Sterrekunde

Wat is die grootte van die ugriz-grootte?

Wat is die grootte van die ugriz-grootte?


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.

Terwyl ek fotometriese rooiverskuiwings bestudeer het, het ek op die ugriz (of u'g'r'i'z) stelsel afgekom om groottes van sterrestelsels te klassifiseer, maar ek het nie veel inligting op die internet gevind oor hoe dit werk nie.

Kan iemand dit verklaar? Het die letters "ugriz" 'n spesiale betekenis, of is dit net 'n benaming?


"ugriz" is 'n afkorting vir U-band, G-band, R-band, I-band en Z-band, soos uiteengesit in die Wikipedia-artikel oor fotometriese stelsels: $$ begin {skikking} {| c | c |} hline text {Band} & text {Effective Golflength Midpoint} ( lambda _ { text {eff}}) hline text {U} & text {365 nm} hline text {G } & sim teks {475 nm} hline teks {R} & teks {658 nm} hlyn teks {I} & teks {806 nm} hline teks {Z } & text {900 nm} hline end {array} $$ Hierdie $ ugriz $ stelsel verskil effens van die $ u'g'r'i'z '$ stelsel; omskakelings kan hier gevind word. Die beginpunt is dieselfde (let op dat $ u ( text {2.5m}) = u '$), maar daar is effense vertikale en horisontale verskuiwings.

Die verskille tussen $ ugriz $ en $ u'g'r'i'z '$ is baie kleiner as die verskille tussen $ u'g'r'i'z' $ en die $ UBV (RI) _C $ stelsel, wat is deur hulle albei vervang. Hierdie ouer stelsel van filters het groot oorvleuelings gehad en het nie so 'n breë reeks gedek nie. Sien Fig. 1 van hierdie proefskrif vir 'n vergelyking:


Die Magnitude-stelsel

'N Duimreël hier is dat 'n verskil van 5 groottes ooreenstem met sterre wat in helderheid verskil met 'n faktor van 100 en 'n verskil van 1 grootte gelyk is aan 'n verskil in helderheid van 2.512.

Sedert die uitvinding van die teleskoop, en veral omdat die vordering in die sterrekunde die afgelope ongeveer 100 jaar gemaak is, is die grootteskaal uitgebrei sodat ons nou weet van voorwerpe wat baie flouer is as die blote ooggrens van 6 en is ons ook bewus van voorwerpe wat helderder is as die eerste grootte. Die ster Vega (alfa Lyrae) kry byvoorbeeld die waarde nul. 'N Voorwerp wat helderder is in die naghemel as Vega, het 'n negatiewe grootte en 'n swakker een 'n positiewe grootte. Sirius, in Canis Major, is die helderste ster aan die naghemel en het 'n sterkte van -1,46.

As u die skynbare grootte van 'n voorwerp vanaf 'n CCD (of selfs 'n fotografiese plaat) meet, staan ​​dit bekend as 'n instrumentale grootte. Dit is die eenvoudigste waarde vir die grootte wat u kan meet en laat geen vergelyking toe met ander se groottes nie, aangesien die tipe grootte, soos die naam aandui, afhang van die instrumente wat gebruik is om dit te meet, bv. die teleskoop, CCD-kamera, filters, ensovoorts, dit hang ook af van die sagteware wat gebruik word en die parameters wat 'n individuele gebruiker binne die sagteware kies. Om u groottewaardes met ander mense te kan vergelyk, kan u die resultate kalibreer sodat u soos met mekaar vergelyk. U kan dit doen deur u voorwerp en 'n standaardster waar te neem.

U wil dalk meer lees oor groottes, standaardsterre en die kalibrasies waarmee u dit kan doen.

Vind meer uit oor groottes.

Watter van die volgende beskryf die groottestelsel?

Die helderheid van die sterre Ja, met die groottestelsel kan ons die helderheid van die sterre vergelyk. Die grootte van die sterre Nee, die grootte word normaalweg as 'n radius aangehaal (gewoonlik in meter of in veelvoude van sonstrale) Hoe warm die "oppervlaktes" van sterre is Nee, die ster se temperatuur word gegee deur die spektrale tipe of kleurindeks. Hoe ver sterre is Nee, die ster se afstand word gewoonlik in parsec gegee


Lig van sterre

Die onderstaande grafieke is geïdealiseerde weergawes van die grafieke waaraan u in Vraag 1 gedink het. Hulle wys hoe die hoeveelheid lig wat deur 'n ster uitgestraal word, moet wissel met die golflengte van die lig. Die kurwes toon die hoeveelheid lig wat uitgestraal word as 'n funksie van die golflengte vir twee sterre: een met 'n piekgolflengte van 4000 Angstrom (bo) en een met 'n piekgolflengte van 6400 Angstrom (onder).

