالبًا ما تكون الافتراضات الأساسية الكامنة وراء التقنيات البسيطة للقياس الضوئي للفتحة CCD غير صالحة في الحقول النجمية المزدحمة ويجب استخدام طرق أكثر تعقيدًا مثل تركيب نموذج Point-Spread-Function (PSF) من أجل تحقيق قياس ضوئي دقيق.

يمكن أن تكون عملية تحديد الحجم الظاهري للنجم معقدة بشكل مدهش حتى مع تقنية بسيطة مثل قياس الضوء بفتحة CCD. نبدأ بافتراض أن ملاحظات CCD لدينا كانت بالفعل مسطحة ومعايرة. العملية الأساسية لقياس الضوء النجمي للفتحة هي ، من حيث المبدأ ، بسيطة للغاية:

  1. ابحث عن النجم.
  2. قم بتوسيط فتحة N A بكسل على النجمة.
  3. اجمع الإلكترونات داخل الفتحة: S A (الوحدات: الإلكترونات e -).
  4. تحديد تدفق الخلفية القريب: B (الوحدات: e - بكسل -1).
  5. تحديد حجم الآلة:.
  6. تحديد تصحيح الفتحة: (الوحدات: mag).
  7. احسب حجم الأداة المصحح للفتحة:.

يتم وصف العملية المهمة لتحويل المقادير الآلية إلى نظام قياسي على نطاق واسع في الأدبيات ولن يتم تناولها في هذه المساهمة بسبب قيود المساحة.

هناك العديد من التقنيات المتاحة لاكتشاف الأجسام الفلكية في أرصاد اتفاقية مكافحة التصحر (انظر ، على سبيل المثال ، Fischer & amp Kochanski 1994 ، Secker 1995 ، والمراجع الواردة فيهما). فيما يلي مقدمة موجزة لبعض التقنيات التي يمكن استخدامها للكشف عن النجوم في أرصاد CCD.

يمكن تحسين إشارة الصورة الرقمية المزعجة بشكل متكرر عن طريق كبت ضوضاء التردد المكاني العالي في الصورة. بالنسبة إلى الملاحظات النجمية الحديثة CCD ، يعني هذا عمومًا كبت ضوضاء قراءات الفوتون و CCD. يمكن تحقيق ذلك في كثير من الأحيان باستخدام مرشحات تمرير منخفضة رقمية صغيرة مثل

الذي يشيع استخدامه في معالجة الصور الرقمية لهذا الغرض. تُعد مرشحات تمرير الترددات المنخفضة الرقمية الصغيرة مفيدة في العثور على النجوم في الأرصاد النجمية الرقمية التي تمت إزالة خلفية السماء منها (Irwin 1985). يمكن بشكل متكرر تقريب خلفية السماء للصورة باستخدام مرشحات متوسطة صغيرة. يمكن أن يكون الجمع بين مرشحات التمرير المنخفض والفلاتر المتوسطة مفيدًا جدًا لمرشح LPD (فرق الترددات المنخفضة) ،

يعمل جيدًا مع صور Hubble Space Telescope WF / PC و WFPC2 ، لغرض اكتشاف النجوم ومصادر النقاط الأخرى (الملحق أ من Mighell & amp Rich 1995). مرشح LPD هو مرشح عالي التردد وهو تناظرية رقمية لتقنية إخفاء الصور الفوتوغرافية غير الحادة من Malin (Malin 1977 ، 1981 والمراجع الواردة فيه).

القائمة التالية ، على سبيل المثال ، عبارة عن تطبيق FORTRAN لخوارزمية كاشف ذروة بسيطة تحدد أي بكسل أكبر من أي من جيرانه الثمانية:

تعمل هذه الخوارزمية بشكل جيد بشكل خاص مع الملاحظات النجمية CCD التي تمت إزالة السماء الخلفية منها (على سبيل المثال ، الصور LPD المفلترة).

تتطلب العديد من برامج القياس الضوئي لفتحة CCD من المستخدم إعطاء موضع النجمة في إطار CCD. تقدم معظم هذه البرامج خيارًا من خوارزميات التمركز لتحديد مركز النجم عند تقديم تقدير تقريبي فقط. يقارن مقال المراجعة لـ Stone (1989) أداء خمس خوارزميات مركزية رقمية مختلفة في نطاق واسع من الرؤية الجوية وظروف مستوى الخلفية. قد يكون من المفيد إنشاء خوارزمية النقطه الوسطى الخاصة بك على أساس المتطلبات الخاصة لمشكلة التحليل الخاصة بك. القائمة التالية ، على سبيل المثال ، عبارة عن تنفيذ FORTRAN لخوارزمية النقطه الوسطى والتي تنتج تقديرات قوية دون الحاجة إلى تقدير خلفية `` السماء '' القريبة:

هذه الخوارزمية هي نسخة مبسطة من تلك المستخدمة بواسطة حزمة القياس الضوئي النجمي بفتحة CCDCAP. إذا كانت المواقف المطلقة أو الأقارب الدقيقة مطلوبة من ملاحظات CCD ، فيجب على المرء أن يبحث في الأدبيات المكثفة المخصصة للقياس الفلكي CCD.

يتم تحديد تدفق الخلفية (`` السماء '') المرتبط بنجم بشكل عام من خلال تحليل توزيع شدة وحدات البكسل القريبة في الخلفية. في حالة القياس الضوئي للفتحة الدائرية ، يتم تحديد تدفق الخلفية عادةً عن طريق تحليل البكسل في حلقة خارج الفتحة النجمية. عادة ما يكون نصف القطر الداخلي لحلقة السماء على بعد عدة FWHM 1 من مركز الفتحة لتجنب إدراج الضوء الملوث من النجم نفسه. عادةً ما يكون عرض الحلقة كبيرًا بما يكفي بحيث تحتوي الحلقة على ما بين 50 إلى بضع مئات من البكسل.

تسمح العديد من برامج قياس الضوء للفتحة للمستخدم بضبط تدفق الخلفية ليكون القيمة المعيارية لتوزيع كثافة الخلفية. يتم تقدير وضع التوزيع في الخلفية بشكل متكرر باستخدام التقريب المفيد التالي ،

(ويلز 1979 كيندال وأمبير ستيوارت 1958 هالدين 1942 بيرسون 1895). من المعروف أن هذا التقريب ، للأسف ، ينتج تقديرات أساسية منحازة نحو قيم أعلى (على سبيل المثال ، Newberry 1992). تتوفر طرق أفضل لتقدير الخلفية. التقديرات الشكلية لتوزيع الخلفية بعد الرفض المتكرر لشدة البكسل الخارجة التي تتجاوز 2.5-3.0 الانحرافات المعيارية للمتوسط ​​تنتج بشكل عام نتائج معقولة (Da Costa 1992).

تتوفر العديد من الخوارزميات وتوفر معظم برامج قياس الضوء للفتحة للمستخدم اختيارًا من عدة طرق لتحديد تدفق الخلفية. على سبيل المثال ، توفر حزمة IRAF قياس الضوء لفتحة APPHOT الشائعة للمستخدم الاختيار من بين 11 طريقة مختلفة يمكن من خلالها تقدير الخلفية (Davis 1987). كما هو الحال دائمًا عند استخدام برنامج التحليل ، يُنصح الفلكي بشدة بقراءة وثائق المستخدم بعناية من أجل فهم المنهجية التي ستنتج أفضل النتائج لملاحظة أو تطبيق CCD معين.

تتمثل المهمة الأساسية لبرنامج قياس الضوء بفتحة CCD في قياس جميع الإلكترونات بدقة ، S A ، التي تقع داخل فتحة موضوعة على صورة CCD. ما لم يكن تدفق الخلفية ، B ، هو بالضبط صفر إلكترونات لكل بكسل ، فلا يمكن للمرء أبدًا قياس عدد الإلكترونات مباشرةً ، من نجم داخل الفتحة. يقيس أحدهم ، بدلاً من ذلك ، الكمية ، حيث توجد فتحة العدسة (بالبكسل). يمكن بالتالي تعريف الحجم الفعال لقياس الفتحة لرصد CCD لنجم على أنه

حيث يكون الشكل النهائي على اليمين من حيث الكميات التي يمكن ملاحظتها. من خلال هذا التعريف ، فإن الشدة النجمية لإلكترون واحد سيكون لها حجم آلي يساوي صفر. الخطأ المقدر لحجم الآلة هو تقريبا

أين هو خطأ القياس (بالإلكترونات) للعدد المقدر للإلكترونات من النجم داخل الفتحة.

من الواضح أنه من المهم تحديد الكميات التي يمكن ملاحظتها S A و B وبأكبر قدر ممكن من الدقة. دعونا ننظر في منطقة الفتحة ، أولا. إذا كانت a j هي مساحة بكسل فتحة العدسة j ، فإن المساحة الإجمالية للفتحة ، هي ببساطة

حيث يشير A إلى أن التجميع يتضمن كل وحدات البكسل أو وحدات البكسل الجزئية داخل الفتحة. ستكون مساحة بكسل فتحة العدسة j بكسل واحدًا بالضبط فقط عندما يكون البكسل داخل الفتحة تمامًا ، وإلا فإن جزءًا من البكسل يقع داخل الفتحة وقيمة a j بين صفر وواحد (بكسل). مساحة الفتحة الدائرية هي وحدات البكسل حيث يكون نصف قطر الفتحة هو r بكسل. على الرغم من أنه ليس من الصعب تحديد مناطق البكسل الجزئية بدقة مع وحدات البكسل المربعة والفتحات الدائرية (على سبيل المثال ، الشكل 1) ، إلا أن العديد من برامج القياس الضوئي ذات الفتحة CCD القياسية تقارب فقط مناطق البكسل الجزئية. على سبيل المثال ، تقارب مهمة PHOT الشائعة لحزمة APPHOT الفتحة الدائرية بواسطة مضلع غير منتظم (Davis 1987). في حين أن هذا التقريب جيد بشكل عام مع الفتحات الكبيرة ، إلا أنه قد ينتج أحيانًا أخطاء قياس منتظمة كبيرة لأنصاف أقطار الفتحة الصغيرة.

الشكل 1: فتحة دائرية على صفيف من وحدات البكسل المربعة CCD. تقع وحدات البكسل السوداء بالكامل داخل الفتحة وتكون وحدات البكسل الرمادية جزئيًا فقط داخل الفتحة.

دعونا الآن نفكر في مجموع كل الإلكترونات داخل الفتحة (S A). إذا كانت z j هي شدة بكسل الفتحة (في الإلكترونات) ، فإن تقريب واحد بسيط لـ S A هو

يزن هذا التقريب خطيًا كثافة البكسل مع مساحة البكسل داخل الفتحة. تستخدم مهمة PHOT خوارزمية وزن البكسل الخطي التي تشبه إلى حد بعيد هذا التقريب. يفترض استخدام المعادلة (1) ضمنيًا أن وظيفة انتشار النقطة مسطحة تقريبًا عند حافة الفتحة.يكون PSF مسطحًا بشكل عام تقريبًا فقط على مسافات كبيرة من مركز النجم حيث تكون وظيفة الطاقة المطوقة مساوية تقريبًا لواحد (أي 100٪). وبالتالي فإن استخدام المعادلة (1) مناسب بشكل عام لأنصاف أقطار الفتحة الكبيرة. أينما تكون PSF وظيفة سريعة التغير لنصف القطر (على سبيل المثال ، عند نصف قطر صغير لرؤية ملاحظات CCD المحسّنة) ، من المحتمل أن ينتج عن استخدام المعادلة (1) أخطاء قياس منهجية كبيرة.

تتمثل إحدى طرق تقليل خطأ القياس المنهجي هذا في تقسيم كل بكسل إلى بكسلات فرعية باستخدام خوارزمية الاستيفاء ثنائية البكسل. تتمثل إحدى هذه الخوارزميات في استخدام التناظرية ثنائية الأبعاد لوظيفة سينك:. هذه الوظيفة ، مثل العديد من الوظائف الأخرى ، لها تأثير مؤسف يتمثل في تحطيم الصورة الأصلية عن طريق نشر الفوتونات (الإلكترونات) إلى ما بعد البكسل الأصلي. لقد أنشأت خوارزمية الاستيفاء ثنائية البكسل QUADPX والتي تقسم البكسل إلى 4 بكسلات فرعية يكون مجموعها دائمًا مساويًا لمجموع البكسل الأصلي (الملحق ب من Mighell & amp Rich 1995). أظهرت التجارب العددية أن استخدام خوارزمية QUADPX يمكن أن يقلل من خطأ القياس المنهجي لأعضاء Gaussians بأخذ عينات نقدية بمعامل 6. على سبيل المثال ، ارتفع الخطأ الضوئي لنصف قطر فتحة العدسة 2.0 بكسل من 0.068 ماج باستخدام المعادلة (1) إلى 0.011 mag مع حزمة CCDCAP التي تنفذ خوارزمية QUADPX.

يتم الحصول على أفضل (أصغر) الأخطاء الضوئية النجمية (أي أكبر نسب الإشارة إلى الضوضاء) بشكل عام باستخدام فتحات صغيرة نسبيًا (انظر ، على سبيل المثال ، الشكل 6 من Howell 1989). يوضح تحليل معادلات نسبة الإشارة إلى الضوضاء CCD النظرية (انظر ، على سبيل المثال ، Newberry 1991 ، Howell 1992 ، Merline & amp Howell 1995 ، Howell et al. 1996 ، والمراجع الواردة فيه) أن الفتحات الكبيرة يمكن أن تحتوي على أخطاء قياس ضوئي كبيرة عندما يصبح العدد الإجمالي للفوتونات النجمية في الفتحة مشابهًا للعدد الإجمالي لفوتونات الخلفية في الفتحة. علاوة على ذلك ، يمكن لخطأ قياس لتدفق الخلفية صغير مثل إلكترون واحد لكل بكسل أن ينتج بحد ذاته شكوكًا ضوئية كبيرة في نصف قطر الفتحة الكبيرة. ومع ذلك ، يمكن أن تكون الفتحات الصغيرة صغيرة جدًا عندما تسمح بوجود جزء صغير من ضوء النجم داخل الفتحة بحيث يهيمن على الخطأ الضوئي رقم صغير (المعروف أيضًا باسم العد أو Poisson) نظرًا لقلة الإشارة أو عدم وجود إشارة على الإطلاق. تقاس.

يعد Gaussian نموذجًا جيدًا لوظيفة انتشار النقطة لملاحظة CCD الأرضية نظرًا لأن اللب المركزي للملف النجمي الأرضي هو تقريبًا Gaussian (King 1971). يمكن للمرء بسهولة أن يُظهر أن النسبة المثلى للإشارة إلى الضوضاء لـ Gaussian PSF يتم الحصول عليها لنصف قطر فتحة دائرية يبلغ 1.6 (أي ، FWHM) يحتوي على حوالي 72 ٪ من الطاقة المطوقة. لاحظ Pritchet & amp Kline (1981) أن نسبة الإشارة إلى الضوضاء غير حساسة إلى حد ما لنصف القطر القريب من قيمة نصف القطر `` المثلى '' 1.6 لانحرافات Gaussian PSF عن نصف القطر الأمثل بنسبة تصل إلى 50٪ بشكل عام تحدث فرقًا بسيطًا. نظرًا لأن أخطاء التمركز ستكون أكثر أهمية للفتحات الأصغر من الفتحات الأكبر ، فمن الحكمة فقط أن تخطئ في الجانب الأكبر باستخدام فتحات ذات نصف قطر أكبر من 0.68 FWHM.

