Astronomiya

Akının sıxlığı axına

Akının sıxlığı axına

Axın və axın sıxlığının tərifi kifayət qədər sadədir. Lakin bunun praktik istifadəsi barədə düşünürəm.

Birincisi, bir mənbəyi filtrdən müşahidə etsəniz, ümumi müşahidə olunan enerjidən / foton sayından axına necə getmək olar? vahid dalğa boyuna? Söhbət sadəcə filtrin genişliyinə bölməkdən getmir - bir filtr əlbəttə ki, hər hansı bir ekzotik formaya malik ola bilər.

Bəs bu necə əldə edilir? Əlaqəli, verilmişdir bir filtrdə bir $ f _ { nu} $, bu filtr içindəki ümumi axına getmək üçün nə yol olacaq?


Normallaşdırılmış filtr cavab funksiyası $ R _ { nu} $ olduqda, ölçülən axın $$ F = int f _ { nu} R _ { nu} d nu $$ İnteqrasiya tezliyin aralığında aparılır filtr.

Bir axını bir filtrdən ölçsəniz, proses tam tərs çevrilə bilməz. Lakin orta axının sıxlığını ümumi axını təsirli tezlik aralığına bölməklə tapmaq olar $$ langle f _ { nu} rangle = F / int R _ { nu} d nu $$


Akının sıxlığı

Bin Liu, Shenghua Yu, Astronomiyada Böyük Verilər, 2020

1.4 Sistemə bərabər axın sıxlığı

Sistem ekvivalent axınının sıxlığı (SEFD), ekvivalent nöqtə mənbəyi axını sıxlığı olaraq ifadə olunan sistem temperaturudur. Jy vahidlərinə malikdir. Bu, müstəqil bir kəmiyyət deyil, sistemin istiliyinə və teleskop qazanmasına bağlıdır

Qeyd etmək lazımdır ki, SEFD, səs-küy diodu kalibrləri kimi ikinci dərəcəli standartlara müraciət etmədən məlum olan axın sıxlığının bir nöqtə mənbəyinin ölçülməsi ilə olduqca dəqiq qiymətləndirilə bilər. Ölçülmüş SEFD-də əsas səhv mənbəyi ümumiyyətlə nöqtə mənbəyinin axın sıxlığının qeyri-müəyyənliyi olacaqdır.


2 Cavablar 2

Daha əvvəl 'aydın axın' ifadəsini görmədim. Flux, mənbə olan məsafədən asılı olduğu mənasında həmişə 'aydın' olur. Axın üçün tənliyiniz $ A (f) = frac alındı$ yalnız $ F $ ulduzun səthindəki axın olduqda doğrudur.

Sizə temperatur $ T $ və radius $ R $ funksiyası olaraq parlaqlıq verən Stefan-Boltzmann qanunundan başlayın:

burada parlaqlıq vahidləri W / m ^ 2-dir. Bu parlaqlıq bütün qatı bucağa və bütün EM spektrinə inteqrasiya olunmuşdur, beləliklə $ a $ müəyyən bir ərazi detektorundan keçən axını tapmaq üçün $ L $ -ı ümumi bərk bucağın hissəsinə vurmalıyıq. detektor *:

tərs kvadrat qanunun gəldiyi yer. Bu, bolometrik axın (yəni bütün EM spektri boyunca inteqrasiya olunur), buna görə də müəyyən bir zolaqdakı axını əldə etmək üçün qara cisim spektri intensivliyi ilə çoxaltmaq lazımdır $ I ( lambda, T) $ dedektorun xüsusi dalğa uzunluğu bant genişliyi üçün $ d lambda $:

Görünən bolometrik böyüklük aşağıdakı kimi müəyyən edilir:

burada $ F_0 $ müəyyən bir standart bolometrik böyüklükdür. Eynilə, müəyyən bir qrupdakı böyüklük üçün:


Akının sıxlığı ilə axını - Astronomiya

Gecələrdəki parlaq bir göyün statik, bərabər sıxlıq, sonsuz kainat dilemması, 1826-cı ildə göyün niyə gecə qaranlıq olduğunu soruşan Heinrich Olbersdən sonra Olbers paradoksu olaraq bilinir. Problem əslində bundan əvvəl göstərildi 1744-cü ildə İsveçrə astronomu JPL de Chesaux tərəfindən və Lord Kelvin'den Mark Tven və Edgar Allen Poe qədər müxtəlif alimlər qrupu tərəfindən müraciət edilmişdir.

    Gecə göyün qaranlıq olmayacağını göstərin (Yerdə müşahidə olunan axın sıxlığı sonsuzdur).