Sterre waarvan die lig 'n piekgolflengte van
4000 Angstroms (bo) en 6400 Angstroms (onder)

Vraag 2. Watter kleure sou hierdie twee sterre in u oë voorkom?

Die ontleding van die golflengtes van die lig wat sterre afgee, bied dus 'n antwoord op die vraag uit die laaste afdeling: sterre vertoon verskillende kleure omdat hulle lig met verskillende verhoudings op verskillende golflengtes uitstraal.

Vraag 3. Sommige sterre het 'n piekgolflengte in die infrarooi deel van die spektrum, langer as rooi lig. Kan u nog hierdie sterre sien? Hoekom of hoekom nie? Watter kleur lyk hulle? Wat van sterre waarvan die piekgolflengtes in die ultravioletvorm is?

Verken 3. Wat van sterre waarvan die piekgolflengte groen lig is? Watter kleur lyk hulle?

Om uit te vind, kyk deur die SDSS-databasis om 'n paar sterre te vind wat die meeste van hul lig in die groen golflengte uitstraal (dit wil sê sterre waarvan die g-grootte is minder as sy ander groottes. Kyk self, maar as u nie een kan vind nie, is hier 'n wenk. Watter kleur lyk hierdie sterre vir jou? Was dit wat u verwag het?

Vraag 4. Waarom lyk sterre waarvan die piekgolflengtes in die groen gebied lê, soos hulle lyk?

WENK: Kyk na die sigbare spektra in die kurwes hierbo en dink aan u antwoord op Vraag 3.


Wat is die grootte van die ugriz-grootte? - Sterrekunde

'N Biblioteek van Isochrones in die SDSS ugriz Stelsel met M67-gebaseerde empiriese regstellings

Weergawe 1.0: 12 Maart 2009

Die isochrone op hierdie bladsy word beskryf in Galactic Globular en Open Clusters in die Sloan Digital Sky Survey. II. Toets van teoretiese sterre isochrone (ApJ, ingedien, 2008) deur Deokkeun An, Marc H. Pinsonneault, Thomas Masseron, Franck Delahaye, Jennifer A. Johnson, Donald M. Terndrup, Timothy C. Beers, Inese I. Ivans en Zeljko Ivezic.

Sterre evolusionêre snitte is gegenereer met behulp van YREC (Sills, Pinsonneault, & amp Terndrup 2000, F. Delahaye & amp Pinsonneault, in voorbereiding) vir 'n wye verskeidenheid komposisies en ouderdomme. Soortgelyke modelle is gebruik in ons vorige studies in die Johnson-Cousins-2MASS filterstelsel, maar die nuwe modelle bevat dekkingdata van die Opacity Project (OP). Teoretiese isochrone in die helderheid-Teff vlakke is getransformeer op die waargenome kleurgrootte-vlak met behulp van 'n stel sintetiese spektra wat gegenereer is uit MARCS (Gustafsson et al. 1998).

Hierdie modelle is in 'n bevredigende ooreenkoms met die groepdata (An & amp Johnson, et al. 2008) oor 'n wye verskeidenheid metallisiteit, maar 'n groot verskil in modelkleure word aan die onderkant van die hoofreeks vir trosse by en bo die sonkrag gevind. metaalagtigheid. Om 'n groot afstandfout van die hoofreeksaanpassing te verlig, het ons empiriese regstellings op die kleur van die model verkryTeff verhoudings gebaseer op M67, by die afstandsmodus van (m - M)0 = 9,61 (835,6 st), E (B - V) = 0,04, en [Fe / H] = 0,0 (sien verwysings in An et al. 2007). Ons het hierdie kleur-Teff regstellings aan modelle by [Fe / H] & # 8805 0.0, maar gebruik 'n lineêre oprit tussen [Fe / H] = -0.8 en 0.0, sodat die regstellings nul word by [Fe / H] = -0.8. In u - g ons het dieselfde regstellings op modelle in die hele metaalreeks toegepas. Let daarop dat ons kleurkorreksies streng geldig is op 4000 & # 8804 Teff (K) & # 8804 6000.


