Sterrekunde

Herbegin met 'n nie-heelgetal faktor

Herbegin met 'n nie-heelgetal faktor


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Ek twyfel of ek dit in die sterrekunde of eerder die kodering-uitruil moet plaas, maar aangesien my belangstelling na die voormalige gaan, sal ek my geluk hier probeer.

Veronderstel ek het 'n beeld met 'n sekere pikselskaal $ x $. Ek wil dit herbegin op 'n groter pixelskaal, $ y $, maar dit is nie 'n heelgetal-veelvoud nie - dus kan ek byvoorbeeld nie sê dat elke groep van 4 pixels in die oorspronklike rooster nou een groot pixel sal wees nie in die nuwe rooster, en gemiddeld hul vloed. Ek wil eerder iets soos dws $ y = 2.3 cdot x $ hê.

Word dit gereeld in die astronomiese gemeenskap gedoen - en indien wel, hoe?


Wat u probeer doen, is om die pixelskaal te verander, maar uiteindelik moet u die resolusie van u beeld verminder. Ek is seker dat dit met behulp van 'n verskeidenheid bewerkingsinstrumente (selfs sommige gratis) gedoen kan word, maar as u daarop aandring om dit self te doen, kan ek u die algemene proses wys. Gestel ek het die onderstaande prentjie wat slegs 6x6 pixels groot is.

Ek neem aan dat hierdie prent 'n pikselskaal van $ p = 1 : frac {"} { text {pix}} $ het en ek wil dit omskakel na 'n afbeelding met 'n pikselskaal van $ p '= 1.5 : frac {"} { text {pix}} = 1,5 p $. Dit sê effektief dat ek wil hê dat die resolusie van die beeld met 'n faktor van $ 1,5 $ moet daal en dat elke pixel in die $ p '$ -beeld uit $ 1,5 ^ 2 $ pixels van die $ p $ -beeld bestaan. Dit word maklik gedoen deur die nuwe pixelrooster oor die ou te definieer en die nuwe pixel "kleur" te bepaal as die geweegde gemiddelde van die ou pixels wat in u nuwe, groter pixel bestaan.

Ek gaan gerieflikheidshalwe 'n koördinaatstelsel definieer waar die pixels op posisie $ (x, y) $ staan ​​waar $ (0,0) $ die boonste linker pixel is en $ x $ en $ y $ regs verhoog en onderskeidelik af. Dit is 'n algemene koördinaatstelsel vir beelde tydens programmering.

Kom ons kyk na pixel $ (0,0) $ in die $ p '$ -afbeelding. Dit bestaan ​​uit pixels $ (0,0) $, $ (1,0) $, $ (0,1) $ en $ (1,1) $ van die $ p $ -afbeelding. Die breuke van hierdie pixels in ons nuwe pixel is spesifiek onderskeidelik $ 1 $, $ 0,5 $, $ 0,5 $ en $ 0,25 $. Hierdie breuke sal die gewigte word.

Wat u dan moet doen, is om na u vier pixels in die $ p $ -beeld te kyk en die kleur / helderheid / eienskap wat u probeer saam te smelt, te bepaal. In hierdie eenvoudige geval gebruik ek net 'n getal van nul (wit) tot een (swart) wat die grootte van die pixel voorstel, maar dieselfde proses geld, ongeag wat u pixelinligting bevat, of dit nou 'n RGB-waarde is of wat ook al anders. As ek na my vier pixels in die $ p $ -afbeelding kyk, sien ek dat die groottes onderskeidelik $ 0,05 $, $ 0,05 $, $ 0,25 $ en $ 0,15 $ is.

Die grootte van die nuwe pixel is dan die geweegde gemiddelde hiervan.

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

Die proses is dieselfde vir elke pixel in die $ p '$ -afbeelding. Hopelik kan u sien hoe hierdie proses veralgemeen vir enige nuwe pixelskaal. Die moeilike deel is om te bepaal waar u nuwe pixels sal wees en watter pixels van u oorspronklike beeld die nuwe pixel sal bevat. Sodra u dit weet, bereken u dit eenvoudig bymekaar, geweeg deur die breukdeel van die oorspronklike pixels waaruit die nuwe pixel bestaan. Met 'n bietjie moeite kan dit redelik maklik deur 'n program geoutomatiseer word, en u hoef slegs die nuwe skaal en die oorspronklike beeld in te voer, en dit kan 'n nuwe beeld op die nuwe skaal gee.

Een probleem wat u kan ondervind, is dat u nuwe beeld nie perfek onderverdeel kan word nie. As u byvoorbeeld in die voorbeeld hierbo 'n nuwe skaal van $ 1,4 $ wil hê, sal u steeds 'n nuwe $ p '$ -beeld van 4x4 pixels hê, maar u kan slegs 5,6x5,6 pixels bedek. van die oorspronklike prentjie, en u moet noodwendig 'n gedeelte van u beeld afsny en sodoende inligting verloor. Dit is aan u om te besluit wat u afsny.