Orta L parlaqlıq ulduzu üçün Yerdən müşahidə olunan ulduzdan görünən axın

Radiusun kürə qabığı üçün r və eni dr, Yerdən müşahidə olunan aydın axın

Dünyanı əhatə edən sonsuz bir kürəni təşkil edən mərmi dəsti üzərində birləşərək ümumi axını tapırıq.

Sönmənin, bütün Kainata nüfuz edən sabit bir sıxlıq sahəsindən qaynaqlandığını və bərabərliklərimizi uyğun olaraq dəyişdirdiyimizi düşünməyə başlayırıq.

Söndürmə çağırışı, müşahidə olunan axının sonsuzluğa ayrılmasının qarşısını alır. Bununla birlikdə, udma mühiti sonsuz bir müddətə sınırsız bir işıq lavabosu kimi çıxış edə bilməz. Bu, udulmuş enerjini yenidən yayacaq və beləliklə işığı yenidən müşahidə olunan ümumi axına qaytaracaqdır. Statik Kainatımızın vəziyyətində kiçik istilik və işığın yığılması belə əhəmiyyətli dərəcədə bir axın əldə edəcəkdir. Beləliklə, daha uzun dalğa uzunluğunda olsa da yenidən emissiya ümumi axının cavanlaşmasına xidmət edəcəkdir.

Görmə xətti boyunca bir ulduza qədər olan orta məsafəni hesablamağa başlayırıq. Faiz P Ulduzlarla dolu olan göyün, müəyyən bir qabıq içərisində olduğu kimi, ulduzun radiusunun parlaqlığı olduğu L kimi müəyyən edilir R.

Göy doldurma faktorunun aşağıdakı kimi normallaşdırılmasını tələb edirik.

Daha sonra müəyyən bir günəş radiusunu qəbul edərək bir ulduza müəyyən bir mənzərə xətti boyunca orta məsafəni həll edirik R Günəşin (7 & # 215 10 sm) və ulduzların sıxlığıdıro kub işıq ili üçün təxminən 10-dur.

İndi Yerdə müşahidə olunan ümumi axını yenidən hesablaya bilərik.

Artıq sonsuz dərəcədə parlaq olmasa da, gecə səması hələ günorta günəşi qədər parlaq olmalıdır. Ancaq Rav >> Revharada Rev standart Universe genişləndirmə modellərinin hadisə üfüqüdür. Göy beləliklə gecə qaranlıq ola bilər, çünki bütün görmə xətləri uzanan bir ulduzla kəsişmir daxilində hadisə üfüqümüzdə, Kainatın işıq hissəsinin Kainat yaşı boyunca bizə doğru getməyə vaxt tapdığı hissəsi.

Formanın genişlənmə sürətini götürməyə davam edirik

harada Ho meqaparsek başına saniyədə kilometrlərlə ölçülən Hubble sabitidir və təxminən 75-ə bərabərdir. Parlaqlıq ulduzundan müşahidə olunan axın L bir məsafə r İndi kosmoloji qaranlıqdan Yerdən təsirlənir. Bu, (1 +) iki faktorun tətbiq edilməsinə səbəb olur z) məxrəcdə: biri təmiz vaxt genişləndirilməsi üçün və biri də işığın yenidən dəyişdirilməsindən qaynaqlanır.

İndi yenidən (1 +) yenidən yazmalıyıq z) məsafə baxımından r ulduza. Xatırlayın z sadəcə müəyyən bir spektral xüsusiyyətdə müşahidə olunan dalğa uzunluğunun və ya tezliyin dəyişməsidir. Zaman genişlənməsinin xarakterik bir tezlikdə işıq yayılmasına təsirini xatırladaraq,

İndi bu formanı (1 +) üçün təqdim edə bilərik z) f ifadəmizəLvə müşahidə olunan axını müvafiq olaraq hesablayın.


Flux və Flux sıxlığı arasındakı fərq

Akı və axın sıxlığı, elektromaqnit nəzəriyyəsində müzakirə edilən iki çox vacib anlayışdır. Flux, müəyyən bir səthdən keçən sahənin miqdarıdır. Flux sıxlığı vahid ərazidən keçən sahənin miqdarıdır. Bu fikirlərin hər ikisi elektromaqnitika, enerji və elektrik mühəndisliyi, fizika və daha çox sahələrdə çox vacibdir. Bu sahələrdə üstün olmaq üçün bu konsepsiyalarda hərtərəfli bir anlayış tələb olunur. Bu yazıda axın və axın sıxlığı nədir, onların tərifləri, axın və axın sıxlığı tətbiqləri, axın və axın sıxlığı oxşarlıqları və nəhayət axın və axın sıxlığı arasındakı fərqi müzakirə edəcəyik.

