الفلك

كيف تحمل أخطاء لمقادير السطوع

كيف تحمل أخطاء لمقادير السطوع



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

لدي قيمة التدفق النسبي $ F_2 / F_1 $. مع بعض قيمة عدم اليقين $ a $.

إذا استخدمت المعادلة للحصول على المقدار النسبي: $ m_1 - m_2 = 2.5 log_ {10} (F_2 / F_1) $

كيف تحسب الآن قيمة الارتياب $ a $ لهذه المعادلة؟ هل تقوم فقط بنفس المعادلة ولكن يتم تطبيقها على قيمة الارتياب أو هل هناك بعض التعديلات الأخرى التي يتعين عليك إجراؤها على قيم عدم اليقين؟


عليك أن تفعل ما يسمى "انتشار عدم اليقين". يمكنك البحث للحصول على مزيد من المعلومات حول ذلك ، ولكن لفترة وجيزة إذا كان لديك بعض الوظائف $ f (x) $ هذا يعتمد على المتغير $ x $، ثم عدم اليقين $ sigma_x $ على الكمية $ x $ يرتبط بعدم اليقين في $ و $ بواسطة

$$ sigma_f = sqrt { left ( frac { جزئي f} { جزئي x} يمين) ^ 2 sigma_x ^ 2} $$

هنا $ و $ هو الحجم النسبي الخاص بك $ m_1 - m_2 $، و $ x $ هي نسبة التدفق الخاص بك. لذا فإن أخذ هذا المشتق الجزئي سيمنحك العامل الذي يربط بين شكلي عدم اليقين.


مقياس الحجم

كيف نحدد السطوع الظاهر للنجوم في سماء الليل؟ قام عالم الفلك اليوناني هيبارخوس بفهرسة النجوم في سماء الليل ، محددًا سطوعها من حيث المقادير (م) ، حيث كانت النجوم الأكثر سطوعًا هي الحجم الأول (م = 1) وكانت أضعف النجوم المرئية بالعين المجردة سادسًا (م = 6).

فهل نتخلص من هذا المقياس القديم المربك للسطوع ؟؟ بالطبع لا!

نقوم بتحسينه ، وتحديد المقياس بدقة على هذا النحو فرق 5 مقادير يساوي 100 في السطوع.

إذن ما هي نسبة السطوع التي تقابل فرق مقدار واحد؟ لذا فإن النجم الأول هو 2.512 مرة أكثر سطوعًا من النجم الثاني ، و 2.512 2 = 6.31 مرة أكثر سطوعًا من النجم الثالث ، و 2.512 3 = 15.9 مرة أكثر سطوعًا من النجم الرابع ، 2.512 4 = 39.8 مرة أكثر سطوعًا من الخمس. نجم كبير الحجم ، و 2.512 5 = 100 مرة أكثر سطوعًا من نجم قوته السادسة.

ما هو مقياس المقدار الذي يقيسه حقا؟ تدفق الطاقة المشعة (و) (أي ergs / s / cm 2) قادمة من النجم وتضرب كاشفك.

دعنا نحدد الأشياء بطريقة رياضية أكثر للعلاقة بين الحجم والتدفق من كائنين (1 و 2):


تصوير الكون

يمكن أن يخبرك مكسيم بأحجام النجوم المختلفة في صورة ما عن طريق إضافة كثافة جميع وحدات البكسل في النجم ، ولكن يجب أولاً إخبار البرنامج بحجم أحد النجوم في صورتك لإعطائه شيئًا للمقارنة به . لماذا لا تتوافق الكثافة الكلية للنجم في الصورة دائمًا مع نفس الحجم؟

& # 8226 اختر عرض - & معلومات gt إطار من القائمة. ستظهر نافذة المعلومات ، وسيتغير المؤشر إلى ثلاث دوائر خضراء ، كما هو موضح أدناه.

& # 8226 يضيف Maxim شدة جميع وحدات البكسل داخل أصغر دائرة ، لذلك يجب أن يتناسب نجمك مع هذا. نظرًا لأن السماء الفارغة في الصورة ليست سوداء تمامًا ، يجب طرح مستوى الخلفية من هذه الكثافة. يقيس مكسيم هذا في المنطقة الواقعة بين دائرتين كبيرتين ، لذا فأنت تريد التأكد من أن النجوم الأخرى لا تقع داخل هذه الحلقة عند قياس السطوع. إذا نقرت بزر الماوس الأيمن على الشاشة ، فيمكنك تغيير حجم الدوائر الثلاث.

& # 8226 انقر فوق زر معايرة لكشف جزء المعايرة إذا لم يكن مرئيًا بالفعل. انقر فوق تعيين من FITS لتعيين وقت التعرض الصحيح.