Herbegin met 'n nie-heelgetal faktor - Sterrekunde

Die HEASARC huur! - Aansoeke word nou aanvaar vir 'n wetenskaplike met 'n beduidende ervaring en belangstelling in die tegniese aspekte van astrofisika-navorsing om in die HEASARC by NASA Goddard Space Flight Center (GSFC) in Greenbelt, MD, te werk. Verwys na die AAS-jobregister vir volledige besonderhede.

Wenke vir Farster Spectral Passings van XIS-data

1. Herbegin 'n RMF

Omdat die standaard RMF van Suzaku XIS 7900 energiehouers (2 eV-stap, 0,2 - 16 keV) keer 4096 PI-houers het, het XSPEC baie geheue nodig om die RMF te lees en tyd om 'n spektrale pasmodel te bereken. Hierdie fyn-stap-matriks word gewoonlik oormonsters vir matige vloedbronne met kenmerkende X-straalspektra (bv. AGN's).

U kan die RMF in beide kanaal- en energieruimtes met die rbnrmf ftools herbegin. Let daarop dat u ook die PHA-spektrum moet herbegin wanneer die RMF in die kanaalruimte herbegin word. U kan ook die rebin-faktor vir die kanaal-ruimte spesifiseer deur die parameter "rebin" van die xisrmfgen.

  • Daar is 'n fout in die vorige (HEAsoft v6.3.2) weergawe van rbnrmf wanneer u energieverbruik doen. Die weergawe in die jongste weergawe (HEAsoft v6.4) bevat nie hierdie fout nie. Alternatiewelik is kolle beskikbaar via die HEAsoft 6.3.2 Bugs-bladsy.

Die RMF-energiehouers word bepaal met die standaardreeks ebin_lowermost = 0.20, ebin_uppermost = 16.0, en ebin_width = 2.0. As u net belangstel in die sagtebandspektrum, bv. ebin_uppermost = 12.0 verminder die RMF-grootte met ongeveer 25%. Wanneer die spektrummodel wat geskik is sonder kenmerke is (geen sterk emissielyne nie), sal ebin_width = 4.0 of ebin_width = 8.0 amper dieselfde pasresultaat lewer. Ouer weergawe van RMF, bv. Ae_xi0_20050916.rmf, in die CALDB het 'n nie-gelyke energiebak met 4096 stappe in 0.2-12.0 keV. U kan hierdie energiestappe gebruik deur te spesifiseer
ARF's moet weer geskep word wanneer die RMF-energiehouers verander word.

2. Kombinasie van XIS0, (XIS2,) en XIS3

Die XIS-span beveel aan om die spektra en reaksie vir die eenhede met die voorkantverligte (FI) skyfies by te voeg. Die XIS1-spektrum moet egter afsonderlik aangebring word, aangesien die respons (agterkantverligte of BI-skyfie) reaksie verskil van dié van FI-skyfies.

As u vrae het oor Suzaku, besoek die Terugvoervorm.

Suzaku-projekwetenskaplike: dr. Robert Petre
Verantwoordelike NASA-amptenaar: Phil Newman


Nasionale lugvaart- en ruimtevaartadministrasie

Uittreksel is die opdrag wat ligkrommes, spektra en beelde uit die gebeurtenislyste haal. Daarbenewens kan u die gefilterde gebeurtenislyste uitvoer, wat die latere analise sal bespoedig (dit word tans nie vir ASCA GIS MPC-data ondersteun nie). Enige kombinasie van die moontlike uitsette word toegelaat.

Al die ingevoerde intensiteits-, streek-, detector-, graad-, tyd-, pha- en fase-filters word outomaties toegepas. Die GTI's wat met die SELECT MKF-opdragte geskep is, sal gebruik word. Ook die binsize vir ligkrommes, en die herbeginfaktore vir die spektra en die beeld, wat met die SET-opdrag ingevoer is, word toegepas. As daar produklêers gemaak is, byvoorbeeld die uitvoerlêers van die gekose gebeurtenisopdragte, sal dit in die plek van die oorspronklike lêers gebruik word.

Die uitvoer van die opdrag vir uittrekselbeeld is 'n afbeelding in die primêre uitbreiding van die FITS-lêer xsel_image.xsl. Dit bevat al die sleutelwoorde wat nodig is vir invoer in SAOimage, SAOtng of XIMAGE.

Die uitvoer van die uittreksel-kurwebevel is beide 'n ascii QDP-formaat en 'n FITS-formaat ligkrommelêer, xsel_curve.xsl. Eersgenoemde bevat as kommentaar ook die opgehoopte ruimtelike, tydsberekening en pha-keuses. Dit is hoofsaaklik bedoel vir 'n vinnige blik en om verdere tydsberekening te help.

Die uitvoer van die uittrekselspesifikasie-opdrag is 'n spektrum wat vervat is in die eerste uitbreiding van die FITS-lêer xsel_hist.xsl, wat ook 'n geweegde kaartafbeelding in die primêre uitbreiding van die lêer bevat. Al die sleutelwoorde wat nodig is vir XSPEC word in die spektrumlêer geskryf.

