Sterrekunde

Hoe kan ek die diepte in my beeld aflei (omvang te beperk)?

Hoe kan ek die diepte in my beeld aflei (omvang te beperk)?


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 het gesien dat sommige opnames gesê het dat hulle diepte 27,5 is.

Mag ek vra dat ek byvoorbeeld 'n J-band het as ek 'n datastel met grootte en hul foute hetj_m,j_cmsig,j_msigcom,j_snrvan Sextractor.

Hoe kan ek die diepte van 3 sigma in hierdie velde aflei om met die ander opname te vergelyk?


Dit is die grootte waar die gemiddelde sein-ruis-verhouding (ek neem aan dit is wat j_snr voorstel) 3 is.


Onderwerp: absolute grootte van die melkweg: wat is dit?

Hierdie webwerf van die Universiteit van Arizona het 'n mooi, gedetailleerde stel tafels (en meer) wat die absolute grootte van die son gee.

Wat het my laat wonder wat die absolute grootte van ons Melkwegstelsel (MW) is? In verskillende golfbande (aka filters)? En hoe is daar in elk geval so iets geskat, aangesien ons diep binne die MW is? Sou die skynbare grootte van die MW (waaruit die absolute grootte geskat word) ook nie afhang van die kijkhoek (ten minste in blouer bande) wat u ken nie, die helling, die stofbane van die skyf, ens?

Absolute grootte is 'n maatstaf van die helderheid van 'n hemelvoorwerp op 'n logaritmiese astronomiese grootteskaal. Die absolute grootte van 'n voorwerp word gedefinieër om gelyk te wees aan die skynbare grootte wat die voorwerp sou hê as dit van 'n afstand van presies 10 parsek (32,6 ligjare) gesien sou word, sonder om die lig uit te wis (of verdof) as gevolg van absorpsie deur interstellêre stofdeeltjies.

Ek is nie seker dat die Melkweg (of enige sterrestelsel of sterretros) 'n absolute grootte kan hê nie, aangesien die afstand wat nodig is om te meet heeltemal te kort is om die meting sinvol te maak. As ek verkeerd hierin bewys word, sal ek my fout erken en mal gaan.

Absolute grootte is 'n maatstaf van die helderheid van 'n hemelvoorwerp op 'n logaritmiese astronomiese grootteskaal. Die absolute grootte van 'n voorwerp word gedefinieer as gelyk aan die oënskynlike grootte wat die voorwerp sou hê as dit van 'n afstand van presies 10 parsek (32,6 ligjaar) gesien sou word, sonder om die lig uit te wis (of verdof) as gevolg van absorpsie deur interstellêre stofdeeltjies.

Ek is nie seker dat die Melkweg (of enige sterrestelsel of sterretros) 'n absolute grootte kan hê nie, aangesien die afstand wat nodig is om te meet heeltemal te kort is om die meting sinvol te maak. As ek verkeerd hierin bewys word, sal ek my fout erken en mal gaan.

Ons hoef nie 'n voorwerp van 10 parsek af waar te neem om die helderheid daarvan te bepaal nie. Ons meet die hoeveelheid lig vanaf watter afstand ook al en bereken hoe helder 'n kompakte voorwerp wat dieselfde totale hoeveelheid lig uitstraal, op 10 parsek sal verskyn. Laasgenoemde is per definisie die absolute grootte. Natuurlik sal ons nie soveel lig uit 'n sterrestelsel kry as ons 10 parsek van enige deel daarvan is nie, want die meeste daarvan sal baie verder weg wees.

Uit gepubliseerde inligting oor afstand en skynbare omvang is my skatting vir M31 ongeveer -21. Die Melkweg moet daarby wees.

Een ding waaroor ek nogal nuuskierig is: in watter mate word die kijkhoek (of hellingshoek) oorweeg as ek die absolute grootte van 'n sterrestelsel skat?

Relevant vir elliptiese middels, maar veral ook vir spirale, Sb en Sc (en SBb en SBc), omdat dit baie stof bevat. Wat korter golflengtes (& quotbluer & quot) selektief absorbeer en weer (hoofsaaklik) in die FIR uitstraal.

Probeer sterrekundiges dit regstel & quot; Indien wel, hoe?

Dit is duidelik dat hierdie effek baie groter is op ramings van absolute grootte in 'n gegewe band (sê maar, u of i) as vir absolute bolometriese skattings (waar gepoog word om al die uitgestraalde lig bymekaar te tel).

Een ding waaroor ek nogal nuuskierig is: in watter mate word die kijkhoek (of hellingshoek) oorweeg as ek die absolute grootte van 'n sterrestelsel skat?

Relevant vir elliptiese middels, maar veral ook vir spirale, Sb en Sc (en SBb en SBc), omdat dit baie stof bevat. Wat korter golflengtes (& quotbluer & quot) selektief absorbeer en weer (hoofsaaklik) in die FIR uitstraal.