& # 8226 انقر استخراج من الصورة ، ثم اضغط على النجمة الموضحة في الصورة أدناه. لاحظ ظهور قيمة شدة جديدة في مربع إدخال الشدة.

& # 8226 أدخل الحجم المرجعي 10.16 في مربع إدخال الحجم وانقر على تطبيق. الآن يمكنك قياس مقادير النجوم الأخرى ببساطة عن طريق تحريك مؤشر الماوس فوق والنظر إلى القراءة في الجزء العلوي الأيمن من نافذة المعلومات.


ولكن ما هو حجم تمبل 1؟

مع اقتراب المذنب من الشمس ، تزداد غيبوبته مع هروب الغاز والغبار من المذنب ويعكس المزيد من الضوء وبالتالي يصبح المذنب أكثر إشراقًا. في الوقت نفسه ، تتناقص المسافة بين المذنب والأرض ، مما يجعل المذنب يبدو أكثر إشراقًا. المذنب هو الأقرب (

0.71AU أو 106 مليون كم)) إلى الأرض عندما تكون في مواجهة والتي ستكون في أوائل مايو 2005. بعد ذلك ، ستتحرك الأرض أمام المذنب وبعيدًا عنه بحيث بحلول لقاء يوليو ، يكون المذنب حوالي 0.89 AUs بعيدا. استنادًا إلى السلوك السابق لـ Tempel 1 ومع مراعاة المسافات بين المذنب والشمس والأرض ، يمكن اشتقاق صيغة "تتنبأ" بالسطوع.

رسم بياني 1: رسم بياني لسييتشي يوشيدا

عادةً ما يصل تمبل 1 إلى درجة 10 أو 9 في أفضل الظهورات مثل تلك التي حدثت في عام 2005. ويتوقع فريق ديب إمباكت أن يتألق المذنب إلى درجة 6 أو حتى 5 درجات عندما يصطدم بالمذنب في 4 يوليو 2005 ، قبل يوم واحد من الحضيض الشمسي. الخط الأحمر هو منحنى الضوء المتوقع ، والخط العمودي البنفسجي هو تاريخ الحضيض الشمسي للمذنب ، والنقاط السوداء هي ملاحظات تم إبلاغ لجنة السياسة النقدية بها.

الرسم البياني أعلاه يعتمد على صيغة 'م1 = 5.5 + 5 log delta + 25 log r '(حيث m1 = الحجم المرئي الكلي ، دلتا = مسافة المذنب الأرضي ، و r = مسافة المذنب الشمسي) التي يستخدمها مركز الكواكب الصغرى (MPC) لحساب سطوع المذنب. تصف هذه الصيغة سطوعًا وتلاشيًا سريعًا حول ممر الحضيض وتعمل بشكل أفضل بالقرب من الحضيض. لوصف السطوع عندما يكون تمبل 1 بعيدًا جدًا ، نظر السيد يوشيدا في الملاحظات السابقة وقام بتعديل الصيغة لوصف الجزء الأيسر من المنحنى بشكل أفضل. تمثل النقاط الموجودة على طول الرسم البياني بعض ملاحظات تمبل 1 التي تم الإبلاغ عنها إلى لجنة السياسة النقدية وتم نشرها في MPEC. بعض الملاحظات المبكرة مذكورة أدناه:

لاحظ كيف أن النقاط قريبة جدًا من الخط. سيكون من المثير للاهتمام أن تراقب خلال الأشهر القادمة حيث تتم إضافة المزيد من نقاط البيانات لمعرفة كيف يتطابق التنبؤ مع ما يتم ملاحظته. ما سيكون رائعًا حقًا هو رؤية الانحراف عن التنبؤ بعد اصطدام المصادم بالمذنب!

نشاط

يمكنك عمل الرسم البياني الخاص بك عن طريق
+ إنشاء التقويم الفلكي الذي يتضمن الحجم ونسخ البيانات في برنامج جدول بيانات (مثل Excel)
+ أو استخدم صيغة 'm1 = 5.5 + 5 log delta + 25 log r 'لتوليد منحنى الضوء المتوقع.
ثم كل يومين ، تحقق من أحدث MPECs للحصول على تقارير عن ملاحظات Tempel 1 (سيتم سردها كـ 9P) والمقادير المبلغ عنها ورسمها على الرسم البياني الخاص بك.
الأصعب هو مراقبة تمبل 1 على أساس منتظم بنفسك وتقدير حجمها من خلال ملاحظاتك.
تحدث الحضيض الشمسي في 5 يوليو (الخط الوردي العمودي) لكن Deep Impact يضرب المذنب في 4 يوليو.


