Sterrekunde

Watter eenheid word gebruik vir streekoppervlakkheid in DS9?

Watter eenheid word gebruik vir streekoppervlakkheid in DS9?


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.

Die waarde van die helderheid van die oppervlak is in watter eenheid? Ek hoop dit is in Rayleighs. Is dit waar?


ds9 is 'n algemene instrument vir beeldontleding wat gebruik word in sterrekunde (http://ds9.si.edu/site/Home.html). Die eenhede van die helderheid van die oppervlak is eenvoudig 'n detektortelling per vierkante boogsekonde, want dit is alles wat maklik uit 'n beeld afgelei kan word. As u dit in meer fisiese eenhede wil verander, moet u die wins van die CCD ken (hoeveel fotone produseer elke telling) en u moet aannames maak oor die golflengte van die lig wat die helderheid van die oppervlak produseer. hierdie opmerking oor Rayleighs kan help; as al hierdie emissies van Halpha afkomstig is, is dit 'n redelike aanname.


Watter eenheid word gebruik vir streekoppervlakkheid in DS9? - Sterrekunde

Die finale groep opsies, veral vir MakeCatalog, is die wat spesifiseer watter metings / kolomme in die finale uitvoertabel geskryf moet word. Die huidige metings in MakeCatalog is dié wat slegs een finale waarde vir elke etiket lewer (byvoorbeeld die totale helderheid daarvan: 'n enkele getal). Al die verskillende etiket- en rsquos-metings kan as een kolom in 'n finale tabel / katalogus geskryf word, wat ander kolomme bevat vir ander soortgelyke metings met enkele getalle.

In hierdie geval kan al die verskillende etikette en rsquos-metings as een kolom in 'n finale tabel / katalogus geskryf word wat ander kolomme bevat vir ander soortgelyke metings met enkelgetalle. Die grootste deel van hierdie afdeling word gewy aan MakeCatalog & rsquos enkelwaardige metings. MakeCatalog kan egter ook metings doen wat meer as een waarde vir elke etiket lewer. Tans is die enigste sodanige meting die opwekking van spektra uit 3D-kubusse met die --spektrum-opsie en dit word aan die einde van hierdie afdeling bespreek.

Opdragreëlopsies word gebruik om te bepaal watter metings u in die finale katalogus (s) wil hê en in watter volgorde. As een van die onderstaande opsies op die opdraglyn of in een van die konfigurasielêers genoem word, sal dit as 'n kolom in die uitvoerkatalogus opgeneem word. Die volgorde van die kolomme is in dieselfde volgorde as wat die opsies deur MakeCatalog gesien is (sien die voorrang van die konfigurasielêer). Sommige van die kolomme is van toepassing op beide & ldquoobjects & rdquo en & ldquoclumps & rdquo, en sommige is slegs van toepassing op een van hulle (vir die definisie van & ldquoobjects & rdquo en & ldquoclumps & rdquo, sien Segment). Kolomme / opsies wat uniek is aan een katalogus (slegs voorwerpe, of slegs polle), word eksplisiet gemerk met [Voorwerpe] of [Klompe] om die katalogus waarin hulle geplaas sal word, te spesifiseer.

Dit is 'n unieke opsie wat verskeie kolomme by die finale katalogus kan voeg. Deur hierdie opsie aan te roep, word die voorwerp-ID's (--objid) in die objekskatalogus en gasheer-objek-ID (--hostobjid) en ID-in-gasheer-objek (--idinhostobj) in die klompkatalogus geplaas. As slegs objekskatalogusse vereis word, het dit dus dieselfde effek as --objid.

[Objekte] ID van hierdie voorwerp.

[Klonte] Die ID van die voorwerp wat hierdie klomp huisves.

[Clumps] Die ID van hierdie clump in sy gasheerobjek.

Die vloei-geweegde middelpunt van alle voorwerpe en klompe langs die eerste FITS-as (horisontaal in SAO DS9), sien ( oorlyn) in die meting van elliptiese parameters. Die gewig moet 'n positiewe waarde hê (pixelwaarde groter as die Sky-waarde) om betekenisvol te wees! Dit kan veral nie gebeur as u ooreenstemmende fotometrie doen nie: geen pixelwaarde mag bo die Sky-waarde wees nie. Vir sulke opsporings sal die meetkundige middelpunt in hierdie kolom gerapporteer word (sien --geox). U kan --weightarea gebruik om te sien watter gebruik is.

Die vloei-geweegde middelpunt van alle voorwerpe en klompe langs die tweede FITS-as (vertikaal in SAO DS9). Kyk --x.

Die vloei-geweegde middelpunt van alle voorwerpe en polle langs die derde FITS-as. Kyk --x.

Die meetkundige middelpunt van alle voorwerpe en klompe langs die eerste FITS-as. Die meetkundige middelpunt is die gemiddelde pixelposisies, ongeag hul pixelwaardes.

Die meetkundige middelpunt van alle voorwerpe en klompe langs die tweede FITS-as, sien --geox.

Die meetkundige middelpunt van alle voorwerpe en klompe langs die derde FITS-as, sien --geox.

Posisie van die pixel met die minimum waarde in voorwerpe en polle, langs die eerste FITS-as.

Posisie van die pixel met die minimum waarde in voorwerpe en polle, langs die eerste FITS-as.

Posisie van die pixel met die minimum waarde in voorwerpe en polle, langs die eerste FITS-as.

Posisie van die pixel met die minimum waarde in voorwerpe en polle, langs die eerste FITS-as.

Posisie van die pixel met die minimum waarde in voorwerpe en polle, langs die eerste FITS-as.

Posisie van die pixel met die minimum waarde in voorwerpe en polle, langs die eerste FITS-as.

Die minimum posisie van alle voorwerpe en polle langs die eerste FITS-as.

Die maksimum posisie van alle voorwerpe en polle langs die eerste FITS-as.

Die minimum posisie van alle voorwerpe en polle langs die tweede FITS-as.

Die maksimum posisie van alle voorwerpe en klompe langs die tweede FITS-as.

Die minimum posisie van alle voorwerpe en polle langs die derde FITS-as.

Die maksimum posisie van alle voorwerpe en polle langs die derde FITS-as.

[Voorwerpe] Die sentraal geweegde middelpunt van al die polle in hierdie voorwerp langs die eerste FITS-as. Kyk --x.

[Voorwerpe] Die sentraal geweegde middelpunt van al die polle in hierdie voorwerp langs die tweede FITS-as. Kyk --x.

[Voorwerpe] Die vloei-geweegde middelpunt van al die polle in hierdie voorwerp langs die derde FITS-as. Kyk --x.

[Voorwerpe] Die meetkundige middelpunt van al die polle in hierdie voorwerp langs die eerste FITS-as. Kyk --geox.

[Voorwerpe] Die geometriese middelpunt van al die polle in hierdie voorwerp langs die tweede FITS-as. Kyk --geox.

[Voorwerpe] Die geometriese middelpunt van al die polle in hierdie voorwerp langs die derde FITS-as. Sien --geoz.

Vloei-geweegde regterhoogtrek van alle voorwerpe of polle, sien --x. Dit is net 'n alias vir een van die laer vlak - w1 of - w2 opsies. Met behulp van die FITS WCS-sleutelwoorde (CTYPE) sal MakeCatalog bepaal watter as ooreenstem met die regte hemelvaart. As geen CTYPE-sleutelwoorde met RA begin nie, sal 'n fout gedruk word wanneer u hierdie kolom aanvra, en MakeCatalog word afgeskakel.

Vloei-geweegde deklinasie van alle voorwerpe of polle, sien --x. Dit is net 'n alias vir een van die laer vlak - w1 of - w2 opsies. Met behulp van die FITS WCS-sleutelwoorde (CTYPE) sal MakeCatalog bepaal watter as ooreenstem met die deklinasie. As geen CTYPE-sleutelwoorde met DEC begin nie, sal 'n fout gedruk word wanneer u hierdie kolom aanvra, en MakeCatalog word beëindig.

Vloei-geweegde eerste WCS-as van alle voorwerpe of polle, sien --x. Die eerste WCS-as word algemeen gebruik as regtervaart in beelde.

Vloei-geweegde tweede WCS-as van alle voorwerpe of polle, sien --x. Die tweede WCS-as word algemeen as deklinasie in beelde gebruik.

Vloei-geweegde derde WCS-as van alle voorwerpe of polle, sien --x. Die derde WCS-as word algemeen gebruik as golflengte in datakubusse vir integrale veldeenhede.

Meetkundige middelpunt in die eerste WCS-as van alle voorwerpe of polle, sien --geox. Die eerste WCS-as word algemeen gebruik as regtervaart in beelde.

Meetkundige middelpunt in die tweede WCS-as van alle voorwerpe of polle, sien - geox. Die tweede WCS-as word algemeen as deklinasie in beelde gebruik.

Meetkundige middelpunt in die derde WCS-as van alle voorwerpe of polle, sien --geox. Die derde WCS-as word algemeen gebruik as golflengte in datakubusse vir integrale veldeenhede.

[Voorwerpe] Vloei-geweegde middelpunt in die eerste WCS-as van alle polle in hierdie voorwerp, sien --x. Die eerste WCS-as word algemeen gebruik as regtervaart in beelde.

[Voorwerpe] Vloei-geweegde deklinasie van alle polle in hierdie voorwerp, sien --x. Die tweede WCS-as word algemeen as deklinasie in beelde gebruik.

[Voorwerpe] Vloei-geweegde middelpunt in derde WCS-as van alle polle in hierdie voorwerp, sien --x. Die derde WCS-as word algemeen gebruik as golflengte in datakubusse vir integrale veldeenhede.

[Voorwerpe] Geometries sentreer die regte hemelvaart van alle polle in hierdie voorwerp, sien --geox. Die eerste WCS-as word algemeen gebruik as regtervaart in beelde.

[Voorwerpe] Die geometriese middelpunt van alle polle in hierdie voorwerp, sien - geox. Die tweede WCS-as word algemeen as deklinasie in beelde gebruik.

[Voorwerpe] Meetkundige middelpunt in die derde WCS-as van alle polle in hierdie voorwerp, sien --geox. Die derde WCS-as word algemeen gebruik as golflengte in datakubusse vir integrale veldeenhede.

Die helderheid (som van alle pixelwaardes), sien helderheid, vloed, grootte en oppervlak helderheid. Vir klonte word die helderheid van die omgewing (stroom stroompiksels rondom die klomp vermenigvuldig met die oppervlakte van die klomp) verwyder, sien --riverave. Die som van al die helderheid van die polle in die polkkatalogus sal dus kleiner wees as die totale helderheid van die polle in die kolom - clumpbrightness van die objekskatalogus.

As daar geen bruikbare pixels oor die klomp of voorwerp voorkom nie (hulle is byvoorbeeld almal leeg), sal die teruggekeerde waarde NaN wees (let op dat nul betekenisvol is).

Die ( (1 sigma )) fout om die helderheid van voorwerpe of polle te meet.

[Voorwerpe] Die totale helderheid van die polle binne 'n voorwerp. Dit is eenvoudig die som van die pixels wat verband hou met polle in die voorwerp. As daar geen bruikbare pixels oor die klomp of voorwerp voorkom nie (hulle is byvoorbeeld almal leeg), is die gestoorde waarde NaN (let op dat nul betekenisvol is).

[Klonte] Die lug (nie rivier nie) het die helderheid van die klomp afgetrek. Per definisie word die gemiddelde helderheid van die riviere rondom dit vir die polle afgetrek vir 'n eerste orde wat besoedeling deur bure in ag neem. In gevalle waar u later die helderheidsverskil van die vloed sal bereken (een voorbeeld hieronder), sal die besoedeling in daardie stadium (meestal) verwyder word, en daarom is hierdie kolom bygevoeg.

