Astronomiya

Axın üçün dönüşüm amilləri

Axın üçün dönüşüm amilləri

İnfraqırmızı zolaqda bir axın dəyəri var8 mJybir dalğa uzunluğunda80x-ray şərti axınına çevirmək istədiyim mikronlarkeV / cm ^ 2 / s / keV. Bir çox dönüşüm faktorunu sınamışam, amma heç biri faydalı deyil (məsələn bax https://hea-www.harvard.edu/~pgreen/figs/Conversions.pdf). Bu cədvəl, məsələn $10^{-26}$ danmJyüçünerg / cm ^ 2 / s / Hzvə bu düzgündür. Ancaq, getdiyim zamanerg / cm ^ 2 / s / HzüçünkeV / cm ^ 2 / s / keVəlavə $10^{26}$ çevrilməsindən amil çıxırergsHz. Bu, əvvəlki faktorla ləğv edilir və inanılmaz bir IR axını nəticələri, həqiqətən ölçülmüş rentgen axınından daha yüksəkdir.

Bilirəm ki, İQ axını rentgen axınına nisbətən çox azdır, lakin çevirmək üçün uyğun bir yol tapa bilmirəm.


Axın üçün dönüşüm amilləri - Astronomiya

proqram adları, fayl adları
dəyişən adlar
komutları, əmrləri, proqram kodu

Teleskopda hər şey yaxşı keçibsə, məlumatlarını azaltdığınız obyektin müşahidəsi dərhal əvvəl və / və ya standart bir ulduzun eyni dalğa boylarında müşahidə ilə aparıldı. Bu standart ulduzların siyahıları qrupun Portağal Kitabında mövcuddur. Dar bant filtrləri ilə aparılan müşahidələr üçün CVF standartları var və geniş zolaqlı müşahidələr üçün zəif standartlar ("Elias standartları", Elias və digərləri, 1982, Astronomical Journal cild 87, səh. 1029-1034) var. Bu siyahılar bu ulduzlar üçün koordinatlar və infraqırmızı böyüklüklər verir. Bu məlumatdan istifadə edərək, müşahidələrinizin dalğa boylarında böyüklükdəki parlaqlığı əldə etmək üçün interpolasiya edə bilərsiniz (aşağıdakı fitmaglar bölməsinə baxın).

Müşahidələr zamanı obyektin və standart ulduzun (lərin) hava massazlarını da bilməlisiniz. Bunu daha sonra ətraflı müzakirə edəcəyik, buna görə həmin fəslə keçməyiniz lazım ola bilər. Yoxsa bəxtiniz gətirirsə, kimsə müşahidələr zamanı qeydlər apardığımız kütləvi kitablara hava məkanlarını yazdı.

Müşahidələrin hava kütlələrini və standart ulduzların böyüklüklərindəki parlaqlığı təyin etdikdən sonra standart ulduzun şəkillərində fotometriya etməlisiniz. Əsasən kameranın standart ulduzun nə qədər parlaq olduğunu düşündüyümüzü müəyyənləşdirməliyik. Daha sonra standart ulduzun əslində nə qədər parlaq olduğunu bildiyimiz təqdirdə, həmin məlumatı obyektin şəkillərinə tətbiq edə bilərik, təxminən eyni zamanda müşahidə olundu və bununla da cismin fiziki vahidlərdə nə qədər parlaq olduğunu biləcəyik. Əvvəlcə Jansky'nin bir axın sıxlığı vahidi olduğu Janskysdəki məlumatları ifadə edəcəyik.

Standart ulduzun şəkillərinin, cismin şəkilləri kimi azaldılması lazımdır. Bununla birlikdə, pis piksellərin aradan qaldırılması və fon normallaşması kimi bir neçə addımı atlamaqla çox güman ki, qaça bilərsiniz. Ancaq standart ulduzların şəkilləri xəttləşdirilmiş, düz sahəli və arxa planda çıxarılan olmalıdır. MLOF məlumatlarıdırsa, şəkillərin təhrif olunaraq düzəldilib-düzəldilməməsi ilə əlaqədardır: bu lazım deyil, çünki bu proses axını qoruyur. Bir təhrif düzəlişindən əvvəl və sonra bir test şəklində fotometriya etməyə cəhd edə bilərsiniz və sonra iki nəticəni müqayisə edə bilərsiniz. 1-2 faiz arasında razılaşmalıdırlar.

Fitmags proseduru əyriləri v-dalğa boyu məlumatlarına uyğunlaşdırmaq üçün istifadə edilə bilər. Komanda sətri girişindən çox, fitmaglar daxilolmaların çoxunu adlı bir fayldan alır

/idlpro/fitmags.txt, aşağıdakı kimi görünür:

Ümumi formatı deyil, yalnız bu sənəddəki rəqəmləri dəyişdirdiyinizə əmin olun. Proqram iki sətir mətn, bir sıra, üç sətir mətn və s. Yalnız mətni göstərdiyi kimi məlumatları daxil edin. Yuxarıdakı nümunədə sigma Cygnus üçün məlumatlar var və istifadəçi proqramdan 3.15, 3.29, 3.40 və 3.60 mikronda böyüklükləri interpolasiya etməsini istəyir (bütün dalğa boylarının mikron olduğuna əmin olun). Proqram mübahisəsiz işləyə bilər:

IDLprompt> fitmags
fitmags giriş məlumatlarına birinci, ikinci və üçüncü dərəcəli uyğunlaşma (ən kiçik kvadratlar metodundan istifadə edərək) və interpolasiya edilmiş böyüklükləri tələb olunan dalğa boylarında çap edəcəkdir. fitmags, yaradılan sahədəki ordinat limitlərini təyin etmək üçün iki mövqeli parametr ala bilər. Məsələn, aşağıdakı əmr sahədəki böyüklüyü (şaquli ox) dəyərlərini 3.65 ilə 3.9 arasında məhdudlaşdıracaq:
IDLprompt> fitmags, 3.65, 3.9
Bu əmr yuxarıdakı məlumatlarla istifadə olunarsa

/idlpro/fitmags.txt faylı, sonra əmr pəncərəsinə yazılmış çıxış belə görünəcək: Bu cədvəl üç uyğunluqdan, ikinci dərəcəli uyğunlaşmanın 3.730, 3.723, böyüklükləri ilə ən yaxşı kvadratlara sahib olduğunu göstərir. 3.150, 3.290, 3.400 və 3.600 mikron üçün 3.718 və 3.710 böyüklüklər.

Ekran pəncərəsinə göndərilən fitmaqların çıxış sahəsi belə görünür:

Artıq müşahidələr apardığımız dalğa boyları üçün kalibrləmə ulduzunun daxili parlaqlığını bildiyimizə görə fotometriyaya keçə bilərik.