يقدم نصف قطر فتحة العدسة FWHM حل وسط عملي ممتاز بين المخاوف المتعلقة بأخطاء التمركز المنتظمة وتناقص نسب الإشارة إلى الضوضاء التي يتم الحصول عليها عادةً مع أنصاف أقطار الفتحة الأكبر. من خلال تحليل معادلات نسبة الإشارة إلى الضوضاء CCD ، يمكن للمرء أن يُظهر أن النجوم الأكثر سطوعًا سيكون لها أحجام فتحة مثالية أكبر من النجوم الخافتة. إذا كان يجب على المرء استخدام حجم فتحة واحدة فقط ، فمن الواضح أنه من المفيد اختيار حجم فتحة عالمية ينتج عنه أصغر أخطاء قياس الضوء لأضعف النجوم (أي استخدم FWHM).

لا تحتوي الفتحات الصغيرة في كثير من الأحيان على كل التدفق من النجم. يمكن العثور على كمية ضوء النجم المفقود من خلال تحديد تصحيح الفتحة المناسب عن طريق قياس النجوم الساطعة المعزولة القريبة. يصف Howell (1989) و Stetson (1990) ، من بين آخرين ، عملية كيفية تحديد تصحيحات الفتحة بدقة باستخدام طريقة منحنى نمو الفتحة.

خذ بعين الاعتبار مراقبة CCD الأرضية لنجمين تتداخل صورهما النجمية. بافتراض أننا نعرف بالفعل وظيفة انتشار النقطة للملاحظة ، سيكون للنموذج البسيط للملاحظة سبع معلمات: شدة الذروة (I 1 ، I 2) ، والمواقف (X 1 ، Y 1 ، X 2 ، Y 2) ، و يُفترض أن يكون مستوى السماء في الخلفية B هو نفسه لكلتا الصورتين المكونتين. يجد المرء أن المعلمات ليست مستقلة عن النجوم المتداخلة مع وجود الفوتون وضوضاء القراءة. سيتطلب الحفاظ على تدفق الفوتون أنه إذا زادت I 1 ، فيجب أن تنخفض I 2 والعكس صحيح لقيمة معينة من B. يتم الحصول على أدق قياس ضوئي ممكن عندما يتم تركيب هذه المعلمات التابعة في وقت واحد. أي نموذج معقول لصورتين نجميتين متداخلتين سيكون دالة غير خطية عندما يتم تحديد المواضع وشدة الذروة في وقت واحد. تم تطوير تقنية تركيب المربعات الصغرى غير الخطية لتوفير التحديد المتزامن للمعلمات التابعة أو المستقلة لوظائف النموذج غير الخطي.

افترض أن لدينا ملاحظة CCD معايرة مع N بكسل وأن z i هي كثافة الإلكترونات (e -) من البكسل الأول عند (x i، y i) مع وجود خطأ. لنفترض أن 1 ، أ M) هو نموذج لقيم الكثافة التي لها إحداثيان (س ، ص) ومعلمات م. من أجل الملاءمة التوضيحية ، دع المتجه r i يمثل الإحداثيات (x i ، y i) ويمثل المتجه a جميع المعلمات [أي ،]. وبالتالي ، عادةً ما يتم كتابة نموذج الشدة كـ.

يتم تعريف مقياس ملاءمة الملاءمة بين البيانات والنموذج ، المسمى chi-square ، على أنه

تنص نظرية المربعات الصغرى على أنه يتم الحصول على القيمة المثلى لمتجه المعلمة أ عندما يتم تصغيرها فيما يتعلق بكل معلمة في وقت واحد. إذا تم اعتبار الوظيفة كسطح في فضاء معامل الأبعاد M وإذا تم تعريفها على أنها متجه المعلمة الأمثل ، فإن الحد الأدنى المطلق لذلك السطح هو. قد يكون سطح الوظيفة معقدًا للغاية ويجب أن تكون خوارزمية الملاءمة قادرة على الالتقاء بحلول قابلة للتصديق (إجابات) حتى في المواقف غير المحددة.

بالنسبة لبعض متجهات معلمات التصحيح الصغيرة ، يمكننا التقريب من خلال توسيع سلسلة تايلور:

العنصر jk th لمصفوفة M x M Hessian H لـ [انظر ، على سبيل المثال ، Arfken 1970 Press et al. 1986]. إذا كان الحد الأدنى المحلي هو ، فيمكن إظهار ذلك

من خلال حل هذه المعادلة لمتجه التصحيح ، يمكن تحديد متجه أفضل للمعلمات عند إعادة تعريف متجه المعلمة (أ) ليكون المعلمة الأفضل () ، يمكن بعد ذلك إعادة حساب مصفوفة هيس وتدرج لوني لتحديد متجه جديد متجه التصحيح (). تتكرر هذه العملية حتى تصبح صغيرة بدرجة كافية. يسمى متجه المعلمة النهائية متجه المعلمة الأمثل ، ويجب أن يكون قريبًا جدًا من متجه المعلمة الأمثل () إذا كان الملاءمة جيدًا.

ستحدد هذه الطريقة الحد الأدنى المطلق لما إذا كان التخمين الأصلي قريبًا. لسوء الحظ ، قد لا يكون التخمين الأصلي لمتجه المعلمة جيدًا دائمًا. بالنسبة لبرمجيات القياس الضوئي النجمي ، من المهم أن يكون البحث عن الحد الأدنى المطلق قويًا وفعالًا.

يمكن للمرء في كثير من الأحيان إنشاء نموذج شدة واقعي لملاحظة CCD الأرضية لإجمالي نجوم K على خلفية غير مسطحة مع مجموعة من وظائف Moffat (1969) على مستوى مائل:


حيث تصف المصطلحات B 0 و B X و B Y نموذج المستوى المائل للخلفية و I k هي شدة النجم k الذي له دالة انتشار النقطة لـ

يجب الآن تحديد المشتقات الجزئية لـ:

إذا لم يكن لدى PSF حل تحليلي عام ، فيمكن عادةً تقريبه عدديًا. على سبيل المثال ، إذا قسمنا بكسلًا فرعيًا إلى بكسلات فرعية ، فيمكن تقريب المعادلة (2) على النحو التالي:

و . يمكن الآن تحديد المشتقات الجزئية الجديدة لـ على النحو التالي

أثبتت المحاكاة والخبرة العملية أن التقريب باستخدام طريقة Levenberg-Marquardt للمربعات الصغرى غير الخطية (Levenberg 1944 ، Marquardt 1963) ينتج قياس ضوئي نجمي دقيق CCD (Mighell 1989 ، 1990).

يمكن للمرء إنشاء نموذج شدة واقعي لمراقبة تلسكوب هابل الفضائي (HST) CCD لنجوم K على خلفية غير مسطحة مع مجموعة من وظائف انتشار النقاط الرقمية على مستوى مائل:


حيث تصف المصطلحات B 0 و B X و B Y نموذج المستوى المائل للخلفية و I k هي شدة النجم k الذي يحتوي على PSF رقمي ، والذي يتم تمثيله بمصفوفة من الأرقام بمجموع واحد. إذا تم عزل النجم k th وعلى خلفية مسطحة ، فيمكن اشتقاق PSF الرقمي بسهولة من الصورة الفعلية. بدلاً من ذلك ، يمكن أن يكون PSF اصطناعيًا محسوبًا بواسطة برنامج نمذجة PSF [على سبيل المثال ، حزمة TINY TIM من Krist (1993 ، Krist & amp Hook 1997)]. مع وجود PSF رقمي في متناول اليد ، يمكن بسهولة تحديد المشتقات الجزئية فيما يتعلق بـ x و y باستخدام تقنيات التمايز العددي القياسية (انظر الشكل 2). يكمن فن القياس الضوئي CCD مع وظائف انتشار النقاط الرقمية في تفاصيل التنفيذ. في حين أن الرياضيات هي نفسها كما في حالة PSFs التحليلية ، فإن قضايا هندسة البرمجيات تمثل تحديًا أكبر بشكل ملحوظ.

الشكل 2: وظائف انتشار النقطة النموذجية () من تلسكوب هابل الفضائي WFPC2 (يسار) وأدوات WF / PC (يمين) (نجمة M ، مرشح F555W) ومشتقاتها الجزئية فيما يتعلق بالاتجاهين x و y. تم تصنيع PSFs هذه باستخدام TINY TIM VERSION 4.0B (Krist 1994).

تستخدم حزم التخفيض الضوئي CCD التقليدية الملائمة لـ PSF مثل DAOPHOT (Stetson 1987) وظائف تحليلية لتمثيل وظيفة انتشار النقاط. يتم حساب جميع حسابات المشتقات الجزئية الرئيسية على النموذج التحليلي لـ PSF. يتم تخزين أي انحرافات عن PSF الواقعي عن PSF التحليلي بشكل عام في مصفوفة متبقية تستخدم فقط لتحديد ملاءمة الملاءمة.

لقد أثبتت مؤخرًا جدوى إجراء قياس ضوئي نجمي دقيق CCD باستخدام وظائف انتشار النقاط الرقمية. لقد قمت بتطوير خوارزمية رقمية جديدة لتركيب PSF والتي لا تتطلب مصفوفة متبقية لأن جميع الحسابات المشتقة الجزئية تتم على PSF الرقمي نفسه باستخدام تقنيات التمايز العددي القياسية. لقد اجتازت هذه الخوارزمية بالفعل مرحلة إثبات المبدأ مع التخفيض الناجح لمحاكاة الأرصاد النجمية لتلسكوب الفضاء من الجيل التالي (NGST) CCD (انظر الشكل 3.).

لقد تحققت من أداء القياس الضوئي النجمي CCD باستخدام تلسكوب فضائي من الجيل التالي يبلغ طوله 1.5 ميكرون محدود الانعراج بطول 8 أمتار. استخدمت هذه المحاكاة وظائف انتشار النقاط الصناعية لثلاثة مفاهيم تصميم NGST مختلفة 8 م والتي قدمها جون كريست. بافتراض أن المرآة الأولية NGST التي يبلغ قطرها 8 أمتار بها أخطاء 1/13 موجة RMS عند 1.5 ميكرون ، فقد حددت أن 90 ٪ من الضوء الصادر من نجم يقع ضمن نصف قطر فتحة يبلغ 0.1 قوس ثانية - حجم بكسل WF واحد من هابل أداة تلسكوب الفضاء WFPC2. تحتوي مفاهيم تصميم NGST الثلاثة على وظائف طاقة محاطة بنطاق V متطابقة تقريبًا ، ويكون التدهور الناجم عن الاختلافات بين مفاهيم تصميم NGST الثلاثة ضئيلًا تمامًا عند استخدام أحدث برامج التخفيض الضوئي الرقمي PSF لتحليل النجوم غير المزدحمة مجالات.

الشكل 3: نسب الإشارة إلى الضوضاء المقاسة للملاحظات النجمية المحاكاة لـ NGST CCD باستخدام طريقة Levenberg-Marquardt للمربعات الصغرى غير الخطية الملائمة مع وظائف انتشار النقاط الرقمية. تمثل كل علامة متوسط ​​نسبة الإشارة إلى الضوضاء لـ 100 نجمة تم محاكاتها باستخدام V -band الاصطناعية PSFs على خلفية مسطحة من 300 إلكترون لكل بكسل. تُظهر الدوائر المملوءة النتيجة باستخدام PSF V-band لأخذ عينات حرجة للحصول على مرآة NGST مثالية بطول 0.5 متر ومحدودة بالانحراف 8 م. نتائج V -band لثلاثة مفاهيم تصميم NGST مختلفة 8 م لمرآة محدودة الانعراج 1.5 م.

تم أخذ عينات من جميع PSFs V-band المستخدمة في هذه المحاكاة عند 0.0064 بكسل قوسي -1 وهو معدل أخذ عينات النطاق V الحرج لنسبة انعراج مثالية تبلغ 0.5 ميكرون ومحدودة بـ 8 أمتار NGST. يمكن الحصول على أداء قياس ضوئي أفضل لجميع مفاهيم تصميم NGST الثلاثة باستخدام وحدات بكسل CCD أكبر: يجب أن يوفر حجم بكسل يبلغ 0.013 (2 × 0.0064) بكسل قوسي -1 عينة بكسل مثالية عندما تكون المرآة الأساسية مقاس 8 أمتار محدودة الانعراج عند 1.5 ميكرون.

مراجع

Arfken ، G. 1970 ، الطرق الرياضية للفيزيائيين (الطبعة الثانية) ، (نيويورك: المطبعة الأكاديمية)

دا كوستا ، G. S. 1992 ، في ASP Conf. سر ، المجلد. 23 ، تقنيات المراقبة والحد من اتفاقية مكافحة التصحر الفلكية ، أد. S. B. Howell، (San Francisco: ASP)، 90

Davis، L. 1987 ، `` مواصفات حزمة قياس الفتحة الضوئية '' ، المراصد الفلكية البصرية الوطنية ، ftp://iraf.noao.edu/iraf/docs/apspec.ps.Z

Fischer، P. & amp Kochanski، G. P. 1994، AJ، 107، 802

Haldane، J.B.S 1943، Biometrika، 32، 294

Howell، S. B. 1989، PASP، 101، 616

، 1992 ، في ASP Conf. سر ، المجلد. 23 ، تقنيات المراقبة والحد من اتفاقية مكافحة التصحر الفلكية ، أد. S. B. Howell، (San Francisco: ASP)، 105

Howell، S. B.، Koehn، B.، Bowell، E.، & amp Hoffman، M. 1996، AJ، 112، 1302

إروين ، M.J. 1985 ، MNRAS ، 214 ، 575

Kendall، M.G & amp Stuart A. 1958، The Advanced Theory of Statistics، Vol. أنا (لندن: تشارلز جريفين وشركاه) ص 39 و 179

King، I. R. 1971، PASP، 83، 199

كريست ، ج. 1993 ، في ASP Conf. سر ، المجلد. 52 ، برامج وأنظمة تحليل البيانات الفلكية 2 ، أد. R.J.Hanisch، R.J.V Brissenden، & amp J. Barnes (San Francisco: ASP)، 530

، 1994 ، دليل مستخدم Tiny Tim (الإصدار 4.0)

Krist، J. & amp Hook، R. 1997، Tiny Tim User's Guide (الإصدار 4.4)

Levenberg ، K. 1944 ، كوارت. من أب. رياضيات ، 2 ، 164

Malin، D. 1977، AAS Photo-Bull.، No. 16، 10

ماركوارت ، د. 1963 ، جيه سيام ، 11 ، 431

Merline، W. J. & amp Howell، S. B. 1995، Exp. أسترون ، 6 ، 163

Mighell، K. J. 1989، MNRAS، 238، 807

Mighell، K.J & amp Rich، R.M 1995، AJ، 110، 1649

موفات ، إيه إف جي 1969 ، أ & أمبير ، 3 ، 455

نيوبري ، م.ف. 1991 ، PASP ، 103 ، 122

، 1992 ، في ASP Conf. سر ، المجلد. 25 ، برامج وأنظمة تحليل البيانات الفلكية 1 ، أد. D.M Worrall، C. Biemesderfer، & amp J. Barnes (San Francisco: ASP)، 307

بيرسون ، ك 1895 ، فيل. عبر. ، 186 ، 343

Press، W.H، Flannery، B. P.، Teukolsky، S.A، & amp Vetterling، W. T. 1986، Numerical Recipes، (Cambridge: Cambridge Univ. Press)


القائمة الرئيسية

أعترف بحرية أن هذه ليست صورة كلاسيكية جميلة ، إنها نتيجة لمحاولة فجة لتحسين الدقة الزاوية لقطار بصري عن طريق معالجة الصور اللاحقة.