Probeer sterrekundiges dit regstel & quot? Indien wel, hoe?

(2) Dit hang af. Die effek van stof op die opkomende bestraling van sterrestelsels was 'n belangrike onderwerp (oorvleuelende sterrestelsel). Om uit te werk hoe om hierdie effekte reg te stel, moet u die steekproefseleksie in baie besonderhede verstaan ​​(soos Dave Burstein in een of ander tyd presies in hierdie konteks gesê het, gee 'n steekproef van 'n miljoen sterrestelsels geen statistiese krag as die keuse bevooroordeeld is nie). In die algemeen is die limiete: (a) sterrestelsels sonder interne stof het dieselfde skynbare helderheid gesien vanuit alle hellingshoeke, en (b) ondeursigtige sterrestelsels het dieselfde helderheid van die oppervlak as wat ons in die rigting sien, aangesien ons slegs 'n buitenste laag by elke punt (en die diepte van die laag is afhanklik van die golflengte). In die praktyk sien ons iets tussenin. 'N Mens kan verskillende voorskrifte vind, wat soms uitdruklik die uitputtingseienskappe insluit, aangesien die stof minder konsentreer op die skyf. Daar is byvoorbeeld 'n redelik uitgebreide voorskrif in die Derde verwysingskatalogus van helder sterrestelsels van de Vaucouleurs, en kollegas het die neigings-gekorrigeerde totale groottes gebruik.

& lt Stokperdjie waarskuwing & gt
'N Vraag wat nou bespreek word, is hoeveel die stofeffekte van ander sterrestelseleienskappe bereken kan word, en hoeveel verspreiding daar is, byvoorbeeld vaste Hubble-tipe en helderheid. Resonansie-ringe trek byvoorbeeld die ISM, insluitend stof uit 'n breër ring, in 'n smal ring, wat 'n byna deursigtige sone aan een of albei kante lewer. As 'n voorbeeld van die muur af, word hierdie ringvormige spiraal in Abell 2218 met 'n swaartekrag-boog verlig, wat wys hoeveel lig regdeur die skyf kom onmiddellik binne en buite die ring se spiraalvormige stowwe.


WAARNEMENDE KEUSE BIAS WAT DIE BEPALING VAN DIE EXTRAGALAKTIESE AFSTANDSKAAL BEÏNVLOED

OpsommingDie invloed van Malmquist-vooroordeel op die studies van ekstragalaktiese afstande word bespreek, met 'n kort oorsig van die geskiedenis van Kapteyn tot Scott. Spesiale aandag word gegee aan twee soorte vooroordele, waarvoor die name Malmquist-vooroordele van die eerste en tweede soort voorgestel word. Die kern van hierdie vooroordele en die situasies waar dit voorkom, word bespreek.

Die vooroordeel van die eerste soort hou verband met die klassieke Malmquist-vooroordeel (waarby die "volume-effek" betrokke is), terwyl die vooroordeel van die tweede soort voorkom wanneer standaardkerse op verskillende (ware) afstande waargeneem word, waardeur die groottegrens 'n deel van die die helderheidsfunksie. Die studie van laasgenoemde vooroordeel in afstandsaanduiders soos Tully Fisher, beskikbaar vir groot fundamentele monsters van sterrestelsels, laat veral die konstruksie van 'n onbevooroordeelde absolute afstandskaal in die plaaslike sterrestelsel-universum toe waar benaderde kinematiese relatiewe afstande afgelei kan word. Sulke ondersoeke, met behulp van die metode van genormaliseerde afstande of van die Spaenhauer-diagram, ondersteun die lineariteit van die Hubble-wet en maak dit moontlik om 'n onbevooroordeelde waarde van die Hubble-konstante af te lei.


Die vaagste dwergstelsels

Joshua D. Simon
Vol. 57, 2019

Abstrak

Die Melkweg-satellietstelsels met die laagste helderheid (L) verteenwoordig die uiterste onderste grens van die helderheidsfunksie van die sterrestelsel. Hierdie ultra-flou dwerge is die oudste, donkerste materie-oorheersende, metaalarmste en die minste chemies ontwikkelde sterrestelsels. Lees meer

Aanvullende materiale

Figuur 1: Sensus van Melkwegsatellietstelsels as funksie van tyd. Die voorwerpe wat hier getoon word, bevat alle spektroskopies bevestigde dwergstelsels, sowel as dié wat vermoedelik dwerge is gebaseer op l.

Figuur 2: Verspreiding van Melkwegsatelliete in absolute grootte () en halfligstraal. Bevestigde dwerg sterrestelsels word vertoon as donkerblou gevulde sirkels, en voorwerpe wat vermoedelik dwerg gal is.

Figuur 3: Sneldispersies van die siglyn van ultra-flou melkwegsatelliete as 'n funksie van absolute omvang. Metings en onsekerhede word as blou punte met foutbalke getoon, en 90% c.