Kesintiler, nöqtə mənbələrinin (ulduzların) görüntüləri ilə işləyərkən olduqca faydalıdır. kəsiklər nöqtə mənbəyindən profilləri (iki istiqamətdə) götürür və ekranda yerləşdirir. kəsiklər nöqtə mənbəyinin mövqeyi üçün yüksək dəqiqlikli koordinatlar da verə bilər və profilə Gauss funksiyasını uyğunlaşdırır. Kesimlərin bir çox mübahisəsi v. Budur bir nümunə:

IDLprompt> parçalar, impackname, sig = 5, / help
Bu, v proseduru vasitəsi ilə görüntülərin impackname-də göstərilməsinə səbəb olacaqdır (beləliklə mm və min və max istifadə edərək ekran parametrlərini təyin edə bilərdik). Yardım açar sözünün təyin edilməsi, proqramı idarə etmək üçün sizə rəhbərlik edəcək bir sıra GUI-lərin görünməsinə səbəb olacaqdır. Kəsintilərə alışdıqdan sonra onu / kömək olmadan edə bilərsiniz. Kəsiklər etdiyiniz zaman, ulduzun profillərini təsvir edəcəkdir. Aşağıdakı kimi bir şey görünəcək:

Ulduzdan hər iki istiqamətdə profillər kəsildikdən sonra, mərkəzləşdirmə alqoritmi ilə hesablandığı kimi (əmr pəncərəsinə) ulduzun koordinatlarını çap edəcəkdir. Bu koordinatları fotometriya proqramında istifadə edəcəyik. Buna davam etməzdən əvvəl, daha bir kəsik xüsusiyyətinə, gauss açar sözünə baxaq:

IDLprompt> parçalar, impackname, sig = 5, / gauss, / help
Bu əvvəlki kimi kəsilmələrə davam edəcək, ancaq bir neçə əlavə sahə ilə. Bu sahələr Gaussianın profillərə uyğun olduğunu göstərir və belə bir şeyə bənzəyirlər:

Bu nöqtədə kalibrləmə ulduzunun görüntüsündə ulduz üçün x- və y koordinatları var, sözügedən dalğa uzunluğunda kalibrləmə ulduzunun ulduz böyüklüyünə sahibik və (şəkil başlığına baxaraq) inteqrasiyanı bilirik. vaxt millisekundlarla İndi kalibrləmə ulduzunun müşahidə etdiyi hava kütləsində ulduz üçün sıfır böyüklüyə (CFZM) görə saymağı tapmağa hazırıq. CFZM'lər, kalibrləmə ulduzunun müşahidə etdiyi hava kütləsində sıfır böyüklüyündə bir ulduzdan əldə edəcəyimiz sayımlardır (ADU-da). Şəkildəki kalibrləmə ulduzunun CFZM fot funksiyası ilə hesablana bilər:

IDLprompt> result = phot (impackname, [x_coord, y_coord], $ IDLprompt> starmag, itime = itime, / usewt)
Yuxarıdakı nümunədə, impackname, kalibrləmə ulduzunun şəklini ehtiva edən impack, x_coord və y_coord (müvafiq olaraq) ulduzun x-və y-koordinatlarından ibarətdir, starmag, kalibrləmə ulduzunun dalğa uzunluğundakı ulduz böyüklüyüdür. söz mövzusu və itime inteqrasiya vaxtıdır (milisaniyədə). Yuxarıdakı dördbucaqlı mötərizələr lazımdır, çünki phot, iki elementli bir sıra ikinci mövqe parametri kimi gözləyir. Beləliklə, məsələn, koordinatlar x = 69.3 və y = 172.7, böyüklük 6.899 və müddət 200 milisaniyə olsaydı, burada tam olaraq verildiyi kimi yazılmış aşağıdakı əmr CFZM-yə nəticə verəcəkdir:
IDLprompt> nəticə = phot (impackname, [69.3, 172.7], $ IDLprompt> 6.899, itime = 200, / usewt)
(İstifadə olunmuş açar sözün qoyulması ümumiyyətlə yaxşı bir fikirdir - fotometriyanı yerinə yetirmədən əvvəl impackname-in çəki düzəltməsini görüntü müstəvisinə tətbiq etməsini əmr edin. Bu, pis piksellərdən yarana biləcək problemləri aradan qaldıra bilər, ancaq çəki müstəvisinin içərisində olduğundan əmin olun. bu nöqtədə olduğu kimi yalnız və sıfırlar).

Fotin fotometriyasını etmə yolu əsasən ulduzun ətrafında daha böyük və daha böyük dairəvi açıqlıqlar çəkmək və bu açıqlıqlar vasitəsilə ümumi axını (ADU-da) hesablamaqdır. Daha sonra v axını qurar. radius və axının% 2-dən az artdığı radiusu tapır. Bu radius fotometriya diafraqması üçün optimal radiusdur. phot sonra ulduzun ətrafındakı bir halqadakı orta dəyəri hesablayır (halqa fotometriya diyaframından daha böyükdür), bu ortalamanı şəkildən çıxardır (bkgnormun işləmə qaydası kimi) və sonra axını fotometriya diyaframından optimumla hesablayır. radius. Bu rəqəm CFZM-i tapmaq üçün inteqrasiya müddəti və ulduz böyüklüyü ilə birlikdə istifadə olunur.

Yuxarıda təsvir olunan halqanın radiusları r2 və r3 açar sözləri ilə phot --- standart olaraq 25 və 35 piksel olaraq təyin edilə bilər. Dedektor qazancı, mənfəət açar sözü ilə də təyin edilə bilər --- bu, 20-yə, Rochester 3-cü Nəsil İnfraqırmızı Kameranın qazancına çevrilir. Nəhayət, fotin optimal fotometriya radiusunu axtardığı radius aralığı da standartdan fərqli olaraq göstərilə bilər --- detallar üçün phot və fluxvrad sənədlərinə baxın.

İş vaxtı, phot, buna bənzər bir süjet təqdim edəcək:

Kalibrləmə ulduzlarının şəkillərini çəkdiyimiz zaman "çiplə baş sallamağa" meylli oluruq, yəni arxa plan şəklini çəkmək üçün teleskopu yellədiyimiz zaman "əhatə dairəsini ulduz hələ detektorda qalacaq qədər kiçik bir açı ilə hərəkət etdiririk" massiv. Bu o deməkdir ki, fondan çıxarılan bir şəkil cütü üçün ulduzun iki ölçüsünü alırıq. Nəticədə, arxa planda çıxarılan şəkildə ön planda bir ulduz şəkli (müsbət piksel) və arxa planda bir şəkil (mənfi piksel) olacaqdır. Arxa plan ulduzunun koordinatlarını və CFZMini tapmaq üçün kəsiklərdə və fot şəklində neg sözünü təyin etmək kifayətdir.