ES 1128 هو نجم مزدوج ، وفقًا لـ Gaia ، يكون الفصل 3.247 قوسًا مع PA من 172 درجة 28 '

يتمتع تلسكوب الخاص بي بدقة انحراف محدودة تبلغ 0.3 ثانية قوسية والكاميرا المستخدمة للصورة أعلاه تحتوي على مقياس لوحة يبلغ 0.71 قوس ثانية لكل بكسل. الحد الأدنى لوقت التعرض 0.11 ثانية ، لذا لم يكن التصوير المحظوظ خيارًا. نصف قطر الرؤية النموذجي هو 2 إلى 3 قوسين. فقط في أفضل الليالي كنت أتوقع بشكل معقول حل المشكلة المزدوجة.

يُظهر الإطار الأيمن الصور المكدسة بتكبير بأربعة أضعاف يمثل كل كتلة مربعات 4x4 بكسل CCD واحدًا. النجوم لديها FWHM من 5 بكسلات CCD والتي تقابل 3.6 قوس ثانية ، وبالتالي فإن نصف قطر الرؤية حوالي 1.8 قوس - ليلة سعيدة. من الواضح أن النجم اللامع ليس مزدوجًا.

الإطار الأيسر هو نتيجة لتفكيك سريع وقذر. تم استخدام برنامج simg للعثور على PSF النجمي ثم تشغيل 10 تكرارات من Richardson-Lucy deconvolution. الضجيج المتزايد وفقدان الحساسية واضحان وكذلك الطبيعة المكررة للنجم اللامع. لا توجد سماء صافية تمامًا بين المكونات ولكنها قريبة جدًا.

النجمة المزدوجة سهلة القياس إلى حد ما. أجعل الفاصل 0.5 ± 0.25 بكسل في RA و 4.0 ± 0.25 بكسل في ديسمبر. التحويل إلى قياس زاوي ، يكون الفصل 2.9 ± 0.35 قوسًا ثانية و PA هو 173 درجة. الاتفاق مع Gaia مُرضٍ.

أنا متأكد تمامًا من أن المعالجة الأكثر دقة للصور يمكن أن تحسن هذه النتيجة التي يجب أن تنتظر يومًا ممطرًا آخر!


البحث عن نصف قطر النجم في قوس ثانية - علم الفلك

تم التحديث: 14 يناير 2019

نظرة في الفيزياء الكلاسيكية البحتة في الكهرومغناطيسية والجاذبية

منذ ما يقرب من قرن من الزمان ، لم يكن هناك أي ملموس على الإطلاق ، معالجة كلاسيكية خالصة لمشاكل الفيزياء المتعلقة بأجزاء مهمة من سرعة الضوء. حتى الآن ، لم يتم تقديم أي طرق بديلة تستخدم مناهج كلاسيكية خالصة يمكن تفسيرها بمقاييس بسيطة وبديهية دون الحاجة إلى اللجوء إلى الإطار المعتاد للنسبية الخاصة والعامة.

يوجد الآن بديل كلاسيكي بسيط وعميق ومغفل تمامًا لمبادئ النسبية الخاصة والعامة. إنه البديل الصحيح الذي يستخدم فقط الديناميكا الكهربية للتحولات الجليل في هندسة الفضاء الإقليدية وحدها وفقًا للبديهيات الرئيسية لـ مبدأ تحول الانقراض هو تخصص فيزياء كلاسيكية صاغه وطوره هذا المؤلف.

تم إجراء الانبعاث وإعادة الانبعاث بشكل صحيح

المعادلات أعلاه مشتقة باستخدام خطوة بخطوة مناهج كلاسيكية واضحة فقط

حلول لكليهما

بموجب البديهيات الرئيسية

مبدأ التحول الانقراض

نشرت لأول مرة في هذا الكتاب متوفر الآن في

كتاب إلكتروني لـ Kimble ، Nook وخلق مساحة

هذا الكتاب هو نفس المعلومات التي أدت إلى

نشرت لأول مرة في طبعات 1991 و 2001.

لجميع الذين يؤمنون بتعليم الحق

ويهتمون بالعلوم المبنية على الحقائق

ومدعومة بأدلة المراقبة.

نفس التلميح الذي أدى إلى

نتائج مهمة على عدسة الجاذبية

تنحرف الموجات الدقيقة من المصادر الراديوية خارج المجرة فقط عند معامل التأثير

الطول البؤري للبلازما للنجوم هو نفس نصف قطر الشمس
كدالة للكثافة
يتضح من 2.0 كتلة شمسية ، إلى 1.0 كتلة شمسية ، إلى 0.5 كتلة شمسية

فشل فيزياء الموضوع الرئيسي في التدريس

وممتنع على التحدث عن ذلك

لمعرفة & quot لماذا؟ & quot انقر أدناه.

أنا ، المؤلف ، مقدم إلى المجلة ملاحظات فلكية معلومات الاتصال الخاصة بأربعة (4) خبراء مشهورين في موضوع الورقة المنشورة. لقد قدمت عناوين البريد الإلكتروني وأرقام الهواتف للمجلة بناء على طلبهم. للأسف لم تتصل المجلة بأي من هؤلاء الخبراء.

يمكنك قراءة تقرير هذا الحكم بأنفسكم. لم يكن لدى المجلة حتى المجاملة لإعطائي اسم هذا الحكم المختار.

يختار الحكم استخدام العدسة الدقيقة والموضوع الذي يتعامل مع ما يسمى غمز فريق, غمز مخصصة لتعني & quotتجربة عدسة الجاذبية البصرية& مثل تجدر الإشارة إلى أن OGLE يجب أن تستوفي مع:

  • العدسة الضوئية لـ Starlight ، وليس الموجات الدقيقة التي لا علاقة لها تمامًا بموضوع ورقي.
  • تركز ورقتي بشكل أساسي على الحد الأدنى للطاقة أو المسار الزمني الأقل للموجات الدقيقة المنتشرة في أطراف البلازما للشمس والنجوم الشبيهة بالشمس. ذكرت جميع الملاحظات والتجارب حتى الآن أن الموجات الميكروية تنحرف فقط في طرف البلازما للشمس والأهم من ذلك عند معامل التأثير الأقل أو الأقل تأثيرًا.
  • يتم تسجيل أفران الميكروويف للانحراف فقط عند 1.752 arsec ، وليس عند زوايا أقل من ذلك أو عند معلمات التأثير العالي. 1 / R Newton Potential ليس لها أي شيء على الإطلاق بسبب التأثيرات الموضحة في ورقي. يتم توقع معلمة التأثير بواسطة قاعدة الانحناء الخفيف للنسبية لتكون متناسبة مع 1 / R حيث R هو نصف قطر المجالات التحليلية الغاوسية بما في ذلك الكتلة الشمسية

1. لا يحتوي على نتائج جديدة. يستخدم المؤلف صيغة معروفة جيدًا لانحناء الضوء في الحد الضعيف لتقييم الانحناء على مسافات مختلفة من مركز الجاذبية (معامل تأثير مختلف). يوضح المؤلف هذه التفاهات في الأشكال وفي جدول

2. إن تقسيمات المؤلف على الطبيعة الفيزيائية للانحناء كلها خاطئة - الانحناء ليس بسبب احتمالية 1 / R نيوتن (كما يدعي) ولكن بسبب انحناء الزمكان.

3. لنكن & quot؛ & quot؛ أقصر مسافة لشعاع ضوئي من كتلة (كروية) و & quotR & quot نصف قطر الكتلة. يدعي المؤلف أن الانحناء لوحظ فقط لـ d / R = 1. هذا ليس صحيحا. في حالة الشمس ، لوحظ الانحناء عند d / R = 3 خلال العديد من الكسوف الكلي. في حالة الانحناء (العدسة الدقيقة) لوحظ على سبيل المثال بواسطة فريق OGLE ، عادةً ما يتم ملاحظة الانحناء عند d / R = 800.

سكاي سكولار - 31 يوليو 2018
هل يمكن للنجوم أن ينحني الضوء؟
حرق السؤال
أين خاتم أينشتاين؟
أوقات العصر (ألمانية) 19 يونيو 2014
Ehemaliger NASA-Physiker ficht Einsteins Relativit theorie an
الموضوع: الجاذبية الشمسية وتفاعل انتشار موجات البلازما الشمسية

Eigeladen von Team Universal-Prinzip (بالألمانية)

& مثل Wenn die Lichtgeschwindigkeit auch nur ein bi chen von der Geschwindigkeit der Lichtquelle abh ngig ist dann ist meine ganze Relativit theorie und Gravitationstheorie falsch. & مثل

إنكار تعليم البديل هو أ

اختصار تلميذ العلوم الجديد

& quot؛ غالبًا ما يتم تعليم طالب العلوم الفيزيائية ليكون جزءًا من مجتمع مغلق من التفكير غير البديهي. لحسن الحظ ، فإن الطالب الشاب المنفتح الأبرياء والذكي يتمتع بحصانة ضد التدريس القسري. & quot

هل تفكر بنفسك!

موقع تبادل تعاوني حول الواقعية الكمية والإطارات المرجعية الخاصة

لمراجعة موضوعات الاهتمام المنشورة انقر فوق أعلاه

"يبدو أن الصور التي تم حلها من مركز المجرة تتعارض مع النسبية العامة "، Dowdye، Jr.، E.H.، علم الفلك Nachrichten ، المجلد 328 ، العدد 2 ، التاريخ: فبراير 2007 ، الصفحات: 186-191. ص تم نشره على الإنترنت على العنوان التالي: http://www3.interscience.wiley.com/search/allsearch بحث تحت المؤلف: Dowdye

"مبدأ تحول الانقراض: بديل كلاسيكي خالص للنسبية العامة والخاصة "، Dowdye، Jr.، E.H.، مقالات الفيزياء ، المجلد 20 ، 56 (2007) (11 صفحة) DOI: 10.4006 / 1.3073809

نسخة ألمانية ومثلL schverschiebungsprinzip eine ren klassische البديل zu der Allgemeinen und Speziellen Relativit tstheorie & quot سيظهر قريبًا في مجلة أوروبية.

ملاحظة المؤلف لمشتري الكتاب

الخطابات والرسوم التوضيحية الرياضية المتعلقة بمبدأ التحول الانقراض

في إطار الديناميكا الكهربائية للتحولات الجليل

المنشورات المرجعية الأخرى (الملخصات فقط) (من SAO / NASA نظام بيانات الفيزياء الفلكية)

للحصول على منشورات وأوراق علمية أخرى (انقر هنا)

"الفوتون وقابليته للقياس" ، وقائع مكتبة SPIE الرقمية طبيعة الضوء: ما هو الفوتون؟ المجلد: 5866 ورقة قابلة للتنزيل ، الصفحات 119-134 ، 25 يوليو 2008 http://proceedings.spiedigitallibrary.org/volume.aspx؟volumeid=3049

" تظهر الأدلة الفيزيائية الفلكية عدم وجود تفاعل مباشر بين الجاذبية والكهرومغناطيسية في الفراغ الفارغ "، وقائع مكتبة SPIE الرقمية طبيعة الضوء: ما هي الفوتونات؟ III ، المجلد: 7421 ورقة قابلة للتنزيل ، (10 صفحات) ، 10 أيلول (سبتمبر) 2009 ، للتنزيل انقر على الرابط ثم اطلع على الموضوع & quot Paradigms and Models & quot: http://spie.org/x648.html؟product_id=824116

"قانون جاوس للجاذبية والأدلة الرصدية لا تكشف عن عدسات شمسية في الفراغ الفارغ" ، وقائع مكتبة SPIE الرقمية طبيعة الضوء: ما هي الفوتونات؟ IV ، المجلد: 8121 ، ورق قابل للتنزيل ، (10 صفحات) ، 28 سبتمبر 2011 http://spie.org/x648.html؟product_id=884051

بالنسبة إلى Weiteres ،ber die L schverschiebungsprinzip ، بديل zum Dopplerprinzip ، الصيغة الجديدة Emissionstheorie und Alternative zum Relativit tsprinzip: [ تفاصيل ] دكتوركن

محتويات هذا الموقع محفوظة بموجب حقوق الطبع والنشر لعام 2006 للمؤلف الدكتور إدوارد هنري دودي ، الابن.


علماء الفلك يكتشفون أول دليل مباشر على "تحول" المجرة

تم تحليل صور هيرشل لجزء صغير من المجرات في الدراسة الجديدة. الصور بحجم 5 × 5 قوسي 2. دائرة نصف قطرها 1.5 قوس ثانية. رصيد الصورة: ستيفن إيلز وآخرون.

لاحظ علماء الفلك في دراستهم حوالي 10000 مجرة ​​موجودة حاليًا في الكون باستخدام مسح للسماء تم إنشاؤه بواسطة مشروعي Herschel ATLAS و GAMA.

ثم قاموا بتصنيف المجرات إلى نوعين رئيسيين: مجرات مسطحة ، دوارة ، على شكل قرص ، ومجرات كبيرة بيضاوية الشكل مع سرب من النجوم المضطربة.

باستخدام تلسكوبات هابل و Herschel التابعة لناسا / وكالة الفضاء الأوروبية ناسا ، نظر العلماء إلى الكون بعيدًا ، وبالتالي إلى الوراء في الوقت المناسب ، لمراقبة المجرات المبكرة.

أظهروا أن 83٪ من النجوم التي تشكلت منذ الانفجار العظيم كانت موجودة في البداية في مجرات على شكل قرص.

ومع ذلك ، فإن 49٪ فقط من النجوم الموجودة في الكون اليوم تقع في هذه المجرات على شكل قرص & # 8211 الباقية تقع في مجرات بيضاوية الشكل.

النتائج المنشورة على الإنترنت في الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية، تشير إلى تحول هائل حيث أصبحت المجرات ذات الشكل القرصي مجرات بيضاوية الشكل.

هناك نظرية شائعة مفادها أن هذا التحول نتج عن العديد من الكوارث الكونية ، حيث تم إجبار مجرتين يهيمن عليهما القرص ، بالقرب من بعضهما البعض ، عن طريق الجاذبية على الاندماج في مجرة ​​واحدة ، حيث أدى الاندماج إلى تدمير الأقراص وإنتاج كتلة ضخمة. تراكم النجوم.

نظرية معارضة هي أن التحول كان عملية أكثر لطفًا ، حيث تشكلت النجوم في قرص تتحرك تدريجيًا إلى مركز القرص وتنتج تراكمًا مركزيًا للنجوم.

قال البروفيسور ستيف إيلز من جامعة كارديف بالمملكة المتحدة ، المؤلف الرئيسي في الدراسة.

"المجرات هي اللبنات الأساسية للكون ، لذا فإن هذا التحول يمثل بالفعل أحد أهم التغييرات في مظهره وخصائصه في آخر 8 مليارات سنة."

قال المؤلف المشارك الدكتور ديفيد كليمنتس من إمبريال كوليدج لندن بالمملكة المتحدة: "لقد رأينا حتى الآن حالات فردية في الكون المحلي حيث تحول تصادمات المجرات اللوالب إلى مجرات بيضاوية".

"تُظهر هذه الدراسة أن هذا النوع من التحول ليس استثنائيًا ، ولكنه جزء من التاريخ الطبيعي لتطور المجرات."

قال المؤلفون المشاركون البروفيسور أسانثا كوراي من الجامعة: "هذه الدراسة مهمة لأنها تؤسس إحصائيات تظهر أن جميع النجوم تقريبًا تكونت في مجرات حلزونية في الماضي ، ولكن جزءًا كبيرًا منها يظهر الآن كمجرات كبيرة ميتة وإهليلجية". كاليفورنيا.

"ستتطلب الدراسة منا تحسين النماذج والمحاكاة الحاسوبية التي تحاول شرح كيفية تشكل المجرات وتصرفها على مدار الـ 13 مليار سنة الماضية."