الحجم

الحجم هو الرقم الذي يقيس سطوع نجم أو مجرة. في الحجم ، تتوافق الأرقام الأكبر مع الأجسام الخافتة ، والأرقام الأقل للأجسام الأكثر سطوعًا ، والأجسام الأكثر سطوعًا لها مقادير سلبية.

تقابل الزيادة بمقدار رقم واحد في الحجم انخفاضًا في السطوع بعامل يبلغ حوالي 2.51 - كائن بحجم خمسة هو 2.51 مرة أخف من كائن بحجم أربعة. الشمس لها حجم
-26. ألمع نجم في السماء الشمالية ، نجم الشعرى اليمانية ، له حجم
-1.5. أضعف جسم يمكن أن تراه بأعينك يبلغ حجمه حوالي 6 ، وهو أخف شيء يمكن أن يراه تلسكوب SDSS يبلغ حجمه حوالي 23. إذا كنت مهتمًا بمقادير النجوم الشهيرة الأخرى ، فقم بإلقاء نظرة على هذا الجدول من 314 ألمع النجوم.

عندما تقول أن النجم له حجم معين ، يجب عليك تحديد اللون الذي يشير إليه الحجم. المقادير المذكورة أعلاه هي مقادير للضوء الأصفر.

يقيس SDSS المقادير بخمسة ألوان مختلفة عن طريق التقاط الصور من خلال خمسة مرشحات لونية. الفلتر هو نوع من الشاشات التي تحجب كل الضوء باستثناء الضوء بلون معين. مرشحات تلسكوب SDSS باللون الأخضر (g) والأحمر (r) وثلاثة ألوان تتوافق مع الضوء غير المرئي للعين البشرية: الأشعة فوق البنفسجية (u) وطولين موجيين للأشعة تحت الحمراء (i و z). في SkyServer ، يتم ترميز الأقدار الخمسة (من خلال المرشحات الخمسة) للنجم بواسطة u و g و r و i و z. اختار علماء الفلك الذين خططوا SDSS هذه المرشحات لعرض مجموعة واسعة من الألوان ، مع التركيز على ألوان الأجرام السماوية المثيرة للاهتمام.

يُرمز إلى اللون بطرح المقادير: u-g و g-r و r-i وما إلى ذلك. تذكر أن كل هذه الكميات تتضمن المقدار ، لذا فهي تخفيض مع زيادة ناتج الضوء. النجم ذو اللون g-r العالي هو أكثر احمرارًا من النجم ذي اللون المنخفض g-r.


بكسلات ساخنة

  • يمكن تكديس إطارات متعددة باستخدام حامل غير متتبع. بهذه الطريقة يظهر حقل النجم الحقيقي في جزء مختلف من الإطار ويضيف التراص النجوم الحقيقية ويضع متوسط ​​النجوم المزيفة. قد تكون هناك حاجة إلى بعض ضبط تكامل الإطار لتجنب مسارات النجوم.
  • بالنسبة للقمر الصناعي ، فإن طرح إطار العرض الفلكي ، NEO ، سيزيل النجوم الحقيقية والمزيفة التي تم إصلاحها في إطار حامل التتبع.
  • تعديل مروحة وحدة المعالجة المركزية - استخدم مروحة وحدة المعالجة المركزية المُثبتة مع شريط فيلكرو في الكاميرا (يتطلب فتح فتحة دخول كبيرة وحفر عدد من فتحات المخرج في غطاء الكاميرا ، ويبدو أنه يقلل النجوم الزائفة. استنادًا إلى Sky & amp Telescope أكتوبر 2002.
    قد ترغب في توصيل المروحة مؤقتًا بجسم الكاميرا بشريط لاصق أثناء تثبيت الكاميرا على النطاق للتحقق من الخلوص حيث يشير النطاق في اتجاهات مختلفة لتجنب التداخل.
    فبراير 2008 - قرأت أن معظم الضوضاء ناتجة عن شريحة التصوير ولن يقلل التبريد منها.

فهم مؤشر التباين

قد يكون هذا سؤالًا غبيًا ، لكنني لاحظت أنه في stellarium عندما يتم تحديد DSO ، فإن أحد أجزاء المعلومات التي يوفرها هو مؤشر التباين الخاص به. أفهم أن الفكرة هي تحديد مفهوم التباين ، ومقارنة الكائن بخلفية السماء ، لكن ما أجد صعوبة في البحث عنه هو كيفية قراءة المقياس. على سبيل المثال ، في الحجم المرئي ، يكون a -3 mag أكثر إشراقًا من +3 mag. هل ينطبق الأمر نفسه على مؤشر التباين ، حيث يكون -1.5 CI أفضل من +1.5 CI؟ شكرًا مقدمًا ، وآسف مرة أخرى إذا كان هذا سؤالًا سخيفًا!

