Astronomiya

Miqyasların Jansky və MAGPHYS-ə çevrilməsi?

Miqyasların Jansky və MAGPHYS-ə çevrilməsi?

Mən bir az təəccüblənmişəm və müşahidəçi deyiləm, xahiş edirəm burada axmaq olsam, yanımda dur.

MAGPHYS kodu Jansky (Jy) bir filtrdən axın üçün giriş vahidi olaraq (baxBölmə 3.2.3sənədlərdə). MAGPHYS mənasını istifadə etməyimi istəyirJyvahid olaraq, məsələn, bütün bir qalaktikanın ümumi işığını göstərdikdə. SDSS-g bandı. AmmaJyspektral vahiddir sıxlıqyəniW / m² / Hz. Bir filtrdən gələn işıq amontundan danışarkən giriş vahidi olaraq bir axın gözləyərdim, yəniW / m²və ya $ L_ odot $ (günəş parlaqlığı) içərisində, süzgəcdən keçən və filtr cavab funksiyası ilə ölçülmüş bütün frekanslar üzərində inteqrasiya olunmuşdur.

SDSS-g zolağında bir qalaktikanın mütləq AB böyüklüyünə sahibəmsə, onu necə çevirə bilərəm?JyMAGFHYS xoşbəxt olacaq?

Bilirəm:

$ m _ { text {AB} nu} = -2.5 log_ {10} sol ( frac {f _ { nu}} {3631 text {Jy}} right) qquad text {or} qquad sol ( frac {f _ { nu}} { text {Jy}} right) = 10 ^ {- 0.4 (m _ { text {AB} nu} - 8.9)} $

Ancaq bu bir tezlikdədir, bütöv bir band deyil.

Əlavə olaraq TOPCAT-da aşağıdakı formulu tapdım:

$ sol ( frac {F} { text {Jy}} right) = 10 ^ { sol (23-0.4 (m_ text {AB} +48.6) right)} $

Harada23eksponent gəlmək?


Bu kodla tanış olmadığımı nəzərə alın.

Giriş filtrdən axını tələb edir, lakin bir filtrdə bir keçid keçidi var, buna görə 10 nm bir keçid filtriniz varsa və 1 W / m ^ 2 $ ölçüsünüzsə, onda 0,1 W / m ^ 2 / nm $ ölçdünüz. (bağışlayın, mən fizikəm, buna görə dalğa boylarını Hz ilə ölçməyə heç vaxt öyrəşməmişəm).

İkinci sualınıza gəldikdə, 23 əmsalı cgs vahidlərində Jansky'nin $ 10 ^ {23} erg / s / Hz / cm ^ {- 1} $ olması və TOPCAT tənliyinin cgs-də olmasıdır (tənlik $ m_ mətn {AB} = - frac {5} {2} , log_ {10} , f_v - 48.6 $) və bunu Janskys-ə normallaşdırırsınızsa, $ 10 ^ {- 23} $ ilə bölmək lazımdır.


SDSS-III-də, bütün axınları rahat bir xətti vahid olan nanomagiyalarla ifadə edirik. Məsələn, etiketlənmiş kəmiyyətlər petroFlux, psfFluxvə s. (başqa cür göstərilmədikdə) bu vahidlərdədir. Hər vəziyyətdə, uyğun bir asinh böyüklüyü var, məsələn petroMag, psfMag və s., aşağıda daha da izah edildi.

"Maggy" standart f mənbəyinə nisbətən mənbənin f axınıdır 0 (böyüklük miqyasının sıfır nöqtəsini təyin edən). Buna görə bir "nanomagiya" 10-9 dəfə sehrli olur. Bu miqdarları standart böyüklüklərlə əlaqələndirmək üçün nMgy-də verilən f axını olan bir cisim Pogson böyüklüyünə malikdir:

SDSS kataloqunda göstərilən böyüklüklərin olduğunu unutmayın yox standart Pogson böyüklükləri, lakin asinh böyüklükləri.

Hər bir SDSS bandı üçün standart qaynaq AB mənbəyinə (3631 Jy) yaxındır, lakin nanomagiyanın təxminən 3.631 və times10 -6 Jy olduğu deməkdir. Bununla birlikdə, mövcud anlayışımız budur ki, SDSS sisteminin mütləq kalibrlənməsi, AB kalibrləmə bölməsində ətraflı şəkildə müzakirə olunan AB-yə nisbətən bəzi faiz səviyyəli ofsetlərə malikdir.


Flux Dönüşüm Aləti

Bu səhifə dalğa boyu və axın dəyərlərini, hər sətirdə bir cüt olan bir faylı yükləməyə imkan verir, bunun üçün forma tezlik axını sıxlığı (Jansky və ya Hertz formasında) və ya dalğa uzunluğu axını sıxlığı və ya dalğa boyu arasında çevrilmiş axın vahidləri ilə dəyərləri qaytarır * dalğa uzunluğu axını sıxlığı. Xahiş edirəm aşağıdakı bölmələri göstərin və bir fayl seçin, sonra sorğu göndərin. Dönüşüm çevrilmiş dəyərlər olacaqdır.

Bundan sonra lambda dalğa uzunluğunu, nu isə tezliyi simvollaşdırır.

Dalğa boyu axın sıxlığı vahidlərinin dalğa boyu vahidləri ilə uyğun olduğu güman edilir (yəni mikron və mikron başına kvadrat metrə Wat, ya da Angstrom və Angstroms başına kvadrat sm başına saniyədə erg). Dönüşümlərin düzgün şəkildə aparılması üçün dalğa uzunluğu vahidlərini və vahidlər sistemini təyin etmək lazımdır. Biri yalnız F_lambda-dan lambda * F_lambda-ya çevrilirsə və ya tərs dönüşüm edərsə - vahid seçimlərinin əhəmiyyəti olmayacaq və bu girişlərdən istifadə edilməyəcəkdir.

Bu səhifə sonuncu dəfə 24 May 2008-ci ildə dəyişdirilmişdir.

Əkizlər Rəsədxanasının İştirakçıları

İkizlər Rəsədxanası iki eyni 8 metrlik teleskopla beynəlxalq bir əməkdaşlıqdır. Frederick C. Gillett İkizlər Teleskopu, Mauna Kea, Hawai'i (İkizlər Şimalında) və digər teleskop, Çili mərkəzindəki Cerro Pachón (İkizlər Cənubi) ilə birlikdə əkiz teleskoplar ilə birlikdə göyün hər iki yarımkürəsini əhatə edir. Teleskoplar, böyük, nisbətən nazik güzgülərin, aktiv nəzarət altında, kosmosdan həm görünən, həm də infraqırmızı şüaları toplamasına və cəmləşdirməsinə imkan verən texnologiyaları birləşdirir.

İkizlər Rəsədxanası, altı iştirakçı ölkədəki astronomik icmalara hər ölkənin verdiyi töhfə ilə nisbətdə vaxt ayıran ən müasir astronomik qurğular təqdim edir. Hər bir ölkə maliyyə dəstəyindən əlavə əhəmiyyətli elmi və texniki mənbələrə də öz töhfələrini verir. İkizlər tərəfdaşlığını quran milli tədqiqat agentlikləri arasında ABŞ Milli Elm Fondu (NSF), Kanada Milli Tədqiqat Şurası (NRC), Çili Komissiyası Nacional de Investigación Cientifica y Tecnológica (CONICYT), Braziliya Ministério da Ciência, Argentinalı Ciencia naziri, Tecnología e Innovación Productiva, Tecnologia e Inovação və Koreya Astronomiya və Kosmik İnstitutu (KASI). Rəsədxana NSF ilə əməkdaşlıq müqaviləsi əsasında Astronomiya, İnc. Araşdırmalar Universitetləri Birliyi (AURA) tərəfindən idarə olunur. NSF eyni zamanda beynəlxalq tərəfdaşlığın icraedici agentliyi kimi fəaliyyət göstərir.


Foton varış nisbəti?

Hər dəfə bir neçə diyafram və fokus məsafəsi verilmiş uzaq bir cisimdən gözünüzə neçə fotonun dəydiyini öyrənməyin asan yolu varmı?

Fotonların cisimlər üçün gəliş sürəti nə qədərdir və bu, məhdudiyyət dərəcəsi ilə necə əlaqəlidir?

Qalaktika kimi obyektlər üçün gördüyümüz görüntünün bir çox ulduzdan və digər dərin səma cisimlərindən fotonların cəmlənməsi olduğunu düşünürəm. M31-də tipik bir ulduz üçün zamanla bizə nə qədər foton çatır?

Bəs ulduzların ətrafındakı planetlərə necə? Şübhəsiz ki, bu planetlərin əlavə foton qatqısı olmalıdır.

Joelin tərəfindən redaktə edilmişdir, 19 dekabr 2017 - 21:46.

# 2 MarioJumanji

Bu maraqlı bir sualdır və bunu özüm də düşündüm. Buna görə Google-a baxıram:

# 3 səsli səs

Bu barədə redaktora qısa bir məktub yazdım - oktyabr ayında MNASSA-da dərc olundu. Bağlantı budur. səh 215

# 4 JamesMStephens

Fokus uzunluğu heç bir əhəmiyyət daşımır, ancaq diafraqma vacibdir. Verilən böyüklükdəki bir ulduz üçün bu sualı vermək çox güman ki, ən asandır. Https: //en.wikipedia bir primer üçün buraya baxın. arent_magnitude

Həqiqətən xam bir təxmin etmək və fotometriklə radiometrik vahidlərdən qaçmaq üçün Günəş təxminən 1400 W / m 2 parlaq bir axın təmin edir. Bütün bunların 550 nm dalğa uzunluğundakı fotonlar olduğunu düşünsəydik (mütləq yox doğru) və hər fotonun (E = h * f / lambda) 3.6 * 10 -19 J enerjisi var, foton axını saniyədə 3.9 * 10 21 foton olardı. Günəşin mütləq 4.83 böyüklüyü və görünən böyüklüyü -26.74 olduğu üçün Günəşi 1 AU-dan 10 ədədə qədər geri çəksək, 4.83 - (-26.74) = 31.57 böyüklük fərqi və ya 2.3 * 10-13 azalma və ya kvadrat metrə saniyədə 9 * 10 8 foton. Əgər indi Günəşi (10 pc-da) 1.346 bal gücündə qaraltsaq (bizə mag 6.5 verərsə), bu, bir parlaqlığın azaldılmasına və ya 6.5 ulduz üçün kvadrat metrə saniyədə 9 * 10 8 fotona bərabər olacaqdır. Gözünüzün 7 mm şagird diametrinə sahib olduğunu düşünün, onda görünürlük həddində bir ulduz saniyədə on min foton ilə gözünüzü işıqlandırır.