Çipdə işarələnmiş kalibrləmə ulduz şəkilləri ilə işləyərkən, docfzms prosedurunda bu müddətdə əhəmiyyətli bir qısa yol tapılmışdır. docfzms bir və ya hər iki şəkildə (ön və / və ya arxa plan) kəsikləri (koordinatları tapmaq üçün) və fotoşəkilləri işləyir. Ulduzların və orada CFZM-lərin mövqeləri ekrana yazdırılır. Nasıl çalıştırılacağını görmək üçün docfzms sənədlərinə baxın.

Bu nöqtədə CFZM'ləri kalibrləmə ulduzunun hava kütləsində tapdığımızı xatırlamaq vacibdir. Obyektin müşahidəsi zamanı fərqli bir hava kütləsində və beləliklə fərqli bir atmosferdə müşahidə etdik. Bunun üçün obyektin şəkillərini kalibrləmək üçün CFZM tətbiq etdiyimiz üçün həndəsi düzəliş etməliyik. Növbəti addım üçün cismin müşahidə edildiyi zaman hava kütləsini bilməli və hava kütləsi başına cəlbedici ad böyüklüyündə bir parametrin qiymətini bilməliyik. Bunu MPA-ya qısaltaq. Həm də obyektin şəkillərinin inteqrasiya müddətini bilməliyik.

3 mikrondan az dalğa boylarında MPA = 0.1 & nbsp istifadə edin. Daha uzun dalğa boyları üçün bir az daha mürəkkəbdir. 1998-ci ilin yayından əvvəl, ümumiyyətlə 3 mikrondan uzun dalğa boyları üçün 0.15 istifadə edirdik. Bu laboratoriyanın məzunu olan Matthew Barczys, dalğa boyu üçün bir funksiya olaraq MPA tədqiqatını etdi. Aşağıdakı nəticələri tapdı:

dalğa boyu
(mikron)
ölçülür
MPA
qəbul edildi
MPA
2.23 0.27 0.10
3.00 0.71 0.40
3.08 0.86 0.50
3.15 0.14 0.14
3.29 0.21 0.21
3.40 0.28 0.28
3.60 -0.12 0.00

İndi ADU-dan axın sıxlığı vahidlərinə çevrilmək üçün kalibrləmə faktorunu təyin etmə vaxtı gəldi. Bu, sənədin düzəldilməsi ilə həyata keçirilir


Eksi işarəsi sizə artan dalğa uzunluğunun azalan frekansları əks etdirdiyini bildirir. Normalda buna məhəl qoyulmazdı. Vahid dönüşümlərinə gəldikdə, aşağıdakıların doğru olduğunu düşünürəm:
[tex] rm 1 frac> = 1 frac times frac <3.0E8 (m / sec)> < lambda ^ 2 ( unicode^ 2)> times 1E10 frac < unicode> = frac <3.0E18> < lambda ^ 2 ( unicode^ 2)> dəfə 1 frac= frac <3.0E-5> < lambda ^ 2 ( unicode^ 2)> Jy [/ tex]

Bu vahidlər işləyir, çünki məxrəcdəki Hz sayaçdakı sec-1 ilə ləğv olunur. Bunun mənası varmı?

Düzenle: daha ətraflı bir veb sayt əlavə edin.

Eksi işarəsi sizə artan dalğa uzunluğunun azalan frekansları əks etdirdiyini bildirir. Normalda buna məhəl qoyulmazdı. Vahid dönüşümlərinə gəldikdə, aşağıdakıların doğru olduğunu düşünürəm:
[tex] rm 1 frac> = 1 frac times frac <3.0E8 (m / sec)> < lambda ^ 2 ( unicode^ 2)> times 1E10 frac < unicode> = frac <3.0E18> < lambda ^ 2 ( unicode^ 2)> dəfə 1 frac= frac <3.0E-5> < lambda ^ 2 ( unicode^ 2)> Jy [/ tex]

Bu vahidlər işləyir, çünki məxrəcdəki Hz sayaçdakı sec-1 ilə ləğv olunur. Bunun mənası varmı?


Unscear 2000 Hesabatının Valensiya Döş Xərçəngi Yoxlama Proqramında tətbiqi

METOD

Mammoqrafiya metodologiyasındakı Dozimetriya üzrə Avropa Protokolu (4) və alternativ bir metod, nümunə populyasiyasına görə orta vəzili döş dozalarının hesablanması üçün istifadə edilmişdir. MCNP-4c2 kodu ilə hesablanan foton axınları, hesablanmış arasında üç dönüşüm faktoru əldə etmək üçün istifadə edilmişdir ESAKc (giriş səthi hava kerma) və MGD (ortalama glandular doza), görə

harada fK tərs amildir (hava standartında döş), fTD arasındakı dönüşüm amilidir ESAKc və ümumi doza (vəzi + yağ toxumaları) və fGD cəmi bezdən doza çevrilmə faktorudur. Bütün amillər MCNP-4c2 ilə hesablanmışdır.

Orta vəzili məmə dozası (AMGD) hər bir vahid tərəfindən verilən mamogram və qadın döş başına mən ifadəsini istifadə edərək hesablanmışdır

harada nu (i) nümunə populyasiyasında dozaya kömək edən vahidlərin sayıdır mən, nw (ij) nəzərdən keçirilən vahiddə maksimum qadın sayıdır j nümunədə mənnv (i, j, k) qadın üçün maksimum ümumi mamogram saydır k bölmədə j seçmə populyasiyada mən. Sadəlik üçün, əlavə baxışlar, diaqnozda tamamlayıcı bir tədqiqat kimi göstərilən təsirlər, dozaların hesablanmasına daxil edilməmişdir.

UNSCEAR 2000 hesabatında məmə xərçəngi görülmə və ölüm hallarına dair ən son görülən və gözlənilən saylar yer alır. Araşdırmamızda, məruz qalma modelində bir yaş olaraq qəbul edilmişdir, buna görə əraziyə xas olan qatı xərçəng riskləri, məruz qalma səbəb olduğu ölüm riski olaraq qiymətləndirilir (REID) ifadəsi ilə hesablanır

harada e məruz qalma yaşıdır və h VC 0hamısı digər məmə xərçəngi ölümləri də daxil olmaqla bütün səbəblərə görə Valensiya Cəmiyyəti qadın populyasiyasının ölüm nisbətidir. The ERR UNS2000 insidans (ümumi) üçün məmə xərçəngi ICRP-də (1991) təqdim olunan xəstələnmə məlumatları ilə əldə edilir (5). Baxmayaraq ki ERR UNS2000 müşahidə edilmiş məlumatlara uyğunlaşdırılıb REID VBCSP ASQRAD proqramı ilə hesablamaq da mümkün olmuşdur (6).