As daar geen bruikbare pixels oor die klomp of voorwerp voorkom nie (hulle is byvoorbeeld almal leeg), is die gestoorde waarde NaN (let op dat nul betekenisvol is).

Die gemiddelde lug het die waarde van pixels in die voorwerp of klomp afgetrek. Vir polle word die gemiddelde rivierstroom van die lug afgetrek.

Die mediaanhemel het die waarde van pixels in die voorwerp of klomp afgetrek. Vir polle word die gemiddelde rivierstroom van die lug afgetrek.

Die maksimum waarde van pixels binne die voorwerp of klomp. Wanneer die etiket (voorwerp of klomp) groter is as drie pixels, word die maksimum eintlik afgelei deur die gemiddelde van die helderste drie pixels, nie die grootste pixelwaarde van dieselfde etiket nie. Dit is omdat geluidsskommelinge baie sterk kan wees in die ekstreme waardes van die voorwerpe / polle as gevolg van Poisson-geraas (wat sterker word namate die gemiddelde hoër word). Deur slegs die maksimum pixelwaarde te gebruik, sal die resultate sterk afhang wat van die maksimum afhang (byvoorbeeld, die -fwhm-opsie gebruik hierdie waarde ook intern).

Die aantal elemente / pixels in die datastel nadat die voorwerp of klomp sigma geknip is. Die sigma-knip-parameters kan ingestel word met die --sigmaclip-opsie wat beskryf word in MakeCatalog-insette en basiese instellings. Vir meer inligting oor Sigma-knip, sien Sigma-knip.

Die sigma-geknipte mediaanwaarde van die voorwerp van klomp- en rsquos-pixelverspreiding. Vir meer inligting oor sigma-knip en hoe om dit te definieer, sien - sigclip-nommer.

Die sigma-geknipte gemiddelde waarde van die voorwerp van klomp- en rsquos-pixelverspreiding. Vir meer inligting oor sigma-knip en hoe om dit te definieer, sien - sigclip-nommer.

Die sigma-geknipte standaardafwyking van die voorwerp van klomp- en rsquos-pixelverspreiding. Vir meer inligting oor sigma-knip en hoe om dit te definieer, sien - sigclip-nommer.

Die grootte van polle of voorwerpe, sien - helderheid.

Die groottefout van polle of voorwerpe. Die groottefout word bereken uit die sein-ruis-verhouding (sien --sn en kwantifiserende meetlimiete). Let op: tot dusver aanvaar hierdie fout ongekorreleerde pixelwaardes en bevat ook nie die fout in die skatting van die diafragma nie (of die fout om die benoemde prentjie te genereer).

Hierdie faktore moet tans op ander maniere gevind word. Taak 14124 is gedefinieer vir die werk om hierdie foutbronne ook by te voeg.

[Voorwerpe] Die grootte van alle polle in hierdie voorwerp, sien - clumpbrightness.

Die boonste grenswaarde (in eenhede van die invoerbeeld) vir hierdie voorwerp of klomp. Dit is die sigma-geknipte standaardafwyking van die ewekansige verdeling, vermenigvuldig met die waarde van -upnsigma). Sien Kwantifisering van meetlimiete en boonste limietinstellings vir 'n volledige uiteensetting. Dit is baie belangrik vir die flouer en kleiner voorwerpe in die beeld waar die gemete groottes nie betroubaar is nie.

Die boonste limietgrootte vir hierdie voorwerp of klomp. Sien Kwantifisering van meetlimiete en boonste limietinstellings vir 'n volledige uiteensetting. Dit is baie belangrik vir die flouer en kleiner voorwerpe in die beeld waar die gemete groottes nie betroubaar is nie.

Die boonste limiet van die oppervlak (in eenhede mag / boogsek (^ 2 )) van hierdie benoemde streek (voorwerp of klomp). Dit is net 'n eenvoudige omslag oor kolomme op laer vlak: deur B en A in te stel as die waarde in die kolomme - bovenlimiet en - gebiedsec2, vul ons hierdie kolom deur die oppervlak helderheidsvergelyking van helderheid, vloed, grootte en helderheid van die oppervlak te gebruik .

Die (1 sigma ) boonste grenswaarde (in eenhede van die invoerbeeld) vir hierdie voorwerp of klomp. Sien Kwantifisering van meetlimiete en boonste limietinstellings vir 'n volledige uiteensetting. Wanneer --upnsigma = 1, sal hierdie kolom- en rsquos-waardes dieselfde wees as --upperlimit.

Die posisie van die totale helderheid gemeet binne die verdeling van ewekansig geplaasde metings van die boonste limiet in eenhede van die verdeling & rsquos ( sigma ) of standaardafwyking. Sien Kwantifisering van meetlimiete en boonste limietinstellings vir 'n volledige uiteensetting.

Die posisie van die totale helderheid gemeet binne die verdeling van ewekansig geplaasde metings van die boonste limiet as 'n kwantiel (waarde tussen 0 of 1). Sien Kwantifisering van meetlimiete en boonste limietinstellings vir 'n volledige uiteensetting. As die voorwerp helderder is as die helderste ewekansig geplaasde profiel, word die waarde van inf teruggestuur. As dit minder as die minimum is, word die waarde van -inf gerapporteer.

Hierdie kolom bevat die nie-parametriese skeefstelling van die ( sigma ) - geknipte ewekansige verdeling wat gebruik is om die grootte van die boonste limiet te skat. Met ( mu ) as gemiddelde, ( nu ) as mediaan en ( sigma ) as standaardafwyking, word die tradisionele definisie van skeefheid gedefinieer as: (( mu- nu) / sigma ).

Dit kan 'n goeie maatstaf wees om te sien hoeveel u die ewekansige metings kan vertrou, of met ander woorde hoe akkuraat die streke met sein gemasker / opgespoor is. As die skeefheid sterk is (en positief), kan u sien dat u baie ongemerkte sein in die datastel het, en dat die boonste limietmeting (en ander metings) nie betroubaar is nie.

[Klompe] Die gemiddelde helderheid van die rivierpiksels rondom hierdie klomp. Rivierpixels is gedefinieër in Akhlaghi en Ichikawa 2015. Kortom, dit is die pixels direk buite die polle. Hierdie waarde word intern gebruik om die helderheid (of grootte) en sein / ruisverhouding van die polle te vind. Dit kan gewoonlik ook gebruik word as 'n skaal om die basisvloei (omringende) rondom die klomp te meet. As daar geen rivierpixels was nie, dan sal die kolom die waarde van die lug onder die klomp hê. Let daarop dat hierdie waarde is nie lug afgetrek.

[Klompe] Die aantal rivierpixels rondom hierdie klomp, sien --rivier.

Die sein-tot-ruis-verhouding (S / N) van alle polle of voorwerpe. Sien Akhlaghi en Ichikawa (2015) vir die presiese vergelykings wat gebruik word.

Die lugstroom (per pixel) onder hierdie voorwerp of klomp. Dit is eintlik die gemiddelde waarde van al die pixels in die lugbeeld wat op dieselfde posisie as die voorwerp of klomp lê.

Die lugwaarde standaardafwyking (per pixel) vir hierdie klomp of voorwerp. Dit is die vierkantswortel van die gemiddelde variansie onder die voorwerp, of die wortelgemiddelde vierkant.

[Voorwerpe] Die aantal polle in hierdie voorwerp.

Die onbewerkte area (aantal pixels / voxels) in enige klomp of voorwerp, onafhanklik van watter pixel dit lê (as dit byvoorbeeld NaN / leeg of ongebruik is).

Die gebruikte (nie-leeg-beeld-beeld) -area van die benoemde streek in eenhede van boogsekondes in kwadraat. Hierdie kolom is net die waarde van die --areaakolom, vermenigvuldig met die oppervlakte van elke pixel in die invoerbeeld (in eenhede van boogsek ^ 2). Soortgelyk aan die kolomme --ra of - dec, moet die gebruikte objekte-uitbreiding 'n WCS-struktuur hê om hierdie opsie te laat werk.

Die aantal pixels wat gelyk is aan die minimum waarde van die benoemde streek (klomp of voorwerp).

Die aantal pixels wat gelyk is aan die maksimum waarde van die benoemde streek (klomp of voorwerp).

Die helderheid van die oppervlak (in eenhede mag / boogsek (^ 2 )) van die benoemde streek (voorwerpe of polle). Vir meer definisie van die helderheid van die oppervlak, sien helderheid, vloed, grootte en oppervlak helderheid.

Soortgelyk aan --area, wanneer die klomp of voorwerp op die eerste twee dimensies geprojekteer word. Dit is slegs beskikbaar vir driedimensionele datastelle. As u met IFU-datastelle (Integral Field Unit) werk, sal hierdie projeksie op die eerste twee dimensies 'n smalbandbeeld wees.

Die volle breedte op die helfte maksimum (in eenhede van pixels, langs die semi-hoofas) van die benoemde streek (voorwerp of klomp). Die maksimum waarde word geskat uit die gemiddelde van die top-drie pixels met die hoogste waardes, sien die beskrywing onder --maximum. Die aantal pixels met die helfte van die waarde van die maksimum word dan gevind (waarde in die kolom --halfmaxarea) en 'n radius word vanuit die area geskat. Lees die beskrywing onder - halfsumradius vir meer inligting oor die omskakeling van oppervlakte na radius langs hoofas.

Vanweë die nie-parametriese aard daarvan, is hierdie kolom die betroubaarste op polle en moet dit slegs met groot omsigtigheid in voorwerpe gebruik word. Dit is omdat voorwerpe meer as een klomp kan hê (piek met ware sein) en meervoudige pieke nie apart in voorwerpe behandel word nie, dus sal die resultaat van hierdie kolom bevooroordeeld wees.

As gevolg van die nie-parametriese aard, is hierdie FWHM nie verantwoordelik vir die PSF nie, en dit sal sterk geraak word deur geraas as die voorwerp flou is. As die helfte van die maksimum waarde (wat aangevra kan word met behulp van die kolom --maximum) te naby aan die plaaslike geraasvlak is (wat aangevra kan word met die --std-kolom), is die waarde wat in hierdie kolom teruggestuur word, betekenisloos (dit is net geraaspieke wat lukraak oor die gebied versprei word). U kan dus die --maximum en --std kolomme gebruik om onbetroubare FWHM's te verwyder. As 'n gemerkte streek & rsquos-maksimum byvoorbeeld minder as 2 keer die lugafwyking is, sal die waarde beslis onbetroubaar wees (die helfte daarvan is (1 sigma )!). Vir 'n meer betroubare waarde, moet hierdie breuk ongeveer 4 wees (die helfte van die maksimum is dus 2 ( sigma )).

Die aantal pixels met waardes groter as die helfte van die maksimum vloed binne die benoemde streek. Hierdie opsie word gebruik om --fwhm te skat, lees dus die aantekeninge daar vir die voorbehoud en die nodige voorsorgmaatreëls.

Die radius van die streek wat die helfte van die maksimum vloed binne die benoemde streek bevat. Dit is net die helfte van die waarde wat gerapporteer word deur --fwhm.

Die som van die pixelwaardes wat die helfte van die maksimum vloed binne die benoemde streek bevat (of die waardes wat in -halfmaxarea getel word). Hierdie opsie gebruik die pixels binne --fwhm, dus lees die aantekeninge daar vir die voorbehoud en die nodige voorsorgmaatreëls.

Die helderheid van die oppervlak (in eenhede mag / boogsek (^ 2 )) binne die gebied wat die helfte van die maksimum waarde van die benoemde streek bevat. Vir meer definisie van die helderheid van die oppervlak, sien helderheid, vloed, grootte en oppervlak helderheid.

