Астрономија

Врска помеѓу фотометриската боја и црвената промена, втор дел

Врска помеѓу фотометриската боја и црвената промена, втор дел


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.

На графиконите во моето претходно прашање овде, има региони со негативна косина додека односот колор-з се осцилира. Па ако погледнам како боите I-W2 и W3-U се менуваат со црвено менување, како што направив тука:

со тоа што и I-W2 и W3-U стануваат пониски (посино, дали е тоа правилно?), дали тоа значи дека моите графикони означуваат една од регионите со наклон нагоре?

Што друго укажува на еволуцијата на црвената промена на I-W2 наспроти W3-U?


Наслов: DES научен портал: Компјутерирање на фотометриски црвени смени

Известуваме дека значителен предизвик со кој се соочуваат фотометриските истражувања за космолошки цели е потребата да се произведат сигурни проценки на црвените смени. Проценката на фотометриските црвени смени (фото-з) е консолидирана како стандардна стратегија за заобиколување на високите трошоци за производство и нецелосноста на спектроскопските примероци на црвено поместување. Фото-методите базирани на обука бараат подготовка на висококвалитетен список на спектроскопски црвени смени, што треба постојано да се ажурира. Обука, валидација и проценка на фото-з мора да се изврши на постојан и репродуктивен начин за да се постигнат научните барања. За да се исполни оваа цел, развивме интегриран веб-базиран интерфејс за податоци кој не само што обезбедува рамка за извршување на горенаведените чекори на систематски начин, овозможувајќи лесно тестирање и споредување на различни алгоритми, но исто така се осврнува и на барањата за обработка со паралелизирање на пресметка на транспарентен начин за корисникот. Оваа рамка наречена Научен портал (во понатамошниот текст Портал) е развиена во контекст на Анкетата за темна енергија (ДЕС) за да се олесни научната анализа. Во овој труд, ние покажуваме како Порталот може да обезбеди сигурна околина за пристап до огромни групи на податоци, да обезбеди алгоритми за валидација и метрика, дури и во случај на повеќе фото-zs методи. Можно е да се задржи потеклото помеѓу тематските и ракетните чекори на синџирот на работни текови, додека се обезбеди репродуктивност на резултатите. Илустрираме како Порталот може да се искористи за да се обезбедат проценки на фотографии со користење на податоци за DES прва година (Y1A1). Конечно, додека соработката со ДЕС сè уште развива техники за добивање попрецизни фото-з-а, имањето структурирана рамка како што е претставена овде е од клучно значење за систематското проверување на алгоритамските подобрувања на ДЕС и постојаното производство на фото-з-а во идните изданија на ДЕС. & лаку помалку

Формати на цитирање

Работи упатување / цитирање на овој запис:


1. ВОВЕД

Групите галаксии се идеални трагачи на најголемите флуктуации на густината во универзумот, и нивното изобилство (и неговата еволуција со космичкото време) може да се искористи за поставување ограничувања на космологијата (на пример, Еке и сор. 1996). Тие исто така обезбедуваат идеални лаборатории за проучување на еволуцијата на галаксијата. Првично користени на овој начин, бидејќи тие содржат голем број галаксии, сите на иста локација, оттогаш стана јасно дека својствата на нивните галаксии се значително различни од галаксиите во општото поле (на пр., Дреслер 1980 Балог и др. 1999 Елингсон и сор. 2001), имплицирајќи дека механизмите што го скраќаат формирањето на starвезди и ја трансформираат морфологијата на галаксијата работат на кластеровите скали (на пр., Треу и сор. 2003 година, и препораки во нив)

Конструирањето на големи, добро дефинирани примероци од кластери на галаксии има долга и разновидна историја. Првите систематски пребарувања вклучуваа визуелна идентификација на прекумерна густина на оптички галаксии на фотографски плочи (Abell 1958 Abell et al. 1989). Во 1970-тите, со појавата на рендгенски телескопи над Земјината атмосфера, изборот на гроздови од нивната продолжена емисија на Х-зраци најде корист (Мичел и сор. 1976, Селелемитос и др. 1977). Неодамна, комбинацијата на CCD-детектори со голем формат и објективни алгоритми за ефикасно пребарување на потписи на галактички јата доведе до заживување на употребата на оптички избор во анкетите на кластери (Постман и др. 1996 Кепнер и др. 1999 Гал и др. 2000 Gladders & amp Yee 2000 Gilbank et al. 2004). Предложени се различни техники за искористување на очекуваната сјајност и / или дистрибуција на бои на галаксиите во групи. Големата предност на овие истражувања во споредба со постарите визуелни пребарувања е дека методот за откривање може да биде автоматизиран и карактеризиран, што значи дека функцијата за избор на истражување може да се квантифицира. Веројатно најефикасен метод е оној на Gladders & amp Yee (2000) кој го користи фактот дека во јадрата на галактички јата доминираат галаксиите со стара stвездена популација, формирајќи тесна црвена низа во просторот со големина на бојата (Висванатан 1978 година, Боуер и сор. 1992) ) Постојат голем број други реализации на алгоритмите за наоѓање на кластери засновани врз црвена низа (на пример, Koester et al. 2007) кои се разликуваат по некои детали, но сите се потпираат на точни бои од слики во два или повеќе филтри. Забележаната боја на оваа низа обезбедува точна проценка на растојанието. Примената на овој метод доведе до изградба на првото истражување на кластери со црвена секвенца (RCS-1 Gladders & amp Yee 2005), истражување за сликање од 72 степени 2 во два опсези (Р.В. и z') дизајниран да ги лоцира групите галаксии од 0,2 z 1,1 со употреба на техника Gladders & amp Yee (2000).

Не само што оптичкиот избор на кластери од галаксии претрпува преродба, туку и астрономијата влегува во ера на „научна анкета“ каде што во моментов се во тек или планираат невиден број на оптички (и NIR) истражувања на широко поле, како што е LSST Научни соработки и сор. 2009), Pan-STARRS 5, УКИДСС (Лоренс и сор. 2007) и ДЕС. 6 Покрај тоа, многу од овие оптички истражувања на широко поле се специфично насочени кон области испитани за кластери со употреба на други методи, како што е Анкетата за космологија Бланко (Високи и сор. 2010) од телескопот на јужниот пол (СПТ Карлстром и сор. 2009) Истражување на кластери избрано од Суњаев – Зел'дович (SZ). За анкети кои користат други методи (како што е изборот на SZ), оптичките податоци се клучни за проверка на пронајдените кандидати за кластери и за одредување на фотометриски црвени смени. Понатаму, истражувањето на истите области со повеќе техники овозможува важни споредби на различните ефекти на селекција и добиените својства на пронајдените кластери (на пр., Донахју и сор. 2001 Гилбанк и др. 2004 Расмусен и сор. 2006).

Во овој труд, ние го опишуваме второто истражување на кластери со црвени низи (RCS-2), најголемото истражување на оваа нова генерација за кое веќе е завршено снимање. Ова се надоврзува на методологијата на RCS-1. Соработката на РЦС вложи голема работа во обидот да се карактеризираат функцијата за избор и својствата на кластерите избрани