Bu təxmin xam və başımın üst hissəsidir, bir Planck paylanması ilə bir inteqrasiyaya baxmalıyıq, amma böyüklük səviyyəsində olduğumu düşünürəm (ancaq yüksək tərəfdə).

PS: Dakota (səs-küy yaradan) - top parkı?

JamesMStephens tərəfindən redaktə edilmişdir, 20 dekabr 2017 - 12:18.

# 5 CP Kuiper

Bəs ulduzların ətrafındakı planetlərə necə? Şübhəsiz ki, bu planetlərin əlavə foton qatqısı olmalıdır.

Planetlər yalnız dövr etdikləri ulduz (lar) dan işığı əks etdirir.

Beləliklə, bir planetin nə qədər yansıtıcı və nə qədər böyük olmasından asılı olacaqdır.

Bir də düşünün ki, birbaşa aramızda və ulduzları arasında olan planetlərin kölgə tərəfi bizim tərəfimizdədir və ya ulduzu bizdən qarşımıza çıxdıqda ulduzları ilə pərəstiş edir və heç əks olunan bir işığa qatmayın.

Beləliklə, ən yaxşı halda töhfə minuscule olardı, çünki əksər vaxt bir planet bir aypara hissəsidir.

# 6 joelin

Budur xəyal etdiyim şey

8 "SCT-də 100 milyon işıq ili uzaqlıqdakı zəif bir qalaktikaya baxsam, ən azı bir fotonun müəyyən bir planetin ətrafında müəyyən bir planetdən yaranan gözümə vurduğuna 99% əmin olmaq üçün nə qədər baxmalıyam? o qalaktikadakı ulduz

ya da daha da irəli getmək üçün, o planetdəki kimi başqa bir insandan olsaydı. şəxslərin fotonları mənim gözümə% 99 əminliklə çatana qədər nə qədər olardı

# 7 havasman

Yerli işıq sürətinə çatırlar. Sıxlıq dəyişir. Qiymət, çox deyil.

# 8 brentwood

Oradakı hər cisimin dünyaya gəlmiş foton istehsal etdiyini düşünmək ağılsızdır. Bir milyard LY məsafədə bir cisimlə səthinin sahəsi olan fotonlar kürəsi var. kvadrat mil, davamlı olaraq istehsal olunur. Bu çox sayda foton, eyni zamanda bu cisimdən 10 "arc uzaqlıqda olan başqa bir cisim, fərqli bir məsafədə ola bilər, eyni zamanda bütün səmada oxşar sayda foton istehsal edir və s.

Bunların kütləvi olmadığını bilirəm, amma bu otaqda bu anda bir çox foton var. Təəccüblü deyil ki, divandan qalxmaqda çətinlik çəkirəm!

# 9 joelin

Yerli işıq sürətinə çatırlar. Sıxlıq dəyişir. Qiymət, çox deyil.

saniyədə # fotonun başqa bir qalaktikadakı bizə baxan bir insandan gözümə düşməsini nəzərdə tuturdum

# 10 JamesMStephens

Yerli işıq sürətinə çatırlar. Sıxlıq dəyişir. Qiymət, çox deyil.

saniyədə # fotonun başqa bir qalaktikadakı bizə baxan bir insandan gözümə düşməsini nəzərdə tuturdum

Daha sonra dəqiqləşdirmək və Günəşin bəlkə də bir milyon LY-ə geri çəkilməsi üçün sualınıza cavab vermək üçün bunu daha da təkmilləşdirəcəyəm.

JamesMStephens, 21 dekabr 2017 - 02:04 AM tərəfindən redaktə edilmişdir.

# 11 JamesMStephens

Buraya baxın https: //www.cfa.harv. ay145 / mags.html və xüsusilə foton axını bölməsini oxuyun. Cədvəldən (Wikipedia məqaləsində əks olunduğu kimi) istifadə etməyə çalışdım, lakin bir dönüşüm yaratdım və gülünc bir cavab aldım, buna görə əvvəlcədən göndərdiyim günəş sabitindən istifadə edərək təxmini hesablamağa qərar verdim. Bu, bütün parlaq axının görünən işığa bağlı olduğunu düşündüyü üçün çox qiymətləndirir.

Günəşi model ulduzumuz kimi götürdüyümüzü düşünərək bir neçə nəticə verəcəyəm (və bəlkə də təhlili daha sonra daha ətraflı göndərəcəyəm). Günəş mütləq 4.83 böyüklüyə sahibdir (0 böyüklüyünə nisbətən 1.17 * 10 -2), buna görə 10 pc-da (0 əyani böyüklük üçün 3640 Jy cədvəl dəyərindən və 0,16 göstərilən bant genişliyi nisbətindən istifadə edərək) 42,6-dır. 1.03 * 10 8 foton / (m 2 s) bir foton axınına uyğun gələn Jy. (Hey, əvvəlki təxminimlə yalnız bir böyüklük sazişi içərisində!) Günəşi 10 pc məsafəyə aparsaydıq, bir kvadratmetr detektor görünən spektrdə 103.000.000 foton / saniyə alardı. 7 mm şagird olan bir insan gözü üçün saniyədə 400 foton alıram. İndi Andromeda qalaktikasında Günəşə bənzər bir ulduza baxsaq, 7.89 * 10 5 pc məsafəmiz var, buna görə də axımız (10 / 7.89 * 10 5) 2 əmsalı ilə azalır. Bu, bir kvadrat metr dedektor üçün orta hesabla 1.66 * 10-2 foton / (m 2 s) və ya dəqiqədə təxminən bir foton (qarşılıqlı olaraq) bir axın verir. Yeddi mm irisimiz 6.39 * 10-7 foton / (m 2 s) ya da ortalama foton başına 44 saat qəbul edəcəkdir!

Andromeda qalaktikasının məsafəsində yerləşən Günəş üçün 1.66 * 10-2 foton / (m 2 s) axına qayıdaq. 10 milyon LY-yə çıxsaq, məsafəni 3.942 dəfə artırırıq, beləliklə axınımız olur

(1.66 * 10-2 foton / (m 2 s)) / (3.942) 2 = 1.07 * 10-3 foton / (m 2 s),

və ya fotonlar arasında orta hesabla bir saat yarım fasilə. Unutmayın, əhatə dairəniz üçün düzgün axını əldə etmək üçün bu axın dəyərini diyafram sahəsi ilə (kvadrat metrlə) vurun. Bu ədədin qarşılığı fotonların gəlişi arasındakı orta müddətdir. Bu nömrə ilə diqqətli olmalısınız. Kvadrat metr dedektorumuz (bunun 113 santimetrlik bir diyafram olacağını unutmayın!) Günəşə bənzər ulduzumuz üçün fotonları hər 1,5 saatda bir nisbətdə toplayacaqdı, ancaq bu dedektorunuz 1,5 saat işlədikdən sonra bir tutacaq demək deyil. . Fotonlar təsadüfi aralıqlarla, ehtimal ki, Poisson paylanmasından sonra gələcəkdir. Güvən aralığınıza çatmaq üçün bir qayda ortaya qoymaq üçün statistik optiklərimi nəzərdən keçirməliyəm.

8 "əhatə dairəniz üçün ərazi 0,13 m 2 (mərkəzi maneəni nəzərə almadan) olduğu üçün Andromeda qalaktikasının məsafəsində yerləşən Günəş üçün 2.15 * 10-3 foton / (m 2 s) və ya hər biri bir foton toplayacaqsınız. 7 dəqiqə 44 saniyə, yenidən orta hesabla.

Düşünmək üçün maraqlı bir şey,

PS: Əvvəlki yazımda axmaq bir səhv var idi - 9-u 0,3 artırdım və 9 aldım.

JamesMStephens, 21 dekabr 2017 - 10:07 AM tərəfindən redaktə edilmişdir.

# 12 joelin

thats olduqca təsir edici hesablama

və heyrətləndirici bir nömrə. başqa bir qalaktikadakı ulduzların fotonları əslində gözümüzə çatır. və yalnız bir fotonun milyonlarla işıq ili uzaqlıqda olan bəzi ixtiyari ulduzlardan bizə çatması üçün insan tərəzilərindəki müddətləri gözləməlisiniz

# 13 JamesMStephens

və heyrətləndirici bir nömrə. başqa bir qalaktikadakı ulduzların fotonları əslində gözümüzə çatır. və yalnız bir fotonun milyonlarla işıq ili uzaqlıqda olan bəzi ixtiyari ulduzlardan bizə çatması üçün insan tərəzilərindəki müddətləri gözləməlisiniz

Bəli, maraqlıdır. Bunu başqa bir qalaktikada bir ulduz ətrafında fırlanan bir planetə və ya bu fərziyyə planetindəki fərziyyəli bir insana uzatmağa çalışmayacağam. Yaxınlıqdakı bir ulduzun ətrafında dövr edən ekzoplanetdən əks olunan axını nəzərə almağa dəyər.