Bitkilər üçün işıq insanlar üçün işıqdan fərqlidir. İnsanlar üçün işıq enerjisi lümenlərlə ölçülür, səthə düşən işıq lüks vahidləri (kvadrat metrə lümenlər) və ya ayaq bəndləri (kvadrat fut başına lümenlər) ilə işıq kimi ölçülür. Digər tərəfdən, bitkilər üçün işıq enerjisi, lümenlərin parlaq gücü bərabər olan fotosentetik foton axını (PPF) və işığın fotosentetik foton axını sıxlığı (PPFD) ilə ölçülən bir səthə düşməsi ilə bərabər, fotosentetik aktiv şüalanma (PAR) kimi xülasə olunur. μmol / sm vahidləri 2.

  İnsanlar üçün işıq Bitkilər üçün işıq
Parlaq güc, 400-700 nm Lümenlər Fotosentetik Foton Flux (PPF)
Bir səthə düşən işıq İşıqlandırma Fotosentetik Foton Akısı Yoğunluğu (PPFD)
Vahidlər Lüks, Ayaq Dəstələri Hər kvadratmetr üçün saniyədə mikromol (μmol / s-m 2)

Bitkilərin ən həssas olduğu spektr növlərə görə dəyişir, lakin əksər bitki üçün spektr insanların həssas olduğu görmə spektrinə çox oxşayır, təxminən 400-700 nm. Fotosintezi stimullaşdıran bu üçündür. Bu spektr içərisindəki bitki tərəfindən mənimsənilən fotonların hamısı fotosintezə kömək edəcəkdir. Bununla birlikdə, mövcud ola biləcək müxtəlif bitki piqmentləri ilə təyin olunduğu kimi, bütün dalğa boylarının udma ehtimalı bərabər deyil. İnsanın görmə qabiliyyətində olduğu kimi, bitkilər də digərlərinə nisbətən bəzi dalğa boylarında işığa cavab vermə (udma) ehtimalı yüksəkdir.

ElumTools-da, Luminaire Manager (Bağçılıq nişanı) bir işıq mənbəyi xarakteristikası olaraq PPF-də parlaq gücün təyin edilməsinə imkan verir. Alternativ olaraq, bir PPF & # 160 "Faktor", işıq mənbəyi lümen çıxışı faktoruna daxil edilə bilər. Bu yazılardan biri Bağçılıq rejimində PPFD hesablamaq üçün tələb olunur.

PPFD-nin hesablanması üçün riyazi əsas:

Müvafiq dalğa boylarında (400-700 nm) bir işıq mənbəyinin spektral güc bölgüsü (SPD) məlumdursa, bitkilər üçün mövcud olan fotosintetik enerjinin miqdarı müəyyən edilə bilər. SPD-yə əsaslanaraq, bir işıq mənbəyi parlaq intensivliyi (kandela) μmol / s / sr-də steradyan başına (PPF / sr) fotosintetik foton axınına çevirmək üçün istifadə edilə bilən bir dönüşüm faktoruna sahib olacaqdır.

555 nm-də bir vatt parlaq güc tərifə görə 683 lümenə bərabərdir. CIE 1931 işıq effektivliyi funksiyası V (λ) nəzərə alınmaqla, hər lümen üçün nanometr başına vatt olan bitkilər üçün spektral şüa axını Φ (λ) aşağıdakı kimi hesablaya bilərik:

Φ (λ) / lümen = [Wrel(λ)] / [683 * Σ (400-700) [V (λ) Wrel(λ) Δλ]]

harada Wrel(λ) nisbi spektral güc paylanması və V (λ) λ dalğa uzunluğundakı parlaq səmərəlilik funksiyasıdır.

Bununla nanometr başına saniyədə mikromol olan nanometrə görə fotosintetik foton axını (PPF) hesablana bilər:

Na = Avogadro sabit, 6.022 x10 23

h = Plank sabit (6.626 x 10 -34 coule-saniyə)

c = işığın sürəti, 2.998 x 10 8 m / s

λ = metrlərlə dalğa uzunluğu.

400-700 nm aralığına yekun vuraraq, verilən işıq mənbəyi üçün lümen başına fotosintetik foton axını (PPF) verir:

PPF »8.359 * 10 -3 * Σ (400-700) [λ Φ (λ) Δλ]

Lümenlərdə qiymətləndirilən bir işıq mənbəyi nəzərə alınaraq, eyni şəkildə kandelanı (işıqlı intensivliyi) steradiana (PPF / sr) görə fotosintetik foton axınına çevirmək üçün lazım olan dönüşüm faktorunu hesablaya bilərik.

SPD qrafiklərini əldə etmək nisbətən asandır, lakin yuxarıdakı tənliklər üçün lazım olan eyni məlumatları cədvəl şəklində tapmaq daha çətindir. Bir mənbə CIE 15: 4, Kolorimetriya (2004). Bir LED istehsalçısının ağ LED SPD əyrilərindən rəqəmsallaşdırılmış məlumatlar əlavə edərək, işıqlandırma çevirmək üçün aşağıdakı PPFD & # 160Conversion Factors cədvəlinə gələ bilərik. kilolux μmol / s-m 2 ilə PPFD-yə:


2. & Metre başına & # 8220Microvolts & # 8220Metro başına Micro-amper & # 8221

Elektromaqnit sahələri iki hissəyə bölünə bilər: elektrik sahəsi E [V / m ilə ölçülür] və maqnit sahəsi H [A / m ilə ölçülür]. E sahə və H sahə, uzaq sahədəki riyazi cəhətdən bir-birindən asılıdır, yəni yalnız bir komponent ölçülməlidir. Məsələn, boşluqda H sahəsi bu bölgədə ölçülürsə, E sahəsinin böyüklüyünü və güc sıxlığını S [W / m 2] hesablamaq üçün istifadə edilə bilər:


Cavablar və cavablar

Budur 100 MeV protondan gələn radiasiya dozasının çox kobud hesablanması.