Figuur 4: (a) Dinamiese massas ultra-flou Melkweg-satelliete as 'n funksie van die helderheid. (b) Massa-tot-lig-verhoudings binne die halfligstraal vir ultra-flou Melkweg-satelliete as 'n funksie.

Figuur 5: Gemiddelde sterrestelsels van Melkwegsatelliete as 'n funksie van absolute grootte. Bevestigde dwerg sterrestelsels word vertoon as donkerblou gevulde sirkels, en voorwerpe wat vermoedelik dwerg is.

Figuur 6: Metallisiteitsverspreidingsfunksie van sterre in ultra-dowwe dwerge. Verwysings vir die metaalsoorte wat hier getoon word, word in die aanvullende tabel 1 gelys. Ons let op dat hierdie data redelik heterogeen is.

Figuur 7: Chemiese oorvloedpatrone van sterre in UFD's. Hier word onderskeidelik (a) [C / Fe], (b) [Mg / Fe] en (c) [Ba / Fe] verhoudings as funksies van metaalagtigheid getoon. UFD-sterre word geteken as gekleurde diamante.

Figuur 8: Opspoorbaarheid van flou sterrestelsels as funksies van afstand, absolute grootte en meetdiepte. Die rooi kurwe toon die helderheid van die 20ste helderste ster in 'n voorwerp as 'n funksie.

Figuur 9: (a) Kleur-grootte-diagram van Segue 1 (fotometrie van Muñoz et al. 2018). Die skaduwee blou en pienk grootte streke dui die benaderde diepte aan wat met die bestaande medium bereik kan word.


Erkennings

EOVSA-operasie word ondersteun deur NSF-toekenning AST-1910354. Die werk word deels ondersteun deur die NASA DRIVE Science Center-toekenning 80NSSC20K0627. B.C., D.E.G., G.D.F., G.M.N. en S.Y. word ondersteun deur NASA-toekennings NNX17AB82G, 80NSSC18K1128, 80NSSC19K0068, 80NSSC18K0667 en NSF verleen AGS-1654382, AGS-1723436, AST-1735405, AGS-1743321 en AGS-1817277 aan die New Jersey Institute of Technology. K.K.R. en C.S. word ondersteun deur NASA-toekennings NNX17AB82G en 80NSSC19K0853 en NSF verleen AGS-1723425, AGS-1723313 en AST-1735525 aan die Smithsonian Astrophysical Observatory. F G. word ondersteun deur NSF-toekenning AST-1735414 en DOE-toekenning DE-SC0018240. S.K. word ondersteun deur NASA-kontrak NAS 5-98033 vir RHESSI. J.L. word ondersteun deur die Strategic Priority Research Program van die Chinese Akademie vir Wetenskap met toekennings XDA17040507, QYZDJ-SSWSLH012 en XDA15010900, NSFC-toekenning 11933009, die projek van die Group for Innovation of Yunnan Province grant 2018HC023, en die Yunnan Yunling Scholar Project. X.K. word ondersteun deur NSFC-toekennings 11873036 en 11790303, die Young Elite Scientists-borgprogram deur CAST en die Young Scholars-program van die Shandong-universiteit. Die MHD-simulasies wat vir hierdie werk uitgevoer is, is uitgevoer op die Smithsonian High Performance Cluster van die Smithsonian Institution en gebruik hulpbronne van die National Energy Research Scientific Computing Centre.


3. Beeldverwerking

Die DESDM-stelsel is verantwoordelik vir die vermindering, katalogisering en verspreiding van DES-data. Vroeëre herhalings van die DESDM-beeldverwerkingspyplyn word in Sevilla et al. (2011) en Mohr et al. (2012), en 'n meer gedetailleerde opsomming met opdaterings vir die komende DES 3 jr verwerking is beskikbaar in Bernstein et al. (2017a) en Morganson et al. (2018). Hier is 'n kort samevatting van die stappe vir die verwerking van enkelperiodes wat tydens die DES Y1A1 FINALCUT-veldtog toegepas is. Die Y1A1 FINALCUT-veldtog het gelei tot verwerkte beelde en 'n katalogus van miljoen bespeurde voorwerpe.

0,4% van die lugagtergrondvlak.

Figuur 3. Verwerkte DECam-beeld vanaf Y1A1 (bo) en CCD-uitleg (onder). Die drie leë gleuwe in die DECam-beeld stem ooreen met CCD2, CCD31 en CCD61. CCD61 het tydens SV gefaal, terwyl CCD2 gedeeltelik deur Y1 misluk het. Een versterker van CCD31 het 'n tyd-veranderlike nie-ligvlak-onlineariteit, en hierdie CCD is nie vir Y1A1 verwerk nie.