# 2 إريكتيمانتيس

وجدت هذه الآلة الحاسبة - http://unihedron.com. NELM2BCalc.html. بناءً على مجرد توصيل بعض الأرقام العشوائية لسطوع الكائن ، يبدو أن افتراضك صحيح. كلما كان الجسم أكثر إشراقًا مقابل سماء الخلفية ، انخفض مؤشر CI. تحرير: كنت متسرعا جدا في رسالتي. يبدو أنه كلما انخفض CI ، كان من الصعب رؤيته. لذا يصعب رؤية -1.5 CI مقابل +1.5 (أي تباين أقل). لم أسمع بمؤشر التباين من قبل.

حرره ericthemantis ، 13 نوفمبر 2017 - 12:01 ص.

# 3 جلينليدرو

يبدو أن هذه الأرقام موجودة في النظام الذي أصدره روجر كلارك في كتابه "علم الفلك المرئي في أعماق السماء" وموقعه على الويب. المقياس لوغاريتمي. التحويل إلى وحدات خطية ، بعض المكافئات الرئيسية هي:

-2 = 0.01 ، أو 1/100 كائن يمثل 1٪ من سطوع السماء - غير مرئي بالعين.

-1 = 0.1 ، أو 1/10 كائن هو 10٪ من سطوع السماء - مرئي بقليل من الصعوبة.

0 = 1 جسم ساطع مثل السماء - يراه حتى مراقب عديم الخبرة.

1 = 10 كائن هو 10 مرات ، أو 2.5 درجة أكثر سطوعًا من السماء.

2 = 100 كائن 100 مرة ، أو 5 مقادير أكثر سطوعًا من السماء.

يمثل مؤشر التباين كائن النسبة: سطوع سطح السماء. بشكل أكثر صحة ، ينبغي (إذا لم يتم الإبلاغ عنها على هذا النحو) النسبة [كائن + السماء]: سطوع سطح السماء. السماء الفعلية SB متغيرة ، اعتمادًا على توهج الهواء الطبيعي والإضاءة الاصطناعية وارتفاع الكائن فوق الأفق. تقلل السماء الأكثر إشراقًا من التباين ، وبالتالي تقلل من درجة حرارة الجسم.

أوصي بزيارة موقع الويب الخاص بكلارك لمزيد من التوضيح.

# 4 Redbetter

العديد من القيم في جدول كلارك مشكوك فيها. لقد كنت أعمل من خلال بعض هذه القيم ، وتميل قيم سطوع السطح الأقل إلى أن تكون عالية جدًا. لقد لاحظت كل المجرات الأقل سطوعًا للسطح في ذلك الجدول. لا أعتقد بالضرورة أن القيم الفردية هي خطأ المؤلف ، ويبدو أن بعض البيانات أقدم ، والطريقة التي يتم بها الإبلاغ عن القيم في المصادر اليوم غالبًا ما تكون تصويرية للمجرات ، ولكن لا يتم الإشارة إليها على هذا النحو حتى يقوم أحدهم بالحفر للعثور على المصدر الفعلي. بعض الأحجام متزعزعة حقًا أيضًا مما يؤدي إلى إبطال عدادات سطوع السطح.

يتمتع Stellarium بقيم أفضل في المتوسط ​​من جدول Clark الأقدم عندما أقارن ، على الرغم من أنه في بعض الأحيان يبدو أنهم قد استمدوا قيمة غريبة من مكان ما.

همم. أتساءل عما إذا كانت الأخطاء التي وجدتها في سطوع / أكواب / حجم السطح في الجداول هي المسؤولة عن اختيار "24.25 MPSAS" للأساس 0 في فهرس التباين؟ لأن 24.25 لا يتطابق مع القيمة المتوسطة للسماء المظلمة البكر. أو ربما هي قيمة الأجزاء الفارغة من السماء غير مجرة ​​درب التبانة بمجرد طرح كل النجوم الأكثر سطوعًا من حجم X؟ سيكون ذلك أكثر دلالة على توهج الخلفية الفعلي للسماء عندما يتم تداخل جسم ما عليه. بالطبع ، لا ينطبق جيدًا على الأشياء الموجودة أمام أو خلف غيوم نجوم درب التبانة.

الحصول ثابتة تشكل مجموعات القيم لإنشاء أي نوع من سطوع السطح أو مؤشر التباين التحدي الحقيقي.

