We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Hoe kan ek 'n Gaussiese kurwe beter inpas by 'n CCF sodat ek die presiesste RV-waarde kry? Die onderstaande afbeelding wys die passtuk waar ek die passtuk vergelyk het deur die gewig aan die onsekerhede toe te pas en nie. Daar is nie 'n groot verskil tussen hulle nie, want die foute is byna dieselfde vir alle datapunte.
Die RV is die $ mu $ en die onsekerheid is die eerste keer in die diagonaal van die kovariansie-matriks verkry. Die uitvoering van 'n soortgelyke prosedure, maar vir die samevatting van verskeie bestellings (soos fig. Hieronder) gee my die RV-tydreeks wat te veel versprei het. Ek moet 'n manier vind om die geraas soveel moontlik te verminder. Ek wys nie die foute in die RV-tydreeks nie, want ek het gedink dit kom van die kovariansie-matriks, maar dit lyk onrealisties (te groot).
Waarom pas u nie die bestellings waarin u belangstel afsonderlik in nie en gebruik dan die standaardfout van die gemiddelde (moontlik geweeg deur die sein-tot-ruis in elke CCF) as die presisie in die finale, gemiddeld RV.
In terme van wat om in te pas, sien ek nie waarom 'n Gaussiër so sleg is nie? U moet waarskynlik die pasvorm tot die binneste beperk $ sim pm 1 sigma $ om te verhoed dat geraas buite die piek die een of ander manier pas. Ander opsies is om net die numeriese sentroid te gebruik (maar dit kan beïnvloed word deur asimmetrie), of u kan 'n sinksfunksie in die sentrale streek gebruik (soms 'n beter model van die piek van 'n CCF).
Edit: U het nie my raad gevolg nie, wat was om die Gaussiese geskiktheid te beperk $ pm 1 $ sigma vanaf die piek (doen dit iteratief). Op die oomblik voeg die "vleuels" van die Gaussiërs net geraas by.
As 'n vuistreël gaan jy egter nie veel beter doen as $ 2,2 sigma $ gedeel deur die sein-ruis-verhouding. Dit lyk soos u $ sigma sim 2 $ km / s en u sein-tot-ruis-verhouding is ongeveer 30, so ek kan nie sien hoe u so 'n spreiding van sulke data kon kry nie? En die onderstaande grafiek bevat geen punte met die waarde nie $-10.76$. Daar skort nog iets in u vraag.
Titel: Radiale snelhede van suidelike visuele veelvoudige sterre
Hoë resolusie spektra van visuele veelvoudige sterre is in 2008-2009 geneem om spektroskopiese substelsels op te spoor of te bevestig en om hul wentelbane te bepaal. Radiale snelhede van 93 laat-tipe sterre wat aan visuele veelvuldige stelsels behoort, is gemeet deur numeriese kruiskorrelasie. Ons gee die individuele snelhede, die breedte en die amplitude van die Gaussers wat die korrelasies benader. Die nuwe inligting oor die veelvuldige stelsels as gevolg van hierdie data word bespreek. Ons het dubbellyne-binaries in HD 41742B, HD 56593C en HD 122613AB ontdek, het 'n aantal ander bekende substelsels bevestig en die bestaan van substelsels in sommige visuele binaries beperk, waar albei komponente soortgelyke snelhede blyk te hê. Die wentelbane van dubbellynsubstelsels met periodes van 148 en 13 dae word onderskeidelik bereken vir HD 104471 Aa, Ab en HD 210349 Aa, Ab. Ons skat individuele groottes en massas van die komponente in hierdie drievoudige stelsels en werk die buitenste baan van HD 104471 AB op.
Allen, C. W .: 1973,Astrofisiese hoeveelhede (3de uitg.), Athlone Press, Londen, Ch. 4.
Ball, J. A .: 1976, in M. L. Meeks (red.),Metodes van eksperimentele fisika, Vol. 12, Academic Press, New York, p. 308.
Beckers, J. M., Bridges, C. A., en Gilliam, L. B .: 1976,'N Hoëresolusie-atlas van sonbestraling van 380 tot 700 Nanometer, Res. Pap. Nr 565, AFGL-TR-76-0126 (II), Sacramento Peak Observatory, Sunspot.
Borchers, H. en Schmidt, E .: 1964, Landolt-Börnstein (red.),Numeriese data en funksionele verhoudings in fisika, sterrekunde, geofisika en tegnologie IV, 2b, Springer-Verlag, Berlyn, p. 46.