Hoe kan ek die diepte in my beeld aflei (omvang te beperk)? - Sterrekunde

Wanneer die direkte metode van trigonometriese parallaks nie vir 'n ster werk nie omdat dit te ver is, word 'n indirekte metode die Inverse Square Law of Light Helderheid is gebruik. Hierdie metode gebruik die feit dat 'n gegewe ster op 'n voorspelbare manier dowwer sal word namate die afstand tussen u en die ster toeneem. As u weet hoeveel energie die ster vrystel (sy helderheid), dan kan u aflei hoe ver dit moet wees om so dof soos dit lyk. Sterre word al hoe flouer omdat hulle energie oor 'n groter en groter oppervlak versprei.

'N Ster se skynbare helderheid (sy vloed) verminder met die vierkantig van die afstand. Die vloed is die hoeveelheid energie wat elke vierkante sentimeter van 'n detektor (bv. jou oog, CCD, stuk van die bol) elke sekonde bereik. Energie uit enige ligbron straal in 'n radiale rigting uit, sodat konsentriese sfere (gesentreer op die ligbron) elke sekonde dieselfde hoeveelheid energie deurlaat. As lig na buite beweeg, versprei dit om deur elke vierkante sentimeter van die sfere te beweeg.

Dieselfde totale hoeveelheid energie moet deur elke sfeeroppervlak gaan. Aangesien 'n sfeer 'n oppervlakte van 4 /> & # 215 (sy straal) 2 het, is die stroom van energie op sfeer-1 = (die stroom van energie op sfeer # 2) & # 215 [(sfeer # 2 se radius) / (sfeer # 1 se radius)] 2. Let op dat die radius vir die verwysing vloed (sfeer # 2) is aan die bokant van die breuk terwyl die radius vir die onbekende vloed (sfeer # 1) aan die onderkant is --- dit is 'n omgekeerde vierkantige wet! Namate die afstand IN toeneem, neem die stroom DE af met die vierkant van die afstand. In formulevorm beteken dit die ster se vloed = ster se helderheid / (4 /> & # 215 (ster se afstand) 2). Raadpleeg die bylae vir wiskunde-oorsig vir hulp oor wanneer u moet vermenigvuldig en wanneer u die afstandsfaktor moet verdeel.

Anders gestel: Soos die vloed DE afneem, neem die ster se afstand IN toe met die vierkantswortel van die vloed. As u weet hoeveel energie deur die oppervlak van die ster stroom en u meet hoeveel energie u hier op die aarde opspoor, kan u die ster se afstand van u aflei. Die ster se afstand = Sqrt [(ster se helderheid) / (4& # 215 (ster se vloed)]].

Woordeskat

Formules

  • Inverse Square Law: Helderheid op afstand A = (helderheid op afstand B) & # 215 [(afstand B) / (afstand A)] 2. Posisie (B) is die verwysingsposisie.
  • vloed = helderheid / (4 /> & # 215 afstand 2)
  • Onbekende afstand = verwysingsafstand & # 215 Sqrt[(verwysingsvloei) / (gemete vloed)].
  • Onbekende afstand = Sqrt [helderheid / (4 /> & # 215 vloed)].

Doelwitte

Soos uiteengesit in Mendes de Oliveira + 2019, is die prosedure wat in S-PLUS vir die katalogusproduksie gevolg is, soortgelyk aan die deeglik uiteengesit in Molino + 14 vir die ALHAMBRA-opname (Moles et al, 2008). Die S-PLUS fotometriese pypleiding is gebaseer op die SExtractor sagteware. Fotometriese katalogusse word in dubbelbeeldmodus saamgestel om fotometrie met meervoudige diafragma-pasvorm uit te voer. Opsporingsbeelde word geskep as 'n gekombineerde kombinasie van die rooiste (griz) breëbandfilters om die waarneembaarheid van dowwe (of helderheid) bronne te maksimeer en die definisie van die fotometriese diafragma te verbeter. 'N Empiriese geraaskarakterisering word vooraf op beeld-vir-beeld-basis gedoen om rekening te hou met korrelasies tussen aangrensende pixels tydens beeldreduksieproses (Molino + 14). Groottes vir nie-bespeurde bronne op individuele beelde word op m = 99 gestel. en ooreenstemmende onsekerhede vervang deur boonste perke. Fotometriese nulpuntkalibrasies is vir elke aanwysing uitgevoer met behulp van 'n nuwe tegniek wat geoptimaliseer is vir wyeveld-multiband-fotometriese opnames (Sampedro et al., In prep.). Die tegniek gebruik 'n kombinasie van biblioteke van sterre-modelle en die ster-lokus van hoofreekssterre, wat gewoonlik toegepas word op

1500 sterre per veld, wat alle nulpunte op 'n tipiese fout van 1-2% bring.

