Astronomiya

13-cü böyüklükdə olan ulduzlar üçün onların müxtəlif kataloqlardakı yazıları ümumiyyətlə əlaqələndirilir və ya biri bunu əl ilə edir?

13-cü böyüklükdə olan ulduzlar üçün onların müxtəlif kataloqlardakı yazıları ümumiyyətlə əlaqələndirilir və ya biri bunu əl ilə edir?

@ MikeG'nin sürətli cavabı "2014 MU69 asteroidinin 2018-08-04 tarixində gizli olacağı təxmin edilən hansı ulduz idi?" üç katalogdan bir 13-cü böyüklükdə bir ulduz üçün üç ad sadalayır; 2MASS, UCAC4 və Gaia DR2.

Sualım bir qədər subyektiv ola bilər, amma inanıram ki, mövzu ilə məşhur olan birisi səlahiyyətli bir cavab verə biləcəkdir.

Hər üçündə görünən 13-cü böyüklükdə olan ulduzlar üçün bunlar kataloqlar arasında elektron şəkildə bir-birinə bənzəyir, yoxsa hər birini yoxlayır, obyektlərin eyni olduğuna qərar verirsən, sonra da nəticələrinizi qeyd edirsiniz bir şey yazmaq?

  • 2MASS All-Sky Nöqtə Mənbələri Kataloqu (Cutri + 2003)
  • UCAC4 Kataloqu (Zacharias +, 2012)
  • Gaia DR2 (Gaia Əməkdaşlıq, 2018)

CDS Simbad verilənlər bazasında mövqeyə görə mövqeyə görə axtararsanız, bu üç kataloqun hamısına giriş verəcəkdir. Adla axtarsanız, bu üç kataloqdakı uyğun obyektləri axtaracaqdır. Uyğunlaşdırma alqoritminin nə olduğuna əmin deyiləm - mövqedə qarşılıqlı əlaqəli olmalı və obyektin düzgün hərəkətini və müxtəlif kataloqların dövrlərini nəzərə alaraq uyğun bir uyğunluq radiusunda obyektlər axtarmalıdır.

Bu axmaqlığa davamlı olmayacaq, ancaq göydəki 13-cü böyüklükdəki cisimlərin sıxlığı kifayət qədər azdır ki, saxta matçların olması ehtimalı çox azdır.


Bir ulduz qrafikinin səmərəli şəkildə qurulması

Yüz minlərlə giriş ehtiva edə bilən astronomik ulduz kataloqu görüntüləmək istərdim. Kataloqlar ümumiyyətlə hər bir ulduz üçün sferik koordinatlar və digər məlumatlar olan sadəcə bir ulduz siyahısından ibarətdir. Sferik koordinatlar dedikdə sağ qalxma (0-360 dərəcə və ya 0-24 saat) və əyilmə (-90 dərəcədən +90 dərəcə) nəzərdə tutulur. Bu, Yer səthinin əvəzinə səma sferasında olan uzunluğa və enliyə cavab verir.

Kataloqda mərkəz (sferik koordinatlarda) və görmə sahəsinin ölçüsü (dərəcə ilə) və proyeksiya (məsələn, stereoqrafik proyeksiya) tərəfindən müəyyən edilmiş müəyyən bir görüş sahəsi daxilində yerləşən bütün ulduzları təsvir etmək istəyirəm. ).

Bütün kataloqu nəzərdən keçirərək ulduzların təsvirini aparmaq və sadəcə hər ulduzun görüş sahəsinin içində olub olmadığını yoxlamaq çox səmərəsizdir.

Bunu necə daha effektiv edə bilərəm? Bu cür problem üçün yaxşı bir alqoritm və ya məlumat quruluşu varmı?


Astronomiya nədir?

Astronomiya kainat ulduzları, qalaktikalar, kometalar, planetlərin və s. Öyrənir, eyni zamanda Yer atmosferinin xaricində baş verən hadisələrə, məsələn kosmik fon radiasiyasına baxır. Bu səma cisimlərinin xüsusiyyətləri müşahidə olunur və öyrənilir, həyat dövrləri, Ay tutulmasını proqnozlaşdırmaq və s. Kimi amillər astronomiya sahəsi təbiətinə görə böyükdür. Kainat haqqında hələ kəşf olunmamış çox şey var.

İlk növbədə müşahidə astronomiyası və nəzəri astronomiyaya bölünən birincisi, bu obyektləri müşahidə etdikdə məlumatların toplanmasına və analizinə yönəldilir, ikincisi isə astronomik obyektləri və baş verən hadisələri daha yaxşı təsvir etmək üçün modellərin inkişafına baxır. Bu gün astronomiya astrofizika ilə sıx bağlıdır və terminlər hətta bir-birinin əvəzinə istifadə olunur. Keçmişdə astronomiya, səmavi naviqasiya, təqvim düzəltmə, astrometriya və hətta astrologiya kimi fənlərlə əlaqələndirilirdi (lakin bu gün astrologiya bir elm olaraq təsnif edilmir).

Əvvəllər astronomik işlərin çoxu gecə saatlarında bir teleskop vasitəsi ilə aparılırdı, bu gün rəqəmsal görüntüləmə ilə bir çox astronom günlərinin çox hissəsini böyük həcmdə məlumatları analiz edərək kompüter qarşısında keçirir. Astronom kimi işiniz sizi dünyanın müxtəlif yerlərinə apara bilər - bəlkə də kənarda! Bu nə qədər sərin?


Starnet ++ əsərləri

Son vaxtlar Starnet ++ un düzəldilməz əsərləri geridə qoymadan şəkillərimdəki ulduzları silməsinə çox çətinlik çəkirəm. Düşünürəm ki, əksəriyyəti yeni əhatə dairəmdəki problemlərimə və pozlama uzunluğu baxımından doğru parametrləri ala bilməməyimə görədir. Nə olursa olsun, verilişin incəlikləri ilə daha yaxından tanış olan və bununla daha yaxşı nəticələr əldə etməyim üçün bəzi məsləhətlər verə bilən birinin olub olmadığını düşünürdüm. RGB ulduzlarını geri qaytarmadan əvvəl təmiz Sh2-114 ulduzlu Ha ilə oynamaq istərdim. Burada işlədiyim əsərlərə bir nümunə görə bilərsiniz: https: //cdn.astrobin. x0_UioLiwJR.jpg

Bunu əvvəllər görən və Starnet ++ -dən daha yaxşı nəticə əldə etməyin yaxşı bir yolunu bilən varmı? Bütün tövsiyələrə açıqam. Bu faylı özünüz Starnet ++ vasitəsilə çalışdırmaq istəyirsinizsə, burada tapa bilərsiniz: https://drive.google. iew? usp = paylaşma

Bütün tövsiyələr üçün əvvəlcədən təşəkkür edirik!

# 2 Morefield

Son vaxtlar Starnet ++ un düzəldilməz əsərlərini geridə qoymadan şəkillərimdəki ulduzları silməsinə çox çətinlik çəkirəm. Düşünürəm ki, əksəriyyəti yeni əhatə dairəmlə bağlı problemlərimə və pozlama uzunluğu baxımından doğru parametrləri ala bilməməyimə görədir. Nə olursa olsun, verilişin incəlikləri ilə daha yaxından tanış olan və bununla daha yaxşı nəticələr əldə etməyim üçün bəzi məsləhətlər verə bilən birinin olub olmadığını düşünürdüm. RGB ulduzlarını geri qaytarmadan əvvəl təmiz Sh2-114 ulduzlu Ha ilə oynamaq istərdim. Burada işlədiyim əsərlərə bir nümunə görə bilərsiniz: https: //cdn.astrobin. x0_UioLiwJR.jpg

Bunu əvvəllər görən və Starnet ++ -dən daha yaxşı nəticə əldə etməyin yaxşı bir yolunu bilən varmı? Bütün tövsiyələrə açıqam. Bu faylı özünüz Starnet ++ vasitəsilə çalışdırmaq istəyirsinizsə, burada tapa bilərsiniz: https://drive.google. iew? usp = paylaşma

Bütün tövsiyələr üçün əvvəlcədən təşəkkür edirik!

Chris

Bəzən Starnet ++ ulduzları müəyyənləşdirmək və dəyişdirmək üçün yaxşı bir iş görəcəyi bir görüntü alıram. Ancaq çox vaxt Starnet ++ şəkillərimdəki ən parlaq ulduzları əvəz etmək üçün zəif bir iş görür. Bununla birlikdə, bir ulduzu təyin edərkən gördüyüm ən yaxşısıdır və bu çətin məsələdir.