Brault, J. M. en White, O. R .: 1971,Astron. Astrofis. 13, 169.
Diego, V .: 1985,Publ. Astron. Soc. Stille Oseaan 97, 1209.
Enard, D., Lund, G., en Tarenghi, M .: 1983,ESO Messenger 33, 32.
Hearnshaw, J. B .: 1977,Prok. Astron. Soc. Australië 3, 102.
Hearnshaw, J. B .: 1978,Sky Telesc. 56, 6.
Graham, G. en Tobin, W .: 1991, (in prep.).
Kershaw, G. M. en Hearnshaw, J. B .: 1989,Suidelike sterre 33, 89.
Kurucz, R. L .: 1979,Astrofis. J. Aanvulling Ser. 40, 1.
Latham, D. W .: 1985, in A. G. D. Philip en D. W. Latham (reds.), ‘Stellar Radial Velocities’,IAU Colloq.88, 21.
MacQueen, P. J .: 1986, Ph.D. Proefskrif, Universiteit van Canterbury.
Burgemeester, M .: 1985, in A. G. D. Philip en D. W. Latham (reds.), ‘Stellar Radial Velocities’,IAU Colloq. 88, 299.
Murdoch, K. A. en Hearnshaw, J. B .: 1991,Astrofis. Ruimte wetenskap. 186, 137 (Vraestel I).
Nankivell, G. R. en Rumsey, N. J .: 1986, in J. B. Hearnshaw en P. L. Cottrell (reds.), 'Instrumentation and Research Programs for Small Telescopes',IAU Symp. 118, 101.
Press, W. H., Flannery, B. P., Teukolsky, S. A., en Vetterling, W. T .: 1988,Numeriese resepte, Cambridge University Press, New York, Ch. 14.
Simkin, S. M .: 1974,Astron. Astrofis. 31, 129.
Walker, G. A. H., Yang, S., Campbell, B., en Irwin, A. W .: 1989,Astrofis. J. 343, L21.
1. Inleiding
Binêre sterre kom oral in die sterrestelsel voor en is 'n belangrike bron van astrofisiese parameters. Fotometriese en spektroskopiese studies van verduisterende binaries openbaar veral fundamentele sterreparameters soos massas en radiusse wat ons begrip van sterre inlig en sterre evolusiemodelle beperk. Die frekwensie van binaries en hul eienskappe dien ook as toetsbeddens vir stervormingsteorieë, wat noodsaaklik is vir die beperking van huidige teoretiese modelle van sterre- en planetêre vorming. Bekende statistieke van die veldpopulasie vir sonsterre dui aan dat minstens 40% binaries is, met
12% in hoër orde veelvoude (Raghavan et al. 2010). Waarnemingsgetuienis het egter getoon dat baie sulke binaries in werklikheid drieledig is (Eggleton et al. 2007 Tokovinin 2014a, 2014b), veral korttermyn-binaries met skeidings wat vergelykbaar is met die sterradius (Tokovinin et al. 2006). Hierdie voorkoms van tersiêre metgeselle wat om naby binaries wentel, het sterk implikasies vir stervormingsmeganismes omdat die protostellêre radiusse te groot sou wees om in hul huidige wentelbane te pas (Rappaport et al. 2013). Teoretiese studies dui egter daarop dat die aanwesigheid van 'n derde ster groot eksentrisiteitsopwekking na die binnebaan kan veroorsaak, dat die getykragte krimp en die binnebaan krimp via die eksentrieke Kozai-Lidov-meganisme (Fabrycky & amp Tremaine 2007 Naoz 2016). Hierdie meganisme is ook voorgestel vir planeetmigrasie, spesifiek om die teenwoordigheid van warm Jupiters met eksentrieke en verkeerde bane te verklaar, aangesien verre sterre- of planetêre metgeselle met hoogs hellende wentelbane die planeetbaan kan versteur en laat verval (Naoz et al. 2012 ).
Een van verskeie metodes om sulke drie-sterstelsels te vind, behels langtermynmonitering van binêre verduisterings vir periodieke versteurings wat veroorsaak word deur die teenwoordigheid van 'n derde ster. Die byna deurlopende fotometrie van meer as 150 000 sterre en meer as 2000 verduisterende binaries (Kirk et al. 2016) wat deur NASA's versamel is. Kepler missie (Borucki et al. 2010) het 'n ideale datastel geskep vir die identifisering van variasies oor die verduistering van die verduistering, en dit het gelei tot die ontdekking van honderde drie-ster-kandidate (Gies et al. 2012 Rappaport et al. 2013 Conroy et al. 2014 Gies et al. 2015 Borkovits et al. 2016).