Die uitvoer van die opdrag vir uittrekselgebeurtenisse is 'n FITS-gebeurtenislys. Die resulterende GTI's is vervat in die tweede uitbreiding van die lêer. Hierdie gebeurtenislys is geskik vir insette vir die nuwe, FITS-lees Xronos. As die invoergegevens na Xselect egter nie op tyd bestel word nie, sal hierdie gebeurtenislys ook nie wees nie, dus moet u dit deur die FMEMSORT-foetool verwerk voordat u dit aan Xronos deurgee. Standaard word slegs die gebeure en GTI-uitbreidings geskryf. As die opsie copyall = ja ingestel is, word die ekstra uitbreidings van die (eerste) invoergebeurtenislêer by die uitvoerlêer gevoeg.

Soos hierbo genoem, sal Xselect voortgaan om hierdie gefilterde gebeurtenislys in toekomstige werk te gebruik. As u dit wil stoor, moet u die opdrag

Die uittreksel voer ook 'n ascii- en 'n Xronos-vensterformaatlêer uit wat die gevolglike tydsberekening bevat. Eersgenoemde kan met die opdrag besigtig word

Hierdie resultate van tydsberekening, in ASCII- en Xronos-formaat, sowel as die gebeurtenislys, die spektrum, ligkromme en beeld, kan met die opdrag-opdrag gestoor word.


Volgende: Komplotte: Oorsig Vorige: Besparing van skoonmaak en instelling van Keith Arnaud
2006-07-26 HEASARC Tuis | Observatories | Argief | Kalibrasie | Sagteware | Gereedskap | Studente / Onderwysers / Publiek

Die HEASARC huur! - Aansoeke word nou aanvaar vir 'n wetenskaplike met 'n beduidende ervaring en belangstelling in die tegniese aspekte van astrofisika-navorsing om in die HEASARC by NASA Goddard Space Flight Center (GSFC) in Greenbelt, MD, te werk. Verwys na die AAS-jobregister vir volledige besonderhede.


Die fundamentele verskil tussen xspec en ISIS is dat ISIS ontwerp is om programmeerbaar te wees. Omdat ISIS die S-Lang-skriptaal insluit, is die meeste ISIS-opdragte funksies wat argumente kan verg en waardes kan terugbring. In sommige gevalle verberg die ontwerp dit. Die fit_counts-funksie kan byvoorbeeld aangeroep word as: Of, as die reël eindigende puntkomma () nie onderdruk word in die opstartkonfigurasie van die gebruiker nie, kan dit wees: Vir die gebruik van skripsies, kan die volledige vorm gebruik word: Hier het ons opsioneel aangedui funksioneer argumente deur dit tussen hakies ([]) in te sluit.

  • Gebruiksboodskappe
    As 'n funksie wat een of meer argumente vereis, sonder argumente aangeroep word, word 'n gebruiksboodskap gewoonlik gedruk.
  • apropos
    Die apropos-funksie bevat 'n lys van alle funksiename wat 'n gegewe onderdeel bevat.
  • hulp
    Die hulpfunksie haal gedetailleerde dokumentasie vir die gespesifiseerde funksie op.

Benodig advies tussen die nuwe kamera of montering.

Ek wil my berg na CEM60 en kamera opgradeer na ASI 1600mm pro met Astronomik 31mm LRGB filters, maar kan tans net een doen. Enige voorstelle om eers op te gradeer. Ek is nie van plan om my berg of kanon te verkoop soos in die toekoms om cgem dx te gebruik vir waarneming met sct nie.

# 2 Jim Waters

Die CEM60 is 'n baie beter berg. Bevestigings moet die eerste prioriteit wees.

Voldoen die CGEM-berg aan u 'huidige' behoeftes? Hoe gaan dit met die DEC Backlash en P.E. / opsporing?

# 3 paar dae

# 4 WadeH237

Ek is nie seker dat ek nou saamstem met die opgradering van die berg nie. As u huidige houer nou goed werk vir u, sal dit voortgaan om goed te werk met 'n nuwe kamera.

Aangesien u tans 'n DSLR gebruik, sal u 'n aantal belangrike voordele sien met 'n kamera-opgradering. Soos u genoem het, sal die skuif na 'n monokamera doeltreffende smalbandbeelding vir u oopmaak. Nog 'n belangrike voordeel is dat die ASI1600 'n afgekoelde en temperatuurgereguleerde kamera is. Met die verkoeling sal die ASI1600 baie skoner onderblootstelling lewer as u DSLR. Daarbenewens sal die temperatuurregulering u in staat stel om die subs baie meer konsekwent en doeltreffend te kalibreer. Dit is omdat donker en partydige rame aansienlik beïnvloed word deur die temperatuur van die sensor. Met 'n DSLR sal die sensortemperatuur deurlopend veranderlik wees tydens 'n beeldsessie, en dit sal byna onmoontlik wees om u donker en vooroordeelraamwerke presies te laat ooreenstem. Met die ASI1600 kan u 'n spesifieke temperatuur vir die beeldvorming kies en 'n meester vooroordeel en donker bou wat daarby pas (ek gebruik -10C, aangesien my kamera maklik kan afkoel, selfs op die warmste nagte wat ek gewoonlik sien).