# 5 جلينليدرو

في الواقع ، 24.25 هو خيار أساسي غريب لا يمكنني ترشيده. للوهلة الأولى ، قد يفترض المرء أن 22 MPSAS يجب أن تكون أكثر صلة ، إذا كان سيتم استخدام قيمة واحدة فقط. ولكن كما أشرت ، يجب دمج SB السماء الفعلية من أجل تحديد C.I. تحت ظروف الملاحظة. ويجب حساب SB للكائن والسماء معًا ، ونسبة هذا إلى السماء SB ثم الحصول على C.I.

على الأقل ، هذه هي الطريقة التي سأتعامل بها مع المشكلة. والتي بالطبع لن تسفر عن قيم أقل من الصفر.

على سبيل المثال. افترض أن كلا من السماء والجسم لهما نفس SB لـ 21 MPSAS. الكائن والسماء معًا أكثر سطوعًا بمقدار 2X ، أو 0.75 مترًا من أي منهما على حدة. كاريتاس الدولية. وبالتالي فإن السجل (2) = 0.301.

لنفترض الآن أن نفس الكائن 21 MPSAS قد شوهد من خلال سماء أكثر إشراقًا من 18 MPSAS. الجسم الآن 3 مقادير ، أو 15.8 مرة أخف من السماء. 1 / 15.8 = 0.063 ، مما يعني أن الجسم يبلغ 6.3٪ من سطوع السماء. السماء والجسم المضافان معًا هو 1.063 ، و C.I. = السجل (1.063) = 0.0265.

# 6 Redbetter

لا أستطيع حتى أن أقول لماذا سي. تم إنشاء الكسب. بالنسبة لي ، من الأسهل بكثير مقارنة سطوع سطح الكائن بسطوع السماء عن طريق طرح القيم. إذا كان حجم SB للجسم أكبر من حجم السماء ، فسيكون ذلك أكثر صعوبة. دلتا +1 ماج ليست مشكلة ، 2 أكواب خافتة ، 3 أكواب خافتة جدًا ويصعب اكتشافها ، 4 أكواب (فعلية ، بناءً على قيم جيدة لكليهما بدلاً من الجدول) أكثر من اللازم.

يمكنني القيام بحوالي +3.5 على أهداف موضوعة جيدًا وبشفافية جيدة ، و 4٪ أكثر سطوعًا من الخلفية ، لكن هذا أثيري للغاية بحيث يستغرق بعض الوقت للتأكد من ذلك ويزيد من فرصة تخيل شيء غير موجود. لست متأكدًا من مدى ترجمة هذا بشكل كامل إلى سماء مشرقة مع وجود أهداف أكثر إشراقًا في المقابل. ميزة السماء المظلمة هي أن التكبيرات النموذجية وبؤبؤ العين الخارجين يظلمان الخلفية بدرجة كافية بحيث يبدو السطوع الزائد أكثر وضوحًا.

من ناحية أخرى ، فإن معظم الأجسام ذات السطوع العالي للسطح المرئية في السماء الساطعة لها أيضًا سطوع سطح مركزي أكثر سطوعًا يمكن اكتشافه حتى عند فقد الغالبية العظمى من الجسم. لذلك قد يكون الكائن قابلاً للاكتشاف ، ولكن لا يمكن التعرف عليه لأنه جزء صغير فقط من مظهره الطبيعي.

# 7 جلينليدرو

أنا أيضًا أجد حد اكتشاف يبلغ حوالي 3.5 فرقًا بين الجسم والسماء ، عند تلاميذ الخروج الأكبر. يجب أن نتوقع أن تكون دلتا ذات حجم أكبر إلى حد ما قابلة للتحقيق في سماء ساطعة ، ودلتا حجم أصغر إلى حد ما في سماء مظلمة ، لأن ضوضاء نظامنا المرئي تعتمد على سطوع المشهد. في بيئة أكثر سطوعًا ، تسمح الضوضاء المرئية الأقل نسبيًا بالتمييز بين التباين الأكثر دقة إلى حد ما. ولاحظ أن تغميق المشهد "الاصطناعي" عن طريق استخدام بؤبؤ صغير للخروج يمتد إلى هذا الاستمرارية ، فإن مجموعة من السماء المظلمة وقد يسمح تلميذ مخرج 1 مم بتكوين دلتا ماج من الحجم فقط.

لكن بالطبع ، هذا التباين في حجم دلتا أصغر بكثير من النطاق العام لسطوع السماء. على سبيل المثال (واستخدام الأرقام المكونة للتوضيح) ، إذا كان تحت سماء 22 MPSAS ، يمكننا رؤية أجسام أخف من السماء بمقدار 3.3 متر ، وتحت 17 MPSAS يمكن رؤية الأجسام السماوية 3.8 متر خافتًا ، على مدى سماء SB يبلغ 5 أمتار قد يختلف حجم دلتا بمقدار 0.5 متر فقط.