ستيفن ايلز وآخرون. 2015. H-ATLAS / GAMA: القياس الكمي للتطور المورفولوجي لسكان المجرة باستخدام مقياس الكالوري الكوني. MNRAS 452 (4): 3489-3507 دوى: 10.1093 / mnras / stv1300


البحث عن نصف قطر النجم في قوس ثانية - علم الفلك

أنتج تعاون بين معهد علوم التلسكوب الفضائي ومعهد علم الفلك Rechen-Institut تقليلًا فلكيًا جديدًا لكتالوج دليل النجوم (GSC). هذا الإصدار الجديد ، GSC 1.2 ، قلل بشكل كبير من النظم النظامية المعتمدة على الموضع والمعتمدة على الحجم الموجودة في GSC 1.1.

الخصائص العامة لـ GSC و GSC 1.1

على مدى السنوات القليلة الماضية ، أثبتت العديد من الدراسات أن لوحات شميدت ذات مجال الرؤية الواسع التي تم تقليلها فقط باستخدام نموذج لوحة عالمي تقليدي تعاني من النظم النظامية المعتمدة على اللوحة. يمكن اكتشاف هذه الأنواع من علم اللاهوت النظامي من الاختلافات في المنطقة المتداخلة لزوج من الألواح ( بمعنى آخر. الاختلافات التي تم الحصول عليها من نفس نجم GSC الموجود على أكثر من لوحة واحدة.) يوضح الشكل 1 الميزة النموذجية الموجودة لأزواج الألواح المتداخلة في GSC 1.1.

هناك طريقة أخرى لاكتشاف الأخطاء المنهجية وتحديدها كميا وهي مقارنة GSC مع مجموعة مواضع مشتركة عالية الجودة تقريبًا. في هذه المقارنة ، استخدمنا كتالوج Carlsberg Meridian (CMC) ، ولم يتم النظر في تأثيرات الحركة المناسبة للفرق العشر سنوات تقريبًا بين عهود CMC و GSC. عن طريق تجميع بقايا GSC-CMC ومتوسطها على نظام إحداثيات قائم على اللوحة ، يحصل المرء على خرائط مفصلة (تسمى أقنعة ، Taff، Lattanzi، and Bucciarelli 1990) بحجم واتجاه المخلفات المتبقية. الشكل 2 عبارة عن قناع تم إنشاؤه باستخدام CAMC.

يوضح كل من الشكل 1 والشكل 2 النمط الدوامي الواضح بشكل لافت للنظر للأخطاء المنهجية المتبقية في GSC 1.1. تم اكتشاف هذه الأخطاء المنهجية بواسطة Taff وآخرون. 1990. أظهرت مثل هذه الدراسات مع دراسات أخرى أن GSC 1.1 يعني أخطاء موضعية هي الأصغر في مركز اللوحة (بالنسبة لـ V

إلى جانب النظاميات المعتمدة على الموضع فقط ، يعاني GSC 1.1 أيضًا من أخطاء منهجية ترتبط بالحجم والمسافة الشعاعية من مركز اللوحة (موريسون ، وآخرون. 1996). يكون التأثير صغيرًا بالنسبة إلى نصف القطر الذي يقل عن 2.7 درجة من مركز اللوحة ، ثم يزداد بسرعة. متوسط ​​إزاحة النجوم الباهتة (15 ماج) مقابل النجوم المرجعية (10 ماج) هو 0.2 قوسي إلى 0.3 قوس ثانية في دائرة نصف قطرها 3.0 درجة ويزيد إلى 0.8 قوس ثانية إلى 0.9 قوس ثانية عند الزوايا (نصف قطر 4.2 درجة.) نظرًا لأن الاعتماد الشعاعي السريع يظهر عند 2.7 درجة وهو أيضًا عند حدوث بداية التظليل بواسطة مصحح شميدت ، فإنه يشير إلى وجود علاقة بين التظليل وتأثير الحجم. لا يزال يتعين إجراء دراسة أكثر شمولاً لمصدر هذا التأثير.

كتالوجات مرجعية GSC 1.2

تم استخدام التيار المتردد لإزالة النظاميات المتوسطة المشتركة لجميع اللوحات وسيتم وصف دورها في التخفيض الجديد لاحقًا بمزيد من التفصيل.

تخفيض جديد

كان تصحيح تأثير الحجم الشعاعي أكثر تعقيدًا إلى حد ما. كانت الصعوبة في محاولة العثور على المصطلحات المعتمدة على الحجم على اللوحات التي تغطي نطاقًا واسعًا من الحجم (6-15 ماج) هي عدم وجود كتالوجات مرجعية فلكية تغطي نفس النطاق. معظم الفهارس المرجعية لها حجم محدد تقريبي V = 10th mag. لذلك ، لا يمكن العثور على مصطلح يعتمد على الحجم للنجوم الخافتة بشكل موثوق من خلال تقليل القياسات بناءً فقط على المقارنات مع النجوم المرجعية. سيكون هناك حاجة إلى كتالوج مرجعي كثيف لكل السماء يغطي نطاقًا واسعًا من الحجم (يفضل أن يكون هو نفسه مثل GSC) لتحديد النظاميات المعتمدة على الحجم وإزالتها (نطاق حجم PPM غير كافٍ لدعم استخدامه لتحديد مصطلح الحجم مباشرة). أجبرنا النقص الحالي في كتالوج العصر الحديث على استخدام نهج غير تقليدي إلى حد ما باستخدام الكتالوج الفلكي.

يحتوي الكتالوج الفلكي على 10 ملايين مقياس لما يقرب من 4 ملايين نجم بدقة تتراوح بين 0.2 قوسي إلى 0.4 قوس ، اعتمادًا على منطقة المرصد وحجم محدود يبلغ 12 ماج (ولكن هناك العديد من الحالات التي يكون فيها خافتًا مثل 13 إلى 14 ماج .) تكمن صعوبة استخدام هذا الكتالوج في أنه يحتوي على حقبة متوسطة تعود لعام 1903 ولا يحتوي على حركات مناسبة ، لذلك يوجد فرق ما يقرب من 80 عامًا بين حقبي الكتالوجات ولا يحتوي أي من الكتالوجات على معلومات الحركة المناسبة.

يتم حساب الجودة الرديئة لمواد التيار المتردد ، ونظامي المنطقة ، وبعض تأثيرات الحركات المناسبة عن طريق تكديس جميع لوحات التيار المتردد على نظام الإحداثيات القائم على لوحة GSC ثم تحديد البقايا في المواضع كدالة للحجم والموقع على اللوحات. في استخدامنا للتيار المتردد ، فإن التأثيرات المتبقية للحركة المناسبة من الاختلاف في العصور إما يتم إلغاؤها أو طرحها. نتيجة لذلك ، لم تتأثر مواقع GSC 1.2 في العصر بأي حركات فيزيائية للنجوم في المجرة.

أثبتت العديد من الاختبارات التي أجريناها على تأثير الحجم أن الجزء الساحق منه شعاعي. لاحظ مرة أخرى أنه لا توجد حركة فيزيائية للنجوم يمكن تصورها والتي من شأنها أن تؤدي إلى متوسط ​​حركة شعاعية على متوسط ​​جميع لوحات GSC المنتشرة على نصف الكرة الأرضية. وبالتالي ، فيما يتعلق بتأثير الحجم ، فنحن مهتمون فقط بتحديد الفرق بين المسافة الشعاعية من مركز اللوحة المحسوبة باستخدام موضع GSC وموضع التيار المتردد المقابل لكل مباراة GSC / AC. بالنسبة لنطاق حجم معين ، يتم تجميع هذه الاختلافات الشعاعية ومتوسطها في حلقات رفيعة تتمحور حول مركز نظام الإحداثيات المستند إلى لوحة GSC. تمت إزالة النظاميات المعتمدة على الحجم من مواضع GSC عن طريق التصحيحات بناءً على تناسب الخدد مع الاختلافات الشعاعية (GSC-AC) كدالة للمسافة من مركز اللوحة والحجم. (انظر الشكل 3).

النتائج النهائية

أخيرًا نعرض مثالاً على مدى نجاح إجراءنا. من خلال مقارنة قناع تم إنشاؤه من بقايا CMC / GSC قبل (الشكل 2) وبعد (الشكل 4) يتم تطبيق التصحيحات ، يمكن للمرء أن يرى أن تخفيضنا الجديد قد أزال النظاميات القائمة على اللوحة. هذا التحسن واضح أيضًا من خلال مقارنة لوحين متداخلين من GSC قبل (الشكل 1) وبعد (الشكل 5) تم تطبيق التصحيحات.

الاستنتاجات

بعض التحذيرات بشأن GSC 1.2 مناسبة أيضًا. أولاً ، هذا تخفيض على نظام PPM ، والذي من الواضح أنه سيتعين تكراره عندما تصبح الكائنات المرجعية القائمة على كتالوج HIPPARCOS متاحة. ثانيًا ، يجب أن نتذكر أن معلومات الرأسية الفلكية في ST ScI Digitized Sky Surveys تتوافق مع GSC 1.1 ، ولا توجد طريقة سهلة لنقلها إلى نظام GSC 1.2. أخيرًا ، نظرًا لعدم تثبيت GSC 1.2 في نظام HST الأرضي ، يجب عدم استخدامه لتخطيط مراقبة HST.

مراجع

Jenkner، H.، Lasker، B. M.، Sturch، CR، McLean، B.J.، Shara، M. and Russell، J.L، 1990، AJ 99، 2081

Lasker، B. M.، Sturch، C. S.، McLean، B.J، Russell، J.L، Jenkner، H.، and Shara، M.M، 1990، AJ، 99، 1019

موريسون ، جي إي ، روسر ، إس ، لاسكير ، بي إم ، سمارت ، آر إل ، وتاف ، إل جي 1996 ، إيه جيه ، 111 ، 1405.

روسر ، س. وباستيان ، الولايات المتحدة 1991 ، كتالوج PPM Star ، المجلد. الأول والثاني. المواقف والحركات الصحيحة 181731 نجوم شمال الميل -2.5 درجة. علم الفلك Rechen-Institut ، هايدلبرغ. Spektrum Akademischer Verlag ، هايدلبرغ ، برلين ، نيويورك

روزر ، س. ، باستيان ، يو. ، وكوزمين ، إيه في 1994 ، أسترون. أب. ملحق. السلسلة 105 ، 301

Roeser، S.، Bastian، U.، and Kuzmin، A.V 1995، I.A.U. الندوة 148 ، ASP Conf. السلسلة ، المجلد 84 ، أد. جي إم تشابمان وآخرون.

Russell، J.L.، Lasker، B. L.، McLean، B. J.، Sturch، C.R، and Jenkner، H. 1990، AJ، 99، 2059

Taff، L.G، Lattanzi، M.G، Bucciarelli، B.، Gilmozzi، R.، McLean، B.J، Jenkner، H.، Laidler، V.G، Lasker، B.M، Shara، M.M، and Sturch، C.R .: 1990، ApJ، 353، L45


حساب المسافات من زوايا المنظر

حيث d هي المسافة إلى النجم في الفرسخ (1 قطعة = 3.26 سنة ضوئية) و p هي زاوية المنظر في الثواني القوسية.

لنتمرن. يمكنك الوصول إلى أداة تعرض صورة السماء مع جميع بيانات Hipparcos هنا (سيتم فتحها في نافذة جديدة). اقرأ الإرشادات الموجودة على الصفحة ، ثم ابدأ تطبيق Java الصغير. أدخل إحداثيات سيريوس وانقر على عرض. سوف يرسم التطبيق الصغير منطقة السماء حول سيريوس. النقاط الزرقاء موجودة في كتالوج Hipparcos وكتالوج Tycho (تم قياس العناصر الموجودة في كتالوج Hipparcos بدقة أكبر) والنقاط البيضاء موجودة فقط في كتالوج Tycho. كلما كانت الدائرة أكبر ، كان النجم أكثر إشراقًا. انقر فوق Sirius ، أكبر نجمة في المنتصف ، ثم انقر فوق Get Info. ستفتح نافذة أخرى بها الكثير من المعلومات. أنت مهتم أكثر بالخط H11 ، المنظر المثلثي.

بالنسبة إلى Sirius ، يكون المنظر 379.21 مللي ثانية. بالتعويض في الصيغة لدينا ، نحصل على مسافة 2.637 فرسخ فلكي. التحويل إلى سنوات ضوئية يعطي مسافة 8.6 سنة ضوئية.

التمرين 3. استخدم بيانات Hipparcos للعثور على المسافات إلى النجوم التالية ، التي قدمها RA و Dec. إنهم جميعًا في نفس المجال الذي استدعيته للتو للعثور على Sirius. سجل المقادير المرئية للنجوم أيضًا. سوف تحتاجهم لاحقًا.

المقدار البصري (حقل H5)

الآن بعد أن عرفت المقادير والمسافات المرئية الواضحة لهذه النجوم ، يمكنك العثور على مقاديرها المطلقة. يُعرَّف الحجم المطلق بأنه الحجم الذي يبدو أن النجم سيكون عليه إذا كان على بعد 10 فرسخ فلكي عنا. الحجم المطلق لشمسنا هو 4.84 (مقارنة بحجمها المرئي -26.2!).

العلاقة بين الحجم الظاهر للنجم والحجم المطلق يعطى من خلال التعبير

حيث m هو الحجم الظاهري للنجم ، M هو الحجم المطلق للنجم ، و d هي المسافة إلى النجم في فرسخ فلكي.

لنأخذ النجم سيريوس مرة أخرى. حجمها البصري -1.44 وهو يبعد 2.637 فرسخ فلكي. لذلك ، مقدارها المطلق

م = -1.44 - 5 سجل (2.637) + 5 = 1.45.

التمرين 4: استخدم المقدار البصري والمسافات التي وجدتها سابقًا للعثور على المقادير المطلقة لهذه النجوم.

المقدار البصري (حقل H5)

أنت الآن جاهز لعمل مخطط HR!

الثريا
حقوق الطبع والنشر المرصد الأنجلو-أسترالي / المرصد الملكي ، إدنبرة
معرض الصور الفلكية AAO المجاملة.

التمرين 5. ستقوم بعمل مخطط H-R باستخدام بيانات من أداة Sky Plot التي استخدمتها سابقًا. ابحث حول Pleiades ، وهو عنقود نجمي مشهور في سماء الربيع الشمالية. أدخل الإحداثيات المناسبة واحصل على البيانات الخاصة بك.ستحتاج إلى المقدار المرئي واختلاف المنظر ولون b-v لكل نجم. احصل على بيانات للعديد من النجوم حول الثريا. قم بإنشاء مخطط H-R للنجوم بالقرب من Pleiades.

استخدم مصنف SkyServer هذا لتتبع بياناتك. (تلميح: يمكنك إدخال استخدام Excel لحساب المسافة والقدر المطلق. سيوفر لك الكثير من الحسابات!)

السؤال 8. بناءً على مسافاتهم ، ما هي النجوم التي تعتقد أنها تنتمي إلى الثريا؟ ما هي النجوم التي تصادف وجودها في نفس الجزء من السماء ولكنها على مسافات مختلفة؟

السؤال 9. هل معظم النجوم في التسلسل الرئيسي للثريا نجوم أم عمالقة حمراء أم أقزام بيضاء؟

يمكنك استخدام هذه المعلومات ، جنبًا إلى جنب مع درجة حرارة النجم ، لحساب نصف قطر النجم. لمعرفة كيفية حساب نصف قطر النجم ، انقر هنا.

من أهم الافتراضات في العلم أن قوانين الطبيعة هي نفسها في كل مكان في الكون. يشير آخر رسمين تخطيطيين لـ H-R إلى أن هذا يجب أن يكون صحيحًا - تُظهر النجوم في Pleiades نفس العلاقات مثل النجوم بالقرب من الشمس.

ولكن حتى تضمين Pleiades يمنحك مخططات H-R للنجوم الخارجة فقط على مسافة بضع مئات من السنين الضوئية. كيف يمكننا أن ننظر إلى النجوم البعيدة ونرى ما إذا كانت تظهر نفس السلوك؟ لا يمكننا أن نقيس بدقة المسافات إلى النجوم البعيدة جدًا لأن زوايا المنظر الخاصة بهم تصبح صغيرة جدًا.