Soos uiteengesit in Sampedro et al., (In prep.), Bevat die katalogus beide astrometriese, morfologiese, fotometriese en foto-z-inligting vir alle bespeurde bronne in die S-PLUS-opsporingsbeelde. Astrometriese sowel as morfologiese inligting word onttrek uit opsporingsbeelde: hemelse koördinate (RA, Des) in die J2000-stelsel, fisiese posisie op die CCD (X, Y), grootte van die fotometriese diafragma (ISO-gebied), die sein-tot-ruis (s2nDet gedefinieerd as SExt_FLUX_PETRO / SExt_FLUXERR_PETRO op die opsporingsbeeld), kompaktheid (FWHM en MUMAX), basiese vormparameters (A, B & THETA), die breuk van die ligstraal (FlRadDet) en Kron-diafragma's (KrRadDet). Ons het ook die standaard SeXtractor fotometriese vlae (PhotoFlag) ingesluit. Die betekenis van die nommer van die vlag is die volgende:

Voorwerpe met die nommer van 'n ander vlag kan ly aan 'n kombinasie van die reeds genoemde vlae, dit is die getal die som van die verskillende vlae.

Die katalogus bevat 'n drievoudige fotometrie waar groottes (en onsekerhede) benoem word volgens die filter se naam en die aangeneemde fotometriese diafragma. Hier gee ons 'n voorbeeld vir verheldering: F660_auto, F660_petro & F660_aper stem ooreen met die AB-groottes vir die F660 smalbandfilter, waar "outomaties" verwys na die totale (beperkte) diafragma wat gebruik word om skatting van foto-z af te lei, "petro" tot die totale (matige) diafragma wat gebruik word om absolute groottes en sterremassa's af te lei en "aper" te maak na die standaard sirkulêre 3 "-diameteropeninge (sien Molino + 16, Molino + 18, vir meer inligting). Fotometriese onsekerhede neem dieselfde naam (as groottes), maar voeg die voorvoegsel “d” toe: “dF660_auto”, “dF660_petro” & “dF660_aper”.

'N Skatting van die sein-tot-ruis vir elke opsporing, binne elk van die drie diafragma's, word ook gegee as' s2n_F660_auto ',' s2n_F660_petro '&' s2n_F660_aper ', gedefinieer soos voorheen verduidelik vir die opsporingsbeeld. Vir elke stel groottes word fotometriese onsekerhede empiries in al die 12 bande reggestel. Wanneer 'n bron nie opgespoor word nie, is die grootte daarvan op 99 gestel en die fotometriese onsekerheid vervang deur 'n 2-σ boonste limiet. Groottes word met behulp van Schlegel + 98 van galaktiese uitwissing reggestel.

Die katalogus bevat ook 'n fotometriese rooi verskuiwingskatting vir elke bron met behulp van 'n nuwe weergawe van die BPZ-kode (Benítez 2000) wat geoptimaliseer is vir sterrestelsels in die plaaslike heelal (Molino et al., In voorbereiding). “Zb” stem ooreen met die waarskynlikste waarde (dws piek) en “zb_Min” en “zb_Max” verteenwoordig die onderste en boonste perke vir die eerste piek binne 'n 1σ-interval (dws ∆z = 0,02x (1 + z). Op grond van die mees waarskynlike rooi verskuiwing word 'n spektrale tipe klassifikasie ook verskaf deur "Tb", waar die getal na die geselekteerde sjabloon verwys. "Odds" gee die hoeveelheid rooiverskuiwingskans rondom die hoofpiek en "χ2" die verminderde chi -vlak van die vergelyking tussen waargenome en voorspelde vloed volgens die gekose sjabloon en rooi verskuiwing. 'n Skatting van die ster-massa-inhoud (in eenhede van log10 (M⊙)) word gegee deur 'Stell_Mass'. Absolute groottes in die Johnson B- band (“M_B”) word vir elke opsporing geskat volgens die waarskynlikste rooiverskuiwing en spektraaltipe.


Hoe rekenaars in skaak dink

Met verloop van tyd het 'n aantal mense interessante vrae geopper oor rekenaar (kunsmatige) intelligensie en skaak, wat skaakmasjiene regtig doen en hoe, en hoe ver daardie tegnologie kan bereik in vergelyking met menslike intelligensie.

Ek wil graag 'n paar gedagtes en wenke gee vir diegene onder u wat belangstel om die onderwerp dieper te ondersoek of selfs net te weet hoe enjins "dink". Ek het 'n gegradueerde graad in rekenaarwetenskap en het veral AI (kunsmatige intelligensie) op 'n diepte ondersoek, vandaar my kennis van die onderwerp.