# 14 Keith Rivich

Burada kimsə Dennis Webb-in TSP zamanı "CADAVER SPIT" teleskopunu etdiyini xatırlayır?

Buna istinad tapa biləcəyimi görəcəyəm, amma bu, cəsarət etdikləri yerə qədər soyunan bir qrup insanın həyata keçirdiyi dillə bir nümayiş idi. Təklər dəri teleskopa çevrilir və qrupun M31-də bəzi planetlərdə bir yadplanetlinin geri döndüyü bir foton aldığından%% əmin olmaq üçün qrupun nə qədər məruz qalacağını hesabladı.

# 15 JamesMStephens

Əvvəlki yazı (# 11) V (fotometrik vizual) zolaqdakı fotonlar üçün bu axın dərəcələrinə istinad etdi:

Andromeda qalaktikasından məsafədə günəş: F = 1.66 * 10-2 foton / (m 2 s)
On milyon LY-də günəş: F = 1.07 * 10-3 foton / (m 2 s)

8 ”teleskopunuz üçün (2 santimetrlik bir mərkəzi maneə olduğunu nəzərə alaraq) ərazi 0,124 m 2-dir, bu səbəbdən teleskopa daxil olan foton axınları

phi = Andromeda qalaktikasından məsafədə Günəş üçün 2.06 * 10-3 foton / s və ya fotonlar arasında T = 493 s (orta hesabla)

phi = Günəş üçün on milyon LY-də 1,33 * 10-4 foton / s və ya fotonlar arasında T = 7520 s (orta hesabla)

Fotonu tutduğumuzun (bir fotonun teleskopa girdiyini, mütləq aşkar edilmədiyini ifadə edən) müəyyən bir ehtimalla müəyyən bir müddət çəkdiyimizi müəyyən etmək üçün kvant optikası ilə bağlı bəzi fərziyyələr irəli sürməliyik. Termal işığa uyğun bir uyğunluq vaxtı götürsək, müşahidə müddətimiz uyğunluq müddətindən qat-qat çoxdur və fotonlar Poisson paylanmasına görə teleskopa çatır. % 99 güvən üçün fotonların gəlişi arasındakı orta fasilədən 4.61 dəfə çox müşahidə etməlisiniz.

Andromeda qalaktika üçün t & gt 2273 s və ya təxminən 38 dəqiqə
10 7 LY kassa üçün 34.700 s və ya təxminən 9 saat 38 dəqiqə

Riyazi maraq üçün əlavə:

Müşahidə müddətimiz t zamanı tam n fotonun gəlməsi ehtimalı

Miqdarı & ltn & gt, zaman aralığındakı orta və ya gözlənilən foton sayıdır və ya zaman t-dən axın (phi) dəfədir. Təfərrüatları qorumaqla, bir və ya daha çox fotonu aşkar etmə ehtimalı sıfır fotonu aşkarlama ehtimalının birinə bərabərdir. Aşkar olma ehtimalı yox fotonlardır

Beləliklə, istədiyiniz P ehtimalı üçün n = t / T təyin edib t üçün həll edirsiniz.

1 - exp (- & ltn & gt) = P, t & gt T * ln (1-P) verir. P = 0.99 üçün 4.61 əmsalı gəlir.

JamesMStephens tərəfindən redaktə edilmişdir, 22 dekabr 2017 - 17:14.

# 16 careysub

Bu hesablamanı yenidən aparmalıyam (və ehtimal ki, bir azdan sonra), amma bir müddət əvvəl Andromeda Qalaktikasına çılpaq gözlə baxdığım zaman düşünürdüm ki, o an müəyyən bir ulduzdan bir foton görməyim nə dərəcədə mümkündür.

Skotopik müvəqqəti inteqrasiya müddəti 200 milisaniyəyə bənzər bir şeydir, buna görə hər müşahidə anında 200 milisaniyədən çox çəkilmiş foton nümunəsinə baxırsınız.

Müəyyən etdiyim şey (IIRC), hər müşahidə anında müəyyən bir ulduzdan bir foton gördüyünüz, beləliklə ulduzların 0.0005% -dən foton nümunəsi gördüyünüz və hər 100.000-dən 1-də bir şansın olması idi. hər ulduzu "görmək" üçün 10 saata yaxın Andromedanı müşahidə etməliyik.

# 17 astro_NC

Sərin müzakirə. Budur əlaqədar bir düşüncə. Bir ulduzun görünməsi üçün insanın görmə sistemi retinaya 100 ms-dən az bir müddətdə gəlməsi üçün təxminən beş ilə doqquz fotonun olması lazımdır (mənbə: http://math.ucr.edu/. E_a_photon.html).

Beləliklə, Bortle 1 səmalarında belə görə bilmədiyiniz qalaktikalar var, çünki milyard ulduzun ümumi çıxışı ilə belə vahid vaxtda kifayət qədər foton retinanıza çatmır. Ancaq mövcud fotonları daha böyük bir ərazidə toplasanız (başqa birisi teleskop diyaframınızdır) və hamısını retinanıza yığarsanız, qalaktika görünər. Nə qədər əlamətdar bir texnologiya! İlk nəsil teleskop istifadəçilərinin (Gallileo və s.) Göylərə baxanda və əvvəllər bilinməyən mənzərələri görəndə hiss etdikləri təəccübü qiymətləndirmək çətindir.

Redaktə etdi astro_NC, 24 dekabr 2017 - 08:18.

# 18 JandaC

Budur, məsafəsini və parlaqlığını bilsəniz, astronomik bir obyektdən kvadrat metrə saniyədə gələn foton sayı üçün başqa bir hesablama.

Andromeda qalaktikası üçün parlaqlığını = 8.384e + 35 watt olduğunu və 140.000.000 işıq ili uzaq olduğunu düşünün. Enerji vahidləri parlaqlıqdan qaynaqlanır, belə ki, bu halda vatla ifadə ediləcəkdir. Məsafə vahidi hesablamaq istədiyiniz vahiddir. Bu vəziyyətdə məsafə metrlərlə olacaqdır.

140.000.000 işıq ili = 1.3245e + 24 m

axın = parlaqlıq / (4 * pi * (məsafə kvadrat))

axın = 8.384e + 35/4 * 3.141 * (1.3245e + 24 * 1.3245e + 242)

f = 3.8038153e-14 watt / kvadrat metr / san

Bu, bizə cisimdən o məsafədə saniyədə kvadrat metrə ümumi enerji axını deyir.

İndi fotonlar üçün və bu sevdiyiniz dalğa uzunluğu üçün birdəfəlik hesablama. (Google "calc Planck's" və enerjini hesablayacağı bir dalğa uzunluğuna daxil edə biləcəyiniz kalkulyatorları tapa bilərsiniz.)

500 nm dalğa boyu yaşıl / mavi rəngli foton bir frekans = 5.9958e14 Hz-ə malikdir.

foton enerjisi = (Plankın sabit * işıq sürəti) / dalğa boyu

foton enerjisi = (6.6260695729e-34 * 2.9979e + 8) / 500 = 3.9724947e-19 joules

Beləliklə, 1 foton = 0.00000000000000000039397 cul. Bu çox deyil.

500 nm işıqlı bir fotonun enerjisi = 3.9724947e-19 cul.

500 nm işıq dalğası təyin etməyə hazır olduğunuz müddətdə bu rəqəmdən istifadə edə bilərsiniz və foton hesablamalarını yenidən etmək məcburiyyətində deyilsiniz.

Akışdakı ümumi enerji, bir fotonun enerjisinə bölündüyü saniyədəki foton sayına bərabərdir.

Foton başına 3.804e-14 watt / 3.9724947e-19 joul = kvadrat metrə saniyədə 95758 foton.

203mm (8 düym) diyafram teleskopunun səth sahəsi 0,031415 kvadratmetrdir. Deməli, kvadrat metrə görə 95758 foton 0.031415 kvadrat metrə bərabərdir və Andromeda qalaktikasından saniyədə 3008 foton toplayan səkkiz düymlük teleskopa bərabərdir.

Tez və çirkli hesablama. 500 nm işığın dalğa uzunluğunu və teleskopun atmosferdəki bir udma və digər şeylər arasında əks olunmadan yayılan fotonların hamısını topladığını, ancaq yəqin ki, top parkında olduğunu düşünür.

JandaC, 13 Fevral 2018 - 10:55 AM tərəfindən redaktə edilmişdir.

# 19 solarGain

Bu OP sualını təmin etməli idi, hələ kağızı oxumamışam.

Mənbə obyektlərini göstərmək üçün marağım tangentaldır və məlumat almaq istəyirəm. görüntüləmə metodlarına kömək edə biləcək genişləndirilmiş obyektlərdə.

# 20 Rustler46

Mən bu mövzunu maraqla izləyirəm. Və mövzuya dair başqa bir fikir söyləmək istərdim - bu, həqiqətən teleskopla toplanan foton sayını hesablamaqdır.

Təxminən 30 il əvvəl fotoelektrik fotometr - xüsusən foton sayan fotometr istifadə edərək AAVSO ilə aktiv dəyişən ulduz müşahidəçisi idim. Dedektor RCA 1P21 tipli 10 pilləli Hamamatsu fotomühafizə borusu idi. Fotomüəllifli borunun fotokatoduna kifayət qədər enerjili bir foton vurduqda, bir neçə fotoelektron yayılır və ikinci fotoşəkil hissəcikə sürətlənir. Bu elektronların hər biri növbəti lövhəyə göndərilmək üçün daha bir neçə elektron çıxarır və s. 10 seriyasındakı hər bir plitənin gərginliyi əvvəlkindən 100 volt daha yüksəkdir. İlk pilləni vuran tək bir fotonun son mərhələyə çatdığı bir elektron kaskadının (bəlkə də 1 - 10 milyon elektron) nəticəsidir. Beləliklə, bir işığın axını çıxışda elektrik cərəyanı ilə nəticələnir. Bu kiçik cərəyanı düşən işığın miqdarını təyin etmək üçün ölçmək olar (analoq metod). Ancaq başqa bir tədbir olaraq, cərəyanı da ehtiva edən impulsların sayı (rəqəmsal metod).