Die aantal pixels wat die helfte van die voorwerp of klomp & rsquos totale som van pixels bevat (die helfte van die waarde in die --brightness-kolom). Om hierdie area te tel, sal al die nie-leë waardes wat verband hou met die gegewe etiket (voorwerp of klomp) gesorteer en in volgorde opgesom word (vanaf die maksimum) totdat die som groter word as die helfte van die totale som van die etiket & rsquos-pixels.

Hierdie opsie is dus goed vir polle (wat gedefinieerd is as 'n enkele piek in hul morfologie), maar vir voorwerpe moet u oppas: as die voorwerp meervoudige pieke / polle op ongeveer dieselfde vlak bevat, dan is die gebied wat deur hierdie opsie gerapporteer word sal oor al die pieke versprei word.

Helderheid van die oppervlak (in eenhede mag / arcsec (^ 2 )) binne die gebied wat die helfte van die totale som van die etiket en rsquos-pixels (voorwerp of klomp) bevat. Vir meer definisie van die helderheid van die oppervlak, sien helderheid, vloed, grootte en oppervlak helderheid.

Hierdie kolom voeg net die waardes van die helfte van die waarde van die - helderheidskolom en die - halfsumarea - kolom in die helderheidsvergelyking van die oppervlak in. Lees dus die beskrywing in --halfsumarea om die sistematiek van hierdie kolom en potensiële vooroordele te verstaan.

Radius (in eenhede van pixels) afgelei van die gebied wat die helfte van die totale som van die etiket en rsquos-pixels bevat (waarde gerapporteer deur --halfsumarea). As die area (A_h ) is en die asverhouding (q ) is, dan is die waarde wat in hierdie kolom teruggestuur word ( sqrtq)> ). Hierdie opsie is 'n goeie maatstaf vir die konsentrasie van die waargeneem (na PSF-konvolusie en lawaaierige) voorwerp of klomp, maar soos hieronder beskryf, onderskat dit die effektiewe radius. Dit moet ook versigtig gebruik word met voorwerpe wat veelvuldige polle kan hê. Dit is baie betroubaar by polle of voorwerpe met een of geen polle, sien die aantekening onder - halfsumarea.

Onthou dat in die algemeen vir 'n ellips met semi-hoofas (a ), semi-minder as (b ) en asverhouding (q = b / a ) die area ( (A )) is (A = < pi> ab = < pi> qa ^ 2 ). Vir 'n sirkel (waar (q = 1 )) vereenvoudig dit die bekende (A = < pi> a ^ 2 ).

Hierdie opsie moet nie verwar word met die effektiewe radius vir S & eacutersic-profiele, gewoonlik geskryf as (r_e ). Vir meer inligting oor die S & eacutersic-profiel en (r_e ), sien Galaxies. Daarom, wanneer (r_e ) betekenisvol is vir die teiken (die teiken is ellipties simmetries en kan as 'n S & eacutersic-profiel geparametreer word), moet (r_e ) afgelei word van die pas van die profiel met 'n S & eacutersic-funksie wat saamgestel is met die PSF. Maar uit die vergelyking hierbo sien u dat hierdie radius afgelei is van die rou beeld- en rsquos-benoemde waardes (na konvolusie, sonder parametriese profiel), dus sal hierdie kolom- en rsquos-waarde oor die algemeen (baie) kleiner wees as (r_e ), afhangend van die PSF, diepte van die datastel, die morfologie, of as 'n breukdeel van die profiel op die rand van die beeld val.

Met ander woorde, hierdie opsie kan slegs geïnterpreteer word as 'n effektiewe radius as daar geen geraas is nie en geen PSF is nie en die profiel binne die beeld tot in die oneindigheid strek (of 'n baie veelvoud van die effektiewe radius) en dit nie naby die rand van die beeld.

Aantal pixels helderder as die gegewe breuk (s) van die maksimum pixelwaarde. Vir die maksimum waarde, sien die beskrywing van - maksimum kolom. Die breuk (s) word gegee deur die --fracmax-opsie (wat twee waardes kan neem) en word beskryf in MakeCatalog-invoer en basiese instellings. Onthou dat die breuk in -halfmaxarea op 0,5 staan. As u hierdie twee kolomme byvoeg, kan u dus drie dele van die profielarea monster.

Som van pixels helderder as die gegewe breuk (s) van die maksimum pixelwaarde. Vir die maksimum waarde, sien die beskrywing van --maximum kolom hieronder. Die breuk (s) word gegee deur die --fracmax-opsie (wat twee waardes kan neem) en word beskryf in MakeCatalog-invoer en basiese instellings. Onthou dat die breuk in --halfmaxsum op 0,5 staan. Dus, bygevoeg met hierdie twee kolomme, kan u drie dele van die profiel- en rsquos-som van pixels voorbeeld.

Radius (in eenhede van pixels) afgelei van die gebied wat die gegewe breuke bevat van die maksimum gewaardeerde pixel (s) van die etiket & rsquos-pixels (waarde gerapporteer deur --fracmaxarea1 of --fracmaxarea2). Vir die maksimum waarde, sien die beskrywing van --maximum kolom hieronder. Die breuke word gegee deur die --fracmax-opsie (wat twee waardes kan neem) en word beskryf in MakeCatalog-insette en basiese instellings. Onthou dat die breuk in -fwhm op 0,5 staan. Dus, bygevoeg by hierdie twee kolomme, kan u drie dele van die profiel- en rsquos-straal voorbeeld gee.

[Voorwerpe] Die totale oppervlakte van al die polle in hierdie voorwerp.

Die oppervlakte (aantal pixels) wat gebruik word in die berekening van die vloedgewigtige posisie.

Die oppervlakte van al die pixels wat met 'n voorwerp of klomp gemerk is. Let daarop dat in teenstelling met --area, pixelwaardes in hierdie kolom heeltemal geïgnoreer word. As 'n pixelwaarde byvoorbeeld leeg is, sal dit in --area getel word, maar hier word dit getel.

Soortgelyk aan - geoarea, wanneer die klomp of voorwerp op die eerste twee dimensies geprojekteer word. Dit is slegs beskikbaar vir driedimensionele datastelle. As u met IFU-datastelle (Integral Field Unit) werk, sal hierdie projeksie op die eerste twee dimensies 'n smalbandbeeld wees.

Die pixelwaarde-geweegde wortelgemiddelde vierkant (RMS) langs die semi-hoofas van die profiel (as ons aanvaar dat dit 'n ellips is) in eenhede van pixels. Sien Meting van elliptiese parameters.

Die pixelwaarde-geweegde wortelgemiddelde vierkant (RMS) langs die semi-mineur-as van die profiel (as ons aanvaar dat dit 'n ellips is) in eenhede van pixels. Sien Meting van elliptiese parameters.

Die pixelwaarde-geweegde asverhouding (semi-mineur / semi-major) van die voorwerp of klomp.

Die pixelwaarde-geweegde hoek van die semi-hoofas met die eerste FITS-as in grade. Sien Meting van elliptiese parameters.

Die geometriese (ignoreer pixelwaardes) wortelgemiddelde vierkant (RMS) langs die semi-hoofas van die profiel, as ons aanvaar dat dit 'n ellips is, in eenhede van pixels.

Die meetkundige (negerende pixelwaardes) wortelgemiddelde vierkant (RMS) langs die semi-mineur-as van die profiel, met die veronderstelling dat dit 'n ellips is, in eenhede van pixels.

Die meetkundige asverhouding van die profiel (ignoreer die pixelwaardes), met die veronderstelling dat dit 'n ellips is.

Die geometriese (negerende pixelwaardes) hoek van die semi-hoofas met die eerste FITS-as in grade.

Hierbo is al die MakeCatalog & rsquos-eenmalige metings gelys. Soos in die begin van hierdie afdeling genoem, kan MakeCatalog ook meervoudige metings per etiket doen. Tans is die enigste meting die skep van spektra uit 3D-datakubusse, soos hieronder bespreek:

Genereer 'n spektrum (meting langs die eerste twee FITS-afmetings) vir elke etiket wanneer die invoerstel 'n 3D-datakubus is. Met hierdie opsie word 'n afsonderlike tabel / spektrum vir elke etiket gegenereer. As die uitvoer 'n FITS-lêer is, sal elke label & rsquos-spektrum in 'n uitbreiding van die lêer geskryf word met die standaardnaam SPECTRUM_NN (die etiket word vervang met NN). As die uitvoer 'n gewone tekslêer is, sal elke etiket & rsquos-spektrum in 'n aparte lêer geskryf word met die agtervoegsel spec-NN.txt. Sien MakeCatalog-uitvoer vir meer inligting oor die spesifisering van MakeCatalog & rsquos-uitvoerlêer.

Die spektra bevat een ry vir elke plak (derde FITS-dimensie) van die kubus. Aangesien die fisiese aard van die derde dimensie anders is, word twee soorte spektra (tesame met hul foute) gemeet: 1) Som van die waardes in elke sny wat slegs die aangevraagde etiket het. 2) Som van die waardes op die 2D-projeksie van die hele etiket (die oppervlakte van hierdie projeksie kan aangevra word met die kolom --areaxy hierbo).

Etikette kan oorvleuel wanneer dit op die eerste twee FITS-dimensies (die ruimtelike domein) geprojekteer word. Om hulle te help skei, doen MakeCatalog 'n derde meting op elke sny: die oppervlakte, die som van die waardes en die fout van alle pixels wat aan ander etikette behoort, maar met die 2D-projeksie oorvleuel. Dit kan gebruik word om te sien hoe betroubaar die emissielynmeting is (op die geprojekteerde spektra) en ook as meervoudige lyne (benoemde streke) tot dieselfde fisiese voorwerp behoort.

Uitset bevat een ry vir alle heelgetalle tussen 1 en die grootste etiket in die invoer (ongeag hul bestaan ​​in die invoerbeeld). Standaard sal MakeCatalog & rsquos-uitsette slegs rye bevat met heelgetalle wat eintlik ooreenstem met ten minste een pixel in die invoerdatastel.

Byvoorbeeld, as die ingevoerde & rsquos slegs gemerkte pixelwaardes 11 en 13 is, sal MakeCatalog & rsquos se standaarduitset slegs twee rye bevat. As u hierdie opsie gebruik, sal dit 13 rye bevat en al die kolomme wat ooreenstem met heelgetal-identifiseerders wat nie ooreenstem met enige pixel nie, is 0 of NaN (afhangend van die konteks).


GNU Astronomy Utilities

Hierdie boek dokumenteer weergawe 0.15 van die GNU Astronomy Utilities (Gnuastro). Gnuastro bied verskillende programme en biblioteke vir astronomiese manipulasie en analise van data.

Kopiereg en kopie 2015-2021, Free Software Foundation, Inc.

Toestemming word verleen om hierdie dokument te kopieër, te versprei en / of te wysig onder die voorwaardes van die GNU Free Documentation License, weergawe 1.3 of enige latere weergawe wat deur die Free Software Foundation gepubliseer word, sonder afwykende afdelings, geen voorblad-tekste en geen agter- Voorbladtekste. 'N Afskrif van die lisensie is opgeneem in die afdeling getiteld & ldquoGNU Free Documentation License & rdquo.

Om maklik op hierdie webblad te navigeer, kan u die skakels Volgende, Vorige, Op en Inhoud bo en onder op elke bladsy gebruik. Volgende en Vorige sal u na die volgende of vorige onderwerp op dieselfde vlak neem, byvoorbeeld van hoofstuk 1 tot hoofstuk 2 of andersom. Om na die afdelings of onderafdelings te gaan, moet u op die menu-inskrywings klik wat daar is as daar ooit 'n subkomponent aan 'n titel is.