Sit dan terug en ontspan vir 'n vinnige botsingskursus oor skaakmotors en hoe ver kunsmatige intelligensie vandag bereik:

- Skaak-enjins herken 'n aantal patrone (tipiese skaakposisies), hoe meer patrone en verfynder die patrone is, hoe hoër is die kwaliteit van die enjin. Sommige daarvan is eindspelpatrone (byvoorbeeld soos die Nalimov-tafelbasis), terwyl ander middelpatroon is (byvoorbeeld goeie bewegings om teen geïsoleerde pionne te speel, ens.). Hulle het ook uitgebreide databasisse wat begin, sodat hulle 'weet' wat voorheen deur sterk spelers gespeel is, en hoe die speletjies voortgegaan en geëindig het.

- Skaak-enjins evalueer 'n posisie gedeeltelik op grond van die materiaalbalans (waar elke stuk 'n voorafbepaalde waarde het, wat kan verander op grond van hoe ontwikkel en aktief elke stuk is in die spesifieke spel, wat self 'n posisionele kenmerk is) en gedeeltelik gebaseer oor posisionele eienskappe (wat voortspruit uit die patrone waaroor ek gepraat het). Die basismateriaal-eenheid is 1 pion, wat ongeveer gelyk is aan 1,00, dus as u sien dat 'n enjin 'n evaluering van +1,00 gee, beteken dit dat dit die posisie van wit as gelykstaande is aan een waar daardie kant 1 ekstra pion het (alhoewel al daardie voordele kan kom van posisionele eienskappe, nie van materiële eienskappe nie). Gewoonlik is 'n voordeel van +1,00 (of meer) voldoende vir daardie kant om die wedstryd te wen, as dit korrek gespeel word, terwyl 'n voordeel onder die drumpel die waarskynlikheid vir 'n gelykopuitslag aandui. (As swart 'n voordeel het, sal die evaluering in negatiewe getalle uitgedruk word, maar met dieselfde grootte, bv. -0,58.) Natuurlik is daar geen harde lyn tussen die een en die ander nie, maar dit is 'n redelike duim om in te hou verstand.

- Elke skuif het twee dele - die skuif van wit en die skuif van swart. Elk van die twee is 'n half-skuif. In effens meer tegniese terme, is hierdie "half-move" term nuttig in skaakmotors (aangesien u sal agterkom as u kunsmatige intelligensie bestudeer) wanneer die enjin die sogenaamde "alfa-beta soek en snoei" doen. Laasgenoemde is 'n wonderlike term om 'n boom van moontlikhede te bou en dit dan een stap op 'n slag te evalueer terwyl dit deur die boom van onder (blare) na bo (wortel) beweeg. (In rekenaarwetenskap is bome nie soos dié in die natuur nie.) Elke halfbeweging stem dus ooreen met een diepte van u boom. Op 'n gegewe vlak probeer die enjin om die evalueringsfunksie te maksimeer (wat ooreenstem met die keuse van 'n beweging wat so sterk as moontlik vir u is, om die evalueringsfunksie die meeste te vergroot), terwyl hy op die volgende vlak probeer om daardie funksie te minimaliseer ( wat ooreenstem met die keuse van die beste beweging van die teenstander, wat vanuit u perspektief die slegste is wat u kan verwag om te konfronteer - daarom beperk dit die funksie daar).

- Moderne enjins is nie primitief nie, daarom sny hulle 'n paar variasies vroeg uit en mors nie tyd (of geheue) om dit in diepte te ondersoek nie. (Dit is die "alfa-beta snoei" van die boom van moontlike bewegings.) Soms kan hierdie snoei daartoe lei dat 'n volkome geldige opoffering geïgnoreer word (dit is die rede waarom enjins geneig is om nie baie goed te wees in saklyne nie), maar die meeste van die tyd wat baie tyd bespaar, wat beter bestee kan word aan die evaluering van ander moontlike nuttige bewegings. Die geheue-probleem is in werklikheid nie so ernstig nie, aangesien sodra die enjin 'n gegewe moontlikheid weggooi, dit geheue opklaar en hergebruik, terwyl slegs die kodering van die potensieel vrugbare voortsettings behoue ​​bly.

- Enjins gebruik heuristiek (in die menslike taal is dit vingerreëls - beginsels wat wel of nie waar kan wees nie, maar die meeste van die tyd is waar), en hoe meer hierdie heuristieke waarvan hulle weet (bv. Verskil tussen toringbome en ander pionne, verskil tussen verbygaande pionne en agtertoe pionne, sommige strategiese en posisionele oorwegings, ens.) hoe sterker kan die enjins wees. Dit sluit ook kennis van tipiese patrone in, en daarom is rekenaars goed om tipiese skaakraaisels op te los - omdat legkaarte 'n gedistilleerde vorm van patrone is.