Hierdie diagram is beter as 183 487 beelde

Wat die onmiddellike en wydverspreide aantrekkingskrag betref, is dit astronomiese diagramme moeilik. Daar is 'n rede waarom ons die meeste ontsaglike ruimtebeelde van 2012 het, maar nie die coolste diagramme van 2012 nie. & # 8221 Maar waarskynlik is diagramme (meer konkreet: plotte wat ons help om een ​​of meer fisiese hoeveelhede te visualiseer). om te verstaan ​​wat daar gaan met al die voorwerpe waarvan ons die kleurvolle beelde ken en hou.

Om seker te wees, sommige diagramme het redelik bekend geword. Neem die Hubble-diagram wat sterrestelsels & # 8217; s rooi verskuiwings teenoor hul afstande beplan: die vroegste weergawe daarvan is die ontdekking dat ons in 'n groeiende heelal leef. 'N Onlangse inkarnasie, wat wys hoe die kosmiese uitbreiding versnel, het die skeppers van die 2011 Nobelprys vir fisika aan sy skeppers besorg.

'N Ander bekende diagram is die Hertzsprung-Russell-diagram (kortweg HR-diagram, hierbo getoon.)' N Enkele ster vertel u nie soveel oor sterre in die algemeen nie. Maar as u die helderheid en kleure van baie sterre teken, begin patrone te voorskyn kom, soos die kenmerkende breëband van die & # 8220hoofreeks; en die HR-diagram skuins sny, die ryk van die reuse en superreuse regs bo. en die Wit Dwerge links onder.

Toe sterrekundiges die patrone vir die eerste keer herken, het hulle die eerste stappe geneem in die rigting van ons moderne begrip van hoe sterre mettertyd ontwikkel.

Die eerste HR-diagram is in 1913 deur die Amerikaanse sterrekundige Henry Norris Russell gepubliseer (of ten minste in woorde beskryf, as u na die artikel kyk) Hubble se eerste diagram in 1929. Aan die bokant van my kop kan ek aan niemand dink nie beroemde astronomiese intrige met meer onlangse wortels.

Maar dit beteken nie dat daar nie erwe bestaan ​​wat volgens regte beroemd moet wees nie. Hier is my weergawe van wat sekerlik in 2003 een van die eerste omvattende voorbeelde in sy soort moes wees (uit hierdie artikel deur Blanton et al. 2003). Die diagram toon die kleure van baie verskillende sterrestelsels aan en hoe gereeld of minder gereeld sterrestelsels met daardie spesifieke kleure teëkom:

As u nie hierdie soort plot ken nie, is dit die beste om aan die vertikale lyne te dink as om die diagram in vullis te verdeel & # 8211 dink & # 8220glasfilinders waarin u goed kan plaas. & # 8221 Volgende, kry 'n monster van beelde van verre sterrestelsels. Hier is 'n paar wat ek met die Skyserver Tool gekry het, vriendelik verskaf deur mense wat die Sloan Digital Sky Survey (SDSS) vervaardig het - 'n groot opname wat meer as 1,4 miljoen sterrestelsels bevat:

Sterrestelsels uit die Sloan Digital Sky Survey.

As hierdie beelde minder gedetailleerd is as wat u gewoond was, is dit omdat die sterrestelsels baie ver weg is, selfs volgens ekstragalaktiese standaarde - dit neem amper 1,3 miljard jaar om ons te bereik. Tog kan u die sterrestelsels en verskillende kleure maklik onderskei.

Met die inligting, terug na ons (glas) asblikke. Dink aan sterrestelsels met verskillende kleure as albasters met verskillende kleure. Elke asblik aanvaar sterrestelsels van een spesifieke kleurskerm & # 8211; plaas dus elke marmer in die toepaslike asblik! Terwyl u dit doen, sal sommige vullisdromme meer vul, en ander minder. Die gekleurde stawe dui elke vullisvlak aan. Op die skaal links kan u die ooreenstemmende getalle aflees. Die beste vullisdrom bevat byvoorbeeld 'n bietjie meer as 5 persent van al die sterrestelsels.

Noudat u weet hoe om die diagram te lees, moet u die ekstra vertikale lyne verwyder. In 'n artikel gepubliseer in 'n astronomiese navorsingsjoernaal, is dit hoe 'n & # 8220histogram & # 8221 van hierdie soort sal lyk:

Melkwegverspreiding volgens kleur. Krediet: Markus Pössel

Ek het die inkleuring gelos, alhoewel u dit waarskynlik nie in 'n astronomiese koerant sou vind nie. Die sterrekundiges en hul eie kleurmaat, aangedui & # 8220g-r & # 8221 op die horisontale as, is 'n bietjie tegnies - laat ons die besonderhede ignoreer en hou by die kleure wat ons in die diagram sien.