عندما نظرت إلى الثريا ، رأيت عنقود نجمي. عندما وجدت المسافة إلى كل نجم ، وجدت أنهما جميعًا متماثلان تقريبًا. هذه النتيجة منطقية: نظرًا لأن النجوم كانت معًا في كتلة ، يجب أن تكون جميعها على نفس المسافة تقريبًا من الأرض. كلما كانت الكتلة أكثر بعدًا ، كان من الآمن افتراض أن جميع النجوم على مسافة واحدة.

إذا افترضت أن جميع النجوم في الكتلة على نفس المسافة ، يمكنك أن تفترض أن الحجم الظاهري المرصود لكل نجم يتوافق مع لمعانه. بمعنى آخر ، يمكنك عمل مخطط HR باستخدام المقدار الظاهري بدلاً من المقدار المطلق. إذا قمت بعمل مخطط H-R لمجموعة ، فلن تحتاج إلى معرفة المسافة الفعلية للمجموعة. لذلك ، يمكنك عمل مخططات H-R لمجموعات النجوم بعيدة جدًا للعثور على مسافات مع اختلاف المنظر. عناقيد النجوم هي أداة قوية لعمل مخططات HR.


البحث عن نصف قطر النجم في قوس ثانية - علم الفلك

لا أحد (IQS: لا شيء ، SQS: plateid ، mjd ، fiberid) الحد الأدنى (صفيحة ، مجد ، فيبيد) عادي (plateid، mjd، fiberid، z، z_err، z_conf، z_status، spec_cln، z_warnin، raObj، decObj) راديك (را ، ديسمبر)

اسميكتبالطولوحدةucdوصف
المواصفاتبيجينت8 ID_CATALOGهوية مميزة
مجدint4مجديTIME_DATEMJD المراقبة
طبقالصغيرة2 ID_PLATEمعرف اللوحة
البلاطالصغيرة2 ID_PLATEمعرف البلاط
xFocalيطفو8 POS_CCD_XX البؤري
y البؤرييطفو8 POS_CCD_Yص البؤري
معرف الأليافالصغيرة2 ID_FIBERمعرف الألياف
ضحقيقة4 ناقل الحركة الأحمرالانزياح الأحمر النهائي
zErrحقيقة4 خطأ REDSHIFTخطأ الانزياح الأحمر
zConfحقيقة4 احتمالية STAT_PROBABILITYالثقة في الانزياح نحو الأحمر
z الحالة الصغيرة2 CODE_QUALITYحالة الانزياح الأحمر
المواصفات الصغيرة2 CLASS_OBJECTالتصنيف الطيفي
تحذير int4 CODE_QUALITYأعلام التحذير
فيلديسبحقيقة4. VELOC_DISPتشتت السرعة
فيلديسبيرحقيقة4 خطأ VELOC_DISPخطأ تشتت السرعة
eCoeff_0حقيقة4 FIT_PARAMمعامل التمدد للمجرات
eCoeff_1حقيقة4 FIT_PARAMمعامل التمدد للمجرات
eCoeff_2حقيقة4 FIT_PARAMمعامل التمدد للمجرات
eCoeff_3حقيقة4 FIT_PARAMمعامل التمدد للمجرات
eCoeff_4حقيقة4 FIT_PARAMمعامل التمدد للمجرات
eClassحقيقة4 CLASS_OBJECTتصنيف
جيدint4بيكسلعددبكسل جيد
sn_0حقيقة4 INST_S / نمتوسط ​​S / N في g '
sn_1حقيقة4 INST_S / نمتوسط ​​S / N في r '
sn_2حقيقة4 INST_S / نمتوسط ​​S / N في i '
ماج_0حقيقة4ماجPHOT_SDSS_Gالحجم الاصطناعي بالجرام
mag_1حقيقة4ماجPHOT_SDSS_Rالحجم الاصطناعي في r '
mag_2حقيقة4ماجPHOT_SDSS_Iحجم اصطناعي في i '
رايطفو8درجةPOS_EQ_RA_MAINra في J2000
ديسمبريطفو8درجةPOS_EQ_DEC_MAINديسمبر في J2000
cxيطفو8 POS_EQ_CART_X؟x لمتجه الوحدة العادي في J2000
cyيطفو8 POS_EQ_CART_Y؟y لمتجه الوحدة العادي في J2000
تشيكوسلوفاكيايطفو8 POS_EQ_CART_Z؟z لمتجه الوحدة العادي في J2000
htmIDبيجينت8 CODE_HTM20 شبكة هرمية مثلثة عميقة ID
الأليافحقيقة4الأبواقPHOT_SDSS_Uمقادير الألياف
الأليافحقيقة4الأبواقPHOT_SDSS_Gمقادير الألياف
الأليافحقيقة4الأبواقPHOT_SDSS_Rمقادير الألياف
الأليافحقيقة4الأبواقPHOT_SDSS_Iمقادير الألياف
الأليافحقيقة4الأبواقPHOT_SDSS_Zمقادير الألياف
الهدف int4 CODE_MISCيحدد الفئات المستهدفة الأساسية التي تم تحديد الكائن فيها.
secTarget int4 CODE_MISCيحدد الفئات المستهدفة الثانوية التي تم تحديد الكائن فيها.
seguePrimTarget int4 CODE_MISCيحدد فئات SEGUE الأساسية المستهدفة التي تم تحديد الكائن فيها.
segueSecTarget int4 CODE_MISCيحدد فئات SEGUE الثانوية المستهدفة التي تم تحديد الكائن فيها.
otherPrimTarget int4 CODE_MISCيحدد الفئات المستهدفة الأساسية للبرنامج الأخرى التي تم تحديد الكائن فيها.
الهدف الآخر int4 CODE_MISCيحدد فئات البرامج الثانوية المستهدفة الأخرى التي تم اختيار الكائن فيها.
حد أدنىالصغيرة2بيكسلINST_DET_LIMITبيكسمين
بيكسماكسالصغيرة2بيكسلINST_DET_LIMITبيكسماكس
sci_snحقيقة4 CODE_MISCإشارة العلم إلى نسبة الضوضاء
smear_snحقيقة4 CODE_MISCنسبة إشارة التشويه إلى الضوضاء
sm_leg_0حقيقة4 CODE_MISCمعامل الأسطورة الأول. لتصحيح اللطاخة
sm_leg_1حقيقة4 CODE_MISCمعامل الأسطورة الثانية. لتصحيح اللطاخة
sm_leg_2حقيقة4 CODE_MISCالمعامل الأسطوري الثالث. لتصحيح اللطاخة
العلوم الابتدائيةالصغيرة2 CODE_MISCتعتبر جديرة بالعلم (تحدد طريقة العرض الافتراضية SpecObj)
الإصدارint4 ID_TRACERتحميل الإصدار
لوحةبيجينت8 ID_PLATEرابط للوحة التي تم أخذ الطيف عليها
معرف الطيفالصغيرة2 INST_IDالذي مطياف (1،2)
الإنتاجيةint4. عددمعدل نقل الألياف كما تم قياسه بواسطة رسام الخرائط
objType int4 CLASS_OBJECTنوع الكائن (نمط plPlugMap)
objTypeName فارشار32 CLASS_OBJECTنوع الكائن كسلسلة
targetIDبيجينت8 ID_CATALOGمعرف الهدف
targetObjIDبيجينت8 ID_CATALOGمعرف PhotoObj الهدف
bestObjIDبيجينت8 ID_MAINمعرف أفضل PhotoObj
IMGصورة16 SPECTصورة GIF من الطيف

معلمات التصوير

ما هي معلمات التصوير التي تريد إرجاعها من استعلامك؟

ملحوظة: يشير "التصوير المستهدف" إلى مجموعة بيانات التصوير (التشغيل) و / أو المعالجة (إعادة التشغيل) المستخدمة في تحديد الأهداف للمتابعة الطيفية. يشير "أفضل تصوير" إلى مجموعة التشغيل / إعادة التشغيل "الأحدث والأكثر" ، وبالتالي يحل محل التشغيل بشكل عام / أعد تشغيل مجموعة "التصوير المستهدف".

مذكرة قانونية: في حالات نادرة ، قد لا يتوافق كائن "Best Imaging" المطابق مع طيف مع كائن "Target Imaging" الأصلي. على سبيل المثال ، قد يحدث هذا عندما تكون هناك مشاكل في الانحناء في "التصوير المستهدف" ، مثل عندما تم استهداف منطقة HII ساطعة خارج المركز بدلاً من المجرة الأم ، وحيث يتم بعد ذلك معالجة منطقة HII هذه بشكل صحيح في "أفضل تصوير "ولم يعد كائنًا مفهرسًا. في حالة الشك ، يرجى مقارنة مقادير وإحداثيات كائنات "التصوير المستهدف" و "أفضل تصوير".

مجموعات معلمات التصوير المفيدة: لا أحد (SQS: لا شيء ، IQS: تشغيل ، إعادة تشغيل ، camcol ، حقل ، معرف) الحد الأدنى (تشغيل ، إعادة تشغيل ، camcol ، حقل ، معرف) عادي (run ، rerun ، camcol ، field ، id ، objc_type ، ra ، dec ، mag_model_r) راديك (را ، ديسمبر) نموذج_العلامات (mag_model_u، mag_model_g، mag_model_r، mag_model_i، mag_model_z) نموذج_ماجيريس (mag_modelerr_u، mag_modelerr_g، mag_modelerr_r، mag_modelerr_i، mag_modelerr_z) psf_mags (psfmag_u ، psfmag_g ، psfmag_r ، psfmag_i ، psfmag_z) psf_magerrs (psfmagerr_u، psfmagerr_g، psfmagerr_r، psfmagerr_i، psfmagerr_z) petro_mags (petromag_u ، petromag_g ، petromag_r ، petromag_i ، petromag_z) بتروماجيريس (petromagerr_u، petromagerr_g، petromagerr_r، petromagerr_i، petromagerr_z) model_colors (ugModelColor ، grModelColor ، riModelColor ، izModelColor) ugModelColor (mag_model_u-mag_model_g) grModelColor (mag_model_g-mag_model_r) اللون (mag_model_r-mag_model_i) اللون (mag_model_i-mag_model_z)

ال SDSSname تُرجع المعلمة تعيين IAU SDSS الرسمي للكائن ، بالتنسيق: SDSS JHHMMSS.ss + DDMMSS.s.
يتم إنشاء اسم SDSS باستدعاء الوظيفة fIAUFromEq.