Watter eenheid word gebruik vir streekoppervlakkheid in DS9? - Sterrekunde

OF: Lowrey 48 duim in Oktober Deel III

Hier is die laaste keuse van diep lugvoorwerpe wat op Jimi Lowrey se 48-duim f / 4 op ons derde aand, 29 Oktober, besigtig is. Die aand het baie belowend begin & # 150 helder en kalm met SQM-lesings oor 21,5 MPSAS. In werklikheid het ons die eerste paar teikens op 976x waargeneem. Maar namate die nag gevorder het, het die sien vererger en die wind aangesteek, wat hoë krag redelik nutteloos gemaak het (ek het 'n vergeefse poging aangewend om die pulsar in die middel van die krapnevel te sien). Ons noem dit is vroeg om 02:00 vroeg stil, want ek en Howard Banich moes die volgende dag terugry na El Paso. Alhoewel die weer 'n gemengde sak was, het ons teruggekeer huis toe met herinneringe, aantekeninge en sketse van 'n paar dosyn asemrowende voorwerpe.

UGC 711 = PGC 4063
01 08 36.8 +01 38 30 Cetus
V = 13.8 Grootte 3.6'x0.4 'Surf Br = 14.0 PA = 118 & deg

UGC 711 is 'n uiterste voorsprong, bekend as 'n & # 147superthin & quot, 'n klassifikasie wat in 1981 deur navorsers Jean Goad en Morton Roberts bekendgestel is. Hierdie dun skyfies is almal skyfies (geen bult nie) en vertoon aksiale verhoudings van 9: 1 tot 20: 1. Oor die algemeen is superthins & # 147late & # 148 gasryke spirale van die tipe Sc of Sd, met geen duidelike stofbaan nie. Die beroemde NGC 4565, wat aan die voorpunt is, maak nie die snit nie weens sy bult. Visueel het superthins oor die algemeen 'n baie lae helderheid van die oppervlak en in die geval van UGC 711 dra 'n ster van die 10de grootte slegs 2 & # 146 E (baie naby aan die rand) tot die moeilikheid. Ideaal gesproke wil u dit uit die veld skuif, maar dit is in hierdie geval nie regtig moontlik nie.

Ek het hierdie sterrestelsel voorheen (skaars) voorheen deur my 18 & # 148 waargeneem en die afmetings geskat as

1.2 & # 146x0.15 & # 146 (verhouding 8: 1). Deur die 48 & # 148 het ek die grootte geskat as 2,7 & # 146x0,2 & # 146 vir 'n aksiale verhouding van 12 of 13: 1 NW-SE. Die sentrale streek was effens helderder, maar daar was geen bult of kern nie.

Hierdie hemelnaald het 'n swak bepaalde afstand, maar lê ongeveer 75 miljoen ligjare. 'N Verre kwasar, LBQS 0106 + 0119, lê 3.5 & # 146 S en bied 'n uiterste diepte van veld. By 610x is dit skaars gesien (V = 18.4) in swak sig en wind. 'N 17de magster,

40 & quot W, voorsien 'n wegwyser om die posisie te bepaal. Die kwasar het 'n rooi verskuiwing van z = 2.10, wat impliseer dat die lig-reistyd 'n yslike 10,6 miljard jaar is en 'n huidige afstand (terugkeer) 17,7 miljard ligjare is!

'N Grysskaalse HST-foto van die sterrestelsel is hier beskikbaar. Gebruik die pyltjie-knoppies as u net 'n deel van die sterrestelsel sien.

NGC 7592
23 18 22.5 -04 24 59 Waterman
V = 13.5 Grootte 1.3'x1.1 'Surf Br = 13.7 PA = 57 & deg


Dit is 'n ander sterrestelsel wat in September 1784 deur William Herschel ontdek is tydens sy 279e & # 147sweep & # 148. Hy het slegs 'n enkele uiters flou gloed opgemerk, maar beelde toon dat NGC 7592 'n wisselende, saamgevoegde paar is met 'n skeiding van slegs 13 & # 148 tussen sentrums! 'N Derde komponent, NGC 7592 S [outh], is in die verlede geïdentifiseer as 'n sterrestelsel, maar op die SDSS-beeld hierbo lyk dit vir my na 'n reuse-stervormende HII-knoop in die getystert wat wikkelend strek na die weste (regs).

NGC 7592W het 'n aktiewe Seyfert 2-kern en NGC 7592B word as 'n sterstortingstelsel geklassifiseer. NGC7592W het 'n baie beter gedefinieerde kern as NGC7592E, wat waarskynlik meer geneig is tot ons siglyn, maar 'n klonterige emissiering vertoon.

Met behulp van 610x het die westelike sterrestelsel (NGC 7592 W) matig helder, klein, rond, met 'n skerp sterkerker gelyk. Aan die westekant is 'n getyarm met 'n lae helderheid aangebring wat aan die noorde gehaak het. Die helderder oostelike sterrestelsel (NGC 7592 O) was rond,

Die deursnee van 25 & quot, met 'n baie helder kern wat teen die noordekant verskuif is. 'N Baie klein HII-knoop, deursnee van 6 & quot-8 & quot (gemerk as NGC 7592 S), was aan die suidwestelike punt [13 & quot van middel]. 'N Baie lae helderheid van die oppervlak strek suidwes van 7592 O en direk suid van 7592 W. Hierdie gedeelte maak deel uit van 'n tweede getystert.

NGC 1385
03 37 28.8 -24 30 07 Fornax
V = 10.9 Grootte 3.4'x2.0 'Surf Br = 12.9 PA = 165 & deg


NGC 1385 is een van die vele helder sterrestelsels in Fornax. Op hierdie HST-beeld lyk dit amper asof dit deur 'n interaksie uitmekaargetrek word. Dit vertoon 'n klein langwerpige kern of staaf met baie vlekagtige, flokkulêre spiraalarms wat vol stervormende knope is. Die buitenste stralekrans is hoogs asimmetries en dit lyk asof dit slegs in die noordelike (boonste) helfte van die sterrestelsel intensief vorm. Ek het hierdie sterrestelsel al voorheen in 'n C-8 waargeneem, al in 1981 en al in 1994 'n 17,5 & # 148-omvang.

Met die omvang 48 & # 148 het ons 610x gebruik, wat hierdie matig groot sterrestelsel perfek omraam het. Oor die algemeen was die sterrestelsel langwerpig

3.0'x1.8 ', met 'n prominente dik staaf wat loop

E-W deur die sentrum. 'N Klein, helder knoop was noord van die westekant van die balk (sigbaar in die HST-beeld naby die linkerrand van die sterrestelsel).

Visueel was die voorkoms vreemd en chaoties. 'N Helder, langwerpige kol (waarskynlik 'n kort gedeelte van 'n spiraalarm) is maklik te sien wat noord van die kroeg strek. Slegs die aanvanklike deel van die suidelike arm wat aan die westekant van die kroeg geheg is, was sigbaar. Die belangrikste, lang spiraalarm was gewortel aan die oostekant van die kroeg en het goed noord van die sentrale streek gestrek. Die helderheid van die oppervlak lyk onreëlmatig of kol. Die arm het vervaag en was minder gedefinieerd omdat dit kloksgewys gekrul het en wes versprei het aan die noordekant van die stralekrans. Die suidelike gedeelte van die stralekrans was oor die algemeen flou (as gevolg van stof), maar het 'n halfsirkelvormige omtrek getoon as gevolg van die suidelike arm se baie lae helderheid. 'N Klein flou metgesel (LEDA 788671) was ook sigbaar 3.5 & # 146 suid van NGC 1385.

Alhoewel NGC 1385 in Fornax lê, is dit deel van die Eridanus-groep, 'n onreëlmatige en komplekse stelsel van sterrestelsels wat blykbaar in drie subgroepe opgebreek is wat moontlik besig is om saam te smelt. Die subgroep wat NGC 1385 bevat, word soms die Eridanus-tros genoem met die helderste lid NGC 1395. Kyk in die omgewing na NGC 1371 42 & # 146 suidwes en die fassinerende planetêre newel NGC 1360 nog 'n mate verder suidwes.

NGC 151
00 34 02.5 -09 42 20 Cetus
V = 11.6 Grootte 3.7'x1.7 'Surf Br = 13.4 PA = 75 & deg


Hierdie pragtige Cetus-spiraal is op die Herschel II-waarnemingsprogram. Herschel ontdek hierdie sterrestelsel in November 1785 en noem dit & # 147 mooi helder en groot, bietjie langwerpig en helderder in die middel. & # 148 Lewis Swift het die sterrestelsel weer in Augustus 1886 gevind en aangeneem dat dit nuut is. As gevolg hiervan is dit later as NGC 153 gekatalogiseer, dus u kan hierdie benaming ook raakloop. 'N Vroeë foto is in 1919 geneem by die Helwan-sterrewag, suid van Kaïro in Egipte, en die beeld word beskryf as & quot4' x 1.5 ', helder amper sterkerkernspiraal met ten minste 3 lang, baie geboë arms in amper sterre kondensasies. Dit lyk asof een van die arms heeltemal rondom die kern kronkel. & Quot

Toevallig strek 'n spiraalarm direk tot 'n magiese 12,6 ster oos (links) van die sterrestelsel en lyk dit asof dit skielik eindig. Maar net voor die ster lyk dit na 'n langwerpige pleister direk in lyn met die spiraalarm. Maar wat is hierdie pleister presies?

Weereens, ons het hierdie sterrestelsel 610x waargeneem en ek was onder die indruk van sy binneste ring en 'n lang uitgerekte spiraalarm! Oor die algemeen het die sterrestelsel meer as 2: 1 WSW-ESE uitgebrei,

3.2 'x 1.4 & # 146. Soos die beeld toon, was dit baie sterk gekonsentreer met 'n intens helder kern wat geleidelik na die middelpunt toegeneem het. Onmiddellik wes van die kern was 'n merkbaar donkerder gaping en 'n laer kontrasafstand was oos van die kern. Hierdie gapings is geskets deur helder boë, elk ongeveer 90 ° en skep 'n gedeeltelike ovale ring wat die kern omring.

Die westelike helfte van die stralekrans het 'n lae helderheid van die oppervlak en strek minstens 1,5 'van die middelpunt af. Ek merk op dat dit helderder word aan die uiterste westekant van die stralekrans. As u die SDSS nagaan, is dit 'n split spiraalarm, geskei buite 'n donkerder stofbaan. 'N Dun, lang spiraalarm was aan die suidekant van die kern (langs die binneste ring) vasgeheg en is maklik saggies noordwaarts gesien en direk tot 'n magiese 12,6 ster!

'N Klein, dowwe knoop, hoogstens 10 & quot; deursnee, is maklik gesien aan die einde van hierdie arm, baie naby aan die SSW van die ster. Destyds neem ons aan dat dit 'n emissieknoop in die sterrestelsel was, maar ek het later agter gekom dat dit eintlik 'n metgeselstelsel is (2MASX J00340814-0941481), alhoewel die rooi verskuiwing 1/3 groter is as NGC 151, dus is dit waarskynlik die agtergrond en dit is net 'n toevallige belyning.

NGC 157
00 34 46.6 -08 23 48 Cetus
V = 10.4 Grootte 4.2'x2.7 'Surf Br = 12.9 PA = 35 & deg


Dit is 'n ander sterrestelsel wat ek die eerste keer rondom 1980 met 'n C8 waargeneem het, waarskynlik vanaf Fremont Peak. En soos die ander NGC's, is dit ontdek deur William Herschel in een van sy vroeëre vee in Desember 1783. David Levy het dit die & quotAmoeba Galaxy & quot genoem, alhoewel ek nog nooit 'n ander naam van hierdie naam raakgeloop het nie. Maar die vee van die innerlike spiraalarms lyk soos 'n reuse & # 147S & # 148 & # 151 ja, Superman & # 146s-logo!