Flux konseptual bir xüsusiyyətdir. Elektrik, maqnit, elektromaqnit və cazibə sahəsi kimi sahələrdə, sahəni təsvir etmək üçün axın adlanan bir müddət müəyyən edilir. Axının nə olduğunu başa düşmək üçün əvvəlcə güc xətləri anlayışını başa düşmək lazımdır. Məsələn, maqnit sahə xətləri və ya qüvvələrin maqnit xətləri maqnitin N (şimal) qütbündən mıknatısın S (cənub) qütbünə çəkilən xəyali xəttlər toplusudur. Maqnetik sahənin intensivliyi sıfıra bərabər olmadıqda, bu xətlər heç vaxt bir-birini kəsmir. Qeyd etmək lazımdır ki, qüvvələrin maqnit xətləri bir anlayışdır. Onlar real həyatda yoxdur. Maqnetik sahələri keyfiyyətcə müqayisə etmək üçün əlverişli bir modeldir. Elektrik sahələri üçün xətlər müsbət ucdan mənfi uca çəkilir. Bir səth üzərindəki axının, verilmiş səthə dik olan qüvvələrin xəttlərinin sayı ilə mütənasib olduğu deyilir. Akış Yunan letter hərfi ilə qeyd olunur. Axın anlayışı elektromaqnit induksiyasında çox xüsusi bir yer tutur. Elektromaqnit induksiyasında qapalı keçirici halqadan axan cərəyan ötürücünün yaratdığı qapalı səthdə maqnit axınının sürət dəyişikliyi ilə mütənasibdir.

Akının sıxlığı

Axın müəyyən bir sahənin əsl mahiyyətini anlamaq üçün kifayət deyil. Sahəni təsvir etməyin ən yaxşı yolu axın sıxlığıdır. Flux sıxlığı, verilən səth üçün vahid sahədən keçən sahənin miqdarını verir. Flux sıxlığı sahə intensivliyi olaraq da bilinir. Axın termini konseptual bir müddət olmasına baxmayaraq, axın sıxlığı ədədi dəyər və vahidlərə malikdir. Bir nöqtədəki axın sıxlığı, həmin nöqtədəki sahənin gücü ilə mütənasibdir.

Flux və Flux Sıxlığı arasındakı fərq nədir?

• Axın termininin vahidi yoxdur, halbuki axının sıxlığı vahidlərlə bir kəmiyyətdir.

• Akını ölçmək olmur, lakin axının sıxlığını ölçmək olar.

• Axın sahənin təbiəti haqqında aydın bir fikir vermir, lakin axın sıxlığı sahə üçün çox yaxşı bir model verir.

• Flux sıxlığı, müəyyən bir vahid səthindən normal keçən sahənin miqdarı kimi müəyyən edilə bilər.


Akının sıxlığı ilə axını - Astronomiya

MDPI tərəfindən nəşr olunan bütün məqalələr açıq giriş lisenziyası altında dərhal dünya miqyasında təqdim olunur. Rəqəmlər və cədvəllər daxil olmaqla MDPI tərəfindən dərc olunmuş məqalənin hamısını və ya bir hissəsini yenidən istifadə etmək üçün xüsusi icazə tələb olunmur. Açıq girişli Creative Common CC BY lisenziyası ilə nəşr olunan məqalələr üçün orijinal məqalənin açıq şəkildə göstərilməsi şərtilə məqalənin istənilən hissəsi icazəsiz yenidən istifadə edilə bilər.

Xüsusiyyət sənədləri, sahədəki yüksək təsir üçün əhəmiyyətli potensiala sahib olan ən inkişaf etmiş tədqiqatları təmsil edir. Bədii sənədlər elmi redaktorların fərdi dəvəti və ya tövsiyəsi ilə təqdim olunur və dərc olunmadan əvvəl həmyaşıdlar tərəfindən nəzərdən keçirilir.

Xüsusiyyət Sənədi ya orijinal bir tədqiqat məqaləsi, ya da tez-tez bir neçə texnika və ya yanaşmanı ehtiva edən əhəmiyyətli bir yeni tədqiqat işi və ya bu sahədəki son inkişafa dair qısa və dəqiq yeniləmələri əks etdirən hərtərəfli bir araşdırma sənədi ola bilər. ədəbiyyat. Bu tip kağızlar tədqiqatların gələcək istiqamətləri və ya mümkün tətbiqetmələr haqqında fikir verir.