Birincisi, radiasiya dozasının müvafiq vahidi rads və ya Graysdır (enerji yığılır). 1 rad = qram başına 100 erq və 1 rad = 0.01 boz. 100 MeV proton üçün bütün doza ionlaşma (protonların atomları ilə toqquşması) səbəb olur. Tənlik 27.3-ə baxın (Bethe Bloch tənliyi)

Şəkil 27.2-də E funksiyası olaraq dE / dx göstərilir. 100 MeV proton üçün

βγ = [(100 + 938) 2 - 938 2] / 938 2 = 0.22.

Soldakı Bragg zirvəsinə diqqət yetirin.

Beləliklə, Şəkil 27.2-dəki karbon üçün dE / dx =

Qram başına 10 MeV / sm 2 = 10 qram başına 10 sm / sm 2

Beləliklə, saniyədə hər cm2 başına 10 7 proton olan bir proton axını varsa

doza = [10 7 proton / (cm 2 saniyə)] [10 7 eV-cm 2 / proton-gram :(1,6 x 10 -12 ergs / eV] [1 rad-gram / 100 ergs] =

= [10 7 [STRIKE] protonlar [/ STRIKE] / ([STRIKE] cm 2 [/ STRIKE] san)] [10 7 [STRIKE] eV [/ STRIKE] - [STRIKE] cm 2 [/ SUP [/ STRIKE] ] / [STRIKE] proton [/ STRIKE] - [STRIKE] qram [/ STRIKE]] [1.6 x 10 -12 [STRIKE] ergs [/ STRIKE] / [STRIKE] eV [/ STRIKE]] [1 rad- [STRIKE] ] qram [/ STRIKE] / 100 [STRIKE] ergs [/ STRIKE]] = 1.6 rad / san

100 MeV-də toxuma üçün dE / dx yoxdur, amma karbona yaxındır. Bu hesablamada protonlara keyfiyyət faktorlarının necə tətbiq olunduğundan da xəbərdar deyiləm, çünki ümumiyyətlə dE / dx-ə daxil edilir. Ümid edirəm bu kömək edir.


Konversiya faktorları və qara dəliklərin və atom nüvələrinin sıxlığı

  • Ed Vitz, John W. Moore, Justin Shorb, Xavier Prat-Resina, Tim Wendorff ve amp Adam Hahn
  • ChemPRIME Kimya Təhsili Rəqəmsal Kitabxanasında (ChemEd DL)

Eyni obyektə və ya material nümunəsinə istinad etdiyimiz zaman, birini çevirə bilmək çox vaxt faydalıdır parametr başqa birinə. Bir növ kəmiyyətin digərinə çevrilməsi ümumiyyətlə a adlandırmaq olar dönüşüm faktoru, lakin dönüşüm faktoru riyazi əsas götürülür funksiya (D = m / V) və ya parametrlərlə əlaqəli riyazi tənlik.

Məsələn, alüminium atomlarının proton və neytronla eyni sıxlığa malik qatı nüvə materialından hazırlandığını fərz edək. Bir atomun kütləsi nə olardı və 6.02 x 10 23 atomu olan (və 27 g ağırlığında) bildiyimiz 72.9 sm 3 alüminium parçasının kütləsi nə olardı? Qatı proton olsaydı, Yerin həcmi nə olardı?

Protonlar üç kvarkdan meydana gəldikləri üçün kürə şəklində olmasa da, bir nüvənin radiusunu qiymətləndirmək üçün ümumi düsturla proqnozlaşdırılan radius 1 & dəfə 10-13 sm olan bir kürə ilə yaxınlaşdırıla biləcəyini düşünək.nüvə = (1.2 & 10 -13 m dəfə) A 1/3, burada A atomun kütlə sayıdır.

Bir protonun kütləsi təxminən 1 amu və ya 1,67 və 10-27 kq-a bərabər olduğundan, sıxlığı bəzi qara dəliklərdə ola biləcək sıxlıqla eynidır:

Bir atomun radiusu rentgen difraksiyası ilə təyin edilə bilər və təxminən 143 pm (1.43 x 10 -8 sm) olduğu üçün həcmi (V = frac <4> <3> pi r ^ 3 = 1.2 dəfə 10 ^ <-23> sm ^ 3 ) bərabərliyi manipulyasiya edərək bu sıxlıqdakı qatı nüvə materialından hazırlanmış atom kütləsi. (1.1). Hər iki tərəfi V ilə vursaq, əldə edirik

[V times rho = frac dəfə V = m etiket <1> ]

[m = V times rho quad text times text ]

( mətn = mətn rho = text <1.2> times text <10> ^ <-23> text^ 3 times 4 times 10 ^ <14> g / cm ^ 3 = text <4.9> times 10 ^ <-9> g )

72.9 sm 3 alüminium parçası bu atomlardan hazırlansaydı, kütləsi olardı

(m = V rho = 72.9 sm ^ 3 dəfə 4 dəfə 10 ^ <14> g / cm ^ 3 = 2.9 dəfə 10 ^ <16> g )

Aydındır ki, alüminium, qatı nüvə maddəsi olsaydı, 27 g bir alüminium ağırlığı 10 tondan çox olsaydı, göründüyü qədər & quotsolid & quot; Atomlar, nüvədə yalnız 10-12% qatı maddədir, radiusları 10 olan nüvənin radiusundan 5 dəfə çox yüngül elektronlar var.

Sıxlığı təyin edən düstur, nümunənin kütləsini müvafiq həcmə çevirmək üçün də istifadə edilə bilər. Eşitliyin hər iki tərəfi varsa. (1.2) 1 / & rho ilə vurulur, bizdə var

Beləliklə, 6 x 10 24 kq kütləsi olan dünya qatı nüvə maddəsindən olsaydı, onun həcmi olardı

və ya diametri təxminən 15 metr (45 fut) olan bir kürə.

Bu nümunələrdə parametrləri kütlədən həcmə və ya əksinə çevirmək üçün D = m / V riyazi funksiyasından istifadə etdiyimizə diqqət yetirin. Bu, bir parametr vahidlərini dəyişdirmək üçün vəhdət amillərinin istifadəsindən nə ilə fərqlənir?

Vacib bir xəbərdarlıq

Bəzən başlayan şagirdlərin etdiyi bir səhv, sıxlığı qarışdırmaqdır konsentrasiyabu da g / sm 3 vahidlərinə sahib ola bilər. Ölçü analizinə görə bu, çox yaxşı görünür. Səhvi görmək üçün funksiyanın mənasını başa düşməliyik

Bu vəziyyətdə V həm həll edilmiş, həm də həlledici olan bir həll həcminə istinad edir.