إغراء النجوم المتغيرة

بقلم: آلان ماكروبرت 29 يوليو 2006 0

احصل على مقالات مثل هذه المرسلة إلى صندوق الوارد الخاص بك

داخل كوكبة الأسد ، الأسد ، يكمن المتغير اللامع من نوع ميرا R Leonis ، وهو متغير مثالي للمبتدئين. تم تحديد موقع R Leonis في مخطط بالصفحة التالية.

يمكن أن تجد الرابطة الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة (AAVSO) نفسها تتولى دور الأرشيف العالمي ومدير البيانات لموجات المد والجزر لبيانات المسح الأوتوماتيكي الليلية (أو حتى كل ساعة) التي ستنهار فوق علماء الفلك في المستقبل.

قد لا يزال ذلك الوقت بعيدًا. وحتى عند وصولها ، ستبقى الأدوار المفيدة دائمًا للمراقبين المرئيين & # 8212 على الأقل للنجوم الساطعة التي تمت مشاهدتها لعقود من الزمن & # 8212 باستخدام تلسكوبات الفناء الخلفي البسيطة بالطريقة التي كانت عليها منذ أجيال.

يبدأ معظم الهواة علم الفلك تمامًا مثل المتفرجين ، وفي النهاية يصلون إلى هضبة. بعد بضعة أشهر أو سنوات من القيام بجولة ممتعة في المشهد السماوي ، قد يشعرون بالحاجة إلى مزيد من المشاركة ذات المغزى. بعد كل شيء ، لا يمكن أن يتوقع السائح أن تثاءب في جراند كانيون إلى الأبد. الحماس الدائم ، في علم الفلك كما في أي شيء آخر ، يأتي من النشاط الهادف. لآلاف الأشخاص خلال القرن الماضي أو أكثر ، وفرت النجوم المتغيرة هذا المنفذ.

إذا لم تجرب عينك على النجوم المتغيرة أبدًا ، فقم بمشروع بسيط الليلة (بافتراض أنه قبل شروق الشمس في سبتمبر أو أكتوبر ، 2003). إذا تمكنت من العثور على Sickle of Leo ، فيمكنك العثور على R Leonis ، أحد ألمع المتغيرات الحمراء طويلة المدى. يضيء ويتلاشى بين القدر 5 و 10 على مدار دورة مدتها 312 يومًا في المتوسط ​​& # 8212 حوالي 10 أشهر. التلسكوب الصغير أو حتى المناظير هي كل المعدات التي ستحتاجها. (للحصول على مجموعة مختارة من الأهداف الساطعة المتاحة في أوقات مختلفة من العام ، راجع "أفضل 12 نجمة متغيرة بالعين المجردة.")

بينما يتسلق Leo سماء المساء الشرقية في أواخر الشتاء والربيع ، يقوم عدد لا يحصى من مراقبي السماء بتسجيل الوصول إلى النجم المتغير من نوع Mira R Leonis. إن سطوعه وموقعه بالقرب من Regulus يجعلانه متغيرًا مثاليًا للمبتدئين. تشكل R الطرف الجنوبي لسلسلة صغيرة من ثلاث نجوم 50 غرب Regulus. هذا الرسم البياني لنجوم مقارنة AAVSO باهت بقدر 7.3 درجة. تُعطى مقاديرها لأقرب جزء من عشرة مع حذف العلامات العشرية. يُظهر المستطيل الأسود المنطقة الموجودة في الرسم البياني أدناه.

التوضيح السماء والتلسكوب.

هذه خريطة مقربة للحي المباشر R Leonis & # 039s ، مع مقارنات بحجم 10.4. الشمال الى فوق والشرق الى اليسار.

التوضيح السماء والتلسكوب.

التقديرات المتكررة على مدار أيام أو أسابيع عديدة ستثير الرغبة في مزيد من الدقة. إذا أظهرت ملاحظاتك تبعثرًا بمقدار 0.5 درجة ، فسوف تحترق بفضول قريبًا بشأن ما إذا كان النجم يتغير كثيرًا حقًا أو ما إذا كان كله في عينك. كما هو الحال في أي مكان آخر في العلم ، تظهر البيانات الأكثر إثارة للاهتمام عادةً حيث تبدأ أخطاء القياس في إخفاء كل شيء. فيما يلي بعض الطرق التي ستساعدك ، عند توفر نجوم مقارنة جيدة ، على تقليل متوسط ​​الخطأ إلى 0.1 درجة أو حتى أفضل قليلاً. قم بعملهم جيدًا ، وستشعر بقضايا دقة القياس وتحليل الخطأ التي تعتبر أساسية لكل فرع من فروع العلم.