As u probleme het met die opsporing of begeleiding, of as u van plan is om die teleskoop binnekort op te gradeer, kan u eers 'n nuwe berg oorweeg. Dit gesê, 'n CGEM is nie 'n slegte beeldvorming nie. Die Atlas / EQ6 is een van die gewildste beeldhouers wat daar is, en dit is nou verwant aan die CGEM. Die relevante verskil met die CGEM is dat dit servomotore gebruik met 'n ongelukkige stel reduksietandratte wat nie 'n ewe aantal rotasies draai met een rotasie van die wurm nie. Dit beteken dat daar nie-periodieke variasies in opsporing is wat nie met PEC korrek kan wees nie (soek na ratverhoudings wat nie heelgetalle het om meer hieroor te lees nie). Die Atlas / EQ6 gebruik 'n ander aandrywingstelsel met trappie-motors en heelgetalverhoudings (of 'n band) wat nie hierdie probleem het nie. As u begelei en tevrede is met die uitslae, is dit nie bekommerd nie.

Wat my betref, as ek nuwe toerusting koop, wil ek gewoonlik die swakste skakel aanspreek. En ek dink dat die kamera waarskynlik nou jou swakste skakel is.

# 5 Jeff Struve

Ek stem saam dat die berg 'n prioriteit is.

# 6 Richorn

Ek het 'n soortgelyke probleem gehad, en wou opgradeer na mono vanaf dslr, en het waarskynlik 'n bergopgradering nodig gehad, maar moes een kies.

Ek het die kamera opgradeer, HOU VAN smalband, en het geen goeie data gekry nie omdat ek teen die berg veg. Na 4 maande se pyn om alles in te stel en te balanseer, het ek die berg opgegee en opgegradeer. Binnenshuise toetsing laat my dink dat dit nou goed sal gaan, en ek moet alles werk as die son eendag weer uitkom!

So IMHO, ek sal eers die berg opgradeer en geniet hoeveel beter u dslr-beelde sal lyk totdat u die 1600 kan bekostig.

# 7 WadeH237

Waarom is almal uit nuuskierigheid? blindelings beveel u 'n bergopgradering aan?

Die OP gebruik reeds 'n houer wat maklik sy draagvlak kan dra en wat diep lugbeeld kan doen. Ons weet absoluut niks van die resultate wat hy tans behaal nie, aangesien hy geen kommentaar daaroor lewer nie en geen voorbeelde vir ons getoon het nie. Dit is heeltemal aanneemlik dat die verandering van die kamera 'n baie beter opsie sal wees as om 'n nuwe houer te koop. Dit is ook aanneemlik dat hy beperkings met die berg raak. Op hierdie stadium het ons eenvoudig kan nie doen 'n ingeligte aanbeveling.

Is ons so gekondisioneer om kniehalterige reaksies te gee, dat ons ten minste nie vrae kan vra voordat ons iemand anders se geld uitgee nie?

# 8 monty87

Geredigeer deur monty87, 03 Desember 2019 - 17:50.

# 9 zxx

My huidige toerusting is soos volg:
Bevestiging: CGEM DX
Omvang: Esprit 100 met onbuigsame outofokus
Kamera: Canon T5i met volledige spektrum

Ek wil my berg na CEM60 en kamera opgradeer na ASI 1600mm pro met Astronomik 31mm LRGB filters, maar kan tans net een doen. Enige voorstelle om eers op te gradeer. Ek is nie van plan om my berg of kanon te verkoop soos in die toekoms om cgem dx te gebruik vir waarneming met sct nie.

Lei u u CGEM DX? Ek het die berg en dit werk wonderlik

# 10 Madratter

Ek stem saam met Wade oor hierdie een. Ek wil sy huidige resultate sien om 'n aanbeveling te maak.

As die berg goed aanvaarbaar presteer, waarom moet u dit opgradeer? Ons het regtig geen idee hoeveel motors hy aan die berg verloor nie. Ek dink ek het 'n goeie idee van wat hy kry deur die kamera op te gradeer, en dit is belangrik.

Die berg kan 'n stuk rommel wees en hy kan gevolglik baie subs gooi. Die montering kan die hoeveelheid blootstelling wat hy suksesvol kan neem, sterk beperk. Daar is beslis goeie redes om dit te doen.

Maar soos dit nou staan, het ons nie genoeg inligting om 'n ingeligte besluit te neem nie.

REDIGERING: het dit geskryf voordat Monty meer gesê het oor waarom hy die berg wil opgradeer. Dit is beslis goeie redes om dit te doen.

Geredigeer deur Madratter, 03 Desember 2019 - 17:53.