Starnet ++ üçün işim ulduzsuz bir versiya hazırlamaq və sonra orijinaldan PS olaraq bir qat olaraq istifadə etməkdir. Qarışdırma rejimini Fərq olaraq təyin etdim və bu, ekranda yalnız ulduzları göstərəcəkdir. Daha sonra Select & gtColor Range & gtHighlights seçin və hər hansı bir obyekt seçilmədən mümkün qədər çox ulduz əldə edənə qədər sürgüyü hərəkət etdirirəm. Bu seçimi bir-iki piksel genişləndirə bilərəm. Müxtəlif məqsədlər üçün bir ulduz seçimi olaraq qeyd olunur.

Daha sonra həmin ulduz seçimini orijinal görüntünün bir nüsxəsində istifadə edirəm və Edit & gtFill & gtContent xəbərdar doldurun. Photoshop, ulduzların olduğu yeri doldurmaq üçün daha yaxşı bir iş görür. Təmizləmə hələ də lazımdır və seçiminizi biraz daha çox yedekləməlisiniz və genişləndirməlisiniz. Ancaq bu, adətən Starnet ++ işinin doldurulmasından daha yaxşıdır.

Ulduzları geri əlavə edəcəyinizi düşünsək, bir az qalıq yaxşıdır, çünki ulduzları əvəzlədiyiniz zaman örtülü olacaq.

# 3 H-Alfa

Bənzər bir şey burada müzakirə edildi. Bəlkə sizə kömək edə bilər:

Sənətə baxanda ağlıma 2 sual gəlir:

-Starnetdən əvvəl səs azaltma həyata keçirtmisiniz və ya sisteminiz halos istehsal edir? Qalan ləkə, bəzi haloları olan və starnet tərəfindən yaxşı idarə olunmayan öz şəkillərimi xatırladır. Səs azaltma, eyni problemə səbəb olan ulduzlar ətrafında haloslar yaratmağa / artırmağa meyllidir.

-Şəkili necə uzatdınız? HT-yə köçürülmüş standart STF, Nikita tərəfindən tövsiyə edilən başlanğıc nöqtəsidir, lakin bir az daha az uzanma bəzi hallarda, xüsusilə çox parlaq ulduzlarla işləmək üçün kömək edə bilər.

# 4 ChrisPA

Chris,

Bəzən Starnet ++ un həm ulduzları müəyyənləşdirmək, həm də dəyişdirmək üçün yaxşı bir iş görəcəyi bir görüntü alıram. Ancaq çox vaxt Starnet ++ şəkillərimdəki ən parlaq ulduzları əvəz etmək üçün zəif bir iş görür. Bununla birlikdə, bir ulduzu təyin edərkən gördüyüm ən yaxşısıdır və bu çətin bir şeydir.

Starnet ++ üçün işim ulduzsuz bir versiya hazırlamaq və sonra orijinaldan PS olaraq bir qat olaraq istifadə etməkdir. Qarışdırma rejimini Fərq olaraq təyin etdim və bu, ekranda yalnız ulduzları göstərəcəkdir. Daha sonra Select & gtColor Range & gtHighlights seçin və hər hansı bir obyekt seçilmədən mümkün qədər çox ulduz əldə edənə qədər sürgüyü hərəkət etdirirəm. Bu seçimi bir-iki piksel genişləndirə bilərəm. Müxtəlif məqsədlər üçün bir ulduz seçimi olaraq qeyd olunur.

Daha sonra həmin ulduz seçimini orijinal görüntünün bir nüsxəsində istifadə edirəm və Edit & gtFill & gtContent xəbərdar doldurun. Photoshop, ulduzların olduğu yeri doldurmaq üçün daha yaxşı bir iş görür. Təmizləmə hələ də lazımdır və seçiminizi biraz daha çox yedekləməlisiniz və genişləndirməlisiniz. Ancaq bu, adətən Starnet ++ işinin doldurulmasından daha yaxşıdır.

Ulduzları geri əlavə edəcəyinizi düşünsək, bir az qalıq yaxşıdır, çünki ulduzları əvəzlədiyiniz zaman örtülü olacaq.

CS,

Kevin

Sizi əvvəllər burada görməmişdim (ümumiyyətlə Buludlu Gecələri az istifadə etsəm də). Buna bir zərbə vurdum və məsələ budur ki, əsərləri həqiqətən tapmaq deyil. Məsələn, bağladığım görüntünün sağ üst hissəsinə baxsanız, ulduzların sətirlərinə və ya qövslərinə uyğun olan bir çox "qığılcım işarəsi" var. Bu mənim əsas məsələm - bu növ əsərlərdir. Starnet ++ faylını Fərq olaraq təyin etmək yalnız tamamilə silinməmiş daha parlaq ulduzları tapmaqdır. Və ya bəlkə səhv edirəm? PS-nin olduqca köhnə bir versiyasından istifadə edirəm. : / Güman edirəm Starnet-də çəkilərin tənzimlənməsinin bu işi daha yaxşı hala gətirə biləcəyinə ümid edirdim, amma bununla necə işləyəcəyimi bilmirəm. Bu əhatədəki bütün plan bu ulduz sahəsindəki ağır bölgələri etmək idi, lakin f / 2.8 üçün bütün bu ulduzları tam partlayışa buraxmaq üçün lazım olan daha geniş keçid yolu ilə bu plan dağılmağa başlayır.


4 Nəticələr

[11] Geri proyeksiya hadisələri kataloqu, dəstəkləyici məlumatlarda Cədvəl S1-də verilmişdir. Bu kataloğun spatiotemporal paylanmasını təqdim etməklə yanaşı, nəticələrə JMA kataloqu ilə müqayisə də daxil olacaqdır. Bundan əlavə, dalğa formasına uyğun texnika ilə tərtib edilmiş bir kataloqu ilə qısa müqayisələr aparılacaqdır [Lengline et al., 2012] və NEIC qlobal kataloqu (brain.usgs.gov). Bu müqayisələrin nəticələri, eləcə də arxa proyeksiya kataloqunun ümumi xüsusiyyətləri möhkəmdir və əks proyeksiya təhlili üçün verilən bəzi subyektiv qərarların təsiri altında deyil. Məsələn, süzülmüş məlumatların və arayış hadisələrinin tezlik diapazonu üçün fərqli seçimlərdən istifadə daha az aşkar olunan hadisələrə səbəb olur, lakin ümumi nəticələr bu hissədə verilmiş nəticələrə bənzəyir (Şəkil S1 və S2).

4.1 Geri proyeksiya Aftershock Sıra

[12] Ümumilikdə, geri proyeksiya metodu, əsas şok hiposentral vaxtından sonra ilk 25 saat ərzində 600 təkan sarsıntı aşkar edir (dəstəkləyici məlumatlarda Cədvəl S1). Yapon səngərinin zərbəsi boyunca təqribən 500 km uzunluqda olan yeraltı təkanların məkan bölgüsü çox genişdir (şəkil 4a). Ən böyük yeraltı təkanlar cənubdur və əsas şokun episentrindən yenilənmə istiqamətindədir. Bundan əlavə, xarici yüksəlişdə tətil boyu təxminən 300 km uzunluğa sahib olan böyük bir hadisələr qrupu var. Honşunun qərb sahilinin yaxınlığında yerləşən, lövhə interfeysi və ya xarici yüksəlişlə əlaqəli olmayan bir neçə hadisə var və bunun əvəzinə üstünlük təşkil edən Okhotsk / Şimali Amerika lövhəsi daxilində baş verən dayaz hadisələr və ya meydana gələn dərin hadisələr var. subduktinq plitəsi daxilində.

[13] Geri proyeksiya hadisələrinin müvəqqəti təkamülü də maraqlı davranışlar nümayiş etdirir. Zəlzələnin baş vermə dərəcəsi ilk 6 saat ərzində zəlzələ ardıcıllığında sabitdir və sonra Omori qanununa görə çürüyür. səh 0.9 dəyəri [məsələn, Utsu və s., 1995 Şəkil 4b]. İlkin sabit seysmiklik dərəcələri, ehtimal ki, daha kiçik hadisələrin yalnız əsas şok və erkən yeraltı təkanlarla əlaqəli yüksək səs-küy səviyyələri yayıldıqdan sonra aşkar edilə biləcəyi zamana bağlı kataloq tamlığıdır. Vaxtdan asılı olan bu kataloqun tamlığını düzəltmək üçün metodlar böyüklük məlumatı olduqda tətbiq oluna bilər [məs., Lengline et al., 2012]. Bundan əlavə, Şəkil 4b-də göstərilən ikinci yeraltı təkanlar zamanı seysmiklik dərəcəsindəki dalğanı nəzərə alın. Bu daldırma, səth dalğalarının və bəlkə də digər seysmik fazaların Şimali Amerikaya əsas şokdan gəlməsi ilə əlaqədardır. Bu dalğalar aftershok ardıcıllığının birinci və ikinci saatları ərzində baş verən hadisələri gizlədir və bu səbəbdən seysmikliyin azalması ehtimal olunan bir əsərdir. Nəhayət, Şəkil 4c, yeraltı təkanların məkan genişlənməsinin tətil boyunca çox sürətlə baş verdiyini və əsas zərbədən sonra təxminən 30 dəqiqə ərzində son yeraltı təkan paylama ölçülərinin xarici sərhədlərinə çatdığını göstərir. Bir neçə kənara çıxma istisna olmaqla, daldırma istiqamətlərində yeraltı təkanların genişlənməsi daha tədricidir, xəndək boyunca ümumi genişlənmə davranışında yalnız kiçik dəyişikliklər olur (şəkil 4d).