Editor’s Choice məqalələri dünyanın hər yerindən MDPI jurnallarının elmi redaktorlarının tövsiyələrinə əsaslanır. Redaktorlar, bu yaxınlarda jurnalda dərc olunan müəlliflər üçün xüsusilə maraqlı olacağına və ya bu sahədə əhəmiyyətli olacağına inandıqları az sayda məqalə seçirlər. Məqsəd, jurnalın müxtəlif tədqiqat sahələrində dərc olunmuş ən həyəcan verici əsərlərin bir hissəsini təqdim etməkdir.


Akının sıxlığı ilə axını - Astronomiya

3.4 Kosmologiyada müşahidələr

Müzakirə etdiyimiz müxtəlif məsafələr əlbətdə birbaşa müşahidə edilə bilməz, uzaq bir obyekt haqqında bildiyimiz tək şey onun sürüşməsidir. Buna görə müşahidəçilər məsafəni qırmızı sürüşmə baxımından ifadə etmək üçün düsturlara çox etibar edirlər. Kvazarlar kimi yüksək sürüşmə obyektləri üçün bu, qırmızı sürüşmənin bir komponentinin kosmoloji olmayan mənşəli olub-olmaması barədə mübahisələrin tarixçəsinə səbəb oldu:

Hələlik, qırmızı sürüşməyə kosmoloji töhfənin hər zaman müəyyən edilə biləcəyini düşünürük.

MƏSƏLƏYƏ QIZILDIRMA ƏLAQƏSİ Komod məsafəsi ilə qırmızı sürüşmə arasındakı ümumi əlaqə əvvəllər verilmişdir

Maddə üstünlük təşkil edən bir Friedmann modeli üçün bu, bu gün foton aldığımız bir cismin məsafəsi deməkdir

Bu formanın inteqralları tez-tez Friedmann modelləri ilə manipulyasiya edildikdə ortaya çıxırlar, ümumiyyətlə əvəzetmə ilə həll edilə bilər sən 2 = k ( - 1) / [((1 + z)]. Bu əvəzetmə istehsal edir Mattiqin formulu Müşahidəçilər baxımından kosmologiyada ən faydalı tənliklərdən biri olan (1958):

Daha birbaşa bir törəmə, konformal vaxt baxımından parametrik həllini istifadə edə bilər r = İndi - buraxmaq. Sinus qaydalarının ümumiləşdirilməsi bu metodda tələb olunur: Sk (a - b) = Sk (a) Ck (b) - Ck (a) Sk (b).

Yuxarıda göstərilənlər Mattiqin düsturu üçün standart forma olmasına baxmayaraq, kiçik üçün müəyyənləşdirildiyi üçün həmişə hesablama baxımından ən əlverişli deyildir. Aşağı sıxlıqlı kainatlar üçün əlaqənin daha yaxşı bir versiyası

Bu formulu uyğun olana çevirə bilmək hesablamalarda çox vaxt faydalıdır Ck (r). Nəticə budur

bunu xatırlayaraq R0 = (c / H0) [( - 1) / k] -1/2 .

Bu formulu təzyiqsiz maddənin qatqısı halına qədər genişləndirmək mümkündür (m) və radiasiya (r):

Vakum enerjisinə də icazə vermək istəsə belə kompakt ifadə yoxdur (Dabrowski & Stelmach 1987). Komov məsafəsi əsasın ədədi inteqrasiyası yolu ilə əldə edilməlidir dr / dz, hətta k = 0 hal. Bununla birlikdə, kainatın enerji məzmununa qatqının bütün formaları üçün ikinci sıra məsafə-qırmızıya keçid əlaqəsi eynidır və yalnız yavaşlama parametrindən asılıdır:

[problem 3.4]. Bu səbəbdən uzaqdakı cisimlərin ölçüləri və axın sıxlığı kainatın həndəsəsini yalnız bir dövlət tənliyi qəbul edildikdən sonra təyin edir. q00 əlaqəli ola bilər.