Om die vullisdromme in hierdie spesifieke diagram te vul, het die sterrekundiges van die SDSS-samewerking 183 487 sterrestelsels volgens kleur gesorteer.

Wat vertel die diagram ons dan? Klaarblyklik is daar twee pieke: een naby die blouerige einde aan die linkerkant, en een naby die rooierige punt aan die regterkant. Dit dui op twee verskillende soorte sterrestelsels. Sterrestelsels van die eerste soort het gemiddeld 'n blou-wit kleur, met sommige monsters 'n bietjie meer en ander 'n bietjie minder blou (daarom is die piek 'n bietjie breed). Sterrestelsels van die ander soort is gemiddeld baie rooier.

'N Sterrestelsel en kleur is afkomstig van sy sterre. 'N Blouagtige sterrestelsel is een met blou sterre. Blou sterre is warmer as rooierige sterre. (Dink aan metaalverhitting: dit begin dofrooi word, word oranje, dan witwarm as jy metaal nog warmer kan maak, dan sal dit blouerig uitstraal.) Warm sterre is massiewer as koeler sterre, en hulle leef vinnig en sterf jonk. - die massiefste sterf na baie minder as 'n miljoen jaar, 'n vlugtige oomblik in vergelyking met ons Sun & # 8217s geskatte leeftyd van tien miljard jaar. Vir 'n sterrestelsel om 'n algehele blou te laat gloei, moet dit 'n bestendige voorraad van hierdie kortstondige blouerige sterre hê, wat nuwe blou sterre in voldoende hoeveelhede produseer namate die oue uitbrand. Dit is dus duidelik dat die sterrestelsels van die blouagtige soort voortdurend nuwe blouerige sterre voortbring. Aangesien daar geen meganisme bekend is wat veroorsaak dat 'n sterrestelsel slegs blouerige sterre produseer nie, kan ons die kwalifiserende produk laat val: hierdie sterrestelsels produseer voortdurend nuwe sterre.

Die rooierige sterrestelsels lewer daarenteen amper geen nuwe sterre op nie. As hulle dit wel gedoen het, moet daar volgens alles wat ons van stervorming weet genoeg blouerige sterre wees om hierdie sterrestelsels 'n algehele blouerige tint te gee. Sonder nuwe sterre is al die oorblywende lang, minder massiewe sterre, en dit is gewoonlik koeler en rooierig.

Die bestaan ​​van twee onderskeie klasse sterrestelsels - stervormende teenoor & # 8220rooi en dood & # 8221 - is 'n dryfveer agter huidige navorsing oor sterrestelsels op dieselfde manier as die HR-diagram vir sterre-evolusie. Waarom is daar twee verskillende soorte? Wat laat die blouerige sterrestelsels sterre voortbring, en wat verhoed die rooierige sterre? Beweeg sterrestelsels mettertyd van die een kamp na die ander? En indien ja, hoe en in watter rigting? As u 'n artikel soos hierdie lees oor die versorging en voeding van sterrestelsels teen tieners, of hierdie artikel oor sterrestelsels wat hul gas herwin, gaan dit alles daaroor dat sterrekundiges probeer om stukke van die legkaart te vind waarom hierdie twee bevolkings bestaan.

Hierdie diagram verdien duidelik wyer openbare erkenning. En daar is ongetwyfeld baie ander astronomiese komplotte wat ewe onderwaardeer word. Help my asseblief om die erkenning wat hulle verdien, aan hulle te gee: Watter diagramme het die meeste gedoen om u begrip van wat daar is te verhoog? Wat het jou verbaas? Wat het 'n opwinding in u ruggraat afgestuur? Plaas asseblief 'n skakel of 'n beskrywing, en laat ons kyk of ons 'n & # 8220Top 10 & # 8221 lys van astronomiese diagramme kan skep. En wie weet: ons kan selfs aan die einde van die jaar 'n & # 8220Astronomy & # 8217s coolste diagramme 2013 & # 8221 probeer.