In Gies et al. (2012, 2015), het ons tydsveranderings van die verduistering gerapporteer vir 'n subversameling van 41 verduisteringsbinaries wat gekies is om die kans op die ontdekking van 'n derde liggaam in die stelsel te optimaliseer en opvolgende spektroskopie op die grond moontlik te maak. In totaal het ons sewe moontlike drievoudige stelsels en sewe addisionele stelsels geïdentifiseer wat drievoudig kan wees met wentelbane langer as die Kepler basislyn (Gies et al. 2015). Vervolgens het ons 'n groot aantal spektroskopiese waarnemings van hierdie steekproef voltooi om spektroskopiese bane te bepaal, sterre-eienskappe te skat, te vergelyk met evolusiekodes (Matson et al. 2016) en polsasie-eienskappe te ondersoek (Guo et al. 2016, 2017a, 2017b) van die komponentsterre.
Van die 41 verduisteringsbinaries wat gekies is vir die ontleding van verduistering via Kepler, is ongeveer twee derdes eers onlangs verduister op grond van outomatiese veranderlikheidsopnames soos die Hongaarse vervaardigde outomatiese teleskoopnetwerk (HATnet), wat ten doel het om transasolêre planete op te spoor met behulp van robotteleskope met klein opening (Hartman et al. 2004 ), en die All Sky Automated Survey (ASAS) wat monitor V-bandvariasie onder sterre helderder as die 14de grootte (Pigulski et al. 2009). Die meeste van die oorblywende binaries is sedert vorige tydperke bekend, maar het gewoonlik min as verduistering van minima en verdwyning van orbitale efemeriede gepubliseer.
Om hierdie stel verduisterende binaries verder te karakteriseer en spektroskopiese baanelemente af te lei, het ons gemiddeld 11 optiese spektra op die grond per binêre versamel. Die ideaal is om radiale snelhede te meet, hoë resolusie-spektra en volledige fase-dekking van die baan word verkies. Gematigde resolusie () optiese spektra in die golflengtebereik van 3930-4600 Å het egter 'n hoë digtheid van astrofisiese belangrike atoomlyne en molekulêre bande (wat tradisioneel gebruik word vir sterklassifikasie) verskaf, wat ons in staat gestel het om akkurate radiale snelhede van intermediêre massa af te lei (
1–5) sterre. Daarbenewens het die efemeriede wat in die verduistering-analise bepaal is (Gies et al. 2015) ons in staat gestel om ons waarnemings tydens snelheidsextema te konsentreer om die spektroskopiese wentelbane die beste te beperk met 'n beskeie aantal spektra.
Ons bespreek ons waarnemings in Afdeling 2, gevolg deur die bepaling van radiale snelhede en wentelparameters in Afdeling 3. Bespreking van die radiale snelheidsresultate, massaverhoudingstendense en vermeende drievoudige stelsels word in Afdeling 4 gegee. Ten slotte word 'n kort opsomming van ons resultate word in Afdeling 5 gegee.
Titel: Die vind van proto-spektroskopiese binaries: Nauwkeurige multi-epog radiale snelhede van 7 protostars in rho-Ophiuchus
60000) multi-epog radiale snelheidsopname van 7 YSO in die stervormende streek (SFR) rho-Ophiuchus. Die radiale snelhede van elke bron is afgelei met behulp van 'n tweedimensionele kruiskorrelasie-funksie, met behulp van die nulpunt wat deur die aarde se atmosfeer as verwysing bepaal is. Meer as 14 spektrale lyne in die CO (0-2) bandkopvenster is gebruik in die kruiskorrelasie met LTE-atmosferiese modelle om die finale resultate te bereken. Ons het gevind dat die spektra van die protostars in ons steekproef goed ooreenstem met die voorspelde ster-fotosferiese profiele, wat daarop dui dat die radiale snelhede wat afgelei is inderdaad van sterre aard is. Drie van die teikens wat ontleed is, toon groot radiale snelheidsvariasies gedurende die drie waarnemingsperiodes. Hierdie voorwerpe - afhangende van verdere bevestiging en wenteleienskappe - kan die eerste bewys vir proto-spektroskopiese binaries word, en dit sal belangrike beperkings op die vorming daarvan wees. Ons voorlopige binêre fraksie (BF) van
71% (wanneer ons resultate saamgevoeg word met dié van vorige studies) stem ooreen met die opvatting dat die veelheid op jong ouderdomme baie hoog is en dus 'n neweproduk van stervorming
36-duim-teleskoop
Die teleskoop is in 1951-55 gebou deur die nou beëindigde firma Sir Howard Grubb, Parsons & amp Co. in Newcastle-upon Tyne. Dit het 'n veel ouer teleskoop van dieselfde diafragma vervang wat vanaf South Kensington na Cambridge gebring is toe die Solar Physics Observatory in 1913 hierheen verhuis het. Die teleskoop is aan sy eienaars (The Science Museum) terugbesorg voordat die nuwe een die direkteur van die destydse Observatories (professor RO Redman), wat in sy jeug die ou teleskoop aansienlik gebruik het, was altyd van mening dat dit nooit die Museum moes verlaat het nie!