Bir xəlitə konsentrasiyasının 100 sm 3 ərintidə 10q qızıl olduğunu nəzərə alsaq, bunun səhv olduğunu görürük (konversiya faktorlarına gəldikdə ölçülü olaraq doğru olsa da) səhv 20 q ərintidəki qızıl həcmini aşağıdakı kimi hesablayın:

Qızılın həcmini yalnız ərintinin sıxlığı məlum olduqda hesablamaq mümkündür, beləliklə 20 q ilə təmsil olunan ərintinin həcmi hesablana bilər. Bu həcm konsentrasiyaya vurulan qızıl kütləsini verir və daha sonra sıxlıq funksiyası olan bir həcmə çevrilə bilər.

Aşağı xətt budur ki, konversiya amilinin əsaslandığı riyazi funksiya tam başa düşülmədikcə, sadə vahid ləğv etmə metodundan istifadə etmək həmişə gözlənilən nəticələrə gətirib çıxarmır.

Nümunə ( PageIndex <1> ): Qızıl həcm

Qızıl aşağı dərəcəli qızıl filizindən & quotyanid prosesi & quot; yolu ilə çıxarıla bilər. 0,060 q / sm 3 konsentrasiyalı bir qızıl filizinin sıxlığı 8,25 g / sm 3-dir. 100 sm 3 filizdəki qızılın həcmi (D = 19.32 g / sm 3) nə qədərdir?

100 q filizin həcmi

Bu cilddəki qızıl kütləsi

Qeyd edək ki, qızılın həcmini hesablaya bilmərik

bunun ölçülü olaraq doğru olmasına baxmayaraq.

Qeyd edək ki, bu nəticə C = m / V funksiyasının və D = m / V funksiyasının konversiya faktoru kimi istifadə edildiyi zaman tələb olunur. Saf ölçülü analiz etibarlı şəkildə cavab verə bilmədi, çünki hər iki funksiya eyni ölçülərə malikdir.

Nümunə ( PageIndex <2> ): Benzin Həcmi

4.73-g benzol nümunəsinin tutduğu həcmi tapın.

Cədvəl 1.4-ə əsasən benzolun sıxlığı 0.880 g sm & ndash3-dür. Eq. (1.3),

(Qeyd edək ki, ( Large tfrac < text <0> text <.880 g >> < text <1 cm> ^ <3>> ) qarşılığını alaraq sadəcə kəsiri & # 8213 1 sm-yə çevirir. 3 üstə, 0.880 q aşağıya çıxır.)

Yeni aparılmış iki hesablama göstərir ki, sıxlıq həcmi kütləə çevirən bir dönüşüm amilidir və sıxlığın qarşılıqlı nisbəti kütləni həcmə dəyişən bir dönüşüm amilidir. Bunu riyazi düstur, Eq. Sıxlığı, kütləsini və həcmini əlaqələndirən (1.1). Bu düsturun cəbri manipulyasiyası bizə kütlə və həcm üçün ifadələr verdi [Denk. (1.2) və (l.3)] və problemlərimizi həll etmək üçün bunlardan istifadə etdik. D = m / V funksiyasını başa düşsək və yuxarıdakı xəbərdarlığa diqqət yetirsək, aşağıdakı nümunədə göstərildiyi kimi vahidin ləğvi ilə uyğun dönüşüm faktorları hazırlaya bilərik:

Nümunə ( PageIndex <3> ): Merkuri Həcmi

Tələbə 98.0 q civə çəkir. Civənin sıxlığı 13,6 q / sm 3 olarsa, nümunə hansı həcmi tutur?

Həcmin sıxlıqla kütlə ilə əlaqəli olduğunu bilirik.

Kütlə qramda olduğundan bu vahidlərdən qurtulmalı və həcm vahidləri ilə əvəz etməliyik. Bu, sıxlığın qarşılıqlı əlaqəsi bir dönüşüm faktoru olaraq istifadə edilərsə edilə bilər. Beləliklə qramları məxrəcin içinə qoyur ki, bu vahidlər ləğv etsin:

Qarşılıqlı əvəzinə sıxlığa vurulsaydıq, nəticənin vahidləri dərhal səhvimizi göstərərdi:

Hər santimetr üçün kvadrat qramın istədiyimiz vahid olmadığı aydındır.

Dönüşüm faktorundan istifadə etmək birlik faktorundan istifadə ilə çox oxşardır və vahidlər müvafiq qaydada ləğv edildikdə faktorun doğru olduğunu bilirik. Lakin dönüşüm faktoru birlik deyil. Daha doğrusu, qarşılıqlı əlaqədə olduğumuz digər iki kəmiyyətlə əlaqəli olan fiziki bir kəmiyyətdir (və ya fiziki kəmiyyətin qarşılığı). Dönüşüm faktoru bu əlaqədən ötəri işləyir [Eş. Sıxlıq, kütlə və həcm halında (1.1), (1.2) və (1.3)], yox çünki birinə bərabərdir. Bir əlaqənin olduğunu müəyyən etdikdən sonra riyazi düsturu əzbərləmək lazım deyil. Vahidlər bizə konversiya faktorundan və ya qarşılıqlı təsirdən istifadə edib etməməyimizi izah edir. Ancaq belə bir əlaqə olmadan vahidlərin ləğvi, doğru iş etdiyimizə zəmanət vermir.

Kəmiyyətlər və çevrilmə faktorları arasındakı əlaqələri xatırlamağın sadə bir yolu aşağıda göstərilən tip bir & ldquoroad xəritəsi və ldquoofdur:

Bu, müəyyən bir maddə nümunəsinin kütləsinin dönüşüm faktoru, sıxlığı sayəsində həcmi (və həcmi kütləsi ilə) əlaqəli olduğunu göstərir. İkiqat ox, dönüşüm faktorunun vahidləri əvvəldən məlum olan miqdarın ləğv edilməsi şərti ilə hər iki istiqamətdə də dönüşüm edilə biləcəyini göstərir. Ümumiyyətlə yol xəritəsi yazıla bilər

Son nəticəni əldə etmək üçün bir neçə addımın tələb olunduğu daha mürəkkəb problemlərə gəldikdə, bu yol xəritələri həll yolunu müəyyənləşdirmək üçün daha faydalı olacaqdır.