Analoq metodu evdə hazırlanan 8 düymlük Newtonian və ticarət fotometr başlığı ilə istifadə etməyə başladım (Hopkins Phoenix Rəsədxanasında). Quraşdırma necə göründü:

Vaxt keçdikcə aşağıda göstərildiyi kimi siqnal işləmə və elektronikanı hesablamaqla foton saymağa keçdim:

Solda siqnal işləmə və nəbz sayma elektronikası. Sağda 1000 volt, 1 milli amp gücündə bir enerji təchizatı var. Öndə fotometr başlığı var.

Bu andan etibarən Celestron-8-in istifadəsi köhnə 8 düymlükdən daha asan olduğunu sübut etdi. C-8 yavaş hərəkət nəzarətlərinə sahib idi, digər 8 düymlüklər yox idi. O vaxta qədər mənim C-8 sadə bir sürüşmə damlı rəsədxanaya qalıcı olaraq quraşdırılmışdı - mümkünsə getmək üçün yeganə yoldur.

İstifadə olunan metod (diferensial fotometriya) dəyişənin parlaqlığını yaxınlıqdakı dəyişməyən müqayisə ulduzu ilə müqayisə etmək idi. Fokal təyyarədə ulduzun və ya arxa səmanın, ya da yalnız göyün müəyyən bir cisimdən işığa girişinə imkan verən kiçik bir diyafram dayanağı var idi. Bəzi sadə statistikaya imkan vermək üçün sürətli bir-birinin ardınca 3 ölçmə alındı, ardından dəyişməyən başqa bir yoxlama ulduzunun ölçüsü. Çek ulduzu müqayisə ulduzunun özünün dəyişkən olmamasını təmin etməli idi. Əldə olunan nəticələr artı / mənfi 0,005 bal gücündə idi. Beləliklə ölçmələrin ardıcıllığı belə idi: Müqayisə - Dəyişən - Müqayisə - Dəyişən - Müqayisə - Dəyişən - Müqayisə - Yoxlama - Müqayisə. Bu ölçülərin hər biri yaxınlıqdakı arxa səmadan işığın ölçülməsi ilə müşayiət olundu. Beləliklə, 9 ulduz ölçüsünün hər birində 9 göy fon ölçüsü var idi. Hər ulduz ölçümü üçün üç 10 saniyəlik inteqrasiya dövrü ortalaması verdim.

Fotomüldürücü boruya çatan bir işıq olmayan soyuq bir gecədə cihazımın olması halında, 10 saniyəlik bir inteqrasiya dövründə 250 sayma ola bilər. Bu say, fotomühəssələşdirici mərhələlərin hər hansı birində elektronların istilik emissiyasından əldə edilmişdir. Ancaq 5-ci böyüklükdəki bir ulduzun işığı ölçülsə, eyni 10 saniyəlik dövrdə bir milyona yaxın sayma olardı. Bu saymaların hamısı tək bir foton insidentindən idi. Bu səbəbdən bu nəbz sayma metodunun foton sayma kimi də bilinməsi.

Rustler46 tərəfindən redaktə edilmişdir, 25 Fevral 2018 - 03:30.

# 21 Rustler46

Hekayəmlə davam edirəm:

Nümunə olaraq, 5-ci böyüklükdə dəyişən ulduz - Rho Cassiopeiae, sarı, hiper nəhəng üçün prosesin necə göründüyünü göstərəcəyəm. Yarım müntəzəm dəyişən üçün AAVSO ilə təmin edilmiş qrafik və məlumat vərəqəsi:

Yuxarıdakı məlumatlarda 1900-cü ildən 1986-cı illərədək olan ulduz koordinatlarını əlavə etdiyimi görəcəksiniz. Bu, məni maraqlandıran ulduzları tez bir zamanda tapmaq üçün qalıcı olaraq quraşdırılmış teleskopda dairələr qurduğum üçün lazım idi.

Rho Cassiopeiae’nin tək bir foto-elektrik müşahidəsi üçün xam məlumat vərəqi belə görünür:

Dəyişən üçün göründüyü kimi, 10 saniyədə 1 milyondan çox say var idi. Məsələn, PST-nin 19: 26-dakı 3 sayını (ümumilikdə 30 saniyədən çox) götürsək, saniyədə orta hesabla 100,729 sayma olmuşdur. Bu sayımların demək olar ki hamısı sarı V filtrdən keçən fərdi fotonlardan idi.

Bu xam məlumatları emal etdikdən sonra 1990-cı il fevralın 13-dən 14-nə keçən gecə Rho Cassiopeiae üçün böyüklük ölçüsü:

Uzun bir hekayəni qısa etmək üçün:

  • 4.72 böyüklüyündə bir ulduza düzəldilmiş 8 düymlük bir teleskopla V filtrindən saniyədə 100.729 foton var idi.

Əlbəttə ki, sayma nisbəti göyün aydınlığı və mövzu ulduzunun yüksəkliyi ilə dəyişəcəkdir. Fəqət diferensial fotometriyanın istifadəsinin gücü budur - müqayisə və dəyişkən ulduz (göydə bir-birinə yaxın) aydınlıq və yüksəkliklə mahiyyət etibarilə eyni dəyişikliyə malikdir. Göydə kifayət qədər yüksək olduqları müddətdə meydana çıxan diferensial böyüklük, xüsusən foton saymaqla olduqca dəqiq ola bilər.

Müzakirəmizdə nəzərdən keçirilməli olan bir başqa amil də fotomüəllif tüpünün bütün hadisələrin fotonlarını aşkar etməməsidir. Və insan gözünün həssaslığının V filtrli 1P21 fotoköçürücü boruya nisbətən necə olduğunu bilmirəm. Ancaq hər halda, fotonların gəliş nisbətləri mövzusunda başqa bir fikir.

Redler46, 25 Fevral 2018 - 15:58 PM tərəfindən redaktə edilmişdir.

# 22 JamesMStephens

Həqiqətən çox gözəl bir hekayə! 1P21, lisenziyalaşdırma məktəbi ilə bağlı xoş xatirələr gətirir, baxmayaraq ki, fotometriya yox, laboratoriya spektrometri və radiometriya etdim. (950 V işləmə gərginliyini az səs-küy kimi bir əhəmiyyətə sahib olduğunu xatırlayıram, bəlkə?)

Mənim istinadımı götürərək https: //www.cfa.harv. ay145 / mags.html yuxarıda göstərildiyi kimi 0 görmə böyüklüyü üçün 3640 Jy və ifadə edilmiş bant genişliyi nisbəti 0.16, bir Jansky 1.51 * 10 7 foton / (m 2 s) olaraq 8.79 * 10 9 foton / (m 2 s) vizual zolaqdakı bir sıfır ulduz üçün.

Mag 4.72 üçün tənzimləmə görmə zolağı üçün 1.14 * 10 8 foton / (m 2 s) bir axın verir.

8 "giriş diyaframı üçün gözlənilən foton dərəcəsi 3.54 * 10 4 foton / s-dir, aşağı tərəfdə üç dəfə, lakin qətiliklə böyüklük sırası içərisindədir. Mən bu hesablamaya yenidən baxmaq istəyirəm. onu darta bilər. İstinadımdakı bant genişliyi görünən bantla (delta-lambda / lambda = 0.16) səninlə eyni olsa, məni maraqlandırır.

Hələ fotometriya edirsiniz? Hələ PMT istifadə edirsiniz?

PS: Köhnə əhatənizi və xüsusən də yüngül tapıcınızı sevirəm!

JamesMStephens tərəfindən redaktə edilmişdir, 25 Fevral 2018 - 22:34.

# 23 Rustler46

Rustler,

Həqiqətən çox gözəl bir hekayə! 1P21, lisenziyalaşdırma məktəbi ilə bağlı xoş xatirələr gətirir, baxmayaraq ki, fotometriya yox, laboratoriya spektrometri və radiometriya etdim. (950 V işləmə gərginliyini az səs-küy kimi bir əhəmiyyətə sahib olduğunu xatırlayıram, bəlkə?)

Mənim istinadımı götürərək https: //www.cfa.harv. ay145 / mags.html yuxarıda göstərildiyi kimi 0 görmə böyüklüyü üçün 3640 Jy və ifadə edilmiş bant genişliyi nisbəti 0.16, bir Jansky 1.51 * 10 7 foton / (m 2 s) olaraq 8.79 * 10 9 foton / (m 2 s) vizual zolaqdakı bir sıfır ulduz üçün.

Mag 4.72 üçün tənzimləmə görmə zolağı üçün 1.14 * 10 8 foton / (m 2 s) bir axın verir.

8 "giriş diyaframı üçün gözlənilən foton dərəcəsi 3.54 * 10 4 foton / s-dir, aşağı tərəfdə üç dəfə, lakin qətiliklə böyüklük sırası içərisindədir. Mən bu hesablamaya yenidən baxmaq istəyirəm. onu darta bilər. İstinadımdakı bant genişliyi görünən bantla (delta-lambda / lambda = 0.16) səninlə eyni olsa, məni maraqlandırır.

Hələ fotometriya edirsiniz? Hələ PMT istifadə edirsiniz?

Yaxşı,

Jim

PS: Köhnə əhatənizi və xüsusən də yüngül tapıcınızı sevirəm!