Bykomende inligting oor hoe die tweespits-sterrestelseldiagram gemaak is, insluitend verskillende weergawes vir aflaai en die luislangskrip wat dit vervaardig het, kan hier gevind word. As u wel wil weet oor die tegniese besonderhede oor die kleur: Die waardes op die x-as stem ooreen met gr, waar g die helderheid van die ster is (uitgedruk in die gewone astronomiese grootte-stelsel) deur een spesifieke groenagtige filter en r die helderheid deur een spesifieke rooierige filter. Besonderhede oor die gebruikte ugriz-filterstelsel kan op hierdie SDSS-bladsy gevind word. En as u bekommerd is oor die effek wat kosmiese rooi verskuiwing op die sterrestelsels in die steekproef sou gehad het: die sterrekundiges het gesorg om te vergoed vir die spesifieke effek, deur die kleure reg te stel om te lyk soos dit sou wees as elkeen van die sterrestelsels so ver weg was dat die lig daarvan 1,29 miljard jaar sal neem om ons te bereik (dit wil sê met 'n kosmiese rooi verskuiwing van z = 0.1).


Piekamplitude en versterker semi-amplitude

Simmetriese periodieke golwe, soos sinusgolwe, vierkantige golwe of driehoekgolwe piekamplitude en semi amplitude is dieselfde.

Piekamplitude Wysig

In klankstelselmetings, telekommunikasie en ander, waar die meetwaarde 'n sein is wat bo en onder 'n verwysingswaarde swaai, maar nie sinusvormig is nie, word piekamplitude dikwels gebruik. As die verwysing nul is, is dit die maksimum absolute waarde van die sein as die verwysing 'n gemiddelde waarde (GS-komponent) is, is die piekamplitude die maksimum absolute waarde van die verskil van die verwysing.

Semi-amplitude Edit

Semi-amplitude beteken die helfte van die piek-tot-piek-amplitude. [2] Die meerderheid wetenskaplike literatuur [3] gebruik die term amplitude of piekamplitude om semi-amplitude te beteken.

Dit is die mees gebruikte maatstaf vir wentelbeweging in die sterrekunde, en die meting van klein radiale snelheids semi-amplitute van nabygeleë sterre is belangrik in die soeke na eksoplanete (sien Doppler-spektroskopie). [4]

Dubbelsinnigheid Wysig

Oor die algemeen is die gebruik van piekamplitude is eenvoudig en ondubbelsinnig slegs vir simmetriese periodieke golwe, soos 'n sinusgolf, 'n vierkantgolf of 'n driehoekgolf. Vir 'n asimmetriese golf (byvoorbeeld periodieke pulse in een rigting) word die piekamplitude dubbelsinnig. Dit is omdat die waarde verskil, afhangende van of die maksimum positiewe sein relatief tot die gemiddelde gemeet word, die maksimum negatiewe sein gemeet word relatief tot die gemiddelde, of die maksimum positiewe sein word gemeet aan die maksimum negatiewe sein (die piek-tot-piek amplitude) en dan deur twee gedeel (die semi-amplitude). In elektriese ingenieurswese is die gebruiklike oplossing vir hierdie dubbelsinnigheid om die amplitude te meet vanaf 'n gedefinieerde verwysingspotensiaal (soos grond of 0 V). Streng gesproke is dit nie meer amplitude nie, aangesien die moontlikheid bestaan ​​dat 'n konstante (GS-komponent) by die meting ingesluit word.

Peak-to-peak amplitude Edit

Peak-to-peak amplitude (afgekort p – p) is die verandering tussen piek (hoogste amplitude waarde) en trog (laagste amplitude waarde, wat negatief kan wees). Met toepaslike stroombane kan piek-tot-piek-amplitudes van elektriese ossillasies gemeet word deur meter of deur die golfvorm op 'n ossilloskoop te sien. Peak-to-peak is 'n reguit meting op 'n ossilloskoop, en die pieke van die golfvorm word maklik geïdentifiseer en gemeet aan die traliewerk. Dit bly 'n algemene manier om amplitude te spesifiseer, maar soms is ander maatstawwe meer geskik.

Wortel gemiddelde vierkante amplitude Wysig

Wortelgemiddelde vierkant (RMS) amplitude word veral in elektriese ingenieurswese gebruik: die RMS word gedefinieer as die vierkantswortel van die gemiddelde oor tyd van die vierkant van die vertikale afstand van die grafiek vanaf die rustoestand [5] dws die RMS van die WS golfvorm (sonder GS-komponent).

Vir ingewikkelde golfvorms, veral nie-herhalende seine soos geraas, word die RMS-amplitude gewoonlik gebruik omdat dit ondubbelsinnig is en fisiek belangrik is. Byvoorbeeld, die gemiddeld krag wat deur 'n akoestiese of elektromagnetiese golf of deur 'n elektriese sein oorgedra word, is eweredig aan die vierkant van die RMS-amplitude (en nie in die algemeen met die vierkant van die piekamplitude nie). [6]

Vir wisselstroom elektriese krag is die universele gebruik om RMS-waardes van 'n sinusvormige golfvorm te spesifiseer. Een eienskap van wortelgemiddelde vierkante spannings en strome is dat hulle dieselfde verwarmingseffek as 'n gelykstroom in 'n gegewe weerstand lewer.