- Oor die onderwerp of enjins mettertyd beter kan word, is die antwoord "Absoluut ja." Beide in terme van hoe diep hulle in staat is om te dink, sowel as hoe werklik intellektueel hulle kan word (dit wil sê die vermoë om meer patrone te sien en te herken buite die berekening daarvan). As u boeke lees oor die werking van die menslike brein, sal u besef dat mense in die tak van die wetenskap glo dat selfs ons, mense, leer en optree op grond van patroonaanpassing: om patrone in ons omgewing te herken en daarop te handel, gebaseer op op onderbewuste en bewuste aksies wat in ons psige geprogrammeer is.
Die diepte van die verkenning van 'n skaakmasjien (tensy dit deur 'n mens beperk word deur 'n spesifieke parameter te gebruik) hang af van die verwerkingspoed van u rekenaar ('n kombinasie van kloksnelheid, geheuegrootte, busoordragspoed, skyfspoed, ens.): A kragtiger rekenaar is in staat om meer te bereken in 'n gegewe tyd. Voorheen kon ek 5 enjins op vlak 2 klop, nou sukkel ek op vlak 2 - dit is hoe ver hulle gekom het (ek neem aan dat ek nie slegter is as wat ek was nie).

- Sover of skaakmotors ooit in menslike terme sal kan uitdruk waarom hulle iets doen en nie iets anders nie, dit is een van die Heilige Graal van kunsmatige intelligensie. Terwyl die gebruik van kundige stelsels 'n bietjie trekkrag in die gebied kan kry, is die probleem die noodsaaklikheid om hul onbewerkte berekening te omskakel in iets wat op 'n denkproses lyk (op die ou end doen enjins meer as enigiets anders, en is dit buitengewoon baie) goed daarin). Mense kan voorlopig net die sterkte van skaakmotors balanseer op grond van beter intuïsie en kennis van patrone (waarna om te soek, waarna om nie te soek nie, ens.) - maar dit het sy perke wat nie is nie vorder amper so vinnig soos die rekenaarvermoë van masjiene.
Diegene wat belangstel om meer te verken, kan die onderwerp "Turing-toets" (http://en.wikipedia.org/wiki/Turing_test) naslaan - dit is 'n lakmoestoets van intelling: in leke se taal gaan dit of 'n rekenaar kan 'n mens flous om nie te kan onderskei tussen antwoorde wat deur mense gegenereer word en antwoorde op rekenaars op 'n stel vrae wat die mens stel nie. Dit is duidelik dat ons nog nie heeltemal daar is nie, maar dit raak mettertyd al hoe nader.

- Of dit goed is om skaakmotors te gebruik of nie:
GM's kry 'n sterk maat vir min of geen geld as hulle 'n enjin gebruik. Dit is nie maklik om iemand op u vlak te vind as u 'n baie sterk speler is en in die middel van die nag wil oefen nie, of 'n nuutjie wil voorberei vir die toernooi-wedstryd van more, selfs terwyl u slaap nie! Enjins kan sulke dinge goed doen as u genoeg tyd daaraan gee. Dit kan ook goed wees om moontlike verborge hulpbronne aan te dui, wat vir 'n meestervlak-speler voldoende is (hulle kan die betekenis agter 'n skuif uitvind as gevolg van hul groot ervaring, as u hulle net 'n effense wenk gee, sonder dat dit nodig is) vir 'n diepgaande verduideliking).
By gemaklike spelers is dit egter dikwels nie die geval nie, dus is 'n sterk enjin baie minder nuttig vir iemand wat nog steeds die basiese beginsels van die spel leer, omdat hulle eerder 'n regte afrigter nodig het, iemand wat hulle kan oplei om te sien en uit te druk. die idees en strategieë in 'n mens-verstaanbare taal.

- Om die ooreenkomste en verskille tussen menslike skaakspelers en moderne rekenaarenjins te verstaan, kan ons aanneem (wat 'n billike aanname is, naby die werklikheid) dat 'n moderne skaakrekenaar / enjin lyk soos 'n menslike skaakspeler wat al die volgende kenmerke het:

  • hoogs gedissiplineerd (dit wil sê betroubaar konsekwent in die besluite wat dit neem)
  • heeltemal onemosioneel (dit wil sê, 'n verlies en 'n oorwinning is net twee toestande, en geen van die twee beïnvloed die vermoë van die masjien om meer speletjies ewe sterk en konsekwent te speel nie, terwyl die sterkte van rekenaars afhanklik is van verskillende parameters, en nie een daarvan het te doen met wie die opponent is nie. in die sin van enige hiërargieë / kultusse)
  • uiters kundig (dit wil sê, beskik oor volledige en onbeklede kennis van openinge, eindspelposisies, strategiese heuristieke in die middelste spel en ander patrone wat daarin geprogrammeer is)
  • baie sterk (d.w.s. in staat om selfs GM's te verslaan vir die mees gevorderde enjins)
  • maak feitlik geen berekeningsfoute nie, behalwe dié vanweë die beperkte venster van hoeveel beweeg vooruit, is dit geprogrammeer (of toegelaat deur praktiese tydsbeperkings)
  • steun slegs op logiese afleidings gebaseer op bestaande heuristiek en geheue (van posisies, openinge, patrone), maar het geen plaasvervanger vir menslike intuïsie nie ("gevoel")
  • (oor die algemeen) nie in staat om self te leer uit sy / haar eie foute nie, of om nuwe kennis te ontleen sonder eksplisiete nuwe programmering deur mense.