4.2 JMA Kataloqu ilə müqayisə

[14] Aterşokun aşkarlanması üçün backprojection metodunun fəaliyyətini qiymətləndirmək üçün JMA kataloqudakı hadisələri backprojection kataloqundakılarla müqayisə edirik. Xüsusilə, əks proyeksiya kataloquda JMA kataloğunda hansı hadisələrin olduğunu və hansı hadisələrin olmadığını müəyyənləşdirməkdə maraqlıyıq. Qeyd etmək lazımdır ki, bu müqayisə üçün Tohoku əsas şokundan bir il sonra çıxan yenilənmiş bir JMA kataloqu istifadə olunur (K. Moriwaki, şəxsi ünsiyyət, 2012).

[15] JMA kataloqu ümumiyyətlə ilk 25 saat ərzində təxminən 2500 zəlzələ ilə 2011-ci il Tohoku aftershock ardıcıllığının ən tam və homojen kataloqu hesab olunur. Bu kataloqa 0,2 ilə 9,0 bal gücündə hadisələr daxildir, lakin normal seysmiklik dövründə tamlıq gücü 2 civarındadır [məsələn, Nanjo et al., 2010]. JMA təkanlarının məkan bölgüsü təxminən 500 km-lik bir vuruş məsafəsini əhatə edir (şəkil 5a) və ilk 25 saat ərzində seysmiklik dərəcələrində çox az çürümə olur (şəkil 5b), ancaq böyüklüyü və ya daha böyük olan hadisələr olsa da 5.0-ə bərabər hesab edilir, seysmiklik dərəcələri 0.9-a bərabərdir (Şəkil 5c).

[16] Geri proyeksiya ilə JMA kataloqu arasındakı uyğun meyarları inkişaf etdirmək üçün əvvəlcə bir-birindən 100 s məsafədə baş verən JMA hadisələrindən geri proyeksiya hadisələrinin məsafələrinə baxırıq (şəkil 6). Bu müqayisə, məsafələrin ayrılması 0,5 ° -dən az olan hadisə cütlüyünün böyük bir qrupu ilə nəticələnir. Bundan əlavə, geri proyeksiya ilə JMA hadisələri arasındakı zaman fərqləri bu ən yaxın hadisə cütləri üçün əhəmiyyətli dərəcədə kiçikdir və bu səbəbdən zəlzələ uyğunluğu üçün 0,5 ° məsafədə bir kəsmə istifadə olunur (şəkil 6). Bu məsafə məhdudiyyəti tətbiq edildikdən sonra hadisə cütlərinin əksəriyyəti bir-birindən 20 saniyə ərzində baş verir, baxmayaraq ki, 30 saniyəlik bir az daha böyük vaxt məhdudiyyəti uyğun meyar kimi istifadə olunur.

[17] Təəccüblüdür ki, uyğun meyarlardan istifadə edərək, əks proyeksiya kataloqudakı hadisələrin tam yarısı JMA kataloqu içində deyil (dəstəkləyici məlumatlarda Cədvəl S1). Dəqiq say, istifadə olunan uyğunluq meyarlarına, xüsusən də məkan məhdudluğuna çox bağlıdır, lakin çox böyük məkan (2,0 °) və müvəqqəti (100,0 s) məhdudiyyətlər tətbiq olunsa belə, əks proyeksiya hadisələrinin 89-u JMA kataloqunda deyil. Bu həddindən artıq məkan ehtiyatı olduğu təqdirdə, məsafə məhdudluğunun seysmogen zonanın bütün genişliyini əhatə etdiyini nəzərə alsaq, demək olar ki, hər hansı bir JMA aftershok, proyeksiya kataloqudakı hər hansı bir hadisəyə məkanla uyğunlaşdırılacaqdır. Beləliklə, vaxt məhdudluğu yeganə ayrı-seçkilik parametrinə çevrilir.

4.3 Həm JMA, həm də Backprojection Kataloqlarındakı hadisələr

[18] JMA kataloquda müvafiq qeydlərə sahib olan geri proyeksiya hadisələri demək olar ki, bütün əsas şok bölgəsini əhatə edir, baxmayaraq ki, xəndəyin yaxınlığında və xarici qalxışda hadisələrin nəzərə çarpacaq dərəcədə çatışmazlığı var (şəkil 7a). Bu hadisələrin əksəriyyəti 4-dən böyük olan və təxminən 5 bal gücündə bir zirvəyə sahib olan müvafiq JMA böyüklüyünə malikdir (şəkil 7b). Çox güman ki, bu zirvə geri proyeksiya kataloğunun tamlığının böyüklüyünü təmsil edir, daha böyük böyüklüklərdə davamlı azalma isə sarsıntının ardıcıllığının, yəni Gutenberg-Richter münasibətinin həqiqi bir xüsusiyyəti olur [Gutenberg və Richter, 1944 ].

[19] JMA kataloqudakı böyüklüklər, xətti yığma yanaşması tətbiq edildikdə geriyə proyeksiya hadisələrinin zirvə amplitüdləri ilə də qiymətləndirilə bilər. Bu müqayisə üçün, tutarlılıq funksiyası analizindən seçilmiş hadisə vaxtı pəncərələri, xətti yığma nəticələrindəki zirvə amplitüdlərini tapmaq üçün istifadə olunur (şəkil 3a). Xətti yığma yanaşması indiyədək istifadə olunan tutarlılıq funksiyası yanaşmasına nisbətən daha az spatiotemporal qətnaməyə malikdir, buna görə də bəzi hallarda tutarlılıq funksiyası analizindən müəyyən edilmiş hadisələr xətti yığma istifadə edildikdə o qədər də dəqiq müəyyən olunmur. Buna baxmayaraq, hadisələrin zaman pəncərələrindəki xətti yığınların maksimum amplitüdü bu qeyd məlumatları (amplitüd) = 1.4 (JMA böyüklüyü) - 11.0 arasındakı ən uyğun xətt ilə JMA böyüklüyü (Şəkil 7c) ilə yaxşı əlaqəlidir. Bu əlaqə, JMA böyüklüyünün olmadığı hadisələri xarakterizə etmək üçün faydalı olacaqdır.

4.4 Tədbirlər Yalnız Backprojection Kataloqunda

[20] Həm arxa proyeksiya, həm də JMA tərəfindən təsbit edilən hadisələrdən fərqli olaraq, JMA kataloqu olmayan əks proyeksiya hadisələrinin əksəriyyəti xəndəyin yaxınlığında və xarici yüksəlişdədir (şəkil 8a). Bu müşahidə gözlənilməz olsa da, fərqli uyğunluq meyarları istifadə edildikdə belə ümumi nəticə özünü göstərir (Şəkil 8b) və əks proyeksiya analizində fərqli işləmə seçimləri edilir (Rəqəmlər S1 və S2). Bundan əlavə, yalnız arxa proyeksiya kataloqundakı hadisələrin faizi, əsas şokdan zaman keçdikcə əhəmiyyətli dərəcədə azalmır (şəkil 8c). Bu, seysmiklik dərəcələrinin azalması ilə zaman keçdikcə azalacaq əsas şokdan sonra yüksək səs səviyyələrinin gözlənildiyi kimi misilsiz geri proyeksiya hadisələrinin əsas səbəbi olmadığını göstərir. Bu zamandan asılılıq əvəzinə, nəticələr JMA kataloqu deyil, əks proyeksiya kataloqudakı hadisələrə məkan nəzarəti istiqamətində işarə edir.