Die piek-tot-piek-waarde word byvoorbeeld gebruik as u gelykrigters vir kragbronne kies, of wanneer u die maksimum spanning skat wat isolasie moet weerstaan. Sommige gewone voltmeters is gekalibreer vir RMS-amplitude, maar reageer op die gemiddelde waarde van 'n gelykgestelde golfvorm. Baie digitale voltmeters en alle bewegende spoelmeters is in hierdie kategorie. Die RMS-kalibrasie is slegs korrek vir 'n sinusgolfinset, aangesien die verhouding tussen piek-, gemiddelde- en RMS-waardes afhang van golfvorm. As die golfvorm wat gemeet word, baie verskil van 'n sinusgolf, verander die verhouding tussen RMS en gemiddelde waarde. Ware RMS-reaksiemeters is gebruik in radiofrekwensie-metings, waar instrumente die verwarmingseffek in 'n weerstand gemeet het om 'n stroom te meet. Die koms van mikroprosessorbeheerde meters wat RMS kan bereken deur die golfvorm te bemonster, het ware RMS-meting alledaags gemaak.

Polsamplitude Wysig

In telekommunikasie, pols amplitude is die grootte van 'n polsparameter, soos die spanningsvlak, stroomvlak, veldintensiteit of drywingsvlak.

Polsamplitude word gemeet aan die hand van 'n spesifieke verwysing en moet dus deur kwalifiseerders, soos gemiddeld, oombliklik, piek, of wortel-gemiddelde-vierkant.

Polsamplitude is ook van toepassing op die amplitude van frekwensie- en fase-gemoduleerde golfvorm-omhulsels. [7]

Die eenhede van die amplitude hang af van die tipe golf, maar is altyd in dieselfde eenhede as die ossillerende veranderlike. 'N Meer algemene voorstelling van die golfvergelyking is meer kompleks, maar die rol van amplitude bly analoog aan hierdie eenvoudige geval.

Vir golwe aan 'n tou of in 'n medium soos water, is die amplitude 'n verplasing.

Die amplitude van klankgolwe en klankseine (wat verband hou met die volume) verwys gewoonlik na die amplitude van die lugdruk in die golf, maar soms word die amplitude van die verplasing (bewegings van die lug of die diafragma van 'n luidspreker) beskryf. Die logaritme van die amplitude in kwadraat word gewoonlik in dB aangehaal, dus 'n nulamplitude stem ooreen met −∞ dB. Luidheid hou verband met amplitude en intensiteit en is een van die opvallendste eienskappe van 'n klank, hoewel dit in die algemeen klanke onafhanklik van die amplitude herken kan word. Die vierkant van die amplitude is eweredig aan die intensiteit van die golf.

Vir elektromagnetiese straling stem die amplitude van 'n foton ooreen met die veranderinge in die elektriese veld van die golf. Radioseine kan egter deur elektromagnetiese straling oorgedra word. Die intensiteit van die straling (amplitudemodulasie) of die frekwensie van die straling (frekwensie-modulasie) word geswaai en dan word die individuele ossillasies gevarieer (gemoduleer) om die sein te lewer.

'N Bestendige toestand amplitude bly konstant gedurende die tyd en word dus voorgestel deur 'n skalaar. Andersins is die amplitude verbygaande en moet dit as 'n deurlopende funksie of 'n diskrete vektor voorgestel word. Vir klankseine is die verbygaande amplitude-omhulsel beter te seine omdat baie algemene klanke 'n kortstondige luidheid aanval, verval, onderhou en vrystel.

Daar kan aan ander parameters bestendige en kortstondige amplitude-omhulsels toegeken word: hoë / lae frekwensie / amplitudemodulasie, Gaussiese geraas, oortone, ens. [8]

Met golfvorms wat baie oortone bevat, kan ingewikkelde kortstondige klanke bereik word deur elke oortoon aan sy eie duidelike kortstondige amplitude-omhulsel toe te ken. Ongelukkig het dit ook die effek dat die hardheid van die klank gemoduleer word. Dit is meer sinvol om luidheid en harmoniese gehalte te skei om parameters onafhanklik van mekaar te beheer.