Hierdie laaste paar aspekte is die mens se grootste blywende voordeel bo skaakprogramme vir rekenaars. Dit is die fundamentele redes waarom die sterkste GM's steeds soms rekenaars kan klop (alhoewel mense toenemend versigtig is om te probeer, uit vrees vir wat met hul beeld kan gebeur as hulle misluk).

Opmerking: Daar is baie bykomende inhoud bygevoeg in die Q & ampA-afdeling hieronder, aangesien mense my spesifieke vrae gevra het waarop ek daar antwoorde gegee het. Lees die gedeelte deur vir meer interessante aspekte van die ins en outs van rekenaarenjins.

Ek hoop dat hierdie artikel nuttig was. As u meer vrae in die kommentaar vra, bied ek u graag my perspektief aan, gebaseer op wat ek oor die onderwerp weet.


Kan ons die voorwerp flouer sien as die helderheid van die lug?

Dankie vir jou terugvoer.

Weet u waar ek meer inligting kan kry oor die piekoppervlakhelderheid (nie gemiddelde helderheid van die oppervlak nie) van DSO-voorwerpe, miskien alle NGC-voorwerpe?

Sulke gegewens bestaan ​​om baie redes nie.

Maar wat wel bestaan, is die veld genaamd m'_e in die RC3 van Vaucouleurs.

U kan die RC3 van aanlynbronne aflaai.

Vir 'n paar duisend sterrestelsels in die lys bestaan ​​die m'_e-veld.

Gewoonlik word die grootte van 'n sterrestelsel in die tekste bepaal vanaf die grootte 25 isofoot (die lyn van konstante helderheid by grootte 25).

Maar 'n beduidende deel van die sterrestelsel is waarskynlik baie flou, en ons sien dus nie die volle omvang van die sterrestelsel nie.

Wat m'_e in die RC3 is, is die gemiddelde helderheid van die oppervlak van die helderste helfte van die sterrestelsel. Hulle neem 'n streep vanaf die helderste punt na die mag.25 isofoot

en kyk na die halfpad. Die gemiddelde helderheid van die oppervlak van daar tot by die piek is die m'_e-figuur.

Neem die voorbeeld van M94 (NGC4736).

Die totale geïntegreerde grootte is 8,2, dus is dit baie helder.

Grootte op die m.25 isofoot is 12,3 'x 10,8'. Dit is groot.

Maar die gemiddelde helderheid van die oppervlak is 13,3 gebaseer op die grootte. Soveel van die sterrestelsel is flou dat die boeke 'n sterkte van 13,87 bevat vir die totale gemiddelde helderheid van die oppervlak.

Dit is meestal 'n flou sterrestelsel wat die helderheid van die oppervlak betref.

Maar die M'_e-figuur van die RC3 is magnitude 10,03, dus die helderste helfte is 'n baie maklike aansig, selfs in 'n klein omvang. Dit is maklik in 'n 4 ", byvoorbeeld, maar

wat die 4 "sien, is hoofsaaklik die helderste deel.

Die RC's het hierdie syfer nie vir die meeste sterrestelsels in die lys nie.

Ek voeg ook 'n lys by van al die bolvormige trosse wat normaalweg waargeneem word. Dit wys die deursnee van elke bolvormige grootte by die grootte 25 isofoot, en ook die grootte 22 isofoot.

Vir die meeste waarnemers in stedelike en voorstedelike terreine is die grootte 22 groot meer relevant. Die lys toon ook die helderste stergrootte vir elke bolvormige en die horisontale takgrootte.

Opmerking: grootte 22 of 25 is 'n per vierkante boogsekonde-meting.

Die figure wat ek hierbo vir M94 aangehaal het, is 'n grootte per vierkante boogminuut.

Om die een na die ander om te skakel, is die regstellingsfaktor 8,89.

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

Is there any such kind of data about nebula?

#28 GlennLeDrew

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

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

#29 Starman1

Thank you for your reply.

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

Such data does not exist, for many reasons.

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

You can download the RC3 from on-line sources.

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

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

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

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

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

Take the example of M94 (NGC4736).

Total integrated magnitude is 8.2, so is quite bright.

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

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

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

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

what the 4" sees is primarily the brightest part.

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

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

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

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

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

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

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

Is there any such kind of data about nebula?

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

Glenn's reply is apropos for nebulae.

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

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

#30 GlennLeDrew

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

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

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

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

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

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

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

#31 NEOhio

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

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

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

#32 GlennLeDrew

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

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

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

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

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

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

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

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

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


Kyk die video: iOS App Development with Swift by Dan Armendariz (Januarie 2023).