Die 36-duim, wat vermoedelik die grootste teleskoop in die land is, het drie moontlike fokusstasies. Daar is 'n primêre fokus met 'n brandpuntverhouding van f / 4.5. In die praktyk is die belangrikste fokus min gebruik: die teleskoop is groot genoeg om toegang tot die fokus vanaf die kant van die buis moeilik te maak. Die ander moontlike fokuspunte is kode, met die keuse uit twee fokusverhoudings, f / 18 en f / 30. Die kode-rangskikking is ongewoon, aangesien die ligstraal die polêre as eerder as afwaarts gerig is: dit laat toe dat die korter brandpuntverhouding buitengewoon kort is vir 'n kode, en lei tot 'n fokus op 'n vlak naby die teleskoop, wat is ietwat gerieflik vir 'n eensame waarnemer wat beide die teleskoop en die hulpapparatuur wat in die fokus is, moet gebruik. Aan die ander kant ontbreek die rangskikking 'n deel van die voordeel van 'n konvensionele koedefokus, wat dikwels in 'n kelder is wat goeie passiewe termiese stabiliteit geniet (en, vanuit die oogpunt van die waarnemer persoonlik, beskerming teen wind en uiterste koue !). Tot onlangs was die f / 18-fokus die voorkeuropsie, maar nuwe toerusting wat vir die eerste keer die f / 30-reëling gebruik, is nou in gebruik geneem. Die f / 30-fokus is net binne die koepel, hoog noord van die teleskoop, en die gebruik daarvan behels 'n verdere weerkaatsing. In die onderhawige toepassing vind daardie weerkaatsing naby die fokus plaas, en word die balk vertikaal afwaarts gedraai deur opeenvolgende interne weerkaatsings binne twee reghoekige kwartsprisma's wat aanmekaar gesement is. Die aanvanklike beeld word weer afgebeeld met 'n brandpuntverhouding van f / 14,5 op die posisie wat benodig word vir die hulpapparatuur. 'N Eenvoudige plano-konvekse kwartsveldlens word aan die uitgangsvlak van die kwarts-prisma-eenheid vasgemaak om die teleskoopopening op die her-beeldlens af te beeld.
In die beginjare van die werking daarvan is die teleskoop gebruik om sterlig na 'n spektrometer te stuur waar die ligintensiteit in verskeie golflengtegebiede is. wat akkuraat deur maskers in die fokusvlak van die spektrum gedefinieer is, kan met mekaar vergelyk word. Die bedoeling (net gedeeltelik besef as gevolg van die voorheen onherkenbare individualiteit van die verskillende sterre) was om astrofisiese beduidende inligting oor die chemiese oorvloed en atmosferiese karakters van die ondervraagde sterre te verkry. Drie opeenvolgende spektrometers, wat geleidelik groter word, resolusie en verfyning word gebruik.
Die derde spektrometer is ongeveer 30 jaar gelede verder ontwikkel om die dopplerverskuiwing in die stertspektra wat hiermee waargeneem is, te meet. Dit het gedoen deur middel van 'n baie meer uitgebreide masker in die fokusvlak: in plaas van net 'n paar vensters te hê om afsonderlike golwebande te afsonder wat afsonderlik gemeet is, was dit 'n masker met honderde smal vensters wat geplaas was om ooreen te pas met absorberingslyne. in stertspektra, word die lig van almal saam gemeet deur 'n enkele fotovermenigvuldiger. Die posisie van die spektrum kan waargeneem word, en die dopplerverskuiwing daarvan word noukeurig gemeet, deur die masker in die golflengte-koördinaat te skandeer en te soek na die min of meer dramatiese afname in ligtransmissie wat plaasvind wanneer elke venster deur sy ooreenstemmende absorberingslyn beset word. Die plot van die lig wat oorgedra word teen die verplasing van die masker, is die kruiskorrelasie-funksie van die masker met die sterre spektrum en het 'n uitgesproke minimum op die posisie van die register.