اسميكتبالطولوحدةucdوصف
الهدفبيجينت8 ID_MAINمعرف SDSS فريد يتكون من [skyVersion ، rerun ، run ، camcol ، field ، obj].
الإصدارتينيينت1 CODE_MISC0 = هدف OPDB ، 1 = OPDB الأفضل
يركضالصغيرة2 OBS_RUNرقم التشغيل
أعدالصغيرة2 CODE_MISCرقم إعادة التشغيل
كامكولتينيينت1 INST_IDعمود الكاميرا
مجالالصغيرة2 ID_FIELDرقم الحقل
الهدفالصغيرة2 ID_NUMBERمعرف الكائن داخل الحقل. عادة ما يتغير بين عمليات إعادة تشغيل نفس الحقل.
الوضعتينيينت1 CLASS_OBJECT1: أساسي ، 2: ثانوي ، 3: كائن عائلي ، 4: خارج حدود القطعة.
n الطفلالصغيرة2 عددعدد الأطفال إذا كان هذا كائنًا مركبًا تم تفكيكه. تحتوي الكائنات الساطعة (بمعنى الأعلام) أيضًا على nchild == 1 ، الأخ غير اللامع.
يكتب الصغيرة2 CLASS_OBJECTتصنيف النوع الصرفي للكائن.
ينظفint4 CODE_MISCعلم قياس الضوء النظيف للمصادر النقطية (1 = نظيف ، 0 = غير نظيف).
المشاكلحقيقة4 STAT_PROBABILITYاحتمالية أن يكون الكائن نجمًا. حاليًا 0 إذا كان النوع == 3 (مجرة) ، 1 إذا كان النوع == 6 (نجمة).
InsideMask تينيينت1 CODE_MISCعلامة للإشارة إلى ما إذا كان الكائن داخل قناع ولماذا
الأعلام بيجينت8 CODE_MISCإشارات سمة كائن الصورة
Rowcحقيقة4بيكسلPOS_CCD_Yموضع مركز الصف (إحداثيات r)
RowcErrحقيقة4بيكسلخطأ POS_CCD_Yخطأ في موضع مركز الصف (إحداثيات r)
كولكحقيقة4بيكسلPOS_CCD_Xموضع مركز العمود (إحداثيات r)
كولسيحقيقة4بيكسلخطأ POS_CCD_Xخطأ في موضع مركز العمود (إحداثيات r)
روفيفحقيقة4درجة / يومPOS_ANG_VELمكون الصف لسرعة الجسم.
RowvErrحقيقة4درجة / يومخطأ POS_ANG_VELمكون الصف لخطأ سرعة الكائن
colvحقيقة4درجة / يومPOS_ANG_VELالعمود المكون من سرعة الجسم.
colvErrحقيقة4درجة / يومخطأ POS_ANG_VELمكون العمود لخطأ سرعة الكائن
rowc_uحقيقة4بيكسلPOS_CCD_Yمركز الصف
rowc_gحقيقة4بيكسلPOS_CCD_Yمركز الصف
rowc_rحقيقة4بيكسلPOS_CCD_Yمركز الصف
rowc_iحقيقة4بيكسلPOS_CCD_Yمركز الصف
rowc_zحقيقة4بيكسلPOS_CCD_Yمركز الصف
rowcErr_uحقيقة4بيكسلخطأ POS_CCD_Yخطأ في مركز الصف
rowcErr_gحقيقة4بيكسلخطأ POS_CCD_Yخطأ في مركز الصف
rowcErr_rحقيقة4بيكسلخطأ POS_CCD_Yخطأ في مركز الصف
rowcErr_iحقيقة4بيكسلخطأ POS_CCD_Yخطأ في مركز الصف
rowcErr_zحقيقة4بيكسلخطأ POS_CCD_Yخطأ في مركز الصف
colc_uحقيقة4بيكسلPOS_CCD_Xمركز العمود
colc_gحقيقة4بيكسلPOS_CCD_Xمركز العمود
colc_rحقيقة4بيكسلPOS_CCD_Xمركز العمود
colc_iحقيقة4بيكسلPOS_CCD_Xمركز العمود
colc_zحقيقة4بيكسلPOS_CCD_Xمركز العمود
colcErr_uحقيقة4بيكسلخطأ POS_CCD_Xخطأ في مركز العمود
colcErr_gحقيقة4بيكسلخطأ POS_CCD_Xخطأ في مركز العمود
colcErr_rحقيقة4بيكسلخطأ POS_CCD_Xخطأ في مركز العمود
colcErr_iحقيقة4بيكسلخطأ POS_CCD_Xخطأ في مركز العمود
colcErr_zحقيقة4بيكسلخطأ POS_CCD_Xخطأ في مركز العمود
سكاي_وحقيقة4maggies / arcsec ^ 2INST_SKY_LEVELتدفق السماء في مركز الكائن (السماح للأشقاء إذا تم مزجهم).
sky_gحقيقة4maggies / arcsec ^ 2INST_SKY_LEVELتدفق السماء في مركز الكائن (السماح للأشقاء إذا تم مزجهم).
sky_rحقيقة4maggies / arcsec ^ 2INST_SKY_LEVELتدفق السماء في مركز الكائن (السماح للأشقاء إذا تم مزجهم).
سماء_أحقيقة4maggies / arcsec ^ 2INST_SKY_LEVELتدفق السماء في مركز الكائن (السماح للأشقاء إذا تم مزجهم).
سكاي_زحقيقة4maggies / arcsec ^ 2INST_SKY_LEVELتدفق السماء في مركز الكائن (السماح للأشقاء إذا تم مزجهم).
سماءحقيقة4maggies / arcsec ^ 2خطأ INST_SKY_LEVELخطأ تدفق السماء
السماءحقيقة4maggies / arcsec ^ 2خطأ INST_SKY_LEVELخطأ تدفق السماء
skyErr_rحقيقة4maggies / arcsec ^ 2خطأ INST_SKY_LEVELخطأ تدفق السماء
السماءحقيقة4maggies / arcsec ^ 2خطأ INST_SKY_LEVELخطأ تدفق السماء
skyErr_zحقيقة4maggies / arcsec ^ 2خطأ INST_SKY_LEVELخطأ تدفق السماء
psfMag_uحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Uتدفق PSF
psfMag_gحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Gتدفق PSF
psfMag_rحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Rتدفق PSF
psfMag_iحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Iتدفق PSF
psfMag_zحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Zتدفق PSF
psfMagErr_uحقيقة4ماجPHOT_SDSS_U خطأخطأ تدفق PSF
psfMagErr_gحقيقة4ماجPHOT_SDSS_G خطأخطأ تدفق PSF
psfMagErr_rحقيقة4ماجPHOT_SDSS_R خطأخطأ تدفق PSF
psfMagErr_iحقيقة4ماجPHOT_SDSS_I خطأخطأ تدفق PSF
psfMagErr_zحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Z خطأخطأ تدفق PSF
الأليافحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Uالتدفق في نصف قطر ألياف قطرها 3 قوس
الأليافحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Gالتدفق في نصف قطر ألياف قطرها 3 قوس
الأليافحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Rالتدفق في نصف قطر ألياف قطرها 3 قوس
الأليافحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Iالتدفق في نصف قطر ألياف قطرها 3 قوس
الأليافحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Zالتدفق في نصف قطر ألياف قطرها 3 قوس
الأليافحقيقة4ماجPHOT_SDSS_U خطأالتدفق في خطأ نصف قطر ألياف قطرها 3 قوس
الأليافحقيقة4ماجPHOT_SDSS_G خطأالجريان في خطأ نصف قطر الألياف قطرها 3 قوس
FiberMagErr_rحقيقة4ماجPHOT_SDSS_R خطأالتدفق في خطأ نصف قطر ألياف قطرها 3 قوس
الأليافحقيقة4ماجPHOT_SDSS_I خطأالتدفق في خطأ نصف قطر ألياف قطرها 3 قوس
FiberMagErr_zحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Z خطأالتدفق في خطأ نصف قطر ألياف قطرها 3 قوس
petroMag_uحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Uتدفق بتروسيان
petroMag_gحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Gتدفق بتروسيان
petroMag_rحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Rتدفق بتروسيان
petroMag_iحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Iتدفق بتروسيان
petroMag_zحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Zتدفق بتروسيان
petroMagErr_uحقيقة4ماجPHOT_SDSS_U خطأخطأ تدفق بتروسيان
petroMagErr_gحقيقة4ماجPHOT_SDSS_G خطأخطأ تدفق بتروسيان
petroMagErr_rحقيقة4ماجPHOT_SDSS_R خطأخطأ تدفق بتروسيان
petroMagErr_iحقيقة4ماجPHOT_SDSS_I خطأخطأ تدفق بتروسيان
petroMagErr_zحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Z خطأخطأ تدفق بتروسيان
بترورادحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RADنصف قطر بتروسيان
petroRad_gحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RADنصف قطر بتروسيان
petroRad_rحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RADنصف قطر بتروسيان
بترورادحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RADنصف قطر بتروسيان
بترورادزحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RADنصف قطر بتروسيان
بترورادحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأخطأ نصف قطر بتروسيان
بترورادحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأخطأ نصف قطر بتروسيان
petroRadErr_rحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأخطأ نصف قطر بتروسيان
بترورادحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأخطأ نصف قطر بتروسيان
بترورادحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأخطأ نصف قطر بتروسيان
بترو R50_uحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RADنصف قطر يحتوي على 50٪ من تدفق بتروسيان
بتروحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RADنصف قطر يحتوي على 50٪ من تدفق بتروسيان
petroR50_rحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RADنصف قطر يحتوي على 50٪ من تدفق بتروسيان
بترو R50_iحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RADنصف قطر يحتوي على 50٪ من تدفق بتروسيان
بترو R50_zحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RADنصف قطر يحتوي على 50٪ من تدفق بتروسيان
بترو R50Err_uحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأخطأ في نصف القطر بنسبة 50٪ من خطأ تدفق بتروسيان
بترو R50Err_gحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأخطأ في نصف القطر بنسبة 50٪ من خطأ تدفق بتروسيان
petroR50Err_rحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأخطأ في نصف القطر بنسبة 50٪ من خطأ تدفق بتروسيان
بترو R50Err_iحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأخطأ في نصف القطر بنسبة 50٪ من خطأ تدفق بتروسيان
بترو R50Err_zحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأخطأ في نصف القطر بنسبة 50٪ من خطأ تدفق بتروسيان
petroR90_uحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RADنصف قطر يحتوي على 90٪ من تدفق بتروسيان
petroR90_gحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RADنصف قطر يحتوي على 90٪ من تدفق بتروسيان
petroR90_rحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RADنصف قطر يحتوي على 90٪ من تدفق بتروسيان
بترو R90_iحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RADنصف قطر يحتوي على 90٪ من تدفق بتروسيان
petroR90_zحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RADنصف قطر يحتوي على 90٪ من تدفق بتروسيان
بترو R90Err_uحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأخطأ في نصف القطر بنسبة 90٪ من خطأ تدفق بتروسيان
بترو R90Err_gحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأخطأ في نصف القطر بنسبة 90٪ من خطأ تدفق بتروسيان
petroR90Err_rحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأخطأ في نصف القطر بنسبة 90٪ من خطأ تدفق بتروسيان
بترو R90Err_iحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأخطأ في نصف القطر بنسبة 90٪ من خطأ تدفق بتروسيان
بترو R90Err_zحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأخطأ في نصف القطر بنسبة 90٪ من خطأ تدفق بتروسيان
q_uحقيقة4 FIT_PARAMستوكس Q المعلمة
q_gحقيقة4 FIT_PARAMستوكس Q المعلمة
q_rحقيقة4 FIT_PARAMستوكس Q المعلمة
q_iحقيقة4 FIT_PARAMستوكس Q المعلمة
q_zحقيقة4 FIT_PARAMستوكس Q المعلمة
qErr_uحقيقة4 خطأ FIT_PARAMستوكس خطأ معلمة Q
qErr_gحقيقة4 خطأ FIT_PARAMستوكس خطأ معلمة Q
qErr_rحقيقة4 خطأ FIT_PARAMستوكس خطأ معلمة Q
qErr_iحقيقة4 خطأ FIT_PARAMستوكس خطأ معلمة Q
qErr_zحقيقة4 خطأ FIT_PARAMستوكس خطأ معلمة Q
u_uحقيقة4 FIT_PARAMستوكس يو المعلمة
u_gحقيقة4 FIT_PARAMستوكس يو المعلمة
شحقيقة4 FIT_PARAMستوكس يو المعلمة
u_iحقيقة4 FIT_PARAMستوكس يو المعلمة
u_zحقيقة4 FIT_PARAMستوكس يو المعلمة
uErr_uحقيقة4 خطأ FIT_PARAMستوكس خطأ معلمة U
uErr_gحقيقة4 خطأ FIT_PARAMستوكس خطأ معامل يو
uErr_rحقيقة4 خطأ FIT_PARAMستوكس خطأ معامل يو
uErr_iحقيقة4 خطأ FIT_PARAMستوكس خطأ معامل يو
uErr_zحقيقة4 خطأ FIT_PARAMستوكس خطأ معامل يو
mE1_uحقيقة4 FIT_PARAMمقياس الشكل المتكيف E1
mE1_gحقيقة4 FIT_PARAMمقياس الشكل المتكيف E1
mE1_rحقيقة4 FIT_PARAMمقياس الشكل المتكيف E1
mE1_iحقيقة4 FIT_PARAMمقياس الشكل المتكيف E1
mE1_zحقيقة4 FIT_PARAMمقياس الشكل المتكيف E1
mE2_uحقيقة4 FIT_PARAMمقياس الشكل المتكيف E2
mE2_gحقيقة4 FIT_PARAMمقياس الشكل المتكيف E2
mE2_rحقيقة4 FIT_PARAMمقياس الشكل المتكيف E2
mE2_iحقيقة4 FIT_PARAMمقياس الشكل المتكيف E2
mE2_zحقيقة4 FIT_PARAMمقياس الشكل المتكيف E2
mE1E1Err_uحقيقة4 خطأ FIT_PARAMالتباين في قياس الشكل E1 / E1
mE1E1Err_gحقيقة4 خطأ FIT_PARAMالتباين في قياس الشكل E1 / E1
mE1E1Err_rحقيقة4 خطأ FIT_PARAMالتباين في قياس الشكل E1 / E1
mE1E1Err_iحقيقة4 خطأ FIT_PARAMالتباين في قياس الشكل E1 / E1
mE1E1Err_zحقيقة4 خطأ FIT_PARAMالتباين في قياس الشكل E1 / E1
mE1E2Err_uحقيقة4 خطأ FIT_PARAMالتباين في قياس الشكل E1 / E2
mE1E2Err_gحقيقة4 خطأ FIT_PARAMالتباين في قياس الشكل E1 / E2
mE1E2Err_rحقيقة4 خطأ FIT_PARAMالتباين في قياس الشكل E1 / E2
mE1E2Err_iحقيقة4 خطأ FIT_PARAMالتباين في قياس الشكل E1 / E2
mE1E2Err_zحقيقة4 خطأ FIT_PARAMالتباين في قياس الشكل E1 / E2
mE2E2Err_uحقيقة4 خطأ FIT_PARAMالتباين في قياس الشكل E2 / E2
mE2E2Err_gحقيقة4 خطأ FIT_PARAMالتباين في قياس الشكل E2 / E2
mE2E2Err_rحقيقة4 خطأ FIT_PARAMالتباين في قياس الشكل E2 / E2
mE2E2Err_iحقيقة4 خطأ FIT_PARAMالتباين في قياس الشكل E2 / E2
mE2E2Err_zحقيقة4 خطأ FIT_PARAMالتباين في قياس الشكل E2 / E2
mRrCc_uحقيقة4 FIT_PARAMالتكيف (+)
mRrCc_gحقيقة4 FIT_PARAMالتكيف (+)
mRrCc_rحقيقة4 FIT_PARAMالتكيف (+)
mRrCc_iحقيقة4 FIT_PARAMالتكيف (+)
mRrCc_zحقيقة4 FIT_PARAMالتكيف (+)
mRrCcErr_uحقيقة4 خطأ FIT_PARAMخطأ في التكيف (+)
mRrCcErr_gحقيقة4 خطأ FIT_PARAMخطأ في التكيف (+)
mRrCcErr_rحقيقة4 خطأ FIT_PARAMخطأ في التكيف (+)
mRrCcErr_iحقيقة4 خطأ FIT_PARAMخطأ في التكيف (+)
mRrCcErr_zحقيقة4 خطأ FIT_PARAMخطأ في التكيف (+)
mCr4_uحقيقة4 FIT_PARAMاللحظة الرابعة التكيفية للجسم
mCr4_gحقيقة4 FIT_PARAMاللحظة الرابعة التكيفية للجسم
mCr4_rحقيقة4 FIT_PARAMاللحظة الرابعة التكيفية للجسم
mCr4_iحقيقة4 FIT_PARAMاللحظة الرابعة التكيفية للجسم
mCr4_zحقيقة4 FIT_PARAMاللحظة الرابعة التكيفية للجسم
mE1PSF_uحقيقة4 FIT_PARAMالتكيف E1 ل PSF
mE1PSF_gحقيقة4 FIT_PARAMالتكيف E1 ل PSF
mE1PSF_rحقيقة4 FIT_PARAMالتكيف E1 ل PSF
mE1PSF_iحقيقة4 FIT_PARAMالتكيف E1 ل PSF
mE1PSF_zحقيقة4 FIT_PARAMالتكيف E1 ل PSF
mE2PSF_uحقيقة4 FIT_PARAMتكيف E2 لـ PSF
mE2PSF_gحقيقة4 FIT_PARAMتكيف E2 لـ PSF
mE2PSF_rحقيقة4 FIT_PARAMتكيف E2 لـ PSF
mE2PSF_iحقيقة4 FIT_PARAMتكيف E2 لـ PSF
mE2PSF_zحقيقة4 FIT_PARAMتكيف E2 لـ PSF
mRrCcPSF_uحقيقة4 FIT_PARAMمتكيف (+) لـ PSF
mRrCcPSF_gحقيقة4 FIT_PARAMمتكيف (+) لـ PSF
mRrCcPSF_rحقيقة4 FIT_PARAMمتكيف (+) لـ PSF
mRrCcPSF_iحقيقة4 FIT_PARAMمتكيف (+) لـ PSF
mRrCcPSF_zحقيقة4 FIT_PARAMمتكيف (+) لـ PSF
mCr4PSF_uحقيقة4 FIT_PARAMاللحظة الرابعة التكيفية لـ PSF
mCr4PSF_gحقيقة4 FIT_PARAMاللحظة الرابعة التكيفية لـ PSF
mCr4PSF_rحقيقة4 FIT_PARAMاللحظة الرابعة التكيفية لـ PSF
mCr4PSF_iحقيقة4 FIT_PARAMاللحظة الرابعة التكيفية لـ PSF
mCr4PSF_zحقيقة4 FIT_PARAMاللحظة الرابعة التكيفية لـ PSF
isoRowc_uحقيقة4بيكسلFIT_PARAMالنقطه الوسطى صف متساوي
isoRowc_gحقيقة4بيكسلFIT_PARAMالنقطه الوسطى صف متساوي
isoRowc_rحقيقة4بيكسلFIT_PARAMالنقطه الوسطى صف متساوي
isoRowc_iحقيقة4بيكسلFIT_PARAMالنقطه الوسطى صف متساوي
isoRowc_zحقيقة4بيكسلFIT_PARAMالنقطه الوسطى صف متساوي
isoRowcErr_uحقيقة4بيكسلFIT_PARAMخطأ النقطه الوسطى صف متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoRowcErr_gحقيقة4بيكسلFIT_PARAMخطأ النقطه الوسطى صف متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoRowcErr_rحقيقة4بيكسلFIT_PARAMخطأ النقطه الوسطى صف متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoRowcErr_iحقيقة4بيكسلFIT_PARAMخطأ النقطه الوسطى صف متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoRowcErr_zحقيقة4بيكسلFIT_PARAMخطأ النقطه الوسطى صف متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoRowcGrad_uحقيقة4بيكسل / (ماج / arcsec ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في النقطه الوسطى صف مع isophote
isoRowcGrad_gحقيقة4بيكسل / (ماج / arcsec ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في النقطه الوسطى صف مع isophote
isoRowcGrad_rحقيقة4بيكسل / (ماج / arcsec ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في النقطه الوسطى صف مع isophote
isoRowcGrad_iحقيقة4بيكسل / (ماج / arcsec ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في النقطه الوسطى صف مع isophote
isoRowcGrad_zحقيقة4بيكسل / (ماج / arcsec ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في النقطه الوسطى صف مع isophote
isoColc_uحقيقة4بيكسلFIT_PARAMالنقطه الوسطى العمود متساوي
isoColc_gحقيقة4بيكسلFIT_PARAMالنقطه الوسطى العمود متساوي
isoColc_rحقيقة4بيكسلFIT_PARAMالنقطه الوسطى العمود متساوي
isoColc_iحقيقة4بيكسلFIT_PARAMالنقطه الوسطى العمود متساوي
isoColc_zحقيقة4بيكسلFIT_PARAMالنقطه الوسطى العمود متساوي
isoColcErr_uحقيقة4بيكسلFIT_PARAMخطأ النقطه الوسطى العمود متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoColcErr_gحقيقة4بيكسلFIT_PARAMخطأ النقطه الوسطى العمود متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoColcErr_rحقيقة4بيكسلFIT_PARAMخطأ النقطه الوسطى العمود متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoColcErr_iحقيقة4بيكسلFIT_PARAMخطأ النقطه الوسطى العمود متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoColcErr_zحقيقة4بيكسلFIT_PARAMخطأ النقطه الوسطى العمود متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoColcGrad_uحقيقة4بيكسل / (ماج / قوسي ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في النقطه الوسطى العمود مع isophote
isoColcGrad_gحقيقة4بيكسل / (ماج / arcsec ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في النقطه الوسطى العمود مع isophote
isoColcGrad_rحقيقة4بيكسل / (ماج / قوسي ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في النقطه الوسطى العمود مع isophote
isoColcGrad_iحقيقة4بيكسل / (ماج / arcsec ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في النقطه الوسطى العمود مع isophote
isoColcGrad_zحقيقة4بيكسل / (ماج / arcsec ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في النقطه الوسطى العمود مع isophote
isoA_uحقيقة4بيكسلEXTENSION_RADالمحور الرئيسي المتساوي
isoA_gحقيقة4بيكسلEXTENSION_RADالمحور الرئيسي المتساوي
isoA_rحقيقة4بيكسلEXTENSION_RADالمحور الرئيسي المتساوي
isoA_iحقيقة4بيكسلEXTENSION_RADالمحور الرئيسي المتساوي
isoA_zحقيقة4بيكسلEXTENSION_RADالمحور الرئيسي المتساوي
isoAErr_uحقيقة4بيكسلEXTENSION_RAD خطأخطأ المحور الرئيسي متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoAErr_gحقيقة4بيكسلEXTENSION_RAD خطأخطأ المحور الرئيسي متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoAErr_rحقيقة4بيكسلEXTENSION_RAD خطأخطأ المحور الرئيسي متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoAErr_iحقيقة4بيكسلEXTENSION_RAD خطأخطأ المحور الرئيسي متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoAErr_zحقيقة4بيكسلEXTENSION_RAD خطأخطأ المحور الرئيسي متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoB_uحقيقة4بيكسلEXTENSION_SMINالمحور الصغير المتساوي
isoB_gحقيقة4بيكسلEXTENSION_SMINالمحور الصغير المتساوي
isoB_rحقيقة4بيكسلEXTENSION_SMINالمحور الصغير المتساوي
isoB_iحقيقة4بيكسلEXTENSION_SMINالمحور الصغير المتساوي
isoB_zحقيقة4بيكسلEXTENSION_SMINالمحور الصغير المتساوي