QIRMIZIYADA DƏYİŞİKLİK Redshift bir obyektin sabit parametri kimi danışdığımıza baxmayaraq, yerləşmə məsafəsinə bənzər bir statusa sahibik, bu doğru deyil. 1 + -dən bəri z indi və emissiyada miqyas faktorlarının nisbətidir, qırmızı sürüş zamanla dəyişəcəkdir. Necə hesablamaq üçün qırmızı sürüşmə tərifini fərqləndiririk və Friedmann tənliyini istifadə edirik. Məsələ üstünlük təşkil edən bir model üçün nəticə [problem 3.2]

(məsələn, Lake 1981 Phillipps 1982). Beləliklə, qırmızı sürüşmənin insan ömrü boyu 10 8-də bəlkə də 1 hissə ilə dəyişəcəyi gözlənilir. Prinsipcə, bu cür dəqiqlik tamamilə texnologiyanın əlindən çıxmır. Bununla birlikdə, praktikada cisim bu müddət ərzində özünəməxsus sürətini 3 m s -1 -dən çox dəyişdirsə, bu kosmoloji dəyişikliklər bataqlaşacaqdır. 1000 km s-ə qədər olan xüsusi sürətlər Hubble dövründə qurulduğundan, kosmoloji və daxili qırmızı sürüşmə dəyişiklikləri açıq şəkildə eyni sıradadır, belə ki onları ayırmaq çox çətin olacaq.

BİZİŞTİRİCİ TƏLİMAT İndi kosmoloji müşahidələrin təfsiri üçün bəzi vacib düsturlar toplaya bilərik. Əsasən rekombinasiya sonrası dövrü nəzərdən keçirəcəyimiz üçün bunlar yalnız məsələnin üstünlük təşkil etdiyi bir model üçün tətbiq olunur. Müşahidələrimiz sürüşmədir, zvə göydəki iki nöqtə arasındakı açısal fərq, d . Metrik formada yazırıq

belə ki comoving səs elementi

The düzgün bizim gördüyümüz bir obyektin eninə ölçüsü onun ölçüsüdür d Sk (r) emissiya anında miqyas faktorundan qat-qat:

Yəqin ki, müşahidə kosmologiyası üçün ən vacib əlaqə, monoxromatik axının sıxlığı ilə parlaqlıq arasındakı əlaqəsidir. İzotrop emissiyanı qəbul etməklə başlayın, beləliklə mənbə tərəfindən çıxarılan fotonlar mənbəyi əhatə edən istənilən kürədən vahid axın sıxlığı ilə keçsin. İndi mənşə dəyişikliyini edə bilərik və RW metrikasını mənbədə mərkəzləşmiş hesab edə bilərik, lakin bircinslik səbəbi ilə mənbə ilə müşahidəçi arasındakı məsafəli məsafəni mənşəyimizi öz yerimizə qoyduğumuz zaman hesabladığımız ilə eynidir. . Bu səbəbdən mənbədən gələn fotonlar, oturduğumuz bir sferadan uyğun səth ərazisindən keçir [4 [.R0 Sk (r)] 2. Ancaq qırmızı sürüşmə hələ də axının sıxlığını dörd şəkildə təsir edir: foton enerjiləri və gəliş nisbətləri yenidən dəyişdirilərək axın sıxlığı bir dəfə azalır (1 +) z) 2 buna qarşı, bant genişliyi d faktor 1 + azalır z, beləliklə vahid bant genişliyinə düşən enerji axını 1 + bir güclə azalır z nəhayət, müşahidə olunan fotonlar tezlikdə 0 tezliyində yayılmışdır 0 (1 + z), beləliklə axın sıxlığı bu sahədəki parlaqlıqdır, ümumi sahəyə bölünərək 1 + -ə bölünür z:

Vahidlər haqqında bir söz: L bu tənlikdə W Hz -1 vahidi ilə ölçülürdü. Emissiyanın tez-tez izotrop olmadığını qəbul edərək, bunun əvəzinə vahid bərk bucaqa yayılan parlaqlığı nəzərə almaq adi haldır - bu halda 4 əmsalı olmayacaq və vahidləri L W Hz -1 sr -1 olardı.

Müəyyən bir müşahidəçinin aldığı axın sıxlığı, məhsulu olaraq təriflə ifadə edilə bilər xüsusi intensivlik Mən (göyün vahid bərk bucağından alınan axın sıxlığı) və qaynaq tərəfindən göstərilən bərk bucaq: S = Mən d . Bucaq ölçüsü və axın sıxlığı əlaqələrini birləşdirərək, səth parlaqlığının qorunmasının relyativistik versiyasını verir. Bu kosmologiyadan asılı deyil (və daha ümumi bir nəticə 4-cü fəsildə verilmişdir):

harada B edir səth parlaqlığı (mənbənin vahid sahəsinə görə vahid bərk açıya yayılan parlaqlıq). Artıq inteqrasiya edə bilərik 0 müvafiq cəmi əldə etmək və ya bolometrik ehtiyac duyulan düsturlar, məs. spektral xətt emissiyası üçün:

Yuxarıdakı münasibətlərin forması müəyyən məsafələr üçün aşağıdakı təriflərə səbəb olur:

Ən azından şərtlərin mənası kifayət qədər birmənalıdır, bu da termin üçün deyilə biləcək bir şey deyil effektiv məsafə, bəzən işarə etmək üçün istifadə olunur R0 Sk (r). Açıq-diametr məsafəsi ilə qırmızı sürüşmə rəqəm 3.7-də göstərilmişdir.