Yaxşı şərhləriniz və sorğularınız üçün təşəkkür edirik. Yaddaşın xidmət etdiyi qədər suallarınızı cavablandırmağa çalışacağam. Bəlkə də 5 ilə yaxın bir müddətdə AAVSO-nun Fotoelektrik Fotometri bölməsində olduqca fəal idim və Rho Cassiopeiae nümunəsi kimi 1000 fərdi tədbirdən yuxarıya töhfə verdim. Bir sıra nəşr olunmuş sənədlər üçün məlumat verə biləcəyimi düşünürəm. Məlumat toplayıcılarımızın adlarını həmmüəllif kimi daxil etmək bir növ prinsip müəllifləri idi. Ancaq vaxt keçdikcə sənətkarlıq daha çox tükəndi və əvvəllər həvəskar bir astronom kimi sevincdən məhrum olduğumu gördüm. Buna görə fotometriyadan geri çəkilib vizual və fotoqrafiya müşahidəsinə qayıtmağa qərar verdim. O zaman fotometriya cihazımı məzun olduğum Kaliforniyadakı Humboldt Dövlət Universitetinə bağışladım ('69, fizika).

-950 VDC-yə gəldikdə, bəli, optimal Y / N nisbətinə kömək etdi və Fotomübar Çubuğu (PMT) "yayla bölgəsində" işlədir. Hamamatsu-nun foton sayma istinadına görə, bu ərazidə PMT çıxışı gərginlik dəyişikliyinə daha az həssas olacaqdır. Fotometr başlığı, Hopkins Phoenix Rəsədxanasından Jeff Hopkins tərəfindən bir ticarət vahidi idi. O, mənə yeni bir fotometrist kimi çobanlıq göstərərək çox praktik rəhbərlik edirdi. Elektrik təchizatı üçün onun göstərişlərinə əməl etmək səylərim tam uğurlu olmadı, çünki yalnız 700 VDC istehsal edəcəkdir. Yəqin ki, bağladığım toroid bobini ilə bağlı bir problem var idi. HV tədarükünü başa çatdırmaq üçün ondan bir HV elektrik kartı aldım.

Gücləndirici-diskriminator siqnal işləmə vahidi və yüksək sürətli sayğac üçün rəf dövrə lövhələrindən də istifadə etdim. Bunlar alüminium korpusa (fotoda göstərilmişdir) açarları, BNC krikoları, LED displeyi və s. Möcüzəvi şəkildə hamısı planlaşdırıldığı kimi işlədi və foton sayma fotometriyası ilə işləyirdim.

Filtrimin bant keçidinə gəldikdə, UBV fotometriyası üçün istifadə olunan standart V zolaqlı filtr olduğunu söyləməkdən başqa çox məlumat verə bilmərəm. Hopkins fotometr başlığına daxil olan şey idi. Əlavə analiziniz nəzəriyyəni müşahidə olunan foton dərəcələrinə uyğun gətirə bilsə maraqlı olar.

Dünən axşam xam məlumat vərəqəsi tapmaq üçün köhnə fotometriya qeydlərimi araşdırarkən 20-yə yaxın dəyişən ulduzun ölçmə qeydlərinə sahib olduğumu gördüm. Bunlardan bəziləri AAVSO-nun fotoelektrik fotometri proqramında idi. Digərləri isə peşəkar astronomlar üçün xüsusi istək müşahidələri idi. Xatırlayacağım bir neçə nəfər Torontodakı John Percy, İngiltərədəki Roger Griffin və Yale'deki Dorrit Hoffleit idi. O dövr, mənim xatirimdə xatırladığım bir dövr idi və fotonları saymağa davam etsəm nə ola biləcəyinə dair bir kədər hissi yaşadım.

James, yenə də o köhnə teleskopa və müharibə artıqlığı tapan 'əhatəsinə sahibəm. Tank silahı kimi istifadə olunan M17 dirsək teleskopu olduğuna inanıram. Edmund Scientific bunları ya örtülmüş, ya da örtülməmiş optiklə satırdı. Bəli, "yüngül" olaraq xarakterizə edilə bilər, ancaq MIL-spec kimi bir tank kimi inşa edilmişdir.

Fotonun gəliş nisbətləri ilə bağlı sorğunuzdan uzaqlaşdığım üçün bu mövzunu yaradandan üzr istəyirəm. Ancaq bəlkə də bu dolanış yolu maraqlananları aydınlaşdırdı. Sizə ən yaxşısı, James!


Keçmişin yadigarları: böyüklüklər, rənglər və məsafə

Astronomiya, ən qədim olmasa da ən qədim elmlərdən biridir. Tarixi cazibəsinin bir hissəsidir (mənim üçün ən azından), eyni zamanda bəzi acınacaqlı nəticələrə görə məsuliyyət daşıyır. Qədim astronomlar üçün əsas müşahidə tapşırıqlarının əksəriyyəti illər və ya on illərlə səy sərf edən çox böyük işlər idi. Nəticədə, yaşlı nəsillər tərəfindən toplanan məlumatlar gənc alimlərə ötürüldükdə, kənara atılmaq əvəzinə ümumiyyətlə əzizləndi və qorunub saxlanıldı. Buna görə də Astronomiya keçmişdən texniki ədəbiyyatda bu gün də istifadə olunan bir sıra termin və vahidlər miras qalıb. Müasir astronomiyanı anlamaq üçün keçmişin bu qalıqlarını başa düşmək lazımdır.

Böyüklük sistemi

Aydındır ki, astronomların ulduzların parlaqlığını təsvir etmək üçün bir yol lazımdır. Sıfırdan başlasaq - İkinci Dünya müharibəsindən sonra radio astronomları avadanlıqlarını göyə çevirdikləri kimi - ehtimal ki, Jansky kimi bir vahid seçərdik: intensivlik və ya axın xətti baxımdan işıq. Məsələn, müəyyən bir ərazidən keçən şüalanma miqdarını bir saniyədə ölçməyi seçə bilərik:

Bu cür xətti kəmiyyət xoş bir xüsusiyyətə malikdir: bir neçə ulduzun işığını sadə əlavə ilə birləşdirmək olar.

Cavab, əlbəttə ki, "2 ergs / cm 2 sec" dir. Xətti axınların istifadəsi sadədir və intuitiv məna verir. Daha çox işıq daha böyük bir rəqəm deməkdir. Sadə. Asan.

Lakin, astronomlar (optikdə) ulduzların parlaqlığını təsvir etmək üçün bu cür vahiddən tez-tez istifadə etmirlər. Bunun əvəzinə böyüklük sistemiYunan astronomu Hipparchus tərəfindən e.ə. ikinci əsrdə tərtib edilmiş kataloqa (ən azı) aiddir. Yunan astronomları göydəki bəzi ulduzların digərlərindən daha parlaq olduğunu qəbul etdilər. Vizual görünüşlərinə görə ulduzları bir neçə qrupa böldülər.

  • ən parlaq ulduzlara "birinci böyüklük" damğası vuruldu
  • növbəti parlaq ulduzlara "ikinci böyüklük" damğası vuruldu
  • orta parlaqlıqdakı ulduzlara "üçüncü böyüklük" işarəsi verildi
  • zəif ulduzlara "dördüncü böyüklük" damğası vuruldu
  • çox zəif ulduzlara "beşinci böyüklük" damğası vuruldu
  • bir neçə ulduza altıdan səkkizədək böyüklük verildi

İnsanlar bu gün çoxsaylı obyektləri sıralamaq üçün oxşar bir konvensiyadan istifadə edirlər: şübhəsiz ki, "birinci dərəcəli otel" və ya "üçüncü dərəcəli hamburger oynağı" kimi ifadələr eşitmisiniz.

On səkkizinci və on doqquzuncu əsrlərdə texnologiyanın inkişafı astronomlara daha zəif ulduzları görə bilmək üçün daha yaxşı teleskoplar yaratmağa imkan verdi. və ulduz parlaqlığının KANTİTİF ölçmələrini həyata keçirməyə imkan verən cihazlar düzəltmək. Məsələn, 1 böyüklüyündə parlaq bir ulduzun axınının 6 bal gücündə zəif bir ulduzun axınından təxminən 100 dəfə böyük olduğunu tapdılar. Sual - "ənənəvi ölçmələrin çoxunu saxlamağın bir yolu varmı?" yenə də onları müasir, kəmiyyət, bir sistemə qoyursunuz? "

1800-cü illərin əvvəllərində bir neçə elm adamı bir-birindən bir böyüklükdə olan ulduzlar arasındakı parlaqlıqdakı həqiqi fərqləri araşdırdı. A tapdılar loqaritmik münasibət: bir ulduzun böyüklüyünə birinin əlavə edilməsi, onun axınının hansısa bir faktora vurulmasına, bir ulduzun böyüklüyünə ikisinin axınının (bəzi faktorun) 2-nə vurulmasına uyğun gəldi və s. Bu təəccüblü deyildi: bir neçə insanın duyğuları bu şəkildə işləyir. Məsələn, insan eşitmə qabiliyyəti, səs dalğalarının intensivliyi bərabər amillər artdıqda ("1 x", "yüksək", "yüksək + 1 addım", "yüksək + 2 addım") həcmini bərabər miqdarda artırmağı düşünür. 10 -6 W / m ^ 2 "," 3 x 10 -6 W / m ^ 2 "," 9 x 10 -6 W / m ^ 2 ").

İki böyüklükdəki N və (N + 1) ulduzlar arasındakı parlaqlıq nisbəti, istifadə olunan metoddan asılı olaraq 2 ilə 4 arasında müəyyən bir dəyərə sahib olduğu ölçüldü. 1856-cı ildə Henry Pogson, birinin (100) 1/5 = 2.512 əmsalı seçdiyini başa düşdü. onda 5 böyüklükdəki bir fərq tam 100 intensivlik nisbətinə cavab verəcəkdir.