[21] Əvvəlki hissədə (Şəkil 7c) müəyyən edilmiş amplitüd və JMA böyüklüyü arasındakı ən yaxşı uyğunlaşma əlaqəsindən istifadə edərək, bu hadisələrin böyüklüyünün qiymətləndirmələri aparılmışdır. Hadisələrin böyüklüyünün bölgüsündə yalnız 4.4 ilə 4.6 arasındakı geri proyeksiya kataloqunda bir zirvə var (şəkil 8d). Bu böyüklük aralığındakı hadisələrin sayı, bir hadisə ilə əlaqəli amplituda fərqli bir zirvənin əvəzinə, xətti yığma nəticələrindəki fon səs-küy səviyyəsinin göstəricisi ola bilər. Başqa sözlə, tutarlılıq funksiyası təhlili ilə təsbit edilən daha kiçik hadisələr, xətti yığma nəticələrində gözə çarpan xüsusiyyətlər olmaya bilər və bu da böyüklüyün qiymətləndirilməsini çətinləşdirir. Yalnız arxa proyeksiya kataloqundakı ən böyük hadisə 6.8 bal gücündədir. Şəkil 9 bunun həm məkanda, həm də zamanda çox fərqli bir hadisə olduğunu göstərir. Bundan əlavə, bir Mw Bu nəticəyə dəstək verən NEIC kataloqunda oxşar yeri və saatı olan 6.6 hadisə. Yerli Hi-net məlumatları böyük həcminə baxmayaraq, bu hadisədən yalnız səs-küylü bir gəliş göstərir ki, məlumatların yüksək ötürmə filtrləndiyini müəyyənləşdirmək çətindir (Şəkil S3).

4.5 Tədbirlər Yalnız JMA Kataloqunda

[22] Kataloqların müqayisəsinə alternativ yanaşma, zəlzələlərin JMA kataloqundakı əks proyeksiya kataloqunda uyğun hadisələr olmayan xüsusiyyətlərini araşdırmaqdır. Bu hadisələrin əksəriyyəti Honşunun şərq sahilləri yaxınlığında baş verir (şəkil 10a) və böyüklüyü 1 ilə 4,5 arasındadır (şəkil 10b). 6.0-dan çox böyüklükdə olan daha böyük yeraltı təkanların hamısı arxa proyeksiya analizi ilə aşkarlanır, lakin geri proyeksiya kataloqunda olmayan üç böyük JMA zəlzələsi var. Bu hadisələrin ən böyüyü (M 6.8) xarici yüksəlişdədir. Təsəvvür olunan enerjisi məkanda və zamanda aydın şəkildə müəyyənləşdirilir, lakin geri proyeksiya şəbəkəsinin kənarında kəsilir. Bu səbəbdən yuxarıda göstərilən prosedurdan istifadə edərək bu geri proyeksiya hadisəsi ləğv edilir. Yalnız JMA kataloqundakı qalan iki böyük hadisəni proqnozlaşdırmışıq P Şimali Amerikada səth dalğalarının əsas şokdan gəlməsi ilə üst-üstə düşən dalğa gəlişləri. Bu nəticə, bu müddət ərzində aşkarlanmanın nə dərəcədə təsirləndiyini vurğulayır.

4.6 Kataloqları birləşdirmək

[23] JMA kataloqu olmayan geri proyeksiya hadisələrinin JMA kataloqu ilə birləşdirilməsi, aftershok ardıcıllığının məkan-müvəqqəti paylanmasında bəzi mühüm dəyişikliklərə səbəb olur. Məsələn, JMA kataloqundakı xəndək yaxınlığında müşahidə edilən böyük məkan boşluğu (şəkil 5a) demək olar ki, birləşmiş kataloqu ilə doldurulur (şəkil 11a). Bundan əlavə, a ilə birləşdirilmiş kataloqda seysmik nisbətlər daha sürətli azalır səh 1.1 dəyəri (Şəkil 11b). Nəhayət, sarsıntı ardıcıllığının məkan təkamülü, subduktsiya zonasının tətili boyunca yeraltı təkanların çox sürətlə genişlənməsi ilə JMA kataloqu ilə eynidir (şəkil 11c). Bununla birlikdə, arxa proyeksiya analizindən xəndək yaxınlığında baş verən yeni hadisələr, əsas şokdan qlobal centroid moment tensor (CMT) həllinin vuruş boyunca mövqeyinə yaxınlaşan çox daha tədricən tətil boyunca genişlənmə nümayiş etdirir (Şəkil 11d) [Dziewonski et al., 1981 Ekström et al., 2012 ].

4.7 Dalğa Forması Uyğunlaşdırma Kataloqu ilə müqayisə

[24] Arxa proyeksiya ilə JMA sonrakı təkanlar arasında müqayisə səngərin yaxınlığında və JMA kataloğunda xarici yüksəlişdə məkan yarımçıqlığının olduğunu göstərir. Bu müşahidənin nəticələri sonradan müzakirə ediləcək, amma əvvəlcə qeyd etmək lazımdır ki, daha inkişaf etmiş yerli sıra işləmə metodlarından istifadə olunsa belə, bu natamamlıq davam edir. Misal üçün, Lengline et al. [2012], Kataloqdakı zəlzələlərin yaratdığı siqnallara bənzər siqnalları aşkarlayan dalğa forması ilə uyğunlaşma texnikasını, Hi-net məlumatları istifadə edərək, boşqab interfeysi boyunca Tohoku aftershock ardıcıllığının ilk 12 saatına tətbiq etdi. Bu metod bu müddət ərzində 881 yeni hadisə aşkar etdi. Bu dalğa forması ilə uyğunlaşdırılan kataloqu ilk 12 saat ərzində arxa proyeksiya kataloqu ilə müqayisə etdikdə, Yaponiya Xəndəkinin qərbində olan 335 arxa proyeksiya hadisəsindən 156-sı dalğa forması ilə uyğunlaşan kataloqu və xəndək yaxınlığında çoxluqda deyil (şəkil 12). Dalğa formasına uyğun texnika Hi-net kataloqunda müəyyən edilmiş zəlzələlərin yaratdığı siqnalları axtardığından, bölgədəki tipik seysmiklikdən əhəmiyyətli dərəcədə fərqli hadisələri (məsələn, xəndək yaxınlığındakı hadisələri) aşkar edə bilmir.

4.8 NEIC Kataloqu ilə müqayisə

[25] Şəkil 8d göstərir ki, JMA kataloqunda olmayan bəzi geri proyeksiya hadisələri qlobal zəlzələ kataloqlarında aşkarlanacaq qədər böyükdür. Buna görə, geri proyeksiya kataloqu ilə NEIC qlobal kataloqu arasında müqayisə (Şəkil 13a) bu misilsiz hadisələrin mahiyyəti haqqında daha çox məlumat verə bilər. JMA kataloqu müqayisəsi ilə eyni uyğunluq meyarlarını istifadə edərək, geri proyeksiya hadisələrindən 191-i NEIC kataloqunda tapılmadı. JMA kataloqu müqayisəsindən fərqli olaraq, NEIC kataloqundakı və NEIC kataloqundakı olmayan geri proyeksiya hadisələri səngər yaxınlığında və xarici qalxışdakı hadisələri əhatə edən oxşar məkan bölgüsünü göstərir (Şəkil 13b və 13c). Bundan əlavə, yalnız arxa proyeksiya kataloqundakı hadisələrin faizi zaman keçdikcə azalır (Şəkil 13d), əgər fon səs-küy səviyyələri zəlzələlərin NEIC kataloqunda aşkarlanmamasının əsas səbəbi olduqda gözlənilir.


ULDUZ / GALAXY AYIRILMASI ÜZRƏ ELM TƏLƏBLƏRİ

DES, Qaranlıq Enerji Vəzifə Qrupu (DETP Albrecht və digərləri 2006) tərəfindən müəyyənləşdirildiyi kimi dörd üstünlüklü DE sondasının müşahidəsini tək bir layihədə birləşdirən ilk araşdırmalardan biri olacaqdır. SNe və Baryonik Akustik Salınım (BAO) Kainatın genişlənməsini bütövlükdə məhdudlaşdırır və buna görə də adlandırılır sırf həndəsi. WL və GC həm Kainatdakı genişlənməni, həm də LSS-nin böyüməsini məhdudlaşdırır (tam nəzərdən keçirmək üçün bax Weinberg və digərləri 2013).