# 11 monty87

Lei u u CGEM DX? Ek het die berg en dit werk wonderlik

# 12 zxx

My cgem dx ly dus onder 'n slegte terugslag en 'n hoë pec-fout. Ek het dit wel hiper-tuned wat gehelp het en pec opgelei het, maar dit verg baie monitering en deurmekaar as ek ok sien. My beeldskaal is 1.6 en gewoonlik kry ek 'n rms van 1.3arcsec met die montering met af en toe 2 tot 3 boogsec peak tot peak. Die meeste van my onderwerpe is ongeveer 300 sek. Kan nie hoër gaan as gevolg van ligbesoedeling nie. Tans by die werk, maar sodra ek by die huis kom, plaas ek 'n sub vanaf my laaste sessie.

Ek het ook baie DEC-terugslag, en dit is die oplossing om DEC in een rigting te lei.

# 13 monty87

Ek het ook baie DEC-terugslag, en dit is die oplossing om DEC in een rigting te lei.

# 14 zxx

Sjoe my phd2-leiding is nie so goed nie. My RA is nooit so glad nie. Om die besluit in een rigting te lei, hoeveel hou u u PA af? Werk dit met dithering?

Ek gebruik my polêre omvang slegs vir PA, so ek is genoeg om N of S te dryf. Nadat ek die DEC kry om in een rigting te gaan sak, sal die RA gladder word. Ek hou die DEC-aggressie onder, sodat dit nie oorskry nie. Ek steier nie so nie seker nie.

Geredigeer deur zxx, 03 Desember 2019 - 18:08.

# 15 Madratter

Dit is OK. Ek het 'n 5000-berg en my leiding is selde so goed. Dit kan wees as gevolg van toestande. Dit kan wees omdat zxx verkeerde instellings in PHD het wat dit beter laat lyk as wat dit is.

U plaaslike besienswaardighede sal baie te sê hê oor wat u berg kan lewer.

# 16 zxx

Dit is OK. Ek het 'n 5000-berg en my leiding is selde so goed. Dit kan wees as gevolg van toestande. Dit kan wees omdat zxx verkeerde instellings in PHD het wat dit beter laat lyk as wat dit is.

U plaaslike besienswaardighede sal baie te sê hê oor wat u berg kan lewer.

My instellings is korrek. Dit was 'n goeie nag, my totale RMS-gemiddelde van 0,40 tot 0,60 sekondes, afhangend van watter deel van die lug ek beeld.

# 17 nimitz69

My cgem dx ly dus onder slegte terugslag en hoë foute. Ek het dit wel afgestel, wat gehelp het, en ek het PEC opgelei, maar dit verg baie monitering en deurmekaar as ek goed sien. My beeldskaal is 1.6 en gewoonlik kry ek 'n rms van 1.3arcsec met die montering met af en toe 2 tot 3 boogsec peak tot peak. Die meeste van my onderwerpe is ongeveer 300 sek. Kan nie hoër gaan as gevolg van ligbesoedeling nie. Tans by die werk, maar sodra ek by die huis kom, plaas ek 'n sub vanaf my laaste sessie.

Wel daar gaan jy. gradeer die berg op

# 18 WadeH237

Wel daar gaan jy. gradeer die berg op

Gegewe die getalle, raai ek aan dat hy nie alles uit die berg haal nie (kyk na pos 12 om te sien waartoe 'n goed gesorteerde CGEM in staat is). As dit ek was, sou ek 'n daadwerklike poging aanwend om die berg so goed moontlik aan die gang te kry. As die resultate daarna nog steeds nie aanvaarbaar is nie, dan Ek sou die berg verander.

My eerste pogings tot ernstige beelding was lank gelede met 'n vroeë CGE-berging. Uiteindelik het ek die berg redelik betroubaar laat loop, met deurgaans ronde sterre, tot 'n brandpunt van tot 2000 mm. My vroeë resultate was redelik verskriklik, maar teen die tyd dat ek die CGE afgetree het, was ek ten volle outomaties besig met 'n baie hoë persentasie "keeper" -ondernemings. Ek kan met sekerheid sê dat die berg in daardie jare nie beter geword het nie. En baie van die lesse wat ek met die opstelling geleer het, het die oorgang na 'n hoë-end-berg redelik naatloos gemaak.

# 19 schmeah

Waarom is almal uit nuuskierigheid? blindelings beveel u 'n bergopgradering aan?

Want dit is wat ons hier doen. Daar is 'n klein blikkie aanbevelings wat ons almal moet kies.

Mount, mount, mount. Gradeer die berg op. Verreweg en altyd die belangrikste faktor. Spandeer ten minste 63% van al u hulpbronne op die berg. Mount, mount, mount. O, en koppel dit met die kleinste refractor wat u moontlik kan vind.