Nümunə ( PageIndex <4> ): Qara Dəmirağacı

Qara dəmir ağacı 67,24 lb / ft 3 sıxlığa malikdir. Həcmi 47,3 ml olan bir nümunəniz olsaydı, neçə qram ağırlığında olardı? (1 lb = 454 g 1 ft = 30.5 sm).

bizə nümunənin kütləsinin dönüşüm əmsalı, sıxlığı istifadə edərək həcmindən əldə edilə biləcəyini söyləyir. Mililitr və kub santimetr eyni olduğundan hesablamamız üçün SI vahidlərindən istifadə edirik:

Həcm vahidi fərqli olduğundan, ləğv etmələri üçün bir vəhdət faktoruna ehtiyacımız var:

Sonrakı fəsillərdə fiziki kəmiyyətlər arasında bir sıra əlaqələr quracağıq. Bu əlaqələri müəyyənləşdirən düsturlar veriləcək, lakin bu formulların kölə əzbərləməsini və manipulyasiyasını dəstəkləmirik. Bunun əvəzinə, bəlkə də bir yol xəritəsi baxımından bir əlaqənin olduğunu xatırlamağınızı və sonra əlaqəli miqdarları vahidlərin lazımi şəkildə ləğv etməsi üçün tənzimləməyinizi məsləhət görürük. Belə bir yanaşmanın üstünlüyü ondadır ki, eyni texnikanı istifadə edərək çoxsaylı problemləri həll edə bilərsiniz.


Konversiya Faktorlarına Nümunələr

Bəzən dönüşüm tələb edən bir çox fərqli ölçmə növü var: uzunluq (xətti), sahə (iki ölçülü) və həcm (üç ölçülü) ən çox yayılmışdır, lakin kütlə, sürət, sıxlıq və qüvvəni çevirmək üçün dönüşüm amillərindən də istifadə edə bilərsiniz. Dönüşüm faktorları, imperatorluq sistemindəki (ayaq, lirə, galon), Beynəlxalq Birlik Sistemindəki (SI və metrik sistemin müasir forması: metr, kiloqram, litr) və ya ikisindəki dönüşümlər üçün istifadə olunur.

Unutmayın, iki dəyər bir-biri ilə eyni kəmiyyəti təmsil etməlidir. Məsələn, iki kütlə vahidi arasında (məsələn, qramdan lirəyə) çevirmək mümkündür, ancaq ümumiyyətlə kütlə və həcm vahidi arasında (məsələn, qramdan galona) çevrilə bilməzsiniz.

Konversiya amillərinə aşağıdakılar daxildir:


VLT ilə Ulduz Spektroskopiya

Spektroskopiya astronomiya üçün çox vacibdir. Ulduzların, dumanlıqların və qalaktikaların temperaturunu və kimyəvi tərkibini təyin etmək üçün əsas diaqnostikadır. Spektroskopiya fizika üçün eyni əhəmiyyətə malikdir. Müasir fizikanın meydana gəlməsi üçün heç bir eksperimental sübut fərqli atom və molekulların spektral xətlərinin mövcudluğundan daha vacib deyildi. Bu gün spektroskopiya həm astronomiyada, həm də fizikada ən vacib eksperimental və ya müşahidəli ölçülərdən biri olaraq qalmağa davam edir. (Hmm, məncə bunu onsuz da demişdir.)

Bu sinifdə, Avropa Cənubi Rəsədxanasının Çox Böyük Teleskopuna (VLT) quraşdırılmış Zəif Cisim Spektroqrafı (FORS) ilə əldə edilmiş spektrləri təhlil etməkdən zövq alacağıq. Ultraluminuslu rentgen mənbəyini əhatə edən optik bir dumanın yayılmasını öyrənmək üçün alınan spektrlər bu sənəddə təsvir edilmişdir http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ. 697..950K. Həmin sənəddə “ulduz A” adlandırılan ulduzun spektrini analiz edəcəksiniz.

Yarıq vəziyyətinin yoxlanılması

Astronomik bir cismin spektrini əldə etmək üçün ilk addım spektroqraf yarığını ulduzun üzərinə yerləşdirməkdir. The observer or operator points the telescope to the general direction of the target and then fine tunes the pointing so that the target lies on the slit. Standard procedure on the VLT is to take an image of the whole field once the pointing is set, the image for this observation is in acqimage.fits. The operator then moves the slit into place, but does not move the grating into place, and takes another image, this is acqslit.fits. Load both of these images into ds9 in two different frames so that you can view them simultaneously. Note that acqslit shows only the part of the sky visible through the slit. Zoom in on the bright star visible in the slit and center it in ds9, then do Frame/Match/Frame/Physical. The two images have the same physical coordinate system. By comparing the positions of stars on the full image to sky maps, one can determine the coordinates of the stars on the image in order to identify them in catalogs. This has already been done for you and the information (called the 'World Coordinate System' or WCS) is written into the FITS header of both images. Thus, ds9 reported astronomical coordinates for your cursor on the line FK5, in addition to image and physical coordinates. Determine the coordinates of the bright star visible in the slit and record them in your notebook.

When the grating in put in place, the light passing through the slit is dispersed along the x-axis of the CCD. However, the position of the light along the y-axis is unchanged. Thus, in the spectra, the y-axis represents the positions of objects along the slit. You will need to know the position of star A along the slit. So, record the y position of the star in your notebook. Note that you want this in image units.

Calibrating the Spectrograph Wavelength Scale

We now need to determine the relationship between the position along the x-axis of the spectrum images and the wavelength of the radiation. As we did for the DDS-7, this is done by taking a spectrum a gas discharge lamp that produces several emission lines of known wavelength and then using the lines to determine the relationship between pixel number and wavelength. The file lamp.fits contains an image of the spectrum obtained using an He+HgCd lamp for this observation. This lamp produces many lines as shown in the figure below. Note that the wavelengths are given in Angstroms.

The following is a list of the brighter lines:

3650.144 Hg
3888.646 He
4046.557 Hg
4077.831 Hg
4358.343 Hg
4471.479 He
4678.160 Cd
4713.200 He
4799.920 Cd
4921.929 He
5015.675 He
5085.824 Cd
5460.742 Hg
5769.598 Hg
5790.656 Hg
5875.620 He I


Load the python program calibrate.py into your favorite editor and then edit the name of the file containing the calibration lamp spectrum and the lines specifying the band over which the spectrum is extracted. There can be slight shifts of the calibration across the slit, if the CCD or grating isn't exactly perpendicular to the slit, so use the y value that you found above for star A.

Now pick out the brightest lines in the spectrum and edit them into values for linec (line centroid in pixels), linew (line width in pixels), and linew (line wavelength in nanometers in calibrate.py. Note that your pixel values may be shifted from the pixel values in the plot above. This calibration routine uses a least-squares fit to the centroid versus wavelength relation, so it can use more than two lines. Record the values for 'central pixel', 'central wavelength', and 'slope = '. Print out your wavelength calibration spectrum, indicate the wavelengths of the lines used, and paste the plot into your lab notebook.