Daardie instrument, die oorspronklike & # 39 radiosnelheidspektrometer & # 39, was die eerste toepassing van kruiskorrelasie op radiale snelheid (of, inderdaad, enige ander astronomiese) meting. Die metode is nou aanvaar, byna uitgesluit van die vorige prosedure wat die meting van die posisies van individuele absorpsielyne behels, en het 'n rewolusie in die radiale snelheidsveld gemaak, sodat waarnemings met 'n baie groter presisie en sensitiwiteit gedoen kan word as wat voorheen moontlik was. Enkele jare voordat die instrument in werking gestel is, het 'n samestelling van alle bekende radiale snelhede slegs ongeveer 70 sterre van 7,0 of flouer ingesluit waarvan die radiale snelhede met 'n akkuraatheid van 1 km / s meer bekend sou wees en flouer sterre as wat soms op die minste akkuraatheid op individuele nagte in Cambridge waargeneem is - 'n webwerf wat oor die algemeen nie veel reputasie geniet vir sy uitnemendheid om waar te neem nie. Die oorspronklike instrument het 25 jaar in gebruik gebly, waartydens dit die meeste gegewens verskaf het vir ongeveer 200 gepubliseerde wetenskaplike artikels, en toe dit in gebruik geneem is, is dit direk na die Wetenskapsmuseum as 'n historiese instrument. Daar was vertragings met die ingebruikneming van sy opvolger, wat egter nou werk en sensitiwiteit, akkuraatheid en gemak bied bo die baanbrekerinstrument.
Inhoud
Vir n = 1 < displaystyle n = 1>, (2) gee die een-deeltjie-digtheid wat vir 'n kristal 'n periodieke funksie is met skerp maksimum op die traliewerkplekke. Vir 'n (homogene) vloeistof is dit onafhanklik van die posisie r 1 < displaystyle textstyle mathbf Dit is nou tyd om 'n korrelasiefunksie g (n) < displaystyle g ^ <(n) >> by te voer Van (3) en (2) dit volg dat Daar kan aangetoon word [2] dat die radiale verspreidingsfunksie verband hou met die twee-deeltjiepotensiaal van gemiddelde krag w (2) (r) < displaystyle w ^ <(2)> (r)> deur: In die verdunde limiet is die potensiaal van gemiddelde krag die presiese paarpotensiaal waaronder die ewewigspuntkonfigurasie 'n gegewe g (r) < displaystyle g (r)> het. Die ontwikkeling van die viriale vergelyking lewer die drukvergelyking van die toestand: Die radiale verspreidingsfunksie is 'n belangrike maatstaf omdat daar verskillende termodinamiese eienskappe, soos potensiële energie en druk, daaruit bereken kan word. Vir 'n 3-D-stelsel waar deeltjies via paargewyse potensiale wissel, kan die potensiële energie van die stelsel soos volg bereken word: [4] Die druk van die stelsel kan ook bereken word deur die 2de viriale koëffisiënt in verband te bring met g (r) < displaystyle g (r)>. Die druk kan soos volg bereken word: [4] Hierdie ooreenkoms is inderdaad nie toevallig nie, en vervang (12) in die relasies hierbo vir die termodinamiese parameters (Vergelykings 7, 9 en 10) lewer die ooreenstemmende virusuitbreidings. [5] Die hulpfunksie y (r) < displaystyle y (r)> staan bekend as die holteverspreidingsfunksie. [3]: Tabel 4.1 Daar is aangetoon dat vir klassieke vloeistowwe met 'n vaste digtheid en 'n vaste positiewe temperatuur die effektiewe paarpotensiaal wat 'n gegewe g (r) < displaystyle g (r)> onder ewewig genereer, uniek is tot 'n additiewe konstante, indien dit bestaan. [6] In onlangse jare is daar aandag geskenk aan die ontwikkeling van paarkorrelasiefunksies vir ruimtelik-diskrete data soos tralies of netwerke. [7] 'N Mens kan g (r) < displaystyle g (r)> indirek bepaal (via sy verband met die