# 20 verskriklik kyker

Alhoewel u nie persoonlik vertroud is met u CGEM DX nie, kan ek slegs uit my eie ervaring met my Atlas EQ / G praat. Ek het probleme ondervind met die resultate oor wat vir my gesê is 'n goeie berg, en uiteindelik het dit 'n baie goeie berg geword, maar ek moes daaraan werk. Ek het eers na die PHD2-forum gegaan en hulle na my gidslogboeke laat kyk en baie meer tyd bestee om al die instruksies, kalibrasies en instellings deur te gaan en gevind dat my berg 'n slegte periodieke fout op die tandwiel gehad het, sodat ek dit in 'n band omgeskakel het. drive, wat baie probleme van die 10 sekondes-ossillasies wat ek ervaar het, versorg, en ek het 'n hipertoon gedoen om laers te vervang en toleransies te stel wat alles regtig verskerp het. Ek het ook baie tyd spandeer aan instellings en kalibrasies en die klein nuanses van my berg geleer. Uiteindelik werk dit net soos ek gehoop het toe ek dit (gebruik) koop. Volgens die resultate van ander hierbo klink dit asof u berg goed kan doen. Soos ek gesê het, ek is nie persoonlik vertroud daarmee nie. As die probleme net toestande of kalibrasies of sulke dinge is, kan ander u help.

Dit gesê, ek het ook 'n Esprit 100 (met 'n moonlite focuser) en het tans 'n Nikon op, maar ek het net 'n 1600 mm gekoop aangesien dit te koop is. Ek sou dit nie gedoen het voordat ek my berg reg gehad het nie, weet jy, vullis in, vullis uit.

U kan dus aanneem dat u die berg goed kan laat werk en die kamera kan kry, of u kan 'n meer soliede basis met 'n duurder houer neerlê en by u OSC bly - as u leiding swak is, het u nog nooit die beste van u kamera gesien. Ongeag watter besluit u ook al neem, ek is seker dat u daarmee tevrede sal wees. in die pad af. Uiteindelik het u waarskynlik albei opsies.

BTW, as jy wel die 1600 kry, dink ek dat jy ook die EFW-wiel (?) Sal kry. As u niks anders in die optiese trein het nie, soos 'n OAG, benodig u 'n ekstra adapter om die Esprit 100-rugfokus net reg te kry, wat 63 mm van die FF af is. Dit kom nie met alles buite die boks om dit 63 mm te maak nie. Ek het dit net agter gekom nadat ek alles gemeet het en elke kombinasie van onderdele wat u gee, probeer het. Ek het daarop neergekom dat ek slegs een T2 / T2-adapter van tien dollar en 'n paar delrin-afstandhouers benodig wat ek verlede week bestel het. Maar as u ook 'n OAG insit, is dit goed, ek kan dit nie beantwoord nie, want ek gebruik nog steeds 'n gidsomvang. Wag nog vir onderdele om aan te kom.
Tom

Geredigeer deur horrifiedonlooker, 3 Desember 2019 - 23:21.


Herbegin met 'n nie-heelgetal faktor - Sterrekunde

Vermindering is die proses om rou data in 'n gekalibreerde produk te omskep, en daarna word data-analise gedoen. Gegewens wat u van die Mt. Stony Brook-sterrewag moet verminder word. Die data wat u van die argief aflaai, word ten minste gedeeltelik verminder en gekalibreer.

Die data-ontleding is die kern van hierdie laboratoriums. U moet besluit watter metings nodig is en hoe u die metings moet interpreteer. Vanweë die hoeveelheid data is dit oor die algemeen prakties om astronomiese data slegs met 'n rekenaar te ontleed. Daar is sagtewarepakkette wat spesifiek vir astronomiese data-analise geskryf is (sien afdeling IV, maar in hierdie laboratorium sal ons blikkiesagteware vermy en u vra om rudimentêre programmering te doen. Hiervoor gebruik ons ​​IDL, die Interactive Data Language. vereenvoudig die take van data-visualisering, wat 'n groot deel van data-analise is. Studente wat gemakliker is met ander tale (bv. FORTRAN, BASIC, C), kan in daardie tale ontleding doen.

Lees dit as u 'n opknapping van die LINUX-bedryfstelsel benodig.

II. 'N Primer op IDL

  • Christophe Morisette se IDL Kookboek vir beginners.
  • Die IDL-vrae.
  • Coyote's Guide to IDL Programming, wat 'n meer omvattende lys met IDL-verwante webwerwe bevat.
  • Die IDL Astronomy Users Library. Hierdie prosedures is in / huis / student / idlprosedures / astrolib.
  • Die JHU APL IDL-biblioteek.

Lees die res van hierdie onderlaag eers voordat u na een van die bogenoemde webwerwe gaan.

    U .cshrc-lêer moet 'n veranderlike IDL_PATH definieer. Dit dui op die kaarte wat prosedures bevat wat u dalk wil uitvoer. Dit moet lyk soos volg: setenv IDL_PATH +

  1. toestel, behou = 2, dit maak 'n agtergrondwinkel moontlik, sodat 'n verborge grafiese venster nie verlore gaan wanneer dit op die agtergrond gaan nie.
  2. toestel, waar = 24 maak drie-vlak, 24 bis kleure moontlik.
  3. toestel, ontbind = 0 laat 8 bis kleure toe. Dit moet volg op die toestel, true = 24-stelling.