Astronomlar sonda bu təklifi qəbul etdilər, baxmayaraq ki, geniş qəbul edilmək üçün dörd-beş on il lazım idi. Riyazi olaraq, intensivlik (xətti vahid) və böyüklük (loqaritmik kəmiyyət) arasında aşağıdakı şəkildə çevrilə bilərik. Şiddəti böyüklüyə çevirmək üçün,

və böyüklüyü intensivliyə çevirmək,

Bu ifadələrdəki mənfi işarələrə diqqət yetirin. Böyüklük şkalasının bəlkə də ən uğursuz xüsusiyyəti onun olmasıdır geri: böyük böyüklüklər zəif mənbələrə uyğundur.

Böyüklük sisteminin ikinci bir zəif tərəfi odur ki, müəyyən sadə sualların cavablandırılması o qədər də asan olmaya bilər.

Astronomik rənglər

  • U = bənövşəyi (görünən) və ultrabənövşəyi (görünməz) dalğa uzunluqlarını ötürən ultrabənövşəyi
  • B = mavi işığı ötürən mavi
  • V = yaşıl-sarı işığı ötürən "vizual" (insanın görmə həssaslığının zirvəsində)
  • R = qırmızı işığı ötürən qırmızı
  • Mən = işığı insan gözünün ala biləcəyindən daha uzun dalğa uzunluğunda ötürən infraqırmızı

Əvvəllər ən çox istifadə olunan filtrlər BVbaxmayaraq ki, bu günlərdə Mən güclü gəlir. Bir çox kataloq və verilənlər bazasında ulduzlar üçün B bandı və V zolaq böyüklüyünü görmək mümkündür. Məsələn, SIMBAD, standart olaraq, belə bir siyahı göstərir:

Astronomlar bir ulduzun böyüklüyünü bu filtrlərdən biri ilə ölçdükdə, ölçülərini izah etmək üçün tez-tez filtrin adını istifadə edirlər:

  • B filtr: çox işıq, buna görə kiçik ölçülü
  • V filtr: daha az yüngül, buna görə daha böyük bir böyüklük

V filtrindəki böyüklüyü V filtrindəki böyüklükdən çıxarsaq, bir miqdar əldə edərik, (B-V), astronomların tez-tez ulduzun "rəngi" adlandırdıqları. İsti bir ulduz üçün, (B-V) (kiçik - böyük) = mənfi. Yəni çox isti ulduzların mənfi var (B-V) rənglər.

Digər tərəfdən, sərin ulduzlar işığının çox hissəsini spektrin qırmızı hissəsində yayırlar.

  • B filtr: az işıq, buna görə də böyük ölçüdə
  • V filtr: daha yüngül, buna görə daha kiçik bir böyüklük

Nəticə budur (B-V) (böyük - kiçik) = müsbətdir. Yəni sərin ulduzlar müsbətdir (B-V) rənglər. Qısa,

Günəşin rəng indeksi təxminən (B-V) = 0.6.

Bəzən, astronomlar bir az qısa yol götürürlər və "rəng indeksi" ifadəsində "indeks" sözünü deməyi unuturlar. Texniki ədəbiyyatda ədədi bir dəyərlə təsvir olunan bir ulduzun "rəngini" görmək adi bir haldır. Biri kağızda oxuya bilər

Astronomlar rəng indeksi ilə müxtəlif növ ulduzların temperaturu arasında bir sıra əlaqələr işləyib hazırlamışlar. Həmişə olduqca kobud bir əlaqədir, lakin çox faydalı ola bilər. Məsələn, Sekiguchi və Fukugita, AJ 120, 1072 (2000) göstərir

Görünən və mütləq böyüklüklər

    əslində hər ulduz bir-birindən fərqli bir məsafədədir. Bu vəziyyətdə bir ulduzun parlaqlığı həm daxili parlaqlığından, həm də Yerdən uzaqlığından asılıdır. Bunlara zəng edirik görünən böyüklüklər

Birincisini müşahidə edə bilərik, sonra bir ulduza qədər məsafəni bilsək (bunu təyin etmək o qədər də asan deyil.), İkincisini hesablaya bilərik. Bu iki kəmiyyət arasında kiçik bir riyazi əlaqənin olduğu ortaya çıxdı. Gəlin onu əldə edək.

Parlaqlıq ulduzunu düşünün L. D məsafəsində yerləşdirsək, onda işığının intensivliyi olacaqdır

Digər tərəfdən, başqa bir məsafədə yerləşdirsək D., onda onun intensivliyi fərqli bir dəyərə sahib olacaq:

İndi bu iki intensivliyin nisbətini sadəcə bölmək tapmaq asandır Mən1 tərəfindən Mən2. Şərtlərin çoxu yalnız qalmaqla ləğv ediləcək

Ancaq burada böyüklüklər bizi maraqlandırır. Şiddət nisbəti, böyüklük sisteminin loqaritmik təbiətinə görə böyüklüklərin Fərqinə uyğundur. Beləliklə, hər ulduzun böyüklüyünü hesablayaq və sonra birini digərindən çıxartaq.

Məsafədə ulduzun böyüklüyü d kimi yazmaq olar

harada ZP sözügedən böyüklük miqyasının "sıfır nöqtəsi" deməkdir. Bəzən göydəki bir ulduzun böyüklüyü ilə təyin olunan bəzi sabit və təsadüfi bir dəyər olacaqdır. Hər bir fotometrik keçid - B, və ya V və ya K - öz sıfır nöqtəsinə malikdir.

Eyni şəkildə, eyni ulduzun məsafədəki böyüklüyü D. olmalıdır

İndi D məsafəsini seçdiyimizi düşünək polisin bütün ulduzların sıralaması üçün "standart" məsafəsi olmaq, başqa sözlə D edək mütləq böyüklükləri təyin etmək üçün istifadə edəcəyimiz məsafə. Gözəl, rahat, dairəvi nömrə hansı məsafədə olardı?

Haqqında D = 10 ədəd? Bunu standart olaraq seçsəydik, görünən və mütləq böyüklüklər arasındakı fərqin düsturu çox yığcam olur - düzdür?

Astronomların məsafəni ölçmə üsullarından bəziləri

  • kirpik qalınlığı mikrometrlər
  • bir zürafənin boyu metr
  • Syrene və Alexandria arasındakı məsafə kilometr

Bu, lazımlı bir sistemdir: uyğun prefiks seçərək, adətən 1 ilə 1000 arasında ədədi dəyəri olan bəzi obyektləri təsvir edə bilərik, bunları söyləmək və digər dəyərlərlə müqayisə etmək asandır. Üstəlik, bir çox elm sahələrində öyrənilən obyektlərin (demək olar ki) bütün sahəsini əhatə etmək üçün yalnız beş və ya altı önək tələb olunur. Hesablamalar aparmaq bir çörək parçasıdır, çünki bütün dönüşümlər yalnız on faktordur.

Amma . bir ağıllı adamın dediyi kimi

Kosmik o-o-o-o böyükdür ki, adi metrik sistemi pozur. Günəş sistemindəki planetlər arasındakı məsafələri təsvir etmək üçün giga-metrlərlə və ya bəlkə də tera-metrlərlə qaçmaq olar, amma ulduzlar və ya qalaktikalar arasındakı məsafələr başqa yerlərdə o qədər az istifadə olunan önəklər tələb edir ki, az adam onları xatırlaya bilər.

Buna görə də, astronomlar bəzi tez-tez müzakirə olunan miqdarları rahatlıqla 1 ilə 1000 arasında uyğunlaşdırmaq üçün tam ölçüdə olan öz vahidlərini yaratmağa qərar verdilər.

    Astronomik Vahid (AU): 1 AU Yer ilə Günəş arasındakı orta məsafəsidir. Bu, Günəş Sistemimizdəki və ya digər planet sistemlərindəki məsafələri ölçmək üçün əla bir vahiddir. Məsələn, Günəşdən Plutona qədər olan məsafə 30 ilə 48 AU arasındadır.

Daha ətraflı məlumat üçün

  • John Prattın Ptolemeyin kataloqu üzərindəki veb səhifəsi bu əsərin arxasındakı tarixdən daha çox məlumat verir.
  • Vəzir xidməti minlərlə astronomik kataloqa axtarış imkanı verir. Təşəkkürlər, CDS!
  • Miqyas miqyasının tarixinə dair bir məqalə, Derek Jones, Astronomical Society of the Pacific Leaflets, cild 10, sayı 469 (1968). Qeyd edək ki, John Herschel oxşar təklifi hələ 1830-cu ildə vermişdi.
  • Müşahidəli Astronomiya kursundan filtrlər haqqında mühazirə UBVRI keçid lentlərində daha ətraflı məlumat verir.
  • Astrofizika kursundan filtrlər haqqında mühazirə böyüklüklər və axın arasındakı çevrilmə barədə daha ətraflı məlumat verir.

Müəllif hüquqları və surəti Michael Richmond. Bu iş Creative Commons Lisenziyası ilə lisenziyalaşdırılır.


İntensivlik Akının Sıxlığı və Parlaqlığı

DA səth elementindən keçən bir qədər şüalanma olduğumuzu düşünək (Şəkil 4.1). Şüalanmanın bir hissəsi d A-nı bərk bir bucaq içərisində tərk edəcək dw ilə dw normal ilə səth arasındakı bucaq 0 ilə işarələnir. Bu bərk bucağa zamanla daxil olan [v, v + dv] aralığında tezliyi olan enerji miqdarı. dt d Ev = Iv cos 0 d A dv dw dt. (4.1)

Burada Iv əmsalı qatı bucaq dw istiqamətində v tezlikdə şüalanmanın xüsusi intensivliyidir. Ölçüləri Wm-2 Hz-1 sterad-1-dir.