DE-ni düzgün şəkildə məhdudlaşdırmaq üçün, hər bir zondda həyata keçirilən müxtəlif tədbirlər DES elm qrupları tərəfindən müəyyən edilmiş tələblərə cavab verməlidir. DE təcrübələri və probları ilə bağlı məhdudiyyətləri müəyyənləşdirmək üçün özünəməxsus bir yol olmasa da, DETF tərəfindən təyin olunan ləyaqət şəkli (FoM) faydalı bir metrik təmin edir. DE-nin zaman təkamülünü vəziyyət tənliyi ilə parametrləşdirsək w(a) = wo + (1 − a)wa, burada | $ a (t) = frac <1> <1 + z (t)> $ | kosmik miqyaslı amildir və z(t) bir zamanda yayan bir cismin qırmızı sürüşməsidir t, FoM, səhv ellips sahəsinin yüzdə 95 inam həddini əhatə edən sahəsinin qarşılığı olaraq təyin edilir wowa təyyarə. Daha böyük FoM daha kiçik səhvləri və bu səbəbdən parametrlərin ölçülməsində daha yüksək dəqiqliyi göstərir.

Ulduz / qalaktika səhv təsnifatı maraqlı bir təsirdir, çünki WL və LSS sondaları üçün ümumi səhvin həm statistik, həm də sistematik hissəsinə kömək edir. Bu, statistik müddət (Bölmə 3.2) və sistematik müddət (Bölmə 3.3) üzrə tələbləri ulduz / qalaktika ayrılmasının keyfiyyətinə dair tələblərə ayrıca çevirməyimizə imkan verir. Əlavə tələblər hər zond üçün spesifikdir, məsələn. WL üçün PSF kalibrlənməsi (Bölmə 3.4).

Bu tələbləri irəli sürmək üçün bir formalizmin altını qeyd edirik.

Formalizm

Tamlıq, çirklənmə və təmizlik

Aşağıda, bir ulduz / qalaktika təsnifatının keyfiyyətini təyin etmək üçün istifadə olunan parametrləri təyin edirik. Müəyyən bir obyekt sinfi üçün X (ulduzlar və ya qalaktikalar), yaxşı təsnif edilmiş obyektlərin səth sıxlığını ayırd edirik, NXvə səhv təsnif edilmiş obyektlərin sıxlığı, MX, Cədvəl 1-də göstərildiyi kimi.

Hər bir cisim kateqoriyası (ulduzlar və qalaktikalar), tamlıq və təmizlik tərifləri üçün qeydlər.

Hər bir cisim kateqoriyası (ulduzlar və qalaktikalar), tamlıq və təmizlik tərifləri üçün qeydlər.

Bu parametrlərdəki məhdudiyyətlər baxımından statistik və sistematik səhvlərə dair tələbləri formalaşdırmağı hədəfləyirik. Bu, Bölmə 4 və 5-də təqdim olunan təsnifatçıların performansını tez bir zamanda müqayisə etməyə və DETF FoM-un hədəflərinə çatmağımıza imkan verib-vermədiklərini qiymətləndirməyə imkan verəcəkdir.

Diqqət yetirmək lazımdır ki, şəkil boru kəmərində DC6-da öyrənilən və bu təhlildə iş görmədiyimiz bəzi təsirsizlər var. Bunun əvəzinə, görüntü simulyasiyalarının hazırlanmasında istifadə edilən saxta qalaktika nümunələrinə münasibətdə son parametrləri təyin edirik. Həqiqi DES məlumatları ilə nəticələrimiz, məsələn, test edilə bilər. haqqında Hubble Kosmik Teleskopu (HST) eyni sahələrdəki məlumatlar.

Fisher məlumat matrisi

Fisher məlumat matrisi açısal güc spektrindəki səhvlərin necə olduğunu təsvir edir C(l) (WL vəziyyətində kosmik qayçı və LSS vəziyyətində qalaktikaların sıxlıq tərəddüdü) kosmoloji parametrlərdəki dəqiqliyə yayılır səhα. Ulduz / qalaktika səhv təsnifatının (1) tənliklərindəki şərtlərin hər birinə, yəni kosmoloji parametrlərindəki statistik və sistematik səhvlərə təsirini ölçmək üçün bu formalizmi tətbiq edirik (baxış üçün Tegmark, Taylor & amp Heavens 1997).

Statistik səhvlərə dair elm tələbləri

Kosmoloji parametrlərdəki statistik səhvlərin idarə edilməsinə ehtiyac ulduz / qalaktika ayrılmasının keyfiyyətinə dair tələbə necə çevrilir? Aşağıda, WL və LSS zondlarında bu suala cavab verməyi hədəfləyirik.

WL ölçüləri

Uzaqdan gələn kütlə dalğalanmalarından cazibə obyektivləri cisimlərin şəkillərinin az və ya çox eliptik kimi görünmələri üçün təhrif olunmasına səbəb olur. Heç bir cisim daxili olaraq dəyirmi olmasa da, qalaktikaların daxili formaları bir-biri ilə əlaqəsizdirsə, WL-yə aid bir təhrif çıxarmaq üçün minlərlə bu cür cisimlərin görünən formalarını ortalamaq olar. Bu müşahidə olunan nümunənin statistik xüsusiyyətləri güc spektrinə və buna görə kosmoloji modelinə və DE-yə bir məhdudiyyət qoyur. Kosmik qayçıya dair bəzi qısa girişlər üçün bax: Mellier (1999), Bartelmann & amp Schneider (2001) və Refregier (2003).

Təsiri öyrənmək üçün Neff statistik səhv haqqında σ [səhα], fərqli dəyərlər üçün Fisher matrisini hesablayırıq Neff. Biz qiymətləndiririk Cic(l) və | $ frac < mathrm < qismən> C_^ < rm g> (l)> < mathrm < qism> p_ alpha> $ | Laszlo et al. ilə eyni kodu istifadə edərək şərtlər (5 tənliyinə baxın). (2012) və Kirk et al. (2013). Quraşdırma belədir: səkkiz sərbəst parametrli bir model istifadə edirik: <wo, wa, Ωm, H, σ8, Ωb, ns, bg> əvvəllər bir Planck olduğunu düşünürük (Weller, şəxsi əlaqə) arasında təxminən bərabər sayda sıxlıqda olan beş tomoqrafik qutu var. z = 0 və 3 redshift dağılımı Smail tipli bir dağılımdır (məsələn, Amara & amp Refregier 2008 tənliyi 12, α = 2, β = 1.5, | $ z_0 = frac <0.8> <1.412> $ | ⁠) the Cic(l) və | $ frac < mathrm < qismən> C_^ < rm g> (l)> < mathrm < qism> p_ alpha> $ | üçün şərtlər l ∈ [1, 1024], barion fizikasının vacib olmağa başlayacağı və qeyri-xətti rejimdən qaçınmaq üçün l-WL icmasının ən son işlərində yerinə yetirilən kəsiklər (Debono et al. 2010 Das et al. 2012 Audren et al. 2013) və fotometrik redshift səhv Δz = 0.05*(1 + z).

Vəziyyət tənliyi parametrlərində marjinal statistik səhvlər wowa WL zondundan etibarlı forma ölçüsü ilə qalaktikaların sıxlığının fərqli dəyərləri üçün Neff. Səhvlər sona çatdı <>m, H, σ8, Ωb, ns, bg> və Bölmə 3.2.1-də təsvir olunan fərziyyələr və quraşdırma istifadə edilərək hesablanmışdır. Qırmızı döngə əvvəlcədən məlumatlandırılmamış hesablanmış səhvləri göstərir, mavi əyri isə əvvəllər Planck götürülərək alınır.

Vəziyyət tənliyi parametrlərində marjinal statistik səhvlər wowa WL zondundan etibarlı forma ölçüsü ilə qalaktikaların sıxlığının fərqli dəyərləri üçün Neff. Səhvlər sona çatdı <>m, H, σ8, Ωb, ns, bg> və Bölmə 3.2.1-də təsvir olunan fərziyyələr və quraşdırma istifadə edilərək hesablanmışdır. Qırmızı döngə əvvəllər informativ olmayan hesablanmış səhvləri göstərir, mavi əyri isə əvvəllər Planck götürülərək alınır.

LSS ölçüləri

LSS ölçüləri müxtəlif yollarla DE-ni məhdudlaşdırmağa imkan verir. BAO xüsusiyyətinin mövqeyi genişlənmə tarixini öyrənmək üçün standart bir hökmdar təmin edir. Qalaktika sıxlığının dalğalanmasının açısal güc spektrinin forması çoxluq amplitüdü və strukturların böyüməsi haqqında qiymətli məlumatları əhatə edir.