Müşahidələrin təhlili üçün lazım olan son element, öyrənilən obyekt üçün qırmızı sürüşmə ilə yaş arasındakı əlaqədir. Bu, zamanla komov radiusu arasındakı əvvəlki əlaqəmizi gətirir (indiyə qədər gələn bir fotonun keçdiyi sıfır geodeziya barədə düşünün):

İndiyə qədər bütün bunlar alət dəstini tamamlamaq üçün tamamilə ümumidir, nisbi dinamikanın həlledici girişinə ehtiyac duyuruq ki, bu da məsafəni dəyişdirmə əlaqəsini verməkdir. Demək olar ki, bütün müşahidə işləri üçün maddənin üstünlük təşkil etdiyi Friedmann modellərini diferensial əlaqəsi ilə qəbul etmək adi haldır

ƏLAQƏ TƏHLÜKƏSİ Yuxarıda göstərilən maşınlara fon şüalanması ilə bağlı hesablamalar üçün istifadə olunan əsas düsturlardan birini əldə etmək üçün illüstrativ bir tətbiq verilə bilər. Tutaq ki, emissivliyi bilirik j bir müddət üçün bir tezlik və dövr funksiyası olaraq, tezlikdə görülən cari fonu proqnozlaşdırmaq istəyirik 0. Zaman ərzində yaradılan ümumi spektral enerji sıxlığı dt edir j (0[1 + z], z) dt bu, həcm genişləndirmə faktoru ilə azaldılan indiyə çatır (1 + z) -3. Tezliyin qırmızıya dəyişdirilməsi heç bir əhəmiyyət daşımır: 1 + kimi tərəzi z, amma edir d . Foton enerjilərinin endirilməsindən qaynaqlanan enerji sıxlığındakı azalma, azalmış bant genişliyi ilə tam olaraq kompensasiya olunur və spektral enerji sıxlığı yalnız uyğun foton sıxlığı dəyişikliyi ilə dəyişdirilir. Qırmızı sürüşmə vaxtı əlaqəsini daxil edin və ilə vurun c / 4 xüsusi intensivliyi əldə etmək üçün alırıq

Bu biraz fırıldaqçı kimi görünə bilər: bu gün gördüyümüz fotonların böyük bir məsafədə yarandığını bilsək də, enerji sıxlığının kosmosdakı bir nöqtədə necə inkişaf etdiyini düşündük. Bu yanaşma geniş miqyaslı homojenlik səbəbindən kifayət qədər yaxşı işləyir, ancaq birbaşa fon üçün nəticə əldə etmək daha aydın ola bilər. Möhkəm bir açı elementini nəzərdən keçirin d : redshift-də z, bir az radial artım üçün göydəki bu sahə dr müvafiq həcmi müəyyənləşdirir

Bu həcm parlaqlıq yaradır V j , müşahidə olunan axın sıxlığını hesablaya bilərik S = L / [4 (R0 Sk) 2 (1 + z)]. Səth parlaqlığı birliyin möhkəm bucağına görə yalnız axın sıxlığı olduğundan bu verir


Maqnitomotiv Gücü

SI-də maqnitomotiv qüvvəsi
Miqdarı adı maqnitomotiv qüvvəsi,
takma ad maqnit potensialı
Miqdarı simvolu Fm, & eta və ya & image
Vahid adı amper
Vahid simvolu A
Elektrik Dünyası ilə ikilik
Miqdarı Vahid Düstur
Maqnitomotiv qüvvəsi amperlər Fm = H & dəfə le
Elektromotor qüvvə volt V = E (Elektrik sahəsinin gücü)
& dəfə l (məsafə)

MMF-ni elektromotor qüvvəsinin maqnit ekvivalenti kimi düşünmək olar. Bunu hesablaya bilərsiniz -


MMF vahidləri tez-tez ifadə edilir amper çevrilir (A-t) buna görə. Nümunədə toroid core-


Maqnitomotiv gücünü maqnetik sahə gücü ilə (maqnit gücü) qarışdırmayın. Bir bənzətmə olaraq müəyyən bir kondansatör plitələrini düşünün elektromotor aralarındakı güc (EMF). Elektrik sahəsinin gücünün nə qədər yüksək olması plitələr arasındakı məsafədən asılı olacaqdır. Eynilə, bir transformator nüvəsindəki maqnit sahəsinin gücü yalnız MMF-dən deyil, eyni zamanda axının onun ətrafında keçməli olduğu məsafədən də asılıdır.