Met 610x was dit nogal 'n pronkstuk! Die twee prominente spiraalarms op die foto is visueel deur stofbane omlyn, en vorm 'n opvallende, uitgerekte & quotS & quot! In die middel was 'n baie klein, intense kern. 'N Beesagtige spiraalarm is aan die westekant van die kern vasgemaak. Dit het 'n hoë kontras getoon as gevolg van binneste en buitenste stofbane met 'n helderder, geboë boog aan die suidwestelike punt. Hierdie arm het kloksgewys na die suidoostekant gedraai en na die noordooste gehaak. Die tweede dik arm is aan die oostekant van die kern vasgemaak. Dit vertoon ook 'n hoë kontrasboog langs die noordoostelike gedeelte, draai dan skerp kloksgewys na die weste en skuins suidwes ten weste van die sentrale streek. Twee mag 13,5 / 15,5 sterre (0,6 'uitmekaar) was 1,3' NO van die middelpunt. (blouerig op die foto). 'N Stowwerige driehoekige wig (tussen die spiraalarms) strek vanaf hierdie sterre na die kern.

In Mei 2009 is 'n supernova ontdek in 'n Suid-Afrikaanse soekprojek met 'n sterkte van 16,6. SN 2009em was 'n tipe Ic, die gevolg van die kern-ineenstorting van 'n massiewe stamvaderster.

Hickson 87 Kwartet
20 48,2 -19 50,6, Steenbok

Hierdie HST-beeld van HCG 87 is 20 jaar gelede vrygestel. Nie een van sy lede het NGC- of IC-benamings nie, en dit is eers in die sestiger- en sewentigerjare ontdek. Soos verskeie ander Hickson-kompakte groepe (soos Stephan & # 146s Quintet) bevat dit 'n hoër rooiverskuiwingsstelsel (ongeveer 12%), naamlik 87D, wat blykbaar op die agtergrond lê. Die oorblywende drie lede is ongeveer 400 miljoen l.y. ver.

Die pronkstuk is HCG 87A, met sy prominente stofbaan wat lyk asof dit aan die noordoostekant versplinter. Die kern is & # 147 gedimpliseer & # 148 of X-vormig op die beeld, wat 'n kissie of grondboontjievormige bult skep, kenmerkend van die spiraalvormige spirale wat op die rand gesien word. 87A en 87B is verreweg die helderste lede van die groep, en die blou grootte van 87D is net 17,8, dus dit is beslis 'n teiken vir groter omvang. Beide HCG 87A en 87B het AGN's met 'n lae helderheid.

Ons het die groep eers op 542x ondersoek en daarna weer op die leer geklim om 976x weer te bekyk, wat die waarneming van 87D baie makliker gemaak het. Dit is my okularisnotas:

A: Matig helder, rand-aan 5: 1 SW-NE, 1.3'x0.25 ', helderder kern met moontlik 'n dowwe sterkerker. 'N Helder mag 14 / 14.5 paar by 13 & quot skeiding is 40 & # 148 NW en 'n dowwe mag 16.5 / 17 paar by soortgelyke skeiding en posisiehoek is van die NE-einde af.

B: Redelik helder, ronde, deursnee van 25 & quot, relatief groot helderder kern. Die hoogste helderheid van die oppervlak van die vier sterrestelsels.

C: flou, matig groot, ovaal 5: 3 E-W, 35 & quotx20 & quot, lae eweredige helderheid sonder kern.


Watter eenheid word gebruik vir streekoppervlakkheid in DS9? - Sterrekunde

Let op: vir die weergawe van ClusterPyXT wat versoenbaar is met CIAO-4.12, kies u die tak (tans in ontwikkeling, dev-CIAO-4.12) hierbo of klik hier.

ClusterPyXT is 'n sagtewarepyplyn om die skep van röntgenkaarte, drukkaarte, helderheidskaarte en digtheidskaarte te outomatiseer. Dit is oopbron en is aktief ontwikkel. Voel asseblief vry om by te dra! Sien die bydrae-afdeling hieronder vir meer besonderhede. (Al is u nuut in alles!)

Hierdie weergawe van ClusterPyXT benodig CIAO-4.9 of later (4.11 word aanbeveel). Die volledige kalibrasie-databasis (CALDB) is ook 'n vereiste en kan saam met CIAO geïnstalleer word.

Hierdie instruksies is vir CIAO 4.11. Volg die installasie-instruksies by die Chandra X-ray Center (CXC). Let op, die aangepaste installasie-opsie moet gebruik word, aangesien dit die volledige CALDB-installasie moontlik maak. Maak seker dat u alle CALDB-opsies kies voordat u die installasieskrip aflaai.

'N Ander vereiste vir ClusterPyXT is die astropie-luislangbiblioteek binne die CIAO-omgewing. CIAO 4.11 maak dit maklik om hierdie biblioteek te installeer. Begin die CIAO-omgewing na die installasie en voer pip3 install astropy uit.

Om ClusterPyXT af te laai, voer eenvoudig git kloon https://github.com/bcalden/ClusterPyXT.git uit.

Nadat u die bostaande instruksies gevolg het, gaan na die ClusterPyXT-gids en voer python clusterpyxt.py uit om die stelselkonfigurasie te begin.

Vervolgens moet u 'n groep initialiseer. U benodig ten minste die naam vir die groep en die Chandra-waarnemings-ID's wat u wil gebruik. Name kan wees wat u wil (bv. A85, A115, Bullet, Tandeborsel), erken net dat die naam geldig moet wees in die gids- en lêernaam. Dit beteken dat u nie skuinsstrepe of ander karakters mag gebruik wat deur u lêerstelsel toegelaat word nie. Waarnemings-ID's kan gevind word met die Chandra Data Archive. Alhoewel u net met hierdie inligting die pypleiding kan begin, is rooi verskuiwing, waterstofkolomdigtheid en die metallisiteit van die groep nodig om die spektrale passtuk te voltooi. Redshift-inligting kan gevind word by die NASA / IPAC Extragalactic Database (NED). Waterstofkolomdigtheidsinligting kan gevind word by NASA HEASARC Tools. Die oorvloed van die son kan gewoonlik op 0,3 geskat word, alhoewel u in die literatuur kan kyk of 'n beter waarde vir u groep gebruik moet word.

Daar is verskillende maniere om 'n groep te initialiseer. Gebruik die python clusterpyxt.py om die CLI GUI (beta) te gebruik. Vir 'n teksgerigte proses kan u python clusterpyxt.py --initialize_cluster uitvoer. As u verkies om alle inligting deur middel van opdraglynargumente deur te gee (kan nuttig wees om meerdere clusters binne 'n script te initialiseer), kan die argumente --cluster_name, --nH, --redshift, --abundance en --obsids gebruik word.

Nadat 'n groep geïnisialiseer is, kan u die pypleiding eenvoudig begin / voortgaan deur python clusterpyxt.py uit te voer - python clusterpyxt.py voort te sit of uit te voer en die voortgaan-opsie te kies. Die pypleiding vra vir addisionele invoer (puntbronstreeklêers, uitsluitingsareas, ens.). Volg 'n gedetailleerde deurvoering hieronder.

Vereis: Cluster geïnisialiseer na aanleiding van bogenoemde proses Cluster Initialization Hoofuitset: saamgesmelt X-straal-helderheidskaart.

Na die initialisering van die groep, sal die pyplyn die waarnemings en agtergronde aflaai, weer projekteer en saamvoeg. Hierdie proses kan ongeveer tien minute tot uur duur (vir groot getalle waarnemings).

Vereis: sources.reg en exclude.reg Hoofuitset: X-straal-helderheid van die oppervlak met verwyderde bronne.

In hierdie stadium word die data afgelaai en die waarnemings saamgevoeg in 'n helderheidskaart op die oppervlak - ../ [pyplyn_data_dir] / [klusternaam] / [klusternaam ]_broad_flux.img. Dit is nou tyd om puntbronne en hoë energie-fakkels uit te filter. Om dit te doen, maak eers die oppervlakte-helderheidskaart oop en skep streke rondom die bronne wat u van die data-analise uitgesluit wil hê. Dit is gewoonlik voorpuntbronne wat u nie wil oorweeg wanneer u die groepering ontleed nie. Stoor hierdie streke as 'n DS9-streeklêer met die naam ../ [pyplyn_data_dir] / [klusternaam] / bronne.reg.

Daarbenewens moet u 'n streeklêer skep wat die streke bevat wat u van die verklaringsproses uitgesluit het. Dit sal gebiede insluit soos die piek van die emissie van trosse, aangesien hierdie gebiede hoë energie-gebeure kan bevat wat u in hierdie ontleding wil oorweeg. Stoor hierdie streeklêer as ../ [pyplyn_data_dir] / [klusternaam] / uitsluit.reg.

Nadat albei lêers gestoor is, kan u voortgaan met ClusterPyXT deur python clusterpyxt.py uit te voer - voortgaan of deur die CLI GUI.

Vereis: acisI_region_0.reg lêer vir elke waarneming.

Hierdie stadium haal die RMF- en ARF-lêers uit. Voordat u met die pypleiding voortgaan, moet u 'n streeklêer vir elke waarneming maak. Elke waarneming het sy eie streeklêer genaamd acisI_region_0.reg nodig en in die onderskeie ontledingsgids gestoor (../ [pyplyn_data_dir] / [klusternaam] / [waarneming_id ]/analise/acisI_regio_0.reg).

Om hierdie lêer te skep, maak u die onderskeie acisI_clean.fits-lêer (../ [pipeline_data_dir ]/ [cluster_name ]/ [observasie_id ]/analyse/acisI_clean.fits) oop en teken 'n klein sirkelstreek met sommige van elk van die ACIS-I CCD's . Hierdie streek hoef nie AL die skyfies te bevat nie, maar net 'n stuk daarvan. Dit kan wees

20 pixels (groter sirkel = langer looptyd).

Nadat die streeklêers vir elke waarneming geskep is, gaan u voort met die uitvoering van ClusterPyX deur python clusterpyxt.py uit te voer - gaan voort of deur die CLI GUI.

Hoofuitset: gefilterde data (0,7-8,0 keV)

Nou moet u 'n streeklêer maak wat die streek insluit waarna u die finale analise wil sny. Om dit te doen, maak u die helderheidslêer van die oppervlak oop (../ [pyplyn_data_dir] / [klusternaam] / hoofuitvoer / [klusternaam ]_straal_oppervlakte_brandheid_nosrc.fits) en skep 'n vakgebied met al die dele van die beeld wat u in die analise wil insluit.

Stoor hierdie lêer as: ../ [pyplyn_data_dir] / [klusternaam] / [waarneming_id] / analise / aksieI_regio_0.reg

Nadat hierdie streeklêer geskep is, gaan u voort met die uitvoering van ClusterPyXT deur python clusterpyxt.py uit te voer - gaan voort of deur die CLI GUI.

Opmerking: As gevolg van die verwerking van ingewikkeldheid, kan u gedurende hierdie stadium 'n fout ondervind waar twee waarnemings effens verskillende dimensies het (gewoonlik

1) en die pypleiding kan dit nie kombineer nie. Dit is te wyte aan die feit dat die pixels pixels verdeel en in sommige waarnemings kan die pixel getel word waar dit in ander nie is nie. As dit gebeur, teken 'n nuwe gewasstreek, stoor dit en hardloop weer.

Vereis: alle vorige fases voltooi.

Hoofuitset: skaalkaart en streke wat gebruik word vir spektrale pasvorm

Hierdie stadium vereis slegs dat alle vorige fases voltooi is. Fase 5 bereken die aanpasbare sirkelvormige asblikke, genereer die skaalkaart en bereken blootstellingskorreksies. Dit kan lank duur (

Nadat hierdie stadium voltooi is, is u gereed vir spektrumaanpassing.