Calibrating the Spectrograph Flux Scale

We already know that the quantum efficiency of CCDs varies with wavelength. In addition, the efficiency of reflection of the spectrograph grating or other components in the spectrograph can vary as a function of wavelength. Thus, we need to calibrate the efficiency of the spectrograph versus wavelength. This is done by observing a standard star with a known spectrum. The primary reference for astronomical spectroscopy and photometry is Vega. Flux are often measured simply as a ratio of the flux of the star of interest to the flux of Vega at a particular wavelength. The spectrum of Vega has been measured in physical units by comparing it to laboratory blackbody emitters with known properties. Vega is sometime not convenient to observe, particular when observing from the southern hemisphere, so the primary calibration from Vega has been transferred to a number of secondary stars by measuring their relative spectra. And then from the secondary stars to tertiary stars. See http://adsabs.harvard.edu/abs/1992PASP..104..533H for a reasonably easy to read synopsis of the process.

White dwarfs are favored objects for the secondary and tertiary standards. The standard star used for our spectra is EG 274, a white dwarf with a spectral classification of D A, meaning that the spectrum shows hydrogen absorption, but no lines from helium or heavier elements. The spectrum of EG 274 as measured Hamuy and collaborators in the reference above is in the file feg274.dat. Each line of the file gives: wavelength (Å), flux (ergs/cm/cm/s/ Å * 10**16), flux (milli-Jansky), and bin width ( Å ). The spectrum of EG 274 obtained with the FORS/VLT is in the file std1.fits. Open it up in ds9 and find the y-position of the star and the width in y of the spectrum. A convenient way to do this is to draw a box using ds9 (Region/Shape/Box), position and size the region to fit the spectrum, and then double click on the region to bring up the properties dialog box and read off the center and size. Note that you want these in image units.

Load the python program spectrum.py in an editor. Edit the calibration data (centralp, centralw, slope) to match the wavelength calibration that you just derived, edit the file name for stdfile to match the spectrum image file for the calibration star, and the value for y0 (the first instance) to match the y position of the calibration star that you found above. The code starting with '# read in the spectrum image file for the calibration star', reads in the calibration star spectrum file, extracts a spectrum, and then restricts the data to the range 3500-6000 Å because FORS using the grating (actually a grism) selected for this observation isn't reliable outside that range, and plots the spectrum. It also converts wavelength from nanometers to Angstroms because your Professor is used to working in Angstroms.

The next block of code, starting with '# read in the reference spectrum from Hamuy 1992', reads in a reference spectrum for the same star. We want to use the reference spectrum to correct for the wavelength dependence of the FORS spectrograph, by dividing the reference spectrum by the measured spectrum to find a conversion factor. However, the binning of the reference spectrum isn't the same as that of the FORS spectrum, so we first need to define a python function that interpolates between bins. This is done in the line 'rfi = interp1d(rw, rf)', rfi is then a function that we can call with any wavelength to get an interpolated value for the reference spectrum. The code does this for every bin in the measured spectrum and then calculation the conversion factor using the ratio of reference/measured. Print out your plots of the reference star spectrum and the conversion factor and put them in your report.

Unfortunately, the reference spectrum isn't as high resolution as FORS. This leads to spurious bumps in the conversion factor around the absorption lines in the reference star spectrum. How could one remove those bumps?

Calculating the Stellar Spectrum

Having now calibrated our spectrograph in both wavelength scale and dependence of quantum efficiency on wavelength, we can go ahead and calculate a proper stellar spectrum.

Load the spectrum image file s.fits into ds9. Find the spectrum of the brightest star. The y coordinate should match the one that you found above.

The night sky glows. This is hard to see with your eyes, but when observing dim objects with large telescope it is an important and often dominating background. To avoid identifying spectral lines from the night sky as lines from the star, one extracts a sky background spectrum and subtracts it from stellar spectrum. In ds9 draw a box near star A, but avoiding any bright emission. Note that you see lines that stretch vertically across the whole spectrum. These are night sky lines and cannot (and should not) be avoided in drawing your sky background region. Record the center and width of the sky background region.

Our selected star towards a galaxy that produces diffuse emission from nebulae and unresolved stars. You should choose a background region quite close to the star so that this emission is subtracted out from the stellar spectrum.

  • Edit the file name to correspond with your spectrum image file.
  • Edit y0 and dy in the lines following '# calculate a spectrum of the target' to match the target coordinates.
  • Edit y0 and dy in the lines following '# calculate a sky background spectrum' to match the target coordinates.

It then applies the conversion factor to the sky subtracted target spectrum and plots that. Note that the code fails to account for the fact that the target spectrum likely has a different exposure time than the reference star spectrum. How would one do that?

Can you see any lines in the spectrum? Note their wavelengths and attempt to identify them.


XMM-Newton Science Analysis System: User Guide

The task ommag converts the count rates to magnitudes in the appropriate instrumental bandpasses. The rates are taken from a source-list produced by omdetect or from a time series produced by evselect . The output file will be a FITS file identical to the input source-list or time-series except that the count-rates have been converted into instrumental magnitudes (in the specified filter bandpass: U, B, V, UVW1, UVM2, UVW2) and then written as an extra column in the original FITS file. The programme also estimates the limiting magnitude and writes the value in the FITS header.

Since SAS 5.4, flux conversion factors for U, B, V, UVW1, UVM2 and UVW2 filters are added in the keyword in the COLORMAG extension of the CCF file, OM_COLORTRANS. These flux conversion factors help users to get a rough direct estimation of flux (expressed in erg/cm /s/Å)from count rates.

For each filter, the flux (in erg/cm /s/Å) can be obtained multiplying the count rates (counts/s) from SAS by the following values:

Table 13: OM filter effective wavelengths and the white dwarf (WD) based zero points and conversion factors from count rates to magnitudes and fluxes
V B U UVW1 UVM2 UVW2
effective wavelength (Å) 5430 4500 3440 2910 2310 2120
flux conversion factors 2.49E-16 1.29E-16 1.94E-16 4.76E-16 2.20E-15 5.71E-15
WD magnitiude zero points 17.96 19.27 18.26 17.20 15.77 14.87

These flux conversion values have been obtained from observations of white dwarfs standard stars. They reflect the current status of the OM in-flight calibration, and are therefore constantly verified and updated. The users should make sure that the most updated calibration is always employed.

It should also be pointed out that these flux conversion numbers can only provide an approximated measurement of the flux without an a priori knowledge of the spectral type. For a more accurate determination of the flux, the users will find in our SAS watchout page updated values of the flux conversion factors for a given spectral type.


Videoya baxın: Elektron hökumət - Nigah qeydiyyatı üçün elektron müraciət xidməti (Oktyabr 2021).