U kan IDL op twee maniere uitvoer: op die opdraglyn (my voorkeur) of in die IDLDE-widgetvenster.

Tik óf om IDL te laat loop idl by die prompt in 'n terminale venster, of klik op die IDL ikoon op die lessenaar (dit begin idlde). In die dlse-omgewing voer u opdragte onderaan die skerm in op die opdragreël. Opdragte (en hul resultate) word in die boonste uitvoervenster weergegee. Lees hoofstuk 4 van "Gebruik IDL" vir besonderhede oor die IDL Windows-koppelvlak. Dit is moontlik om die uitleg te verander. Daar is aanlyn-hulp beskikbaar.

Sodra u IDL begin, moet u u verstekgids nagaan. Een manier om te vind waar u is, is om te tik
CD, CUR = CUR & PRINT, CUR. U moet in wees / huis / student, tensy u vroeër na 'n subgids verhuis het. Indien nie, kom daar deur te tik
CD, '

'. Die CD-opdrag in IDL werk dieselfde as in UNIX, behalwe dat die argument 'n string moet wees en dat die afbakening 'n komma is. dws die UNIX-opdrag cd mydir vertaal na cd, 'mydir'. U kan ook die standaardmap in die idlde-venster instel deur op File te klik, dan op Voorkeure en dan na die Start-bladsy te gaan. Verander die Werksgids, en pas dan die verandering toe (klik op Doen aansoek en OK).

Benewens die intrinsieke vermoëns, bestaan ​​daar 'n groot en groeiende biblioteek met gebruikersroetines. Die nuttigste vir ons doeleindes is die Astronomy Users Library. Hierdie roetines is in / home / student / idlprocedures / astrolib. 'N Kort beskrywing van die inhoud is in /home/student/idlprocedures/astrolib/contents.txt.

U het meestal primitiewe IDL-opdragte nodig om u data te vertoon en te meet. Die datalêers is gewoonlik in FITS-formaat, wat u maklik in IDL kan lees deur hierdie instruksies te volg. Die data sal dan bestaan ​​uit 'n koptekst H ('n stringreeks) en 'n datareeks D, wat multi-dimensioneel kan wees.

Aanwysings oor die gebruik van IDL

  • Die indeks van die eerste element van 'n skikking is 0, nie 1 nie.
  • IDL is vektorgerig. Baie bewerkings waarvoor 'n lus in FORTRAN nodig is, kan in IDL in een reël sonder lusse gedoen word.
  • IDL is nie hooflettergevoelig nie.
  • IDL bevat dinamiese tikwerk. U kan byvoorbeeld 'n veranderlike met 'n drywende punt (a = 3.14159) in 'n heelgetal (a = 3) verander met die opdrag A = FIX (A). Pasop: u kan 'n skikking (A (512,512)) in 'n skalaar verander deur dit net weer te definieer (A = 0). Let daarop dat daar soms tye nodig is om geheue te gebruik.
  • Let op dat die verstekgetal in IDL 16 bis lank is en dus nie 32767 kan oorskry nie. As u verwag om groter heelgetalle te gebruik, moet u dit definieer as LANG (d.w.z. 50000L) deur die "L" by die heelgetal te voeg.
  • As u van plan is om met groot drywingsgetalle te werk (soos Juliaanse dae), moet u dubbel presies werk. As u JD = 2455555.789 instel en dit dan uitdruk, kom u agter dat JD = 2455555.75. U het 0,39 dae verloor, want enkele presisiegetalle bevat net 6-7 beduidende syfers. Deur JD = 2455555.789D0 te verklaar, behou u egter ongeveer 14 beduidende syfers en die millisekonde akkuraatheid.

Wysers op IDL-grafika onder Windows

  • Die standaardvenstergrootte word in die IDL-voorkeure-venster gestel. Klik op FILES, dan op Preferences en gaan na Graphics. Die standaardgrootte is 400X300 pixels. U kan 'n venster in reële tyd van grootte (X, Y) skep met die opdrag WINDOW, xsize = X, ysize = Y.
  • Dit blyk dat die verandering van kleurtabelle nie die bestaande vensters beïnvloed nie. U moet 'n nuwe venster skep. Verwyder die huidige venster met WDELETE, of skep 'n nuwe venster met behulp van WINDOW
  • Die stelselveranderlike! D.name (HELP, / ST,! D) bevat die naam van die huidige grafiese toestel. Die standaard is 'X'. Gebruik die opdrag SET_PLOT, dev om die plotapparaat te verander. dev is die naam van die plotapparaat. Gebruik PS om 'n postscript-lêer op skyf te genereer, gebruik dev =DRUKKER om die plot direk na die drukker te stuur. Let daarop dat dev is 'n tou. Gebruik byvoorbeeld SET_PLOT, 'PRINTER' om die plot na die drukker te stuur. Kyk na die HELP-lêer op DEVICE vir die vele ander opsies. Doen dan u plot (u sal niks op die terminale sien nie). Nadat u op die toestel geplot het, moet u DEVICE, / close en SET_PLOT, 'X', tik om weer op die terminale skerm terug te sit na plot.