Aangesien daar tussen 10 3 en 10 5 gebiede kan pas, is daar verskillende maniere om 'n temperatuurkaart te skep. 'N Mens kan elke streek in serie op hul plaaslike rekenaar verwerk, dit parallel op 'n enkele meervoudige rekenaar laat werk, of selfs parallel op 'n superrekenaar. Aangesien skedulering op 'n superrekenaar baie spesifiek vir elke omgewing is, word slegs 'n algemene beskrywing gegee. Kontak ons ​​gerus vir hulp.

Om die spektrale aanpassing te doen, is slegs 'n deelversameling van die data nodig. As u op 'n afgeleë masjien verwerk, moet u seker maak dat die afgeleë masjien die nodige sagteware het en dat ClusterPyXT ingestel is (sien hierbo). Maak 'n gids vir u cluster in die remote cluster-datagids (stel dit in die stelselkonfigurasie op die eerste keer, ook in ClusterPyXT pypeline_config.ini). Die vereiste lêers is die konfigurasielêer (ClusterName_pypeline_config.ini) en die ACB-lêergids in die clustergids. Laai dit albei op na die eksterne lêermasjien wat u pas geskep het. U is nou gereed vir spektrale pas.

Voer python spectral.py --cluster_config_file 'path / to / cluster_config_file' --resolution 2 uit om die spektrale pasgedeelte van die pypleiding in serie te laat loop.

Om parallel te hardloop (aanbeveel), voer python spectral.py --parallel --num_cpus N --cluster_config_file 'path / to / cluster _config _file' --resolution 2 uit. As u om hierdie rede of om die een of ander rede moet herbegin, voeg die argument --continue by die bogenoemde spectral.py-opdrag by, en ClusterPyXT begin waar dit opgehou het sonder om weer in enige streek te pas.

Die resolusie word gestel as 1 - lae resolusie, 2 - medium resolusie of 3 - hoë resolusie.

Om op 'n superrekenaar te werk, kan u gebruik maak van die gegenereerde opdraglêer (commands_ClusterName.lis) in die ACB-gids. Hierdie opdraglêer bevat 'n reël vir elke streek wat geskik is en wat die spektrumtoepassingsroetine in daardie streek direk noem. U kan 'n eenvoudige skrif skryf om hierdie opdraglêer te ontleed en dit na elk van die nodusse wat in die superrekenaar gebruik word, te stuur.

Die laaste ding wat u moet doen, is om die temperatuurkaart na spektrumaanpassing te maak. As u die spektrumaanpassing op 'n afgeleë masjien gedoen het, moet u die drie .csv-lêers wat in die eksterne ACB-gids geskep is, aflaai. Voer dan eenvoudig python acb.py --temperature_map --cluster_config_file 'path / to / cluster_config_file' - resolution 2 uit. Kyk na die clustername / main_output / directory vir die uitvoer.

Na die opwekking van die temperatuurkaart is daar nou genoeg data om die pseudodrukkaart te genereer. Voer eenvoudig python acb.py --make_pressure_map --cluster_config_file 'path / to / config / file' uit. Kyk na die clustername / main_output-gids vir die uitvoer.

Hierdie sagteware is gelisensieer onder 'n 3-bepaling BSD-styllisensie - sien die LICENSE.md-lêer

As u hierdie kode in die oorspronklike vorm of gedeeltes daarvan gebruik, moet u aangehaal:


Watter eenheid word gebruik vir streekoppervlakkheid in DS9? - Sterrekunde

Die meet van kleure van sterrekundige voorwerpe in breëband- of smalbandbeelde is een van die mees basiese en algemeenste stappe in astronomiese ontleding. Hier sal ons Gnuastro & rsquos-programme gebruik om 'n fisiese skaal (area by sekere rooi verskuiwings) van die veld wat ons bestudeer te kry, voorwerpe op te spoor in 'n beeld van die Hubble-ruimteteleskoop (HST), hul kleure te meet en die met die sterkste kleure te identifiseer, doen 'n visuele inspeksie van hierdie voorwerpe en inspekteer die ruimtelike posisie in die beeld. Na hierdie tutoriaal kan u ook die tutoriaal opspoor om groot uitgebreide teikens op te spoor, wat 'n bietjie meer besonderhede gee oor die opsporing van 'n lae helderheids sein van die oppervlak.

Tydens die tutoriaal sal ons baie ompaaie neem om die vele vermoëns van Gnuastro & rsquos-programme te verduidelik en prakties te demonstreer. Uiteindelik sal u sien dat die dinge wat u tydens hierdie handleiding geleer het, baie meer generies is as hierdie spesifieke probleem en dat dit gebruik kan word om 'n wye verskeidenheid probleme op te los wat die ontleding van data (beelde of tabelle) betref. Moet dus nie haastig gaan nie, en gaan geduldig deur die stappe om Gnuastro optimaal te bemeester.

In hierdie tutoriaal gebruik ons ​​& rsquoll die HSTeXtreme Deep Field-datastel. Soos byna alle astronomiese opnames, kan hierdie datastel gratis aflaai en deur die publiek gebruik kan word. U het die volgende hulpmiddels in hierdie handleiding nodig: Gnuastro, SAO DS9 24, GNU Wget 25 en AWK (die mees algemene implementering is GNU AWK 26).

Hierdie handleiding is die eerste keer voorberei vir die & ldquo-verkenning van die Ultra-Low Surface Brightness Universe & rdquo-werkswinkel (November 2017) by die ISSI in Bern, Switserland. Dit is verder uitgebrei in die & ldquo4th Indo-French Astronomy School & rdquo (Julie 2018) wat deur LIO, CRAL CNRS UMR5574, UCBL en IUCAA in Lyon, Frankryk, georganiseer is. Ons is baie dankie aan die organiseerders van hierdie werksessies en die deelnemers vir die baie vrugbare besprekings en voorstelle wat hierdie tutoriaal moontlik gemaak het.

Skryf die voorbeeldopdragte handmatig: Probeer handmatig die voorbeeldopdragte op u terminale tik en gebruik die geskiedenisfunksie van u opdraglyn (deur op die & ldquoup & rdquo-knoppie te druk om vorige opdragte op te haal). Kopieer en plak eenvoudig die opdragte wat hier getoon word. Dit sal help om toekomstige situasies te simuleer wanneer u u eie datastelle verwerk.


Watter eenheid word gebruik vir streekoppervlakkheid in DS9? - Sterrekunde

Die meet van kleure van sterrekundige voorwerpe in breëband- of smalbandbeelde is een van die mees basiese en algemeenste stappe in astronomiese ontleding. Hier sal ons Gnuastro & rsquos-programme gebruik om 'n fisiese skaal (area by sekere rooi verskuiwings) van die veld wat ons bestudeer te kry, voorwerpe op te spoor in 'n Hubble Space Telescope (HST) -beeld, hul kleure te meet en die met die sterkste kleure te identifiseer 'n visuele inspeksie van hierdie voorwerpe en inspekteer die ruimtelike posisie in die beeld. Na hierdie tutoriaal kan u ook die tutoriaal opspoor om groot uitgebreide teikens op te spoor, wat 'n bietjie meer besonderhede gee oor die opsporing van 'n baie lae oppervlak helderheid sein.

Tydens die tutoriaal sal ons baie ompaaie neem om die vele vermoëns van Gnuastro & rsquos-programme te verduidelik en prakties te demonstreer. Uiteindelik sal u sien dat die dinge wat u tydens hierdie handleiding geleer het, baie meer generies is as hierdie spesifieke probleem en kan gebruik word om 'n wye verskeidenheid probleme op te los wat die ontleding van data (beelde of tabelle) betref. Moet dus nie haastig gaan nie, en gaan geduldig deur die stappe om Gnuastro optimaal te bemeester.

In hierdie tutoriaal gebruik ons ​​& rsquoll die HSTeXtreme Deep Field-datastel. Soos byna alle astronomiese opnames, kan hierdie datastel gratis aflaai en deur die publiek gebruik kan word. U het die volgende hulpmiddels in hierdie handleiding nodig: Gnuastro, SAO DS9 24, GNU Wget 25 en AWK (die mees algemene implementering is GNU AWK 26).

Hierdie handleiding is die eerste keer voorberei vir die & ldquo-verkenning van die Ultra-Low Surface Brightness Universe & rdquo-werkswinkel (November 2017) by die ISSI in Bern, Switserland. Dit is verder uitgebrei in die & ldquo4th Indo-French Astronomy School & rdquo (Julie 2018) wat deur LIO, CRAL CNRS UMR5574, UCBL en IUCAA in Lyon, Frankryk, georganiseer is. Ons is baie dankie aan die organiseerders van hierdie werksessies en die deelnemers vir die baie vrugbare besprekings en voorstelle wat hierdie tutoriaal moontlik gemaak het.

Skryf die voorbeeldopdragte handmatig: Probeer handmatig die voorbeeldopdragte op u terminale tik en gebruik die geskiedenisfunksie van u opdraglyn (deur op die & ldquoup & rdquo-knoppie te druk om vorige opdragte op te haal). Kopieer en plak die opdragte wat hier getoon word eenvoudig nie. Dit sal help om toekomstige situasies te simuleer wanneer u u eie datastelle verwerk.


Watter eenheid word gebruik vir streekoppervlakkheid in DS9? - Sterrekunde

Geen meting op 'n regte datastel kan perfek wees nie: u kan slegs 'n sekere vlak / akkuraatheidsgrens bereik en 'n betekenisvolle (wetenskaplike) analise vereis 'n begrip van hierdie limiete. Verskillende datastelle het verskillende ruis-eienskappe en verskillende opsporingsmetodes (een metode / algoritme / sagteware wat met verskillende parameters bestuur word, word as 'n ander opsporingsmetode beskou) het verskillende vermoëns om sekere soorte sein op te spoor of te meet (astronomiese voorwerpe) en hul eienskappe in die datastel. Daarom is die belangrikste / kritieke aspek van enige hoëvlak-analise om die opsporings- en metingsbeperkings met 'n bepaalde datastel en analise-instrument te kwantifiseer.

Hier hersien ons & rsquoll enkele van die mees gebruikte metodes om die perke in astronomiese data-analise te kwantifiseer en hoe MakeCatalog dit maklik meet om dit te meet. Afhangend van die hoërvlak-analise, is daar meer toetse wat gedoen moet word, maar dit is relatief laag en is gewoonlik in die meeste gevalle nodig. In sterrekunde is dit algemeen om die grootte ('n eenheidlose skaal) en fisiese eenhede te gebruik, sien helderheid, vloed, grootte en oppervlak helderheid. Daarom word die metings wat hier bespreek word, algemeen in grootte-eenhede gebruik.


Watter eenheid word gebruik vir streekoppervlakkheid in DS9? - Sterrekunde

OF: 'n Paar nagte saam met Fritz Zwicky

Ek het hierdie nuwe maanvenster twee keer by Lake Sonoma waargeneem, alhoewel ek dit saamgevoeg het in 'n enkele verslag met Fritz Zwicky. Op Dinsdag 16 Junie neem ek saam met Dan Smiley en Ray Cash waar op ons gewone Lone Rock-erf langs Rockpile Road. Die deursigtigheid was goed, maar ons sien swak en ons het soms die hele nag rukwinde gehad. As gevolg hiervan moes ek die vergroting tot 260x beperk, in plaas van 375x-450x wat ek gereeld op klein sterrestelsels gebruik. En die verskillende sterrestelsels wat hieronder uitgelig word, is redelik klein.