Ulduz / qalaktika səhv təsnifatı, güc spektri ölçmələrini və kosmoloji parametrlərindəki statistik səhvləri WL vəziyyətindəki kimi təsir göstərir. Doğrudan da, qalaktika sıxlığı dalğalanmalarının açısal güc spektri üçün (7) tənliyi ilə eyni tənliyi yaza bilərik. Atış səs-küy müddəti daha sonra | $ frac <1> ilə verilir> $ | ⁠, harada NG sadəcə aşkar edilmiş qalaktikaların səth sıxlığıdır. Şəkil 2-də statistik səhvlərin təkamülünü göstəririk wowa with the density of detected galaxies, computed using the same setup as in the WL case.

Marginalized statistical errors on the equation-of-state parameters wowa from the LSS probe, for different values of the density of detected galaxies Ng. The errors are marginalized over <>m, H, σ8, Ωb, ns, bg> and computed using the same assumptions and setup as in the WL case (see Section 3.2.1), with l ∈ [10, 400], to avoid the non-linear regime and following most recent l-cuts work by the LSS community (Rassat et al. 2008 Audren et al. 2013). The red curve shows the errors computed with a non-informative prior whereas the blue curve is obtained assuming a Planck prior.

Marginalized statistical errors on the equation-of-state parameters wowa from the LSS probe, for different values of the density of detected galaxies Ng. The errors are marginalized over <>m, H, σ8, Ωb, ns, bg> and computed using the same assumptions and setup as in the WL case (see Section 3.2.1), with l ∈ [10, 400], to avoid the non-linear regime and following most recent l-cuts work by the LSS community (Rassat et al. 2008 Audren et al. 2013). The red curve shows the errors computed with a non-informative prior whereas the blue curve is obtained assuming a Planck prior.

During the design phase of the project, it has been estimated that in order to achieve the goals of the LSS FoM, the 5000 deg 2 DES survey will need to provide reliable photo-z and position measurement for about 200 million galaxies, i.e. the number of galaxies correctly classified NG should be higher than 11.1 arcmin −2 (when using combined measurements from the r, mənz bandpasses). This requirement is currently being revisited using data. When doing the latter calculation on the truth table of DC6, for which the surface density of galaxies is |$N^< m g>_< m tot>approx 12.5$|⁠ , this threshold on NG translates into the following requirement on the galaxy completeness provided by the star/galaxy classifier: c g > 88.9 per cent.

Note that galaxies at different redshifts have different weights. This is somewhat related to the magnitude of galaxies, as the distribution of brighter galaxies will peak at a lower redshift than galaxies which are fainter. Even though this is not explicitly stated when mentioning that there is a requirement of 200 million galaxies, we are implying that we are effectively going to a given depth and therefore sampling galaxies out to a given redshift. These caveat are implicitly included within the Fisher matrix calculation.

Note also that the derived requirement is a necessary but not sufficient condition, as other sources of errors, apart from star/galaxy misclassification (e.g. photo-z errors), reduce the number of galaxies which can be used for LSS measurement.

Science requirements on the systematic errors

In the following sections, we derive the systematic parameter shift for seven cosmological parameters səhα = <wo, wa, Ωm, H, σ8, Ωb, ns> and the galaxy bias bg, in the case of WL and LSS. This allows us to translate equation ( 12) into requirements on the quality of the star/galaxy separation.

Requirement from WL measurements

To estimate σs, we use the whisker length. Given Mənxx, MənyyMənxy, the second moment of the light intensity from an object in x, y coordinates, a measure of the ellipticity of the light distribution is given by e = (MənxxMənyy)(Mənxx + Mənyy). The whisker length is then defined as |$w approx sqrt<>+I_)>=sqrt cdot r_< m psf>$|⁠ , where |$r^2_< m psf>$| is given by (FWHM)/2.35. FWHM designates the full width at half-maximum and is given by FWHM ≈ 0.94 in DES. In addition, the hardware has been designed with a requirement on the whisker length to be lower than a threshold value of 0.2 arcsec in the r, mənz band, which we take as an estimation of whisk. We get C s ≈ 1.3187 × 10 −8 sr.

Here we consider the two limiting cases α = 0 and α = 1 and derive the lower bounds for fs corresponding to each of these cases, referred to as fs, lim, α = 0fs, lim, α = 1. The true lower bound is in the interval corresponding to these limiting cases: fs, lim ∈ [fs, lim, α = 1, fs, lim, α = 0]. In particular, Fig. 3 shows the limiting case α = 1: we plot the two terms of the total error MSE[səhα] (see equation 1), i.e. the systematic parameter shift Δ[səhα] due to star/galaxy misclassification, and the statistical error σ[səhα], for different values of the stellar contamination fs and for each of the cosmological parameters of our model səhα = <wo, wa, Ωm, H, σ8, Ωb, ns, bg>. For the equation-of-state parameters wowa, we find that we require fsfs, lim ilə fs, lim, α = 0 = 0.122 and fs, lim, α = 1 = 0.022 (requirement driven by wa). This translates into the following requirement on səh g = 1 − fs, the purity provided by the star/galaxy classifier: |$p^< m g>ge p^< m g>_< m lim>$| with |$p^< m g>_ < m lim>in [87.7,mathrm,97.8,mathrm]$|⁠ . To refine this requirement, we now allow α to vary. In Fig. 4, we show the evolution of |$p^< m g>_< m lim>$| when varying α and when considering the requirement on the parameters wowa. The threshold is driven by wa (since the requirement to constrain the bias on wa leads to a more stringent value of |$p^< m g>_< m lim>$|⁠ ). The value of |$p^< m g>_< m lim>$| quickly grows with α. Above α = 0.4, |$p^< m g>_< m lim>$| grows slower and stays above 96 per cent.

Marginalized statistical error σ (red line) and systematic parameter shift Δ (blue curve) from the WL probe, for different values of the stellar contamination fs allowed by the star/galaxy classifier. Both σ and Δ are marginalized over <>m, H, σ8, Ωb, ns, bg> and are computed using the setup described in Section 3.2.1. The yellow area corresponds to the values of fs for which the requirement on the systematic errors is achieved, i.e. it does not dominate over the statistical error. This requirement translates into a threshold on fs, indicated by the green line. Unlike LSS measurements, WL measurements are not sensitive to the galaxy bias bg, which is the reason why it does not appear above.

Marginalized statistical error σ (red line) and systematic parameter shift Δ (blue curve) from the WL probe, for different values of the stellar contamination fs allowed by the star/galaxy classifier. Both σ and Δ are marginalized over <>m, H, σ8, Ωb, ns, bg> and are computed using the setup described in Section 3.2.1. The yellow area corresponds to the values of fs for which the requirement on the systematic errors is achieved, i.e. it does not dominate over the statistical error. This requirement translates into a threshold on fs, indicated by the green line. Unlike LSS measurements, WL measurements are not sensitive to the galaxy bias bg, which is the reason why it does not appear above.

Evolution with the coefficient α of the value of |$p^< m g>_< m lim>$|⁠ , from the constraint on the bias of the equation of state parameter wa (top) and wo (bottom).

Evolution with the coefficient α of the value of |$p^< m g>_< m lim>$|⁠ , from the constraint on the bias of the equation of state parameter wa (top) and wo (bottom).

Within an experiment designed to constrain DE such as DES, the constraints on the quality of star/galaxy separation comes from the need to control the errors on wowa. This being said, one should keep in mind that the contamination from stars affects the precision on the measurements of other cosmological parameters, as shown in Fig. 3.

Requirement from LSS measurement

Replacing the shear angular power spectrum with the density fluctuation angular power spectrum in equation ( 17), we get the same requirement on the stellar contamination rate fs as in equation ( 18). To estimate C s (l), we use the same stellar catalogue as used for the DES simulated sky survey produced by Busha et al. ( 2013). We then calculate C s (l) using the approach from Thomas, Abdalla & Lahav ( 2010) and an adaptation of the healpix code (Gorski et al. 2005). We estimate the Cij(l) and |$frac C_^< m g>(l)> p_alpha >$| terms using the same code and setup as for the WL case. Fig. 5 shows the systematic parameter shift induced by the stellar contamination, for each of the cosmological parameters of our model səhα = <wo, wa, Ωm, H, σ8, Ωb, ns, bg>. In particular, for the equation-of-state parameters wowa, we find that we require fs ≤ 0.015. This translates into the following requirement on səh g = 1 − fs, the purity provided by the star/galaxy classifier: səh g ≥ 98.5 per cent. The requirement on star/galaxy separation in a DE experiment is dictated by the need to accurately measure wowa. This being said, Fig. 5 demonstrates that these two parameters are not the most sensitive to the contamination by stars, which we leave for further analysis.