واجه النجم دون تصورات مسبقة. امسح ذهنك عما "يجب" أن يفعله المتغير سجل بالضبط ما تراه العين. إذا فكرت في حقيقة أن النجم لا يمكن أن يقفز بمقدار 0.5 درجة منذ الليلة الماضية ، فقد تحاول "تصحيح" انطباعك عنه. هذا هو أسوأ شيء يمكنك القيام به لدقتك ، ويستحق فهم السبب.

ينقسم الخطأ في القياس العلمي إلى فئتين ، عشوائي ومنهجي. يميل الخطأ العشوائي إلى الإلغاء بطريقة يمكن التنبؤ بها بعد فترة ، فقط الطريقة التي ستقترب بها العملة المعدنية وأقرب إلى 50 في المائة من الرؤوس كلما زاد عدد مرات قلبها. الأخطاء المنهجية هي تلك التي لا تلغي أبدًا & # 8212 على سبيل المثال ، إذا كان وجه واحد من العملة مرجحًا & # 8212 وبالتالي فهي أكثر ماكرة. في حالة مراقبة النجوم المتغيرة ، يتوافق الخطأ المنهجي مع التحيز في عين الراصد ودماغه. لذلك إذا قمت بالتسجيل بالضبط ما تراه بدون تحيز ، من المرجح أن تكون أخطائك عشوائية فقط ، ويمكنك أن تثق في أنها ستقترب من الحقيقة أكثر من أي "تحسين" تتلاعب به.

بالطبع ، كن سريعًا في التخلص من أي تقدير تعتقد أنه ناتج عن خطأ فعلي أو إهمال.

توسيط النجوم في مجال الرؤية. ضع الاثنين الذي تقارنه بمسافة متساوية من مركز الحقل ، أو إذا قربهما من الحواف ، انقل كل منهما إلى المركز وافحصه بدوره. هذا ضروري لأن بعض الأدوات لا تضيء بشكل كامل حواف الحقل & # 8212 تأثير يُعرف باسم التظليل & # 8212 لذا فإن النجوم القريبة من الحافة تكون باهتة قليلاً. غالبًا ما يكون التظليل عند طاقة التلسكوب المنخفضة ، حيث يتم عادةً عمل النجوم المتغيرة. سبب آخر للقيام بذلك هو أن النجم نفسه قد يبدو مختلفًا بشكل دقيق عندما يكون قريبًا أو بعيدًا عن الحافة السوداء لبرميل العدسة العينية.

ابق عينيك تتحرك. ابحث ذهابًا وإيابًا بين النجوم التي تحكم عليها ، وفحص انطباعاتك ومراجعتها باستمرار. إذا كان المتغير يبدو وكأنه ثلث المسافة في السطوع من النجم أ إلى ب ، فحاول أن تقنع نفسك أنه ربع المسافة ، ثم في منتصف الطريق. هل من السهل أيضًا التحدث مع نفسك في كل رأي؟ ثم ربما تكمن الحقيقة بينهما. إذا كان أحدهما يبدو أكثر منطقية من الآخر ، فغير الافتراض الذي بدأت به واختبره مرة أخرى على أي من الجانبين. يسمى هذا الاختبار لحدود عدم اليقين بوضع ملاحظة بين قوسين ، ويجب أن تحاول جعلها عادة.

استخدم طريقة خارج نطاق التركيز. من الأسهل مقارنة سطوع الأقراص مقارنة بالنقاط الدقيقة ، لذا قم بلف مقبض التركيز البؤري. كلما كانت النجوم أكثر إشراقًا ، كلما ابتعدت عن التركيز.

اختر متغيرات السطوع الأمثل لجهازك. تميل النجوم التي تقع في حدود حجم حدود النطاق إلى أن تبدو متشابهة. على العكس من ذلك ، لن يكون للنجوم الساطعة مقارنات جيدة في مكان قريب في هذه الحالة ، سيكون عليك الذهاب إلى آلة أصغر ذات مجال أوسع. تعتبر العين المجردة أفضل نظام عرض يصل حجمه إلى حوالي 4 أو مناظير أو منظار مكتشف جيد يصل إلى 7 أو 8.