isoBErr_uحقيقة4بيكسلEXTENSION_SMIN خطأخطأ محور طفيف متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoBErr_gحقيقة4بيكسلEXTENSION_SMIN خطأخطأ محور طفيف متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoBErr_rحقيقة4بيكسلEXTENSION_SMIN خطأخطأ محور طفيف متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoBErr_iحقيقة4بيكسلEXTENSION_SMIN خطأخطأ محور طفيف متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoBErr_zحقيقة4بيكسلEXTENSION_SMIN خطأخطأ محور طفيف متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoAGrad_uحقيقة4قوسي / (ماج / قوسي ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في المحور الرئيسي عند الإسفوت
isoAGrad_gحقيقة4قوسي / (ماج / قوسي ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في المحور الرئيسي عند الإسفوت
isoAGrad_rحقيقة4قوسي / (ماج / قوسي ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في المحور الرئيسي عند الإسفوت
isoAGrad_iحقيقة4قوسي / (ماج / قوسي ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في المحور الرئيسي عند الإسفوت
isoAGrad_zحقيقة4قوسي / (ماج / قوسي ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في المحور الرئيسي عند الإسفوت
isoBGrad_uحقيقة4قوسي / (ماج / قوسي ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في المحور الثانوي عند الإسفوت
isoBGrad_gحقيقة4قوسي / (ماج / قوسي ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في المحور الثانوي عند الإسفوت
isoBGrad_rحقيقة4قوسي / (ماج / قوسي ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في المحور الثانوي عند الإسفوت
isoBGrad_iحقيقة4قوسي / (ماج / قوسي ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في المحور الثانوي عند الإسفوت
isoBGrad_zحقيقة4قوسي / (ماج / قوسي ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في المحور الثانوي عند الإسفوت
isoPhi_uحقيقة4درجةFIT_PARAMزاوية الموضع المتساوي (+ N من خلال E)
isoPhi_gحقيقة4درجةFIT_PARAMزاوية الموضع المتساوي (+ N من خلال E)
isoPhi_rحقيقة4درجةFIT_PARAMزاوية الموضع المتساوي (+ N من خلال E)
isoPhi_iحقيقة4درجةFIT_PARAMزاوية الموضع المتساوي (+ N من خلال E)
isoPhi_zحقيقة4درجةFIT_PARAMزاوية الموضع المتساوي (+ N من خلال E)
isoPhiErr_uحقيقة4درجةFIT_PARAMخطأ زاوية موقف متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoPhiErr_gحقيقة4درجةFIT_PARAMخطأ زاوية موقف متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoPhiErr_rحقيقة4درجةFIT_PARAMخطأ زاوية موقف متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoPhiErr_iحقيقة4درجةFIT_PARAMخطأ زاوية موقف متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoPhiErr_zحقيقة4درجةFIT_PARAMخطأ زاوية موقف متساوي. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
isoPhiGrad_uحقيقة4درجة / (ماج / قوس ثانية ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في الزاوية الموضعية مع الإسفوت
isoPhiGrad_gحقيقة4درجة / (ماج / قوس ثانية ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في الزاوية الموضعية مع الإسفوت
isoPhiGrad_rحقيقة4درجة / (ماج / قوس ثانية ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في الزاوية الموضعية مع الإسفوت
isoPhiGrad_iحقيقة4درجة / (ماج / قوس ثانية ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في الزاوية الموضعية مع الإسفوت
isoPhiGrad_zحقيقة4درجة / (ماج / قوس ثانية ^ 2)FIT_PARAMالتدرج في الزاوية الموضعية مع الإسفوت
deVRad_uحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD FIT_PARAMتناسب DeVaucouleurs نصف قطر المقياس
deVRad_gحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD FIT_PARAMتناسب DeVaucouleurs نصف قطر المقياس
deVRad_rحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD FIT_PARAMتناسب DeVaucouleurs نصف قطر المقياس
deVRad_iحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD FIT_PARAMتناسب DeVaucouleurs نصف قطر المقياس
deVRad_zحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD FIT_PARAMتناسب DeVaucouleurs نصف قطر المقياس
deVRadErr_uحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأتناسب DeVaucouleurs خطأ نصف قطر المقياس
deVRadErr_gحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأتناسب DeVaucouleurs خطأ نصف قطر المقياس
deVRadErr_rحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأتناسب DeVaucouleurs خطأ نصف قطر المقياس
deVRadErr_iحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأتناسب DeVaucouleurs خطأ نصف قطر المقياس
deVRadErr_zحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأتناسب DeVaucouleurs خطأ نصف قطر المقياس
deVAB_uحقيقة4 FIT_PARAMDeVaucouleurs تناسب أ / ب
deVAB_gحقيقة4 FIT_PARAMDeVaucouleurs تناسب أ / ب
deVAB_rحقيقة4 FIT_PARAMDeVaucouleurs تناسب أ / ب
deVAB_iحقيقة4 FIT_PARAMDeVaucouleurs تناسب أ / ب
deVAB_zحقيقة4 FIT_PARAMDeVaucouleurs تناسب أ / ب
deVABErr_uحقيقة4 خطأ FIT_PARAMتناسب DeVaucouleurs خطأ أ / ب
deVABErr_gحقيقة4 خطأ FIT_PARAMتناسب DeVaucouleurs خطأ أ / ب
deVABErr_rحقيقة4 خطأ FIT_PARAMتناسب DeVaucouleurs خطأ أ / ب
deVABErr_iحقيقة4 خطأ FIT_PARAMتناسب DeVaucouleurs خطأ أ / ب
deVABErr_zحقيقة4 خطأ FIT_PARAMتناسب DeVaucouleurs خطأ أ / ب
deVPhi_uحقيقة4درجةFIT_PARAM POS_ANG_GENERALزاوية موضع ملائمة DeVaucouleurs (+ N من خلال E)
deVPhi_gحقيقة4درجةFIT_PARAM POS_ANG_GENERALزاوية موضع ملائمة DeVaucouleurs (+ N من خلال E)
deVPhi_rحقيقة4درجةFIT_PARAM POS_ANG_GENERALزاوية موضع ملائمة DeVaucouleurs (+ N من خلال E)
deVPhi_iحقيقة4درجةFIT_PARAM POS_ANG_GENERALزاوية موضع ملائمة DeVaucouleurs (+ N من خلال E)
deVPhi_zحقيقة4درجةFIT_PARAM POS_ANG_GENERALزاوية موضع ملائمة DeVaucouleurs (+ N من خلال E)
deVPhiErr_uحقيقة4درجةFIT_PARAM POS_ANG_GENERAL خطأDeVaucouleurs مناسب لزاوية موضع الخطأ. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
deVPhiErr_gحقيقة4درجةFIT_PARAM POS_ANG_GENERAL خطأDeVaucouleurs مناسب لزاوية موضع الخطأ. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
deVPhiErr_rحقيقة4درجةFIT_PARAM POS_ANG_GENERAL خطأDeVaucouleurs مناسب لزاوية موضع الخطأ. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
deVPhiErr_iحقيقة4درجةFIT_PARAM POS_ANG_GENERAL خطأDeVaucouleurs مناسب لزاوية موضع الخطأ. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
deVPhiErr_zحقيقة4درجةFIT_PARAM POS_ANG_GENERAL خطأDeVaucouleurs مناسب لزاوية موضع الخطأ. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
deVMag_uحقيقة4ماجPHOT_SDSS_U FIT_PARAMتناسب حجم DeVaucouleurs
deVMag_gحقيقة4ماجPHOT_SDSS_G FIT_PARAMتناسب حجم DeVaucouleurs
deVMag_rحقيقة4ماجPHOT_SDSS_R FIT_PARAMتناسب حجم DeVaucouleurs
deVMag_iحقيقة4ماجPHOT_SDSS_I FIT_PARAMتناسب حجم DeVaucouleurs
deVMag_zحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Z FIT_PARAMتناسب حجم DeVaucouleurs
deVMagErr_uحقيقة4ماجPHOT_SDSS_U خطأ FIT_PARAMخطأ ملاءمة حجم DeVaucouleurs
deVMagErr_gحقيقة4ماجPHOT_SDSS_G خطأ FIT_PARAMخطأ ملاءمة حجم DeVaucouleurs
deVMagErr_rحقيقة4ماجPHOT_SDSS_R خطأ FIT_PARAMخطأ ملاءمة حجم DeVaucouleurs
deVMagErr_iحقيقة4ماجPHOT_SDSS_I خطأ FIT_PARAMخطأ ملاءمة حجم DeVaucouleurs
deVMagErr_zحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Z خطأ FIT_PARAMخطأ ملاءمة حجم DeVaucouleurs
expRad_uحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD FIT_PARAMنصف قطر المقياس الأسي
expRad_gحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD FIT_PARAMنصف قطر المقياس الأسي
expRad_rحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD FIT_PARAMنصف قطر المقياس الأسي
expRad_iحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD FIT_PARAMنصف قطر المقياس الأسي
expRad_zحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD FIT_PARAMنصف قطر المقياس الأسي
expRadErr_uحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأخطأ في نصف قطر المقياس الأسي
expRadErr_gحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأخطأ في نصف قطر المقياس الأسي
expRadErr_rحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأخطأ في نصف قطر المقياس الأسي
expRadErr_iحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأخطأ في نصف قطر المقياس الأسي
expRadErr_zحقيقة4قوس ثانيةEXTENSION_RAD خطأخطأ في نصف قطر المقياس الأسي
expAB_uحقيقة4 FIT_PARAMتناسب أسي أ / ب
expAB_gحقيقة4 FIT_PARAMتناسب أسي أ / ب
expAB_rحقيقة4 FIT_PARAMتناسب أسي أ / ب
expAB_iحقيقة4 FIT_PARAMتناسب أسي أ / ب
expAB_zحقيقة4 FIT_PARAMتناسب أسي أ / ب
expABErr_uحقيقة4 FIT_PARAMتناسب أسي أ / ب
expABErr_gحقيقة4 FIT_PARAMتناسب أسي أ / ب
expABErr_rحقيقة4 FIT_PARAMتناسب أسي أ / ب
expABErr_iحقيقة4 FIT_PARAMتناسب أسي أ / ب
expABErr_zحقيقة4 FIT_PARAMتناسب أسي أ / ب
expPhi_uحقيقة4درجةFIT_PARAM POS_ANG_GENERALزاوية وضع الملاءمة الأسية (+ N من خلال E)
expPhi_gحقيقة4درجةFIT_PARAM POS_ANG_GENERALزاوية وضع الملاءمة الأسية (+ N من خلال E)
expPhi_rحقيقة4درجةFIT_PARAM POS_ANG_GENERALزاوية وضع الملاءمة الأسية (+ N من خلال E)
إكسبحقيقة4درجةFIT_PARAM POS_ANG_GENERALزاوية وضع الملاءمة الأسية (+ N من خلال E)
expPhi_zحقيقة4درجةFIT_PARAM POS_ANG_GENERALزاوية وضع الملاءمة الأسية (+ N من خلال E)
expPhiErr_uحقيقة4درجةFIT_PARAM POS_ANG_GENERAL خطأخطأ أسي في زاوية الموضع. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
expPhiErr_gحقيقة4درجةFIT_PARAM POS_ANG_GENERAL خطأخطأ أسي في زاوية الموضع. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
expPhiErr_rحقيقة4درجةFIT_PARAM POS_ANG_GENERAL خطأخطأ أسي في زاوية الموضع. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
expPhiErr_iحقيقة4درجةFIT_PARAM POS_ANG_GENERAL خطأخطأ أسي في زاوية الموضع. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
expPhiErr_zحقيقة4درجةFIT_PARAM POS_ANG_GENERAL خطأخطأ أسي في زاوية الموضع. PLACEHOLDER ، مضبوط على -9999 أو -1000
expMag_uحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Uتناسب أسي
expMag_gحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Gتناسب أسي
expMag_rحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Rتناسب أسي
expMag_iحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Iتناسب أسي
expMag_zحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Zتناسب أسي
expMagErr_uحقيقة4ماجPHOT_SDSS_U خطأخطأ احتواء أسي
expMagErr_gحقيقة4ماجPHOT_SDSS_G خطأخطأ احتواء أسي
expMagErr_rحقيقة4ماجPHOT_SDSS_R خطأخطأ احتواء أسي
expMagErr_iحقيقة4ماجPHOT_SDSS_I خطأخطأ احتواء أسي
expMagErr_zحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Z خطأخطأ احتواء أسي
النموذجحقيقة4ماجPHOT_SDSS_U FIT_PARAMأفضل من تناسب حجم DeV / Exp
نموذجحقيقة4ماجPHOT_SDSS_G FIT_PARAMأفضل من تناسب حجم DeV / Exp
modelMag_rحقيقة4ماجPHOT_SDSS_R FIT_PARAMأفضل من تناسب حجم DeV / Exp
النموذجحقيقة4ماجPHOT_SDSS_I FIT_PARAMأفضل من تناسب حجم DeV / Exp
النموذجحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Z FIT_PARAMأفضل من تناسب حجم DeV / Exp
النموذجحقيقة4ماجPHOT_SDSS_U خطأأفضل من خطأ ملاءمة حجم DeV / Exp
النموذجحقيقة4ماجPHOT_SDSS_G خطأأفضل من خطأ ملاءمة حجم DeV / Exp
modelMagErr_rحقيقة4ماجPHOT_SDSS_R خطأأفضل من خطأ ملاءمة حجم DeV / Exp
النموذجحقيقة4ماجPHOT_SDSS_I خطأأفضل من خطأ ملاءمة حجم DeV / Exp
النموذجحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Z خطأأفضل من خطأ ملاءمة حجم DeV / Exp
نسيج_ uحقيقة4 FIT_PARAMمعلمة الملمس
نسيج_gحقيقة4 FIT_PARAMمعلمة الملمس
الملمسحقيقة4 FIT_PARAMمعلمة الملمس
نسيج_أحقيقة4 FIT_PARAMمعلمة الملمس
نسيج_zحقيقة4 FIT_PARAMمعلمة الملمس
lnLStar_uحقيقة4 FIT_GOODNESSStar ln (احتمال)
lnLStar_gحقيقة4 FIT_GOODNESSStar ln (احتمال)
lnLStar_rحقيقة4 FIT_GOODNESSStar ln (احتمال)
lnLStar_iحقيقة4 FIT_GOODNESSStar ln (احتمال)
lnLStar_zحقيقة4 FIT_GOODNESSStar ln (احتمال)
lnLExp_uحقيقة4 FIT_GOODNESSتناسب القرص الأسي ln (الاحتمال)
lnLExp_gحقيقة4 FIT_GOODNESSتناسب القرص الأسي ln (الاحتمال)
lnLExp_rحقيقة4 FIT_GOODNESSتناسب القرص الأسي ln (الاحتمال)
lnLExp_iحقيقة4 FIT_GOODNESSتناسب القرص الأسي ln (الاحتمالية)
lnLExp_zحقيقة4 FIT_GOODNESSتناسب القرص الأسي ln (الاحتمالية)
lnLDeV_uحقيقة4 FIT_GOODNESSDeVaucouleurs fit ln (احتمال)
lnLDeV_gحقيقة4 FIT_GOODNESSDeVaucouleurs fit ln (احتمال)
lnLDeV_rحقيقة4 FIT_GOODNESSDeVaucouleurs fit ln (احتمال)
lnLDeV_iحقيقة4 FIT_GOODNESSDeVaucouleurs fit ln (احتمال)
lnLDeV_zحقيقة4 FIT_GOODNESSDeVaucouleurs fit ln (احتمال)
fracDeV_uحقيقة4 PHOT_FLUX_RATIOوزن مكون deV في أفضل نموذج مركب
fracDeV_gحقيقة4 PHOT_FLUX_RATIOوزن مكون deV في أفضل نموذج مركب
fracDeV_rحقيقة4 PHOT_FLUX_RATIOوزن مكون deV في أفضل نموذج مركب
fracDeV_iحقيقة4 PHOT_FLUX_RATIOوزن مكون deV في أفضل نموذج مركب
fracDeV_zحقيقة4 PHOT_FLUX_RATIOوزن مكون deV في أفضل نموذج مركب
الأعلام بيجينت8 CODE_MISCأعلام الكشف عن الكائن لكل نطاق
الأعلام بيجينت8 CODE_MISCأعلام الكشف عن الكائن لكل نطاق
flags_r بيجينت8 CODE_MISCأعلام الكشف عن الكائن لكل نطاق
الأعلام بيجينت8 CODE_MISCأعلام الكشف عن الكائن لكل نطاق
flags_z بيجينت8 CODE_MISCأعلام الكشف عن الكائن لكل نطاق
type_u int4 CLASS_OBJECTتصنيف نوع الكائن لكل نطاق
type_g int4 CLASS_OBJECTتصنيف نوع الكائن لكل نطاق
type_r int4 CLASS_OBJECTتصنيف نوع الكائن لكل نطاق
النوع I int4 CLASS_OBJECTتصنيف نوع الكائن لكل نطاق
type_z int4 CLASS_OBJECTتصنيف نوع الكائن لكل نطاق
المشاكلحقيقة4 STAT_PROBABILITYالكائن الاحتمالي هو نجمة في كل مرشح.
المشاكلحقيقة4 STAT_PROBABILITYالكائن الاحتمالي هو نجمة في كل مرشح.
probPSF_rحقيقة4 STAT_PROBABILITYالكائن الاحتمالي هو نجمة في كل مرشح.
المشاكلحقيقة4 STAT_PROBABILITYالكائن الاحتمالي هو نجمة في كل مرشح.
احتمال PSF_zحقيقة4 STAT_PROBABILITYالكائن الاحتمالي هو نجمة في كل مرشح.
الحالة int4 CODE_MISCحالة الكائن في الاستطلاع
رايطفو8درجةPOS_EQ_RA_MAINJ2000 حق الصعود (r ')
ديسمبريطفو8درجةPOS_EQ_DEC_MAINانحراف J2000 (r ')
cxيطفو8 POS_EQ_CART_Xناقل الوحدة لـ ra + dec
cyيطفو8 POS_EQ_CART_Yناقل الوحدة لـ ra + dec
تشيكوسلوفاكيايطفو8 POS_EQ_CART_Zناقل الوحدة لـ ra + dec
رايريطفو8قوس ثانيةPOS_EQ_RA_ERRخطأ في RA
ديسمبريطفو8قوس ثانيةPOS_EQ_DEC_ERRخطأ في ديسمبر
raDecorrيطفو8 CODE_MISCارتباط RA / ديسمبر
بيطفو8درجةPOS_GAL_LONخط العرض المجري
ليطفو8درجةPOS_GAL_LATخط طول المجرة
تعويضحقيقة4قوس ثانيةPOS_OFFSETموضع المرشح ra ناقص النهائي ra (* cos (dec))
تعويضحقيقة4قوس ثانيةPOS_OFFSETموضع المرشح ra ناقص ra النهائي (* cos (dec))
offsetRa_rحقيقة4قوس ثانيةPOS_OFFSETموضع المرشح ra ناقص النهائي ra (* cos (dec))
تعويضحقيقة4قوس ثانيةPOS_OFFSETموضع المرشح ra ناقص النهائي ra (* cos (dec))
تعويضحقيقة4قوس ثانيةPOS_OFFSETموضع المرشح ra ناقص النهائي ra (* cos (dec))
تعويضحقيقة4قوس ثانيةPOS_OFFSETمرشح موقف ديسمبر ناقص ديسمبر النهائي
تعويضحقيقة4قوس ثانيةPOS_OFFSETمرشح موقف ديسمبر ناقص ديسمبر النهائي
offsetDec_rحقيقة4قوس ثانيةPOS_OFFSETمرشح موقف ديسمبر ناقص ديسمبر النهائي
تعويضحقيقة4قوس ثانيةPOS_OFFSETمرشح موقف ديسمبر ناقص ديسمبر النهائي
offsetDec_zحقيقة4قوس ثانيةPOS_OFFSETمرشح موقف ديسمبر ناقص ديسمبر النهائي
الهدف int4 CODE_MISCقناع البت للفئات المستهدفة الأساسية التي تم تحديد الكائن فيها.
secTarget int4 CODE_MISCقناع البت للفئات المستهدفة الثانوية التي تم تحديد الكائن فيها.
seguePrimTargetint4 CODE_MISCقناع البت لفئات الهدف الأساسي لـ SEGUE التي تم تحديد الكائن فيها.
segueSecTargetint4 CODE_MISCقناع البت لفئات الهدف الثانوية SEGUE التي تم تحديد الكائن فيها.
الانقراضحقيقة4ماجPHOT_EXTINCTION_GALالانقراض في كل مرشح
انقراض_gحقيقة4ماجPHOT_EXTINCTION_GALالانقراض في كل مرشح
انقراضحقيقة4ماجPHOT_EXTINCTION_GALالانقراض في كل مرشح
الانقراضحقيقة4ماجPHOT_EXTINCTION_GALالانقراض في كل مرشح
انقراض_zحقيقة4ماجPHOT_EXTINCTION_GALالانقراض في كل مرشح
أفضليةint4 CODE_MISCبتات الأولوية
روحقيقة4ماجEXTENSION_RADحجم السجل لسطوع السطح: 5xlog (Petro radius in i band)
nProf_uint4 عددعدد صناديق ملف التعريف
nProf_gint4 عددعدد صناديق ملف التعريف
nProf_rint4 عددعدد صناديق ملف التعريف
nProf_iint4 عددعدد صناديق ملف التعريف
nProf_zint4 عددعدد صناديق ملف التعريف
الإصدارint4 ID_VERSIONتحميل الإصدار
htmIDبيجينت8 CODE_HTMمعرف شبكة متدرجة هرمية بعمق 20 لهذا الكائن
معرف الحقلبيجينت8 ID_FIELDارتباط بالحقل الموجود فيه هذا الكائن
معرف الوالدينبيجينت8 ID_PARENTالمؤشر إلى الأصل (إذا كان الكائن منزوعًا) أو اكتشاف BRIGHT (إذا كان الكائن به واحد) ، وإلا 0
المواصفاتبيجينت8 ID_CATALOGمؤشر إلى طيف الكائن ، إن وجد ، آخر 0
شحقيقة4ماجPHOT_SDSS_U FIT_PARAMالاسم المستعار المختصر للنموذج
زحقيقة4ماجPHOT_SDSS_G FIT_PARAMالاسم المستعار المختصر للنموذج
صحقيقة4ماجPHOT_SDSS_R FIT_PARAMالاسم المستعار المختصر للنموذج
أناحقيقة4ماجPHOT_SDSS_I FIT_PARAMالاسم المستعار المختصر للنموذج
ضحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Z FIT_PARAMالاسم المستعار المختصر للنموذج
Err_uحقيقة4ماجPHOT_SDSS_U خطأخطأ في الاسم المستعار لـ modelMag
Err_gحقيقة4ماجPHOT_SDSS_G خطأخطأ في الاسم المستعار لـ modelMag
Err_rحقيقة4ماجPHOT_SDSS_R خطأخطأ في الاسم المستعار لـ modelMag
Err_iحقيقة4ماجPHOT_SDSS_I خطأخطأ في الاسم المستعار لـ modelMag
Err_zحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Z خطأخطأ في الاسم المستعار لـ modelMag
dered_uحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Uماج مبسط ، مصحح للانقراض: نموذج ماج-انقراض
dered_gحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Gماج مبسط ، مصحح للانقراض: نموذج ماج-انقراض
dered_rحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Rماج مبسط ، مصحح للانقراض: نموذج ماج-انقراض
dered_iحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Iماج مبسط ، مصحح للانقراض: نموذج ماج-انقراض
dered_zحقيقة4ماجPHOT_SDSS_Zماج مبسط ، مصحح للانقراض: نموذج ماج-انقراض