Ek het weer op Sondag 21 Junie teruggekom om Bob Douglas, Jim Molinari en sy vriend Jeff te ontmoet. Ons kwartet het heelwat glas gehad en # 151 Bob het sy 28 & # 148 sterstruktuur, ek het my 24 & # 148 sterstruktuur gebruik, Jim het 'n 22 & # 148 Obsession UC en Jeff 'n 18 & # 148 klassieke Obsession. 'N Paar ander amateurs het in die perseel getrek terwyl dit donker geword het, alhoewel ek nie na hul bestek gegaan het nie, so ek weet nie wat hulle het nie. Die tweede nag was die toestande baie beter: warm (geen baadjie / hoed / handskoene), heeltemal kalm, baie beter gesien (ek het die 0,6 & # 148 dubbelster STF 2244 in Ophiuchus (mag 6,6 / 6,9) skoon verdeel en goeie deursigtigheid ( vaagste sterrestelsel waargeneem

Beide aande het ek my daarop toegespits om kompakte sterrestelsels waar te neem wat gekatalogiseer is deur die briljante, maar veglustige astrofisikus Fritz Zwicky. Sy merkwaardige artikel in 1933 getiteld & # 147The Redshift of Extragalactic Nebulae & # 148 het die eerste bewys gelewer van donker materie (genaamd & # 147dunkle Materie & # 148). Sy gevolgtrekking was gebaseer op die snelhede van 7 sterrestelsels in die Coma Galaxy Cluster, wat hy gebruik het om die massa van die cluster te skat met behulp van die & # 147viriële stelling & quot. Sy berekeninge het getoon dat die massa 400x groter was as wat die ligmateriaal verwag het. Hy het tot die gevolgtrekking gekom dat donkermaterie in 'n baie groter digtheid bestaan ​​as ligmaterie. & # 148 Natuurlik was sy voorstel vir donker materie sy tyd vooruit en word dit as belaglik geïgnoreer. In 1937 voorspel hy die vorming van beelde uit swaartekrag-lens van verre en aanhaling van ekstraktalaktiese newels deur nader sterrestelsels langs dieselfde siglyn. Die eerste voorbeeld is eers in 1979 ontdek, vyf jaar na sy dood.

Hy het 'n beroemde koerant saam met William Baade in 1934 opgevolg. Zwicky en Baade het voorgestel dat & # 147supernova & # 148 ontploffings & # 147 die oorgang van 'n gewone ster in 'n neutronster voorstel, wat hoofsaaklik bestaan ​​uit neutrone & # 148 (neutrone wat is net twee jaar tevore in 1932 deur James Chadwick geïdentifiseer). Voorts het Zwicky aangevoer dat supernovas die bron van kosmiese strale was ('n heeltemal raaiselagtige verskynsel). Dit sou 'n paar dekades duur voordat die eerste neutronster bevestig sou word soos Zwicky en Baade voorspel het.

Zwicky was beroemd kantelagtig en het kollegas op Mount Wilson as & # 147sferiese bastards & # 148 (bastards ongeag aan watter kant jy gekyk het) verwys. Verskeie van die voorwerpe op my waarnemingslys was afkomstig van Zwicky's & # 147Catalogue of Selected Compact Galaxies en van Post-Eruptive Galaxies & # 148 (saamgestel in die 1960's) en het benamings soos VII Zw 591 (hieronder beskryf). In die inleiding tot hierdie self gepubliseerde katalogus het Zwicky 'n ballastige geveg teen verskeie van sy eweknieë aangevoer en Alan Sandage en William Baade van plagiaat beskuldig en Henry Norris Russell 'n skitterende voorbeeld van 'n baie misleide individu en Edwin genoem, en Edwin. Hubble om sy waarnemingsdata te dok.


KUG 1138 + 327 = PGC 36252/36254
11 41 07.5 +32 25 37 Ursa Major
V = 15.6 Grootte 0.6 & # 146 x 0.2 'PA = 98 & deg

Hierdie opvallende sterrestelsel is in 1983 deur Anthony Wasilewski ontdek en berig in die koerant Die ruimtedigtheid en spektroskopiese eienskappe van 'n nuwe monster emissie-lynstelsels. Hy het dit beskryf as 'n & quotLight langwerpige pleister met twee knope. Oosterse knoop is die uitstoot. & # 148

KUG 1138 + 327 (Kiso Ultaviolet Galaxy) is 'n uitstekende voorbeeld van 'n & # 147 Tadpole Galaxy & # 148, 'n subklas van Blue Compact Dwerge (BCD's) met 'n reuse-stervormende streek aan die einde van 'n langwerpige stert met swak stervorming. Die Vassar-sterrekundige Debra Elmegreen het hierdie sterrestelsels bestudeer en opgemerk dat alhoewel kikkervleise in die vroeë heelal relatief algemeen voorkom, en dat dit skaars is in die plaaslike heelal, waar slegs 0,2% van die 10 000 sterrestelsels in die Kiso-opname van UV-helder sterrestelsels kikkerviddels is. 148 In 'n 2012-artikel het sy berig dat quottadpole struktuur 'n verskeidenheid oorspronge kan hê. Sommige paddavissies kan randskyfies wees met een massiewe stervormende streek aan die een kant. Elmegreen & amp Elmegreen (2010) het skielike ringagtige sterrestelsels getoon wat soos kikkertjies sou lyk as dit langsaan gesien word. Tadpoles kan ook voortspruit uit samesmeltings soos die beroemde saak van UGC 10214, wat die Tadpole Galaxy genoem word. 'N Ander voorbeeld is II Zw 40. Campos-Aguilar et al. (1993) stel voor dat blou kompakte dwergstelsels geneig is om relatief geïsoleer te wees, en daarom is die kikkervingervormige vorms hier onder gewoonlik nie samesmeltings nie. & # 148

Sy het in 2016 'n studie gelei met die titel & quotHubble Space Telescope Observations of Accretion-Induced Star Formation in the Tadpole Galaxy Kiso 5639 & # 148.
Die studie het bevind & quotDie tadpole sterrestelsel & # 133 het 'n stadig draaiende skyf met 'n daling in metallisiteit aan sy stervormende kop, wat daarop dui dat stervorming veroorsaak is deur die aanwas van metaalarm gas & # 133Die kop het 'n massa in jong sterre van 1 miljoen Sonmassas. & # 148 Die studie het voorgestel & quotMotion deur 'n reservoir van [oer] HI gas) kan die aanwas veroorsaak en die vorming van sterre aan die voorkant van die dwerg bevorder, soos wat vir 30 Doradus in die Groot Magellaanse Wolk sou gebeur het & # 148 . Die skouspelagtige HST-beeld hierbo kom uit hierdie studie.

Visueel deur my 24 & # 148 teen 375x, word die sterrestelsel gesien as 'n dowwe, dun, lae oppervlak-helderheidstreep wat oos-wes gerig is en ongeveer 20 & # 148x6 & # 148 in grootte is. Die effens helderder knoop aan die oostekant was skaars nie-sterre). Terug na 225x was die Tadpole & # 146s & # 147head & quot voor die hand liggend en meer prominent as die hoofliggaam wat wes strek. Dit lyk asof daar 'n effense kontrasverbetering is toe ek 'n breëband DGM-sterrestelselfilter byvoeg. 'N Mag 12.2 ster is net 45 & quot suidwes en 'n mag 10 ster is 3.8 & # 146 wes-suidwes.

Mrk 296 = KUG 1601 + 192 = PGC 56870
16 03 26.5 +19 09 46 Hercules
V = 15.4 Grootte 0.75 & # 146 x 0.25 'PA = 163 & deg

Markarian 296 (KUG 1601 + 192) is nog 'n Blue Compact Dwerg (BCD) wat Elmegreen et al beskryf het as een van die twee helderste & quotTadpole & # 148 sterrestelsels in die 2012-artikel & quotLocal Tadpole Galaxies & # 148. In plaas van enkele reuse-stervormende streke, het hierdie kikkertjie 'n onreëlmatige omtrek en bestaan ​​uit twee stringe blou knope. Die studie het opgemerk dat & quot [Mrk 296] 'n massiewe kop het met baie kleiner polle oor 'n groot streek, wat by hoë rooiverskuiwing as een of miskien twee groot polle sal lyk. & # 148

Hierdie kikkertjie lê in Western Hercules, net 1,5 & noord van die Hercules Galaxy Cluster (AGC 2151). Maar dit lê op die voorgrond op 'n afstand van 210 miljoen ligjare, half so ver as die Hercules-groep. Deur 225x en 260x te gebruik, lyk dit flou, baie langwerpig 3: 1

N-S, ongeveer 24 & # 148x8 & # 148. Die helderheid van die oppervlak was laag en ek kon geen knope opspoor nie, wat 'n lae kontras moes hê. 'N Ster van die 12de sterkte (aan die rand van hierdie beeld) is 1,5' noordoos.

VII Zw 591 = Die & # 147Blue Wors & quot
15 15 04.0 +61 12 12 Draco
V = 15.1 Grootte 1.0 & # 146 x 0.2 'PA = 113 & deg

Hierdie Zwicky-sterrestelsel het my aandag getrek, want dit lyk of dit nog 'n Tadpole-sterrestelsel is met 'n klein blou kop aan die westekant, alhoewel dit nie deur Elmegreen bestudeer is nie. Dit is eers gekatalogiseer deur die Russiese sterrekundige Boris Vorontsov-Velyaminov, wat opgemerk het dat dit moontlik 'n drievoudige stelsel is (gebaseer op die POSS1-voorkoms). In 1968 trek dit die aandag van die Caltech-sterrekundige Fritz Zwicky, wat dit 'n baie blou worsvormige kompak noem. Die helder ster aan die regterkant van hierdie SDSS-beeld is die 11de grootte.

VII Zw 591 (die 591ste voorwerp op die 7de lys van kompakte sterrestelsels in Zwicky & # 146s) is 2,6 & noordwes van die Iota Draconis van 3,3. Ek het 'n redelik flou, baie dun randjie aan WNW-ESE gevind,

45 & # 148 x 10 & # 148. Die sterrestelsel het 'n onreëlmatige helderheid (oppervlakkig) van die oppervlak en geen kern nie. Ek kon geen individuele knope duidelik oplos nie, net 'n gevlekte voorkoms.

VV 326 = UGC 8502 (sterrestelsels)
13 30 38.0 +31 17 07 Canes Venatici
Totale grootte 1.0 & # 146 x 0.5 & # 146 V = 14.5 en V = 15.1

Die meeste bronne identifiseer voorwerp as 'n paar sterrestelsels, maar die misvormde oostelike sterrestelsel (VV 326a), wat die helderste langs 'n sikkelvormige omtrek is, kan self 'n wisselende paar wees, met 'n blou knoop aan die noordekant, 'n sekondêre kern. Hierdie oostelike sterrestelsel is deur Benjamin Markarian geklassifiseer as Mrk 455 vanweë sy ultraviolet spektrum. Die twee hoofvoorwerpe het 'n identiese rooi verskuiwing (z = .034), wat 'n reistyd van 465 miljoen jaar impliseer en word aangetref in Canes Venatici, 3.8 & deg noordwes van M3.

Die paar (geskei deur 0.6 & # 146) is maklik op 375x opgelos. VV 326b, die westelike sterrestelsel, lyk flou, effens langwerpig, ongeveer 18 & quot; VV 326a, die oostelike sterrestelsel, het effens helderder gelyk, verleng 5: 2

25 & # 148 x 10 & # 148. Dit bevat 'n helder kern of knoop. Interessant genoeg is daar 'n ander ongewone sterrestelsel, VV 69 = UGC 8496, net 5 & # 146 noordwes. Dit blyk 'n samesmeltende paar blou dwerge te wees, hoewel dit op die helfte van die rooi verskuiwing op die voorgrond van VV 326 lê.