مراوغات العين البشرية. احذر من ثلاثة مصادر محتملة للخطأ. (1) إن تأثير بركنجي في شبكية العين ، تجعل النجوم الحمراء أكثر إشراقًا (مقارنة بالنجوم البيضاء) كلما طالت مدة التحديق بها ، وهو سبب آخر لتحريك عينيك. (2) ضوء القمر والتلوث الضوئي تجعل النجوم الحمراء تبدو ساطعة للغاية على خلفية رمادية تبرز أكثر من النجوم البيضاء. توخ الحذر الشديد في ظل الأجواء الساطعة واذكر ظروف المراقبة في ملاحظاتك. (3) زاوية الرؤية. يبدو النجم أكثر إشراقًا في الجزء السفلي من رؤيتك منه في الجزء العلوي. قم بإمالة رأسك بحيث يكون الخط الذي يربط عينيك موازٍ للخط الذي ينضم إلى النجمتين اللتين تقارنهما.

قد يبدو كل هذا كثيرًا يجب مراعاته. لكن مع مرور الوقت يصبح الأمر تلقائيًا. يصبح المراقبون ذوو النجوم المتغيرة المخلصون على دراية بإجراءاتهم لدرجة أنهم يغطون عشرات النجوم في الليلة ، ويتأرجحون من نجمة إلى أخرى بينما بالكاد ينظرون إلى مخططاتهم.

هناك مشكلة واحدة لا يمكنك فعل أي شيء حيالها: عمرك. تتحول عدسة العين البشرية إلى اللون الأصفر على مر السنين ، مما يجعل النجوم الحمراء تبدو أكثر إشراقًا مقارنةً بالنجوم البيضاء. قد يكون هذا التأثير مسؤولاً عن الكثير من التشتت الذي يظهر في منحنيات الضوء AAVSO التي تجمع بين تقديرات العديد من المراقبين. ومع ذلك ، ستكون تقديرات كل شخص متسقة ذاتيًا لسنوات عديدة في كل مرة ، وهناك إمكانية لفرز تأثيرات عيون المراقبين المتغيرة (مع توفير ملاحظات مؤرشفة كافية) وتصحيح قاعدة البيانات وفقًا لذلك. كما هو الحال في كثير من الأحيان في العلم ، يمكن استخدام البيانات الجيدة التي يتم جمعها الآن في المستقبل البعيد بطرق لم يتخيلها أحد حتى الآن.


تعريف عمره 2000 عام ...

ربما فعل اليوناني القديم نفس الشيء. وبما أن الأبراج النجمية كانت مهمة للزراعة والملاحة البحرية أو حتى علم التنجيم ، فقد بدأوا أيضًا في تصنيف سطوع النجوم. الفكرة: النجوم الأكثر سطوعًا هي نجوم Magnitude 1 وأضعف النجوم التي بالكاد يمكن رؤيتها بالعين المجردة تنتمي إلى Magnitude 6. علاوة على ذلك ، هناك اختلاف بمقدار 1 (باختصار: ماج أو ᵐ) مع عامل 2 للاختلاف في السطوع.


هل يمكن للضوضاء أن تجعل الصورة الفلكية أفضل؟

قد يفاجئك أن تعرف أن الضوضاء تؤدي أحيانًا وظيفة مفيدة أيضًا. تتم جميع عمليات تصوير الكواكب تقريبًا باستخدام كاميرات 8 بت مع 256 مستوى رمادي.

ومع ذلك ، من أجل معالجة المويجات المرضية ، تحتاج الصورة إلى دقة تدرج رمادية أكثر دقة: تعمل معالجة المويجات بشكل أفضل على صورة 16 بت مع 65.535 مستوى رمادي. لحسن الحظ ، لا تحتاج إلى اللجوء إلى كاميرا 16 بت أبطأ.

برامج التراص مثل RegiStax و Autostakkert! سوف يأخذ العديد من الصور 8 بت وإنشاء صورة مكدسة 16 بت قادرة على مزيد من المعالجة.

لكن لا يمكنهم القيام بذلك إلا إذا كانت هناك ضوضاء عشوائية كافية في الإشارة للسماح لها بحساب المستويات الرمادية المتوسطة بشكل فعال من خلال عملية حساب المتوسط. هذا هو المكان الذي تساعد فيه ضوضاء e shot.

إذا قمت بإسقاط الكسب وزيادة وقت التعرض ، فستكون الإشارة عالية جدًا بحيث يكون هناك القليل من ضوضاء اللقطة ، مما يؤثر على قدرتك على تحويل الصورة على النحو الأمثل.

مارتن لويس عالم فلك شغوف بمعرفة متعمقة لكيفية الحصول على الأفضل من أهداف التصوير الصعبة.


شاهد الفيديو: حل مشكلة عدم ضبط سطوع الشاشه في ويندوز 10و8و7 للابتوب او الكمبيوتر (أغسطس 2022).