Maqnetik sahə yığılmış enerjini və


burada W jouldakı enerjidir. MMF-ni istəksizliyini bildiyiniz bir maqnit dövrəsinin bir hissəsindən keçən ümumi axınla da əlaqələndirə bilərsiniz.


Burada elektrik dövrəsi və Ohm qanunu ilə açıq bir bənzətmə var, V = I və dəfə R. Elektrik potensialı (gərginlik) ilə oxşarlıq alternativ ada gətirib çıxarır maqnit potensialı. Bununla birlikdə, qarışıqlıq riski var maqnit vektor potensialı - tamamilə fərqli vahidləri olan.

Müəyyən bir yol uzunluğu boyunca müəyyən bir sahə gücünü davam etdirmək üçün xüsusi bir MMF tələb olunur -

Praktik bobin sarımları, əsasən kəsiyi ilə məhdud bir cərəyan keçirmə qabiliyyəti olan mis teldən hazırlanır. Bu səbəbdən, bir diafraqmanın kvadrat metri üçün təxminən 3,5 və dəfəyədək 6 amper-fırlanma müddətində fasiləsiz işləyən bir rulonun MMF-də bir limit var.


Akının sıxlığı ilə axını - Astronomiya

1 Yalnız Pluton. Charon-un sahədə olma ehtimalı üçün heç bir müavinət verilmir.
2 bu buraxılış üçün tövsiyə edilmir (Temperatur hələ Günəşdən fərqli məsafəyə görə düzəldilməyib. Setjy işlədildikdən sonra model məlumatları miqyaslı ola bilər, ancaq bu bir müddətdir.)

Varsayılan olaraq setjy tapşırığı bütün sahələrdə spektral pəncərələr və kanallar arasında dövr edir (miqyaslı başına bir həll = False), axının sıxlığını ya 1 Jy (polarizasiya olunmamış) olaraq təyin edir, ya da mənbə kalibratorlardan biri kimi tanınırsa yuxarıdakı cədvəl, müşahidə tezliyinə uyğun axın sıxlığına (qütblənməmiş olduğu ehtimal olunur). Məsələn, setjy-ni data.ms adlanan bir ölçü dəstində çalıştırmaq üçün:

Mövcud kalibratör mənbələrinin modelləri listmodels = True ayarı ilə verilə bilər. setjy daha sonra bilinən teleskoplar üçün kalibratör modellərinin saxlandığı yollarda olan bütün şəkilləri tapacaqdır. Həm də iş kataloqundakı bütün şəkilləri göstərəcəkdir - hər hansı bir görüntü potensial olaraq bir kalibratör modeli ola bilər. Kalibratör modeli listmodimages tərəfindən tapılıbsa, modamage parametresində bir yol olmadan istifadə edilə bilər.

Akış sıxlığı parametri, bütün Stokes parametrlərində kalibratör axını təyin etmək üçün istifadə edilə bilər. Is beləliklə [I, Q, U, V] dəyərlərinin siyahısıdır, məs. [& # 821712Jy & # 8217, & # 821713mJy & # 8217, & # 82170Jy & # 8217, & # 82170Jy & # 8217]. Əlavə olaraq spektral indeks spiks və bir referans tezlik reffreq ilə təyin edilə bilər (tərifdən istifadə edərək: S = fluxdensity & # x00D7 əlavə).

Əksər kalibratör mənbələri kvazar və təyyarələrdən gələn radio emissiyaya əsaslanır. Bu mənbələrin spektral göstəriciləri elədir ki, (alt) mm dalğa boylarında bu mənbələrin əksəriyyəti etibarlı axın qiymətləndiriciləri ola bilməyəcək qədər zəif və dəyişkən olur. Alternativlər planetlər, aylar və asteroidlər kimi termal obyektlərdir. Bununla birlikdə, bu mənbələr hamısı Günəş Sistemi obyektləridir, bu da hərəkət etdiklərini və (qətiyyətlə) həll oluna biləcəyini nəzərdə tutur. Standart = & # 8217Butler-JPL-Horizons 2010 & # 8217 seçimi, Günəş Sistemi obyektlərindən istifadə edərək axının sıxlığı kalibrlənməsini əhatə edir. CASA hazırda Cədvəl & # x00A04.2-də sadalanan obyektləri dəstəkləyir. Bu adlar setjy-də & # 8217field & # 8217 parametrində istifadə edildikdə tanınır. Bu vəziyyətdə setjy, müşahidə zamanı geocentric məsafəni və açısal diametri bir (JPL & # 8211Horizons) bir efemeridən alacaq və model görünüşlərini hesablayacaqdır. Hal-hazırda obyektlər vahid temperatur diskləri kimi modelləşdirilmişdir, lakin birincil şüaların zəifləməsi və ətrafların qaralması kimi təsirlər tezliklə hesablanacaqdır. Bu modelin, xüsusən də asteroidlərin həqiqi quruluşunu yüngülləşdirə biləcəyini unutmayın.