Uitpak van afmetings

Gebruik die opdrag S = D (2: 3, *) om kolomme 2 en 3 uit 'n n x m-skikking D te onttrek. Dit het 'n skikking van 2 x m tot gevolg.
Om kolomme 1, 3 en 4 uit 'n n x m-skikking D te onttrek en 'n 3 x m-skikking, S te skep, skep u eers 'n vektor van indekse, soos k = [1,3,4]. Dan trek die opdrag S = D (k, *) die drie kolomme uit.

Onttrekking van rye word presies op dieselfde manier gedoen.

Geplotte en meet van data

Tweedimensionele data kan vertoon word met behulp van die TV. Let daarop dat die venster bytewaardes vertoon, en KOMPLOT doen geen byte-skaal nie. Gebruik TVSCL, data of TV, BYTSCL (data) om u data toepaslik te skaal. Let daarop dat, as u 'n paar pixels wat baie helderder is as die ander, miskien nie veel sien nie. Dit is omdat die volledige reeks tot ongeveer 256 intensiteitsvlakke saamgepers is. Gebruik die < operateur om die beeld af te sny (bv. TVSCL, data

Gebruik die muisaanwyser om posisies te meet

Om die CURSOR bevel vir beelde, moet u die plotlimiete behoorlik opstel (daar kan meer elegante metodes wees, maar dit werk!). Dit word in die prosedure gekodeer TVPLOT, wat in die idl / tvlib gids. Tik TVPLOT, / HELP. Nadat u 'n beeld met behulp van TVPLOT, kan u die prosedure gebruik PIXEL, om die wyser te skakel en posisies en skikkingwaardes te onttrek. Tik PIXEL, / HELP vir instruksies.

As u beeld groter is as die skerm

Gebruik die hulp of grootte bevel om die lengte van die asse te bepaal. As dit vreemd is, moet u die beeld afkap. As u beeld byvoorbeeld 'n 1663x1663-prent is, sny dit af na 1662x1662 met die volgende: my_new_array = my_old_array (0: 1661,0: 1661) Herbegin dit dan. my_small_array = rebin (my_new_array, 831,831) sal 'n 831 x 831-skikking lewer.

As u die beeld met 'n faktor 4 wil verklein, sou u die oorspronklike beeld tot 1660x1660 moes afknip en dan weer tot 415 pixels moes herhaal.

  • Die beeldskaal verander met die krimpfaktor. As die plaatskaal in die FITS-kopstuk byvoorbeeld 0,4 boogsek / pixel is, en u die beeld met 'n faktor van twee verklein, sal daar 0,8 boogsek / pixel in die hergeboude beeld wees. Die koördinate van die sentrale pixel verander nie.
  • Vloei word nie bewaar in die herbegin nie. Die helderheid van die oppervlak word in tellings per pixel behoue ​​gebly. Vermenigvuldig die beeld met die kwadraat van die herbegin-faktor om die totale telling te herwin.

Maak harde kopie erwe

u kan die plot as 'n naskriflêer stoor deur die toestelnaam ps te gebruik. As u dit wel doen, open die set_plot, 'ps' 'n lêer genaamd idl.ps, en die opdrag van die toestel, / sluit die lêer. U kan hierdie lêer dan druk, dit op floppy opslaan of dit êrens FTP. Herbenoem dit egter as u dit wil stoor. U kan die apparaatopdrag gebruik om die naam van die lêer in te stel - sien die dokumentasie.

IDL-strukture

Strukture is analoog aan tweedimensionele skikkings, maar u kan veranderlike tipes binne 'n struktuur meng.

U sou hierdie grootte-struktuur soos volg definieer en invul

Dit is maklik om 'n skikking of waarde uit 'n struktuur te onttrek. In hierdie voorbeeld kan die V-band skikking onttrek word in die skikking V deur v = mags.v. Gebruik die v = mags (i) om die V-grootte vir ster i te onttrek. V.

Lees die IDL-handleiding vir meer inligting.

Probleme

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

III. Uncertainties

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

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

Always include the uncertainty when you state a result.

IV. Software Packages for Astronomy

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


EAA with a small refractor?

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

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

#2 nicknacknock

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

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

#3 Mitrovarr

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

#4 Noah4x4

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

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

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

#5 GazingOli

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

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

#6 descott12

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

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


Exact Analytical Solutions for Fractional Viscoelastic Fluids

7.1 Introduction

7.1.1 The Viscoelastic Non-Newtonian Fluids

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

The constitutive equation of the Burgers model is:

7.1.2 The Fractional Calculus

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


Pixel interpolation¶

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

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

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

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

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


ACKNOWLEDGEMENTS

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


Kyk die video: Heelgetalle: Optel en Aftrek - Getallelyne en Omgekeerde Bewerkings (November 2022).