Om dit te doen, word harmoniese amplitude-koeverte raam-vir-raam genormaliseer om amplitude te word proporsie koeverte, waar elke harmoniese amplitude by elke tydsbestek 100% (of 1) sal tel. Op hierdie manier kan die hoof-luidspreker-koevert skoon beheer word. [8]

In klankherkenning kan die maksimum-amplitude-normalisering gebruik word om die sleutelharmoniese kenmerke van twee gelyke klanke te help belyn, sodat soortgelyke klanke onafhanklik van die luidheid herken kan word. [9] [10]


Binokulêre sterrekunde-teikens vir klein verkykers

Vir diegene wat 'n verkyker gebruik in die reeks 5X25, 10X25, 5X30 en 10X30, is daar baie cool voorwerpe wat u kan sien. Kom ons begin nou in die konstellasie van Kanker. Vir die meeste waarnemers is die Kanker verskriklik dof en moeilik om in ligbesoedelde lug te sien & # 8211, maar dit is nie die diep ruimtevoorwerpe nie. As u nie die primêre sterre van Kanker visueel kan opspoor nie, begin dan die lug ewe ver tussen die Tweeling en Leo. Ons eerste verkyker-voorwerp word gesien as 'n wasige visuele vlek op 'n donker lugplek en sal in 'n verkyker uitspring.


M44 & # 8211 Galileo was een van die eerstes wat hierdie oop sterregroep met 'n visuele hulpmiddel bekyk het. As u dit kry, sal u die & # 8220Beehive & # 8221 ken, want dit is letterlik 'n swerm sterre! Ongeveer 577 ligjare ver en na raming 730 miljoen jaar oud, is hierdie helder tros gemiddeld 3,5 en sal dit ongeveer 1/3 van die gesigsveld beslaan. Alhoewel slegs ongeveer 20 of meer sterre maklik vir klein aperature sigbaar is, bevat die groep meer as 200 van die 350 sterre in die gebied wat as lede bevestig is.

Skuif die verkyker nou stadig suidoos en u sal ons volgende teiken verken:


M67 & # 8211 Die oop tros is voor 1779 ontdek deur Johann Gottfried Koehler, en is een van die oudstes wat 3,2 miljard jaar bekend was. Charles Messier het M67 onafhanklik herontdek, dit in sterre opgelos en op 6 April 1780 gekatalogiseer, en u kan sien waarom die dowwe handtekening daarvan verkeerd kon wees as kometêr omdat klein sterrekykers dit ook nie heeltemal kan oplos nie! Glo dit of nie, M67 is ongeveer dieselfde ouderdom as ons sonnestelsel en het ongeveer dieselfde orde as dit vanuit die ruimte gesien word. Geniet sy klein, sterrestelselagtige voorkoms.


Dit is tyd om na die Big Dipper te gaan en ons te soek na nog twee konstellasies wat moeilik is om te herken en Canes Venetici en Coma Berenices. Ons twee verkykerteikens in hierdie gebied is ook baie helder, maar nie maklik om onder helder lug te vind nie. Gebruik Ursa Major as riglyn en volg die boog van die handvatsel na die ooste vir Arcturus. Het dit? Goed! Kyk nou weer aan die einde van die handvatsel en u sal 'n dowwe ster sien net 'n paar vingerbreedtes weg & # 8230 Dit is Cor Caroli. Skuif u 'n verkyker tussen hierdie twee sterre, dan sal ons volgende teiken u reg in die oë slaan & # 8230


M3 & # 8211 Uitstaande bolvormige groep M3 is in 1764 deur Charles Messier ontdek en bevat ongeveer 'n halfmiljoen sterre. Dit was Messier se eerste oorspronklike ontdekking en hy het dit op 3 Mei 1764 aangeteken. As u ooit 'n komeet gesien het, weet u waarom hierdie spesifieke voorwerp baie soos een lyk. In kleiner optika kan u die sterre eenvoudig nie oplos in hierdie 33.900 ligjaar-bolvormige groep nie. In klein verkykers sal dit niks anders as 'n klein, ronde vlek lyk nie & # 8230 Maar wat 'n vlek! Dit kan so groot as 22 ligjaar en 26 miljard jaar oud wees.