Marginalized statistical error σ (red line) and systematic parameter shift Δ (blue curve) from the LSS probe, for different values of the stellar contamination fs allowed by the star/galaxy classifier. Both σ and Δ are marginalized over <>m, H, σ8, Ωb, ns, bg> and are computed using the setup described in Section 3.2.1, with l ∈ [10, 400], to avoid the non-linear regime. The yellow area corresponds to the values of fs for which the requirement on the systematic errors is achieved, i.e. it does not dominate over the statistical error. This requirement translates into a threshold on fs, indicated by the green line. Unlike WL measurements, LSS measurements are sensitive to the galaxy bias bg, as shown in the last panel.

Marginalized statistical error σ (red line) and systematic parameter shift Δ (blue curve) from the LSS probe, for different values of the stellar contamination fs allowed by the star/galaxy classifier. Both σ and Δ are marginalized over <>m, H, σ8, Ωb, ns, bg> and are computed using the setup described in Section 3.2.1, with l ∈ [10, 400], to avoid the non-linear regime. The yellow area corresponds to the values of fs for which the requirement on the systematic errors is achieved, i.e. it does not dominate over the statistical error. This requirement translates into a threshold on fs, indicated by the green line. Unlike WL measurements, LSS measurements are sensitive to the galaxy bias bg, as shown in the last panel.

Stellar PSF calibration for WL

In this section, we derive two additional requirements on the quality of the star/galaxy separation, from calibration constraints specific to the WL probe. The measured shapes of galaxies include a component due to the PSF of the combined telescope, atmosphere, and instrument which is correlated among galaxies. Removing this contribution requires careful measurement of the PSF, which is done using isolated stars. Therefore, additional requirements on star/galaxy separation come from PSF calibration for WL.

Requirement on c s

In order to determine the interpolation pattern of the PSF, one needs to find enough stars to adequately cover the area of the CCD chip. Based on preliminary studies of the DES science verification data, we believe around 200 stars per DES CCD is enough to adequately cover the area of the CCD chip and determine the interpolation pattern of the PSF. From the truth tables, we know that the total number of stars per CCD is approximately 810 and therefore the technical constraint on the completeness of the stars samples is c s ≥ 25 per cent.

In this analysis, we assumed that all non-saturated stars can be used for PSF estimation. In practice, the latter lower limit on the completeness could be more stringent because of detector non-linearities. Indeed, the ‘blooming' effect, caused by the voltages induced by the photons reaching the detector, leads brighter objects to appear larger than faint objects. This effect can lead to variations of the PSF between bright and faint stars, and therefore affect the PSF calibration. This reduces the number of stars available for PSF calibration.

Requirement on p s

The upper limit on the contamination in a sample of stars comes from the fact that galaxies misclassified as stars will bias the inferred PSF, which in turn will bias the galaxy shapes. We use a toy model to estimate the bias on the shear estimate as a function of fg = Mg/(Ns + Mg), the galaxy contamination rate in the sample of stars.


APPENDIX A: DIGGING INTO THE PREVIOUS ALS CATALOGUE AND CROSS-MATCHING WITH GAIA DR2

The original ALS catalogue was the result of years of painstaking data gathering and it provided the largest carefully built catalogue of its kind. It is no surprise that there are errors and other issues in the one-by-one elaboration of its 18 693 entries. Here, we acknowledge the diversity of the problems encountered by addressing different types.

Crowding: NGC 3603 is the richest very young stellar cluster accessible in the optical (Maíz Apellániz et al. 2020b) and, as a result, a severe example of crowding. There are 13 ALS sources in NGC 3603 and, except for ALS 2275, all of those cases lack photometry in the ALS. Since the coordinates were unreliable to perform certain matches, the coordinates shown in the original ALS catalogue were disposed in a grid-like fashion around the centre of NGC 3603. The cluster also includes two pairs of stars (ALS 19 311/ALS 19 314 and ALS 19 310/ALS 19 312) that, in the original catalogue, share the exact same coordinates and are not duplicates of each other. With the photographic plates referenced in the ALS, we were able to match four of these 13 entries with Gaia DR2 (which could not detect a number of the sources recognizable in this field due to crowding, see Maíz Apellániz et al. 2020b). ALS 2275 (= HD 97 950) in the LS-South catalogue refers to the cluster core and its multiple components (Moffat, Drissen & Shara 1994). Some variation of these problems are common in other dense clusters with ALS sources.

Duplicates: We have discovered 95 instances of duplicates that were not recognized as so in the original ALS catalogue, which was expected due to the large overlapping of some of the original references it was based on. In addition there are pairs of stars which are said to be duplicates but are not, such as ALS 11 110 and ALS 11 108, which are in fact the two components of the binary system HDE 228 827.

Potentially misleading data: In the ALS, some values for the V magnitude were intentionally taken from other photometric bands, to better compare the data with the LS photographic plates. Some confusion may arise for ALS 19 610 since the V-band photometry was instead taken from the column corresponding to the B band in Chini, Elsaesser & Neckel ( 1980). The same happened between the VB bands for 10 stars in Westerlund 1, taken from Clark et al. ( 2005).

Transcription errors: Other cases arise from badly transcribed data, either from the reference sources into the ALS or from previous sources into the C-S and LS catalogues. For example, the star ALS 16 894 was mistakenly added to the ALS as CD −28 2561 due to a missing letter P in the originally targeted star, CPD −28 2561, which was correctly included as ALS 870. 3 In ALS 19 483, ALS 16 986, ALS 16 991, and many others the V photometry presented in the references was simply ignored. In ALS 9 528 the coordinates from the LS catalogue erroneously substitute the 19 h in RA with an 18. Similarly, for ALS 17 479 the hour in the right ascension was swapped from 17 to 12 and in ALS 19 668 the 38 arcmin in declination were transcribed as 28 by mistake.

Bad-quality coordinates: Many ALS sources have coordinate uncertainties of a few arcseconds but some can be significantly large. For example, for ALS 12 636 (one of the few cases without a Simbad entry) the coordinates are suspiciously rounded to the arcminute. As it turns out, this is possibly a duplicate of ALS 12 639 or at least the result of a chain of badly transcribed coordinates from the LS and BD catalogues, which also show large errors in their coordinates.

Simbad: In some cases Simbad was the wrongdoer and therefore some re-examination of its reliability for the Gaia DR2 cross-match was needed. For example, ALS 15 862 was wrongly matched with Gaia DR2 5 350 363 910 256 783 488, which in turn is a better astrophotometric match for another ALS source, ALS 1820, while the best match for ALS 15 862 is Gaia DR2 5 350 363 875 897 024 256. Simbad also matched ALS 19 613 with Tyc 6265-1255-1, which in turn is matched with Gaia DR2 4 097 815 382 164 899 840 by the external cross-matches in the Gaia archive, an identifier which, according to Simbad, is itself matched to ALS 19 618. Some of these chains of inconsistent cross-matches between ALS references, Simbad, and Gaia DR2 cross-matches with external catalogues are found across the ALS. We have solved these issues adapting to what seemed to be the most plausible scenario in a case-by-case procedure, but in general we have assumed that Gaia DR2 cross-matches have better quality and consistency than those performed by Simbad.

Detective cases: Finally, in some cases we had to spend a significant amount of time to decipher what was going on. They usually have a combination of issues. Here are some examples.

In just 20 arcsec around ALS 18 476 there are 30 back-propagated Gaia DR2 sources, many of which are also good photometric matches for ALS18 476. The ALS refers here to some photographic plates published by Wramdemark ( 1980), where the true match can be visually determined to be Gaia DR2 5 356 258 185 934 696 576. However, that paper gives a set of coordinates that are inconsistent with what is shown in the photographic plates, with a separation of 3.7 arcmin between them. On top of that, the ALS coordinates differ by as much as 4 arcmin from both the true source and the coordinates of its reference at the same epoch.

ALS 19 457 was entered into the ALS catalogue as star 42 of Orsatti & Muzzio ( 1980). However, this star is 1.23° away from the coordinates shown in the photographic plate, from which we derived the true match with Gaia DR2 5 877 156 797 428 541 952. The mistake comes from the reference using the declination of the star 43 for the star 42 and the declination of the star 42 for the star 41, while maintaining the correct right ascensions, thus wrongly tabulating the positions of their own photographic plates by displacing this column one entry. The ALS catalogue inherited this problem but also ignored the values for the photometry that are correctly shown in the reference, thus making the cross-match analysis even more subtle.

ALS 20 122 is designated as NGC 4755 302 in the ALS catalogue but there is no 302 star in the reference provided (Evans et al. 2005). The true source is in fact NGC 4755 093 in that reference since the classification and photometry coincide with what was really shown in the ALS, but still the coordinates are 7.4 arcmin off track here. So, not only the alternate identifier was wrong but also the coordinates were not correctly transcribed from the reference. But, just by changing the minute in the right ascension from 53 to 54, both ALS 20 122 and NGC 4755 093 end up in the same place.