الحصول على ملفات FITS من DAS (خادم أرشيف البيانات)

بعد الضغط إرسال، ستتضمن الصفحة التي تعرض نتائج الاستعلام الزر (الأزرار) المناسب لتحميل نتائج الاستعلام إلى DAS لاسترداد بيانات ملف FITS الأولية المقابلة. إذا طلبت بيانات التصوير فقط وقمت بتضمين الأعمدة يركض, أعد, كامكول، و مجال (يتم تضمين هذه في الحد الأدنى و عادي قوائم الأعمدة) ، ثم ملف قم بتحميل قائمة الحقول إلى DAS سيتم عرض الزر في صفحة النتائج (أسفل جدول نتائج الاستعلام). إذا طلبت بيانات طيفية ، وقم بتضمين الأعمدة طبق, مجد و ليفي في الإخراج (مدرج في ملف الحد الأدنى و عادي قوائم الأعمدة) ، ثم ملف قم بتحميل قائمة الأطياف إلى DAS سيتم عرض الزر على صفحة النتائج حتى تتمكن من استرداد ملفات FITS للأطياف.


البحث عن نصف قطر النجم في قوس ثانية - علم الفلك

11 ماج مثالية ، لكنها ليست أضعف من R.

16 ماج) قريبة نسبيًا ، في غضون بضع ثوانٍ قوسية ، من الهدف العلمي. يشار إلى هذه المسافة على أنها رقعة متباينة الكواكب ، وتعتمد على الظروف الجوية للموقع وطول موجة المراقبة. تحت ظروف جوية جيدة ، رؤية مع FWHM

0.6 "في الأشعة تحت الحمراء ، مسافة r & lt

12 قوسًا من الهدف العلمي في K-band ، r & lt

يوصى باستخدام 6 قوس ثانية في النطاق J. كلما اقترب نجم AO من الهدف العلمي ، كان التحسن في جودة الصورة أفضل. لا يزال من الممكن تحقيق تصحيح الغلاف الجوي الجزئي إذا كان نجم AO يقع على مسافة أكبر ، ولكن هذا لا ينبغي أن يتجاوز نصف قطر قوسي 30. بالطبع ، يتم تحقيق أفضل تصحيح في الغلاف الجوي عندما يكون الهدف والنجم المرجعي متماثلين.

سيؤدي تطبيق Laser Guide Star في GTC إلى تسهيل المتطلبات المذكورة أعلاه إلى حد ما. لا تزال البصريات التكيفية باستخدام الليزر تتطلب وجود نجم - يُطلق عليه أيضًا نجم الإمالة - بالقرب من الهدف العلمي ، ولكن يمكن أن يكون الآن أكثر خفوتًا ، R & lt

40 بوصة ، مع انخفاض الأداء لمسافات أخرى تصل إلى نصف قطر قوسي واحد. يُظهر الرسم البياني أدناه قياسًا مباشرًا لعدد / احتمالية العثور على النجوم المناسبة لرصد البصريات التكيفية مع وبدون نظام ليزر. الحسابات المقدمة ، بواسطة Fermenia ، Devaney ، Castro and Garcia ، 2003 (مستند GTC NNTE / OPTI / 0235-R) ، استخدم دليل Star Star Catalog (GSC-II) ، الذي يكتمل حتى R = 18.5 ماج ويأخذ عينات من السماء بأكملها. أظهر عدد النجوم المتاحة في مجال رؤية يبلغ قطره 2 / 1.5 arcmin ، لخطوط عرض وخطوط طول مختلفة في المجرة ، كدالة لحجم النجم.

كما يمكن أن نرى ، فإن الاحتمالات منخفضة إلى حد ما خاصة عند خطوط العرض العالية ، مما يؤثر في الغالب على علم الفلك خارج المجرة. ومع ذلك ، تجدر الإشارة إلى أنه على سبيل المثال ، نواة المجرات ، الكوازارات ، إذا كانت ضمن حدود الحجم المذكورة أعلاه ، هي أيضًا أهداف مثالية لرصدات AO - كما هو موضح في محركات علم فريدا.


كثافات عدد النجوم التراكمية كدالة لحجم النجم. تعرض كل لوحة لخط عرض مجري معين عدد النجوم في 1.5 'FoV مع حجم أقل أو يساوي m (R) (من Fermenia وآخرون 2003).


كثافات عدد النجوم التراكمية كدالة لحجم النجم. تعرض كل لوحة لخط عرض مجري معين عدد النجوم في 2 'FoV بحجم أقل أو يساوي m_R (من Fermenia وآخرون 2003).


شاهد الفيديو: إيجاد نصف قطر الدائرة من خلال قوس فيها (شهر اكتوبر 2021).