Begin nou suid beweeg vir nog een & # 8230 As die hele gesigsveld in sterre ontplof? Jy het dit gevind & # 8230


Melotte 111 & # 8211 Is 'n regte verkyker en behoort tot 'n ander studieklas van oop trosse. Hierdie groot, los oop trosse, wat die eerste keer deur Ptolemaeus gekatalogiseer is en weer deur P.J.Melotte gekatalogiseer is, het baie ondersoek gedoen om te bewys dat die betrokke sterre werklik geassosieer is. Alhoewel die Coma Berenices-groep blykbaar vanuit ons perspektief in wese stil bly sit, laat dit ons net 'n baie langer tyd om hierdie drie handjievol helder sterre te geniet.


Die beskrywing van die MegaPipe-beeldstapelpyplyn

Die name is van twee soorte. Die eerste sorteer begin met 'G' (vir 'groep') gevolg deur 'n generasienommer (wat elke ses maande toegeneem word), gevolg deur getalle wat die RA en Des van die groepsentrum aandui. Byvoorbeeld: G002.003.844 + 33.133 is en ouer groep gesentreer op RA = 33,133 en Des = 3,844. Die ander soort is gebaseer op die opname van die CFHTLS (met name soos D3, W4 ens.) Of die NGVS (byvoorbeeld NGVS + 1 + 1).

Die groepname word gevolg deur 'n karakter (s) wat die filter UGRIZ aandui. Die i.MP9702-filter word aangedui as "I2".


Wat is die grootte van die ugriz-grootte? - Sterrekunde

Ten einde 'n ster se helderheid te kwantifiseer, gebruik sterrekundiges 'n & # 8220stellar magnitude & # 8221 -stelsel. Die ster se & # 8220magnitude & # 8221 of helderheid wat ons waarneem hang af van die ster se intrinsieke helderheid en die afstand daarvan vanaf die aarde. Op grond hiervan kry elke ster 'n skynbare grootte nommer. Omdat die grootteskaal 'n relatiewe skaal is, is daar 'n nul-punt-grootte & # 8221 waarmee alle ander sterre wat ons sien vergelyk word. Die ster Vega, wat in die sterrebeeld Lyra voorkom, het byvoorbeeld 'n skynbare grootte van nul.

Voorwerpe wat helderder is as wat Vega het negatief sterkte (byvoorbeeld, Sirius het 'n sterkte van -1,46 en die grootte van die son is -26,74). Byna elke voorwerp in die lug is egter dowwer as Vega en sal groter wees as nul. Die donkerste voorwerpe wat ons met die blote oog kan sien, is magnitude 7, en met behulp van teleskope kan ons die 25ste grootte meet.

Onthou, die groter die skynbare omvang, die dowwer of flouer die voorwerp!

As u na die lug kyk, hoe donkerder die lug, hoe flouer sterre kan u sien, daarom is die beperkte grootte groter. En dit dui op minder ligbesoedeling!

As dit u verwar, moenie sleg voel nie! Dit is aanvanklik verwarrend vir baie sterrekundiges ook!

Globe at Night is 'n program van NSF se NOIRLab, die vooraanstaande Amerikaanse nasionale sentrum vir grondgebaseerde, nag- en infrarooi sterrekunde, wat bestuur word deur die Association of Universities for Research in Astronomy (AURA), onder samewerkingsooreenkoms met die National Science Foundation. .


Waarskuwings

Die snelheidsverspreidingsmetings wat met SDSS-spektra versprei word, gebruik templatespektra wat tot 'n maksimum sigma van 420 km / s saamgevoeg is. Daarom is snelheidsverspreiding sigma & gt 420 km / s nie betroubaar nie en mag dit nie gebruik word nie.

Ons beveel die gebruiker aan om nie SDSS-snelheidsverspreidingsmetings te gebruik vir:

  • spektra met S / N & lt 10
  • snelheidsverspreidingsberamings kleiner as ongeveer 70 km s -1 gegewe die tipiese S / N en die instrumentele resolusie van die SDSS-spektra

Let ook daarop dat die snelheidsverspreidingsmetings wat deur die SDSS-spektro-1D-pypleiding uitgevoer word, nie tot 'n standaard relatiewe sirkelopening gekorrigeer word nie. (Die SDSS-spektra meet die lig binne 'n vaste diafragma met 'n straal van 1,5 boogsek. Daarom word die geskatte snelheidsverspreiding van sterre sterrestelsels beïnvloed deur die bewegings van sterre in groter fisiese radiusse as vir soortgelyke sterrestelsels in die omgewing. vroeë-tipe sterrestelsels daal met radius, dan sal die geskatte snelheidsverspreidings (met behulp van 'n vaste opening) van sterre sterrestelsels stelselmatig kleiner wees as dié van soortgelyke sterrestelsels in die omgewing.)