Several mistakes in Wramdemark ( 1976) propagated into the previous version of the ALS catalogue. For example, ALS 18 375, which is the star number 3 in the reference, can be recognized as Gaia DR2 2 006 098 517 247 905 152 in the photographic plates, while in the their own table it is located 53 arcsec away from that position. This is due to a misalignment between the photographic plate and the superimposed grid of coordinates, which apparently was displaced almost 1 arcmin to the south-west direction. This is easily recognizable for ALS 18 375, but when we consider ALS 12 201 it results in a problematic situation. ALS 12 201 is star number 5 in the reference, but its position in the photographic plates is better matched with star number 3 because of the aforementioned misalignment (when in reality we are dealing with a different star). To make things even worse, star 5 and 3 are very similar in terms of brightness, which could lead to even more confusion about their identity. Because of these issues, another entry, ALS 18 832, which was linked to the star number 162 in Barbier et al. ( 1973) by the ALS, was not flagged as a duplicate, while in reality it can be seen in the photographic plates that it is the same star as number 3 of Wramdemark ( 1976).

Ambiguous markings in photographic plates can also lead to wrong identifications, like in the case of ALS 18 099, also known as star number 77 in Martin ( 1972). The ALS coordinates would make a good match for Gaia DR2 2 012 999 082 277 360 512, but the real position of star 77 in the photographic plates of the reference is confusing due to the printed arrow pointing to this and to another star in a very crowded image. We believe that the real match here is Gaia DR2 2 012 993 554 649 161 344 which is the same star as ALS 13 252, and thus ALS 18 099 can be now recognized as its duplicate. Another problematic star is ALS 18 665, also known as S-237 4 in Moffat, Jackson & Fitzgerald ( 1979), because the photographic plate associated with it displays a configuration of stars that we could not confidently recognize inside the bright nebula.

APPENDIX B: TESTING THE TWO GAIA DR2 GBP PASSBANDS

One of the features of the Gaia DR2 calibration by Maíz Apellániz & Weiler ( 2018) is the use of two different passbands and two different zero-points for GBP depending on the value of G (not on the value of GBP) for the target. The need for this is explained by fig. 4 in that paper, where it is shown that a jump in the sample standard deviations for the GBP flux happens at G = 10.87 mag and that the size of the jump depends on the colour of the source: it is large for blue objects and small for red ones. The clean ALS sample obtained in this paper allows us to test this effect by removing the (vast) majority of intrinsically red stars in the full Gaia DR2 sample and leaving only blue stars with different degrees of extinction. Such a selection produces an easy-to-understand sample of intrinsically blue SEDs that follows (mostly) an extinction sequence.

According to Maíz Apellániz & Weiler ( 2018), the differences between the photometry for bright and faint stars can be described by two effects. First, for stars with Vega-like SEDs (Gaia magnitudes are expressed using Vega as the reference SED) the difference in GBP corresponds to 26 mmag, in the sense that stars fainter than G = 10.87 mag have measured GBP magnitudes that are brighter (for their SEDs) when compared with brighter stars. Putting it in another way, a faint Vega-like star has a Gaia DR2 GBPG ′ colour that is 26 mmag bluer than that of its bright equivalent. Second, for faint stars GBP is significantly more sensitive to the left of the Balmer jump than for bright stars. The effect is apparent in fig. 11 of Maíz Apellániz & Weiler ( 2018) by comparing the left-hand and right-hand panel. In principle, this could be quantified as a correction using a Johnson UB-like colour (which measures the strength of the Balmer jump) but such a colour is very different to the ones available from current Gaia photometry. Both GBPG ′ and G ′ −GRP are monotonously decreasing functions of Teff Amma UB has a more complex behaviour, decreasing for low and high values of Teff but with the opposite behaviour at intermediate values that, furthermore, is a function of gravity. That was the primary reason why Maíz Apellániz & Weiler ( 2018) had to define two different bands for GBP.

In order to further test the differences between the two magnitude ranges, we plot in the right-hand panel of Fig. 2 a zoom into the lower right corner of the left-hand panel with the addition of extinction tracks for 40 kK MS stars and Teff sequences for zero-extinction MS stars. The first noticeable effect is that the two magnitude ranges are separated in the colour–colour diagram, with the faint stars to the left, as expected. Also as expected, the difference is larger for stars with bluer colours, as there is where the contribution to GBP from photons to the left of the Balmer jump constitute a larger share of the total. As the SEDs become redder, the two sets become closer together and the large separation in GBPG ′ between the zero extinction sequence for O stars becomes smaller and smaller.

Another interesting effect in the right-hand panel of Fig. 2 is the separation between the extinction and temperature sequences, which is significantly larger for faint stars than for bright stars. This is a consequence of the larger sensitivity of GBP to the left of the Balmer jump for faint stars. In a sense, for faint stars the GBPG ′ + G ′ −GRP DR2 diagram crudely resembles the classical Johnson UB + BV diagram (Johnson & Morgan 1953), with separated sequences for extinction and temperature, while for bright stars the similarity is harder to notice. We say ‘crudely’ because the separation between sequences is much smaller for the Gaia diagram than for the Johnson one, as for GBP (the U equivalent) most of of the flux originates to the right, not to the left, of the Balmer jump. If we are able to see these effects is due to the extraordinary photometric quality of the Gaia data.

A final aspect of the right-hand panel of Fig. 2 is the location of the high-gravity stars. They belong mostly to the faint sample and they are the heavily dominant contribution to the bluest stars there. This is a consequence of the differences in luminosity between massive OB stars and subdwarfs/white dwarfs. The former are luminous objects located mostly in the Galactic plane. Therefore, if they have blue colours they must be relatively nearby and hence bright. If they are faint, they must have considerable extinction. On the other hand, high-gravity stars have a more uniform distribution in Galactic latitude and can be at the same time relatively nearby and faint.


Planetary geology

Those who specialize in planetary geology apply geological studies to learn about the composition and behavior of planets, moons, comets, asteroids – and anything else floating around out there. This field of study is closely linked to Earth-based geology.

Most astronomy degree programs also include some core modules in physics, covering topics such as Newtonian dynamics, electromagnetism and atomic physics. Other astronomy topics covered may include the history of astronomy, and opportunities to gain practical skills in current observational methods.


Project Ancient-Skies - Human Cultures and Their Skies

Ancient-Skies is a global scientific project which aims to collect, verify and publish available information about various human cultures, their astronomical knowledge and its representation in the sky within a single web-accessible knowledgebase. Our aim is to rely on primary sources and verify them scientifically, so that the published information is valueable to the general public and scientists all over the world.

The project is part of IYA2009 global cornerstone project Astronomy and World Heritage.

Human Cultures published in our knowledgebase are also available as downloadable Sky Culture Files for Stellarium.

Among the first cultures published in our knowledgebase is the people of Fante people of the coastal region of Ghana, Western Africa

External Link: The knowledgebase is accessable thru the project's website http://www.ancient-skies.org/


Mücərrəd

Measuring the brightness of the night sky has become an increasingly important topic in recent years, as artificial lights and their scattering by the Earth’s atmosphere continue spreading around the globe. Several instruments and techniques have been developed for this task. We give an overview of these, and discuss their strengths and limitations. The different quantities that can and should be derived when measuring the night sky brightness are discussed, as well as the procedures that have been and still need to be defined in this context. We conclude that in many situations, calibrated consumer digital cameras with fisheye lenses provide the best relation between ease-of-use and wealth of obtainable information on the night sky. While they do not obtain full spectral information, they are able to sample the complete sky in a period of minutes, with colour information in three bands. This is important, as given the current global changes in lamp spectra, changes in sky radiance observed only with single band devices may lead to incorrect conclusions regarding long term changes in sky brightness. The acquisition of all-sky information is desirable, as zenith-only information does not provide an adequate characterization of a site. Nevertheless, zenith-only single-band one-channel devices such as the “Sky Quality Meter” continue to be a viable option for long-term studies of night sky brightness and for studies conducted from a moving platform. Accurate interpretation of such data requires some understanding of the colour composition of the sky light. We recommend supplementing long-term time series derived with such devices with periodic all-sky sampling by a calibrated camera system and calibrated luxmeters or luminance meters.


Videoya baxın: Azərbaycan səmasında görünən qəribə işıqlar NƏDİR? Gecə sıra ilə uçan naməlum aparatlar (Sentyabr 2021).