İpucu: setjy'yi bir Günəş Sistemi obyekti ilə çalıştırmadan əvvəl casalog.filter (& # 8217INFO1 & # 8217) çalıştırmak, qeydiyyatçıya temperatur ölçməsinə bir istinad göndərə bilər. Normal giriş səviyyəsini bərpa etmək üçün casalog.filter (& # 8217INFO & # 8217) istifadə edin.

Mənbə modeli MS-yə əlavə ediləcək və istifadə edildikdə bütün kalibrləmə mərhələlərində tətbiq olunacaq. usesratch = True, MODEL _DATA sütununu modelin Fourier çevrilməsi ilə doldurur. CASA 3.4-dən etibarən. bəzi hallarda MODEL sütununun yaradılmasında yaddaş problemlərinin qarşısını ala biləcəyini və tapşırıqlar uğursuz olarsa, useratch = True təyin etməyi təklif edirik. Qeyd edək ki, hazırda setjy tam Stokes model görüntüsünü bütün qütbləşmələrin düzgün tətbiq olunmasına çevirməyəcəkdir. Bunun üçün ft istifadə etməlisiniz.

Bu əməliyyatı müəyyən sahələr və spektral pəncərələrlə məhdudlaşdırmaq üçün adi məlumat seçmə sətirlərini ( & # x00A02.3) götürən sahəni və / və ya spw parametrlərini istifadə edin. Məsələn, ilk sahənin axın sıxlığını təyin etmək (bütün spektral pəncərələr)

və ya spektral pəncərədə 17 ikinci sahənin axın sıxlığını təyin etmək

Tam polarizasiya axınının sıxlığı (I, Q, U, V) da açıq şəkildə təmin edilə bilər:

DİQQƏT: Günəş sistemindəki cisimlərin açıq parlaqlığı, başqa bir şey olmasa da, Yerin onlara nisbətən hərəkəti səbəbiylə zamanla dəyişəcək (Şəkil & # x00A04.3.4). Bir axın kalibratörünün sahə indeksi bir neçə günü əhatə edirsə, zamanlama, tarama və / və ya müşahidə seçim parametrlərindən istifadə edərək hər bir işi uyğun bir zaman aralığına məhdudlaşdıraraq bir dəfədən çox çalışmalısınız. Adın deyil, sahə indeksinin vacib olduğunu unutmayın. Tipik olaraq konkret hərəkət edən obyektlərə hər müşahidə üçün yeni bir sahə indeksini təyin edir, buna görə də setjy-də vaxt aralığını seçmək lazım deyil. Bununla birlikdə, xüsusilə planetlər üçün listoblarla yoxlanmağa dəyər.


İstinadlar

Artukh, V. S., Vitkevich, V. V., Dagkesamanskii, R. D. və Kozhukhov, V. N., Astron. J., 45, 712 (1968).

Pilkington, J. D. və Scott, P. F., Mem. Roy. Astron. Soc., 69, 183 (1965) Gower, J. F. R., Scott, P. F. ve Wills, D., Mem. Roy. Astron. Soc., 71, 49 (1967).

Pauliny-Toth, I. I. K., Wade, C. M. və Heeschen, D. S., Astrofizlər. J. Suppl., 13, 65 (1966).

Wyndham, J. D., Astrofizlər. J., 144, 459 (1966).

Dağkesamanskii, R. D., Astrofizika, 5 (1969).

Bolton, J. G., Astrofizlər. J., 74, 131 (1969).

Shimmins, A. J., Bolton, J. G. ve Wall, J. V., Təbiət, 217, 818 (1968).

Longair, M. S., Ay Yox. Roy. Astron. Soc., 133, 421 (1966).


Videoya baxın: Çukur. Beni Çukurdan Kimse Kovamadı! (Sentyabr 2021).