Şəkil 4.1. Şüalanmanın Iv intensivliyi səth elementi d A-dan möhkəm bucağa dw, 0 istiqamətində keçən enerji ilə əlaqəlidir.

Səth elementinin dA-nın 0 istiqamətindən göründüyü kimi proyeksiyası d An = d A cos 0-dur, bu da cos 0 amilini izah edir. Gərginlik istiqamətdən asılı deyilsə, d Ev enerjisi səth elementi ilə dik olaraq mütənasibdir radiasiya istiqamətinə.

Mümkün olan bütün tezliklərin daxil olduğu intensivliyə I intensivliyi deyilir və Iv-ni bütün tezliklərə inteqrasiya etməklə əldə edilir:

Müşahidə nöqteyi-nəzərindən daha vacib kəmiyyətlər enerji axını (L v, L) və ya qısaca olaraq axın və axın sıxlığıdır (Fv, F). Axın sıxlığı vahid sahə üçün şüalanma gücünü verir, buna görə müəyyən bir tezlikdə axın sıxlığından və ya ümumi axın sıxlığından bəhs etdiyimizə görə ölçüsü W m-2 Hz-1 və ya W m-2-dir.

Müşahidə olunan axın sıxlığı ümumiyyətlə azdır və Wm-2 əlverişsiz dərəcədə böyük bir vahid olardı. Bu səbəbdən, xüsusilə radio astronomiyasında, axın sıxlığı tez-tez Janskys-də ifadə edilir, bir Jansky (Jy) 10-26Wm-2 Hz-1-ə bərabərdir.

Şüalanma mənbəyini müşahidə edərkən əslində detektor tərəfindən müəyyən bir müddət ərzində toplanan enerjini ölçürük ki, bu da cihazın radiasiya toplama sahəsi və zaman aralığına inteqrasiya olunmuş axın sıxlığına bərabərdir.

V tezlikli Fv axın sıxlığı, intensivliyi ilə ifadə edilə bilər

burada inteqrasiya mümkün olan bütün istiqamətlər üzrə genişləndirilir. Analoji olaraq, ümumi axın sıxlığı

Hannu Karttunen et al. (Eds.), Fotometrik Konsepsiyalar və Böyüklüklər.

In: Hannu Karttunen et al. (Eds.), Fundamental Astronomiya, 5. Basım. s. 83-93 (2007)

DOI: 11685739_4 © Springer-Verlag Berlin Heidelberg 2007

Məsələn, radiasiya izotropdursa, yəni. e. İstiqamətdən asılı deyiləmsə, əldə edirik

Bərk bucaq elementi Am vahid kürədəki səth elementinə bərabərdir. Sferik koordinatlarda (Şəkil 4.2 də c. F. Əlavə A.5):

(4.3) -ə dəyişdirmə verir

beləliklə şüa axını yoxdur. Bu, səthə daxil olan və çıxan bərabər miqdarda radiasiyanın olması deməkdir. Səthdən keçən radiasiyanın miqdarını bilmək istəyiriksə, məsələn, səthdən çıxan radiasiyanı tapa bilərik. İzotrop radiasiya üçün bu n / 2 2n-dir

Astronomik ədəbiyyatda intensivlik və parlaqlıq kimi terminlər olduqca qeyri-müəyyən şəkildə istifadə olunur. Akının sıxlığına heç axın sıxlığı deyilmir, lakin intensivliyi və ya (uğurla) axını. Buna görə oxucu hər zaman bu şərtlərin mənasını diqqətlə yoxlamalıdır.

Flux, vat ilə ifadə olunan bir səthdən keçən güc deməkdir. Ulduzun qatı bir bucağa çıxardığı axın L = mr2 F, burada F r məsafədə müşahidə olunan axın sıxlığıdır. Ümumi axın mənbəyi əhatə edən qapalı bir səthdən keçən axındır. Astronomlar ümumiyyətlə bir ulduzun ümumi axınını L parlaqlıq L adlandırırlar. L v parlaqlıqdan v ([Lv] = WHz-1) tezliyində də danışa bilərik. (Bunu fizikada istifadə olunan işıq axını ilə qarışdırmaq olmaz, sonuncusu gözün həssaslığını nəzərə alır.)

Mənbə (tipik bir ulduz kimi) izotrop olaraq yayılırsa, r məsafədəki radiasiyası sahəsi 4nr2 olan sferik səthə bərabər paylanır (Şəkil 4.3). Bu səthdən keçən şüalanmanın axın sıxlığı F olarsa, ümumi axın

Şəkil 4.2. Sonsuz qatı bucaq dm vahid sferadakı müvafiq səth elementinə bərabərdir: dm = sin 0 d0 dp Şəkil 4.3. Nöqtə mənbəyindən r məsafədə A sahəyə paylanan enerji axını, 2r məsafədə 4A sahəyə yayılır. Beləliklə, axının sıxlığı kvadrat məsafəsi ilə tərs mütənasib azalır

Şəkil 4.4. Bir müşahidəçi radiasiya sabit bir qatı bucaqdan gəldiyini görür. Bu bərk bucağa radiasiya verən sahə, mənbə daha uzaqlaşdıqda artır (A a r2). Buna görə səth parlaqlığı və ya vahid bərk bucaq başına müşahidə olunan axın sıxlığı sabit qalır

Şəkil 4.4. Bir müşahidəçi radiasiya sabit bir qatı bucaqdan gəldiyini görür. Bu bərk bucağa radiasiya verən sahə, mənbə daha uzaqlaşdıqda artır (A a r2). Buna görə səth parlaqlığı və ya vahid bərk bucaq başına müşahidə olunan axın sıxlığı sabit qalır

Şüalanmanın yaranmadığı və ya məhv olmadığı mənbədən kənarda olsaq, parlaqlıq məsafədən asılı deyil. Digər tərəfdən axının sıxlığı 1 / r2 ilə mütənasib olaraq düşür.

Uzatılmış obyektlər üçün (yalnız nöqtələr kimi görünən ulduzlar kimi obyektlərdən fərqli olaraq) səth parlaqlığını vahid bərk bucaq başına axın sıxlığı kimi təyin edə bilərik (şəkil 4.4). İndi müşahidəçi bərk bucağın zirvəsindədir. Səth parlaqlığı məsafədən asılı deyil, bu şəkildə başa düşülə bilər. A sahəsindən gələn axın sıxlığı kvadrat məsafəsi ilə tərs mütənasibdir. Həm də A sahəsinin yerləşdiyi bərk bucaq 1 / r2 ilə nisbətlidir (w = A / r2). Beləliklə, səth parlaqlığı B = F / w sabit qalır.

Enerji sıxlığı u şüalanma vahid həcmə düşən enerji miqdarıdır (Jm-3):

Buna aşağıdakı kimi baxmaq olar. Fərz edək ki, dA səthinə dik bir bərk bucaqdan gələn d intensivliyi ilə şüalanma var (Şəkil 4.5). Dt vaxtında radiasiya c dt məsafəni qət edir və həcmi dV = c dt dA doldurur. Beləliklə, dV həcmindəki enerji (indi cos 0 = 1)

Deməli, dw bərk bucağından gələn şüalanmanın enerji sıxlığı du dE 1 du = - = -1 dw, dV c və bunu bütün istiqamətlərə inteqrasiya edərək ümumi enerji sıxlığı əldə edilir. İzotrop radiasiya üçün alırıq


SDSS ugriz böyüklüklərindən AB ugriz böyüklüklərinə çevrilmə

Müxtəlif faktorlara görə SDSS ugriz böyüklükləri Oke & amp Gunn 1983 tərəfindən təyin olunduğu kimi bir AB sisteminə mükəmməl sıfırlanmamışdır.

Ümumiyyətlə, bu yaxşıdır, ancaq bir AB böyüklüyünə (məsələn, uyğun izoxronlar və qalaktika spektral enerji paylama şablonları) mümkün olan ən yaxşı qiymətləndirməni istədiyi hallar var.

EDR sənədinin 4.5-ci bölməsindən bəhs edildiyi kimi, bu böyüklükləri ardıcıl bir AB sisteminə qoymaq (yəni böyüklükdəki sıfır nöqtəni riyaziyyat üçün fiziki axın vahidlərinə çevirmək, böyüklükləri aşağıdakı axınlara çevirmək bax). U g r i z fotometriyamızın tamamilə AB sistemində olmadığını gözləyirik, lakin g-r, r-i və i-z rənglərinin təxminən AB ilə təxminən 3% arasında olduğunu bir neçə mübahisəli sətirdən qiymətləndiririk. (U-g) (AB) = (u-g) (SDSS) - 0.05 olduğu mənasında u-g rəngin təxminən 5% (yenə də təxminən 3% qeyri-müəyyənliklə) çox qırmızı olduğunu təxmin edirik. Biz dəqiq fotometrik AB sıfır nöqtələrinin ölçülməsi və qarşılıqlı yoxlanılması üzərində işimizi davam etdiririk.

Qeyd edək ki, bizim nisbi fotometriya bu rəqəmlərdən bir az daha yaxşıdır, təkrar müşahidələr göstərir ki, kalibrlərimiz% 2-dən daha yaxşıdır.