I Zw 115
15 32 57,3 +46 27 10 Bootes
V = 14.7 Grootte 1.2 & # 146 x 0.4 'PA = 46 & deg

33 miljoen ligjare, gebaseer op die Tully-Fischer-metode), in die oostelike Bootes. Zwicky het dit op die POSS1 gevind en dit 'n & # 147blauwe na-eruptiewe sterrestelsel genoem met verskeie kompakte knope op die sentrale skyf. & # 148 Die SDSS toon 'n ongewone reghoekige vorm met 'n helderder sentrale streek wat verskeie blou knope en twee vlerke bevat, soos 'n vreemde hemelmot. Die fisiese afmetings van die sterrestelsel is ongeveer 11 miljoen liter. met 3,5 miljoen l.y.

Op 720x was VV 720 matig flou, baie langwerpig SW-NE

0.6'x0.2 ', geen kern. Die buitenste verlengings het 'n baie lae oppervlak helderheid. 'N Breë paar (

35 & quot) van mag 11 sterre lê 4 & # 146 wes-noordwes.


VII Zw 729 = UGC 10923 = VV 706
17 19 30,8 +86 44 18 Ursa Minor
V = 13.4 Grootte 1.2 & # 146 x 0.6 'Surf Br = 12.9

Hierdie interaksie-Zwicky-paar (VII Zw 729) is geleë net 14 & # 146 noordwes van die Delta met 'n grootte van 4,4 (23) Ursa Minoris en net 3 & deg van die noordelike hemelpool! In die kenmerkende styl van Zwicky se beskrywing van versteurde sterrestelsels, noem hy dit 'n & quotPost-eruptiewe blou paar ontwrigte spirale, met verwronge arms, strale en verskeie rooi en blou flou kompakte knope in die veld & # 148. Die rooi oostelike sterrestelsel is 'n ultra-helder infrarooi sterrestelsel met die paar wat in die 2004-studie opgeneem is & quotOptical Imaging of Very Luminous Infrared Galaxy Systems: Photometric Properties and Late Evolution & # 148: & quotTwe sterrestelsels in interaksie geskei deur 42 & quot (44 kpc). Die grootste is 'n gesig-op-spiraal wat kloksgewys draai. Die noordelike arm verbind met die kleiner sterrestelsel. Die ander spiraalarm strek na die suide, waar 'n vlekagtige struktuur (dwergstelsel?) Duidelik in die drie filters sigbaar is. & Quot

Met behulp van verskillende vergrotings (225x, 260x en 375x) was die helderder westelike sterrestelsel (PGC 60075) redelik flou, ongeveer ovaal 3: 2 noord-suid, miskien 35 & quotx25 & quot, swak konsentrasie maar geen duidelike kern nie, onreëlmatige helderheid van die oppervlak. PGC 60093, net 45 & # 148 oos, was skaars sigbaar as 'n uiters flou en klein gloed met 'n deursnee van 10 & quot (waarskynlik die kern). Die duo lê op 'n afstand van ongeveer 350 miljoen l.y.

UGC 11035 = Zwicky 1752.6 + 3253
17 54 29,4 +32 53 14 Hercules
Grootte 1.6 & # 146 x 0.7 'PA = 140 & deg

UGC 11035 is opgeneem in Zwicky's & # 147Catalogue of Selected Compact Galaxies and of Post-Eruptive Galaxies & # 148 en word 'n & quotBlue na-eruptiewe ketting van kompakte, met uitgebreide pluime genoem. & # 148 UGC 11035 is 'n middel-tot-gevorderde groot samesmelting (ultra-helder in die infrarooi) met twee kerne. Die uitgebreide getypuime na die suide is 'n bewys van die gravitasie-interaksie, tesame met die ongewone verwronge vorm van die hoofliggaam. 'N Ondersoek met meer golflengte in 2019, wat HST-beelde insluit, het getoon dat die twee kerne 'n skeiding het van

8500 parsek. Groot streke vertoon deurlopende stervorming teen 'n tempo van

10 tot 30 sonmassas per jaar.

Die sterrestelsel het matig flou en redelik langwerpig 3: 1 noordwes-suidoos gelyk, met 'n lengte van 1 & # 146. Die hoofliggaam het 'n ongewone boog- of piesangvorm gehad, konkaaf uitwaarts na die weste en die kern lyk na die noordwestekant. Hierdie sterrestelsel is geleë in 'n ryk oostelike Hercules-sterveld met 'n ster van 10,5 en # 1,3 & # 146 wes.

Eiernevel = IV Zw 67 = CRL 2688
21 02 18.8 +36 41 41 Cygnus
V =

Die eiernevel is die prototipe van 'n pre-planetêre newel (PPN), 'n ster wat vasgevang is in die baie kort stadium tussen die Asymptotiese Reusevertakking (AGB) en 'n Planetêre Nevel (PN). Die eiernevel het 'n interessante ontdekkingsgeskiedenis. Verrassend genoeg ontdek Fritz Zwicky dit op die POSS1 rondom 1966 en neem dit op in sy 4de lys van kompakte sterrestelsels (die voorwerpe is uitsluitlik gekies op grond van hul fotografiese voorkoms). Hy beskryf IV Zw 67 as 'n & quotpair van blou fuzzy ovaal kompakte & # 148. As gevolg van die Zwicky & # 146s-fout, is dit in die Uppsala-katalogus van sterrestelsels opgeneem as UGC 11668.

Die lugmag Cambridge-navorsingslaboratoriums het die eiernevel onafhanklik ontdek tydens 'n raketgedraagde infrarooi lugopname wat in 1971-72 gedoen is, en dit is weer gekatalogiseer as Cambridge Research Lab (CRL) 2688. 'n Opvolgondersoek met behulp van infrarooi, optiese en radiowaarnemings, het 'n stowwerige weerkaatsingsnevel met 'n hoogs gepolariseerde optiese emissie aan die lig gebring. Op grond van sy ongeveer ovale vorm op die POSS1 het een van die oorspronklike navorsers (Mike Merrill) dit die & # 147Eggnevel & # 148 genoem. 'N Studie uit 2003 het NaCl in die omhulsel dop opgespoor, dus 'n akkurater bynaam is die & # 147Sout eiernevel & # 148.

In 'n goeie besigtiging het ek die eiernevel op 375x, 500x en uiteindelik 1000x waargeneem, alhoewel selfs twee keer die twee bipolêre lobbe dadelik gesien het. Dit is 'n klein voorwerp en kan maklik oorgedra word as 'n dubbele ster wat nie fokus nie. Die twee komponente saam is langwerpige SSW-NNE en strek ongeveer 24 & # 148 x 8 & quot. Die NNE-lob is helderder en groter met 'n baie helder oppervlak. Dit het ongeveer ovaal gelyk,

10 & # 148 x 7 & quot SSW-NNE en afgerond op sy suidelike punt. By 1000x was 'n lae oppervlak helderheidsverlenging of & quotfan & quot sigbaar wat verder noord gestrek het. 'N Donker gaping skei die SSW-komponent, wat dowwer en alleen was

Aangesien ongeveer 50% van die lig gepolariseer is, het ek 'n polariserende filter saamgeneem om te toets of ek dit sien of dit verdwyn deur die filter in die regte rigting te draai. Ek het die 1.25 & quot filter direk bo-op my 10mm en 6mm Zeiss Abbe Orthoscopic (ZAO) okulariste gepluk. Terwyl ek die filterrand vasgehou het, draai ek dit stadig met my duim en wysvinger terwyl ek deur die filter loer. Seker genoeg, die helderheid het aansienlik gedof (miskien 1-1,5 magnitude). 'N Ster van die twaalfde sterkte, net 1,4' WNW, was 'n maklike verwysing om die verduistering te meet, aangesien dit in helderheid vergelykbaar was met die helderder komponent van die eier. Alhoewel die flouer suidelike lob nooit verdwyn het nie, het dit by 'n minimum oordrag gekrimp tot byna sterre punt.


Laai af op MacOS 10.11 El Capitan SAOImage DS9 van Monova

'N Blog wat vernoem is na die muse van Astronomie, wat betogings bevat deur 'n sterrekundige. Tuis. 'n kunsmatige neurale netwerk om te konstrueer. ingesluit: het ek opgemerk. Die NASA Exoplanet Science Centre (NEXScI) bied die Sagan Workshops aan, jaarlikse temakonferensies wat daarop gemik is om die nuutste tegnieke in eksoplanet bekend te stel. Magnetiese ondersteuning van die optiese emissielynfilamente in. SAOImage-DS9-7.2.1-Install.exe:. /winapi/winnt.h | Fossies Die opsporing van krater-uitwerpgrense en. Soek Verken Meld aan Skep nuwe rekening Upload × LinkedIn is die wêreld se grootste besigheidsnetwerk,. IRAF en Saoimage DS9 sagteware om die meet. en die status van hierdie soeke na verborge warm subdwerge is. pdf - Virtuele sterrewag Roentgen en Gamma VIRGO.UA

bestaan ​​uit . metode om die verborge paneel te hanteer nie gebruik word nie en. na 'n netwerk en ek begin DS9, dit hang. OPMERKINGS VAN IRAF V2.12 UITVOERVERSLAG - Instituut vir Teoretiese. Matthew Walentosky | Professionele profiel astrofisika - Wat word die eenheid gebruik vir die helderheid van die ster?

stabiele 2013. weergawe, SAOImage DS9 aiw, # freeware

stabiel .. SAOImage DS9. 7.4.1 Laai 2017 # van-proxy open.torrent af - open r, torrent

macOS 2014.p2p 1961 "SAOImage DS9 1980" Box 1999 "10.9" Mavericks

sagteware fL7d hoe Sh6 moet .. installeer. ", SAOImage.DS9 1975,7.4.1 .. 10.11.4 uitbreiding .. telefoon

herpak ExtraTorrent. ", SAOImage-DS9" formaat .. mobiele eG. freeware KjWkt, OS, #X "El, # Capitan, 10.10.2

stabiele k2s SAOImage, DS9 TQRl-formaat zip 1337x TISj.10.11.2 2018 "10.12.2 .10.10.4

app, SAOImage. DS9 "(7.4.1) 1999 oop.", Torrent 1991 .filelys zGpz2. argief BMe frans 1970 10.12 Sierra

gratis weergawe 1951 .SAOImage DS9. (7.4.1) "., Filippynse" formaat, #mobile #thepiratebay 2019 #buggy

kry gratis. SAOImage lSg DS9,. "Turbobit .. portugees 1975-formaat zip indies

kry 1950.free - SAOImage "DS9 7.4.1 e91a, uitbreiding, ios

Die maksimum aantal nodusse in 'n plaaslike iraf-netwerk was. beskikbaar as 'n verborge taak. met vertoonbedieners soos SAOimage, SAOtng, DS9,. GLU is 'n instrument wat ontwikkel is deur CDS (Straatsburg). SAOImage DS9 is 'n astronomiese beelding en data. Dit is 'n buigsame neurale netwerkkode vir data-aanstuur. Urania | MacOS X Ergernisse Die opsporing van kratersgrense en. ObsVis maak staat op SAOImage ds9,. opsionele skyfies kan nie versteek word wanneer. As gevolg van netwerkverkeer of die Smithsonian-bediener besig is om kalibrasie te herwin. Sterrekundige sagteware bedieners Hulpbronne - Unistra Die rol van 3D-interaktiewe visualisering in blinde opnames. Versteekte kategorieë:. die SAOImage DS9 Astronomiese datavisualisering. JPEG-netwerkgrafika - JPEG-netwerkgrafika is 'n JPEG-gebaseerde grafiese lêer. AUR (en) - pakkette Berekenbare dokumentformaat - Wiki werk visueel Prezi Classic 6.9.2 10.12.3 OneDrive kry verborge netwerk Prezi Classic 6.9.2 uitbreidingsfoon DepositFiles kraak uitbreidingsfoon laaste Prezi Classic 6.9.2. fossiele


Kyk die video: Analyzing Rewriting The Lost Deep Space Nine Season (November 2022).