struktuurfaktor S (q) < displaystyle S (q)>) met behulp van neutroneverspreiding- of röntgenverspreidingsdata. Die tegniek kan op baie kort skale gebruik word (tot op atoomvlak [8]), maar behels 'n beduidende ruimte- en tydgemiddelde (onderskeidelik oor die steekproefgrootte en die verkrygingstyd). Op hierdie manier is die radiale verspreidingsfunksie bepaal vir 'n wye verskeidenheid stelsels, wat wissel van vloeibare metale [9] tot gelaaide kolloïede. [10] Om van die eksperimentele S (q) < displaystyle S (q)> na g (r) < displaystyle g (r)> te gaan, is nie eenvoudig nie en die analise kan behoorlik betrokke wees. [11] Dit is ook moontlik om g (r) < displaystyle g (r)> direk te bereken deur deeltjieposisies uit tradisionele of konfokale mikroskopie te onttrek. [12] Hierdie tegniek is beperk tot deeltjies wat groot genoeg is vir optiese opsporing (in die mikrometerbereik), maar dit het die voordeel dat dit tydsopgelaat is, sodat dit, afgesien van die statiese inligting, ook toegang gee tot dinamiese parameters (bv. Diffusie konstantes [13]) en ook ruimte-opgelos (tot op die vlak van die individuele deeltjie), sodat dit die morfologie en dinamiek van plaaslike strukture in kolloïdale kristalle, [14] glase, [15] [16] gels, [17 ] [18] en hidrodinamiese interaksies. [19] Direkte visualisering van 'n volledige (afstandafhanklike en hoekafhanklike) paarkorrelasiefunksie is bereik deur 'n skanderingstunnelmikroskopie in die geval van 2D molekulêre gasse. [20] Daar is opgemerk dat radiale verspreidingsfunksies alleen nie voldoende is om strukturele inligting te kenmerk nie. Onderskeidepuntprosesse kan identiese of prakties ononderskeibare radiale verspreidingsfunksies hê, bekend as die degenerasieprobleem. [21] [22] In sulke gevalle is hoër orde korrelasie-funksies nodig om die struktuur verder te beskryf. Verwysing & # 8211 Aandagleser! Moenie nou meer leer nie. Kry al die belangrike wiskundige konsepte vir kompeterende programmering by die Noodsaaklike wiskunde vir CP-kursus teen 'n studentevriendelike prys. Raadpleeg asb om u voorbereiding op die leer van 'n taal tot DS Algo en vele meer te voltooi Volledige voorbereidingskursus vir onderhoude. Allen, C. W .: 1973,Astrofisiese hoeveelhede (3de uitg.), Athlone Press, Londen, Ch. 4. Baranne, A., burgemeester, M., en Poncet, J. L .: 1979,Vistas Astron. 23, 279. Beckers, J. M., Bridges, C. A., en Gilliam, L. B .: 1976,'N Hoëresolusie-atlas van sonbestraling van 380 tot 700 Nanometer, Res. Vraestel nr. 565 AFGL-RE-76-0126 (II), Sacramento Peak Observatory, Sunspot. Borchers, H. en Schmidt, E .: 1964, Landolt-Börnstein (red.),Numeriese data en funksionele verhoudings in fisika, chemie, sterrekunde, geofisika en tegnologie IV, 2b, Springer-Verlag, Berlyn, p. 46. Campbell, B. en Walker, G. A. H .: 1979,Publ. Astron. Soc. Stille Oseaan 91, 540. Connes, P .: 1984,Astrofis. Ruimte wetenskap. 110, 211. Diego, V .: 1985,Publ. Astron. Soc. Stille Oseaan 97, 1209. Gray, D. F .: 1976,Die waarneming en ontleding van sterre fotosfere, Wiley and Sons, New York, Ch. 11. Griffin, R. en Griffin, R .: 1973,Maandelikse kennisgewings Roy. Astron. Soc. 162, 243. Kurucz, R. L .: 1979,Astrofis. J. Aanvulling Ser. 40, 1. MacQueen, P. J .: 1986, Ph.D. Proefskrif, Universiteit van Canterbury. Merline, W. J .: 1985, in A. G. D. Philip en D. W. Latham (red.), ‘Stellar Radial Velocities’,IAU Colloq.88, 87. Murdoch, K. A. en Hearnshaw, J. B .: 1991,Astrofis. Ruimte wetenskap. 