Mücərrəd

Gecə səmasının çox spektral görüntüləmə radiometriyası işığın çirklənməsi (səma parıltısı) və səma keyfiyyəti haqqında vacib məlumat verir. Bununla birlikdə, işıq çirkliliyinin ölçülməsi üçün istifadə olunan cihazların fərqli spektral həssaslığı səbəbindən fərqli tədqiqatların müqayisəsi həmişə əhəmiyyətsiz deyil. Ölçmə yanaşmaları arasındakı fərqlərə əlavə olaraq, hava işığının dəyişməsi səbəbindən təbii səma parlaqlığında güclü bir dəyişiklik var. Beləliklə, xüsusilə qaranlıq yerlərdə klassik ölçmə metodları (Sky Quality Meters kimi) ardıcıl nəticələr vermir. Bu yazıda ticari rəqəmsal kameraların çox spektral qabiliyyətlərindən necə daha yaxşı istifadə edəcəyimizi və onların parıltının analizi üçün tətbiqini göstərdik. Bundan əlavə, asanlıqla istifadə edilə bilən və SI izlənilə bilən birimə əsaslanan yeni bir "Sky Sky Unit" səma keyfiyyəti metrikini tövsiyə edirik. Bu vahid, ardıcıl, rəqəmsal kamera əsaslı ölçmələr üçün təbii bir seçimdir. Təqdim olunan ölçümlərlə istifadə üçün kamera sistemi kalibrləmə metodikamızı da təqdim edirik.


Miqyasların Jansky və MAGPHYS-ə çevrilməsi? - Astronomiya

GALAKSİYANIN MƏSƏFƏ MADDƏSİNİ MƏSƏLƏYƏNƏ NECƏ DAVAM EDƏCƏK:

Galaxy məsafələr katalogunda [R.B. Tully et al. (2008)] bu Elm Forumundakı əvvəlki yazımda bəhs etdiyim, müəyyən bir qalaktika üçün hər fərdi məsafə ölçüsü məsafə modulu olaraq tək bir rəqəm olaraq ifadə edildi.
Bu, heç bir ölçü vahidi (işıq ili və ya parsek kimi) əlavə olunmayan, astronomik bir cismin məsafəsinin loqaritmik bir ölçüsüdür. Bu, işıq ili və ya parsek vahidlərində həqiqi bir məsafə deyil.

Qalaktikanın məsafə modulunu qalaktikanın həqiqi məsafəsinə necə çevirmək olar:

Birincisi, qeyd edirəm ki, bu yazıda bir qalaktikaya olan məsafə Megaparsecs vahidləri ilə ifadə edilir (= milyonlarla parsek). Ancaq bir meqaparsek nə qədər böyükdür, yüngül şüa sürsəniz də, uzun bir yoldur

Bir meqaparsek = 1 milyon parsek = 3.26 milyon işıq ili. Beləliklə, müəyyən bir meqaparsek sayının müəyyən bir Galaxy məsafəsini müəyyən bir milyonlarla işıq ilinə çevirmək üçün yalnız megaparsek sayını 3.26 ilə vurun

İstədiyiniz təqdirdə bir məsafə modulunun həqiqi məsafəyə çevrilməsindən kənarda qala biləcək bir neçə texniki xüsusiyyət:

Məsafə modulu dəqiq ifadə edildikdə:
m - M
bu mütləq böyüklüyü çıxmaqla qalaktikanın görünən böyüklüyünün riyazi ifadəsidir. Bu ifadə əslində astronomik bir cismin daxili (mütləq) parlaqlığının müşahidə olunan parlaqlığa nisbətinin loqaritmik bir təzahürüdür və bundan sonra cismin məsafəsini hesablamaq üçün istifadə edə bilərik.

Məlumat cədvəllərində və qalaktikaların kataloqlarında verilən məsafə modulları, ümumiyyətlə qalaktikanın qarşısında tozun sönməsi üçün (Samanyolu içindəki ön planda olan toz ekranından) ədədi bir qiymətə (onsuz da daxil edilmişdir). Bundan əlavə, bir qalaktika kataloquda göstərildiyi kimi bir məsafə modulu, bir qalaktikanın işığının o qalaktikanın içərisindəki tozun toz sönməsini də əhatə edir. Bu ikinci yox olma növünə bəzən "daxili məhv" deyilir.

So m - M A (bu üç rəqəmin hər biri böyüklükdə ifadə olunarkən), qalaktika kataloqlarında tapdığınız məsafə moduludur. Bu riyazi ifadə əslində:
bir qalaktikanın görünən böyüklüyü MINUS bu qalaktikanın mütləq böyüklüyü olan udma cəmi (tozla)

Daha çox bilmək istəyənlər üçün daha çox texniki xüsusiyyətlər
(1) görünən böyüklüklər və mütləq böyüklüklər və yox olma, hamısı eyni bant keçidi və həssaslıq (eyni ötürmə əyrisi ilə eyni filtr) istifadə edilməklə ölçülməlidir.
(2) Spiral qalaktika içərisindəki tozdan təxmin edilən "daxili yox olma" (böyüklüklərlə ölçülən), böyüklüyünü yalnız qalaktikanın "üzü" istiqamətində olsaydı, böyüklüyünün nə qədər olacağını düzəldir, ancaq spiral qalaktikanın diskindəki bütün toz ekranının təsiri.

Qalaktikanın Məsafə modulunu həqiqi məsafəyə necə çevirəcəyinizə baxaq:

Beləliklə, indi bir məsafə modulunun həqiqətən nə olduğunu təyin etdik! Konvensiyaya görə normal olaraq məsafə modulu üçün istifadə olunan cəbri simvol, kiçik yunan hərfidir mu

Galaxy məsafəsi (Megaparseklə ifadə olunur)
= 10-un gücünə [[(Məsafə Modulu mənfi 25) 5-ə bölünmüş]]

Bunu hesablamağın asan bir yolu əvvəlcə kvadrat mötərizədəki ifadəni qiymətləndirmək və x-in gücünə 10-u hesablamaq üçün bir kalkulyatordan istifadə etməkdir, burada x kvadrat köşedeki ifadədir.
____________________________

Bir nümunə olaraq, Gökadalar Baş Klasterindəki bir qalaktikanın məsafə modulunu fərz etsək, qalaktikalar kataloğunda 31 olaraq verilmişdir, sonra yuxarıdakı ifadə olur:
10-un gücünə [(31-25) / 5]
qiymətləndirildiyi zaman bu qalaktika üçün fiziki məsafə 15,84 megaparsek təşkil edir. Bu, 51,6 milyon işıq ilinə bərabərdir.

İkinci bir nümunə olaraq F.Thim et al. (istinad 2003, ApJ, 590, 256) M83 qalaktikasında Cepheid Dəyişən ulduzlarını müşahidə etmək üçün 8.2 metrlik VLT istifadə etdi və bu qalaktikanın məsafəsini 28.25 məsafə modulu olaraq qiymətləndirdilər.
Beləliklə, bu məsafə modulunu M83 məsafəsinə çevirmək üçün:
10-un gücünə [(28.25 - 25) / 5]
M83 üçün 4.47 megaparsek məsafəsi verir. Bu, 14,7 milyon işıq ili ilə eynidir.

Peşəkar astronomlar həqiqətən məsafə modullarını istifadə edərək astronomik obyektlərə məsafələr verməyi sevirlər, lakin bu həvəskar astronomlar üçün baş ağrısıdır. Lakin onları həqiqi məsafələrə çevirmək Nananın alma tortundan bir parça yemək kimi asandır!
_________________________________


Gökadalar üçün Ulduz Oluşum Dərəcəsi Göstəricilərinin Müqayisəsi ☆, ☆ ☆

H-ATLAS (Herschel Astrophysical Terahertz Large Area Survey) bölgəsindəki UV-dən alt millimetrə qədər çox dalğa uzunluğu məlumatları ilə, Elmi Nümayiş Mərhələsi (SDP), populyasiya sintezi modeli və toz modeli ilə birlikdə, ümumi infraqırmızı parlaqlıq qalaktikalar hesablandı. Bu əsasda, sırasıyla güclü və zəif ulduz əmələ gətirən qalaktikalar üçün UB parlaqlığı, infraqırmızı işıq və H ilə hesablanan ulduz əmələ gəlməsi nisbətlərindəki fərqləri araşdırdıq.α xətt, eləcə də bu cür fərqlərin daxili fiziki mənşəyi. Güclü ulduz əmələ gəlməsi fəaliyyətinin qalaktikaları üçün 3 növ ulduz əmələ gəlmə dərəcəsi göstəricilərinin kiçik bir dispersiya ilə əsasən ardıcıl nəticələr verdiyi aşkar edilmişdir. Ancaq yüksək ulduz əmələ gəlmə sürətinin sonunda, UB parlaqlığı ilə hesablanan ulduz əmələ gəlmə hızı, H ilə hesablandığından bir qədər azdır.αAşağı ulduz əmələ gəlmə sürətinin sonunda line ux xətti, UV indikatoru H-dən çox olma meyli göstərirα göstərici və hər iki ucunda, infraqırmızı göstərici və Hα göstəricinin əhəmiyyətli bir fərqi yoxdur. Zəif ulduz əmələ gətirən qalaktikalar üçün 3 növ göstərici arasında əhəmiyyətli fərqlər mövcuddur və olduqca böyük bir dağılma var. UB parlaqlığı və H ilə hesablanan ulduz əmələ gəlmə dərəcələrinin dispersiyaları və sistematik fərqiα qalaktika yaşı və kütləsi ilə xətt artımı. Artan sistematik fərqin əsas səbəbi, zəif bir ulduz əmələ gətirən qalaktikanın yox olması onun UV davamlı spektral yamacı ilə kalibr olunduqda β, qalaktikanın ultrabənövşəyi sönməsi çox qiymətləndirilir, sönmə düzəldildikdən sonra ultrabənövşəyi parlaqlığın böyük olmasına səbəb olur. Bundan əlavə, ulduz meydana gəlməsi dərəcələri (Hα) MPA / JHU (Maks Plank Astrofizika İnstitutu / Johns Hopkins Universiteti) verilənlər bazasındakı zəif ulduz formalı qalaktikaların ümumiyyətlə həqiqi dəyərlərdən az olması.