186, 169. Press, W. H., Flannery, B. P., Teukolsky, S. A., en Vetterling, W. T .: 1988,Numeriese resepte, CUP, New York, Ch. 14. Almagro Vidal C, Draganov D, van der Neut J, Drijkoningen G, Wapenaar K (2014) Onttrekking van weerkaatsings van omringende geraas met behulp van 'n verligtingsdiagnose. Geophys J Int 198 (3): 1572–1584. doi: 10.1093 / gji / ggu164 Almendros J, Ibáñez J M, Alguacil G, Del Pezzo E (1999) Arrayanalise met behulp van geometriese sirkelgolffront: 'n toepassing om die nabygeleë seismo-vulkaniese bron op te spoor. Geophys J Int 136 (1): 159–170. doi: 10.1046 / j.1365-246x.1999.00699.x Bensen G D, Ritzwoller M H, Barmin M P, Levshin A L, Lin F, Moschetti M P, Shapiro N M, Yang Y (2007) Verwerking van seismiese omgewingsgeraasdata om betroubare breëband-oppervlakgolfverspreidingsmetings te verkry. Geophys J Int 169 (3): 1239–1260. doi: 10.1111 / j.1365-246x.2007.03374.x Birtill J W, Whiteway F E (1965) Die toepassing van gefaseerde skikkings op die ontleding van seismiese liggaamsgolwe filosofiese transaksies van die Royal Society of London Series A. Math Phys Sci 258 (1091): 421–493. doi: 10.1098 / rsta.1965.0048 Boone M M, Kinneging N, Van Den Dool T (2000) Tweedimensionele geluidsbronbeelding met 'n T-vormige mikrofoon-dwarsopstelling. J Acoust Soc Am 108 (6): 2884–2890. doi: 10.1121 / 1.1320477 Brown D J, Katz C N, Le Bras R, Flanagan M P, Wang J, Gault A K (2002) Infrasoniese seinopsporing en ligging van die bron by die Prototype International Data Centre. Pure Appl Geophys 159 (5): 1081–1125. doi: 10.1007 / s00024-002-8674-2 Cansi Y (1995) 'n Outomatiese verwerking van seismiese gebeurtenisse vir opsporing en ligging: die P.M.C.C. metode. Geophys Res Lett 22 (9): 1021–1024. doi: 10.1029 / 95gl00468 Cros E, Roux P, Vandemeulebrouck J, Kedar S (2011) Opsporing van hidrotermiese akoestiese bronne by Old Faithful Geyser met behulp van ooreenstemmende veldverwerking. Geophys J Int 187 (1): 385– 393 Draganov D, Campman X, Thorbecke J, Verdel A, Wapenaar K (2013) Seismiese eksplorasie-skaal snelhede en struktuur van omgewings seismiese geraas (1 Hz). J Geophys Res Solid Earth 118 (8): 4345–4360 Frankel A, Hough S, Friberg P, Busby R (1991) Waarnemings van Loma Prieta-naskokke vanuit 'n digte reeks in Sunnyvale, Kalifornië. Bull Seismol Soc Am 81 (5): 1900–1922 Gal M, Reading A M, Ellingsen S P, Koper K D, Gibbons S J, Näsholm S P (2014) Verbeterde implementering van die fk- en Capon-metodes vir skikkinganalise van seismiese geraas. Geophys J Int 198 (2): 1045–1054. doi: 10.1093 / gji / ggu183 Gibbons S J, Schweitzer J, Ringdal F, Kværna T, Mykkeltveit S, Paulsen B (2011) Verbeterings aan seismiese monitering van die Europese Arktiese gebied met behulp van drie-komponent-verwerking by SPITS. Bull Seismol Soc Am 101 (6): 2737–2754. doi: 10.1785 / 0120110109 Gibbons SJ, Asming V, Eliasson L, Fedorov A, Fyen J, Kero J, Kozlovskaya E, Kværna T, Liszka L, Näsholm SP, Raita T, Roth M, Tiira T, Vinogradov Y (2015) Die Europese Noordpoolgebied: 'n laboratorium vir seismoakoestiese studies. Seismol Res Lett 86 (3): 917–928 Hillers G, Campillo M, Ben-Zion Y, Roux P (2014) Seismiese foutsone vasgevang geraas. J Geophys Res Solid Earth 119 (7): 5786–5799 Landès M, Hubans F, Shapiro N M, Paul A, Campillo M (2010) Oorsprong van diep oseaan-mikroseismes deur gebruik te maak van teleseismiese liggaamsgolwe. J Geophys Res Solid Earth 115 (B5) Larose E, Margerin L, Derode A, van Tiggelen B, Campillo M, Shapiro N, Paul A, Stehly L, Tanter M (2006) Korrelasie van ewekansige golfvelde: 'n interdissiplinêre oorsig. Geofisika 71 (4): SI11 – SI21. doi: 10.1190 / 1.2213356 Muirhead K (1968) Die uitskakeling van valse alarms wanneer seismiese gebeure outomaties opgespoor word. Natuur 217: 533– 534 Mykkeltveit S, Ringdal F, Kværna T, Alewine R W (1990) Toepassing van plaaslike skikkings in navorsing oor seismiese verifikasie. Bull Seismol Soc Am 80 (6B): 1777–1800 Posmentier E S, Herrmann R W (1971) Cophase: 'n ad hoc-skikkingverwerker. J Geophys Res 76 (9): 2194–2201. doi: 10.1029 / jc076i009p02194 Rost S, Thomas C (2002) Array Seismology: Metodes en toepassings. Ds Geophys 40 (3): 1–27. doi: 10.1029 / 2000rg000100 10.1029 / 2000rg000100 Ruigrok E, Campman X, Wapenaar K (2012) Afbakening van die wasbak met 'n passiewe seismiese rekord van 40 uur. Bull Seismol Soc Am 102 (5): 2165–2176 Saccorotti G, Del Pezzo E (2000) 'n Waarskynlike benadering tot die inversie van data uit 'n seismiese skikking en die toepassing daarvan op vulkaniese seine. Geophys J Int 143 (1): 249– 261 Schimmel M, Paulssen H (1997) Geraasreduksie en opsporing van swak, samehangende seine deur fase-geweegde stapels. Geophys J Int 130 (2): 497–505 Stehly L, Campillo M, Shapiro N M (2006) 'n Studie van die seismiese geraas as gevolg van die langafstand korrelasie-eienskappe daarvan. J Geophys Res 111 (B10): B10,306. doi: 10.1029 / 2005jb004237 VanDecar J C, Crosson R S (1990) Bepaling van teleseismiese relatiewe fase-aankomstye met behulp van multi-kanaal kruiskorrelasie en kleinste kwadrate. Bull Seismol Soc Am 80 (1): 150–169. http://www.bssaonline.org/cgi/content/abstract/80/1/150 van Veen B D, Buckley K M (1988) Straalvorming: 'n Veelsydige benadering tot ruimtelike filtering. IEEE ASSP Mag 5 (2): 4–24 Wapenaar K, Draganov D, Snieder R, Campman X, Verdel A (2010) Handleiding oor seismiese interferometrie: Deel 1 - Basiese beginsels en toepassings. Geofisika 75 (5): 75A195–75A209. doi: 10.1190 / 1.3457445 Wapenaar K, van der Neut J, Ruigrok E, Draganov D, Hunziker J, Slob E, Thorbecke J, Snieder R (2011) Seismiese interferometrie deur kruiskorrelasie en deur multidimensionele dekonvolusie: 'n sistematiese vergelyking. Geophysical Journal International 185: 1335–1364 Wassermann J, Ohrnberger M (2001) Outomatiese bepaling van hiposentrum van vulkaan geïnduseerde seismiese oorgange gebaseer op golfveldsamehang - 'n toepassing op die 1998-uitbarsting van MT. merapi, Indonesië. J Volcanol Geotherm Res 110 (1): 57–77 Yao H, Campman X, de Hoop M V, van der Hilst R D (2009) Skatting van oppervlakgolf Green se funksies vanuit korrelasie van direkte golwe, kodagolwe en omgevingsgeraas in SE Tibet. Phys Earth Planet Inter 177 (1-2): 1–11. doi: 10.1016 / j.pepi.2009.07.002 Die struktuurfaktor Wysig
Die saampersvergelyking Edit
Die potensiaal van gemiddelde krag
Die energievergelyking Edit
Die drukvergelyking van die toestand Edit
Termodinamiese eienskappe in 3D Edit
Luislang
Korrelasiekoëffisiënt & # 8211 Wikipedia
Hierdie artikel word bygedra deur Dharmendra Kumar. As u van GeeksforGeeks hou en wil bydra, kan u ook 'n artikel skryf met bydrae.geeksforgeeks.org of u artikel per e-pos stuur na [email protected]. Sien u artikel wat op die GeeksforGeeks-hoofblad verskyn en help ander Geeks.
Skryf asseblief kommentaar as u iets verkeerds vind, of as u meer inligting wil deel oor die onderwerp wat hierbo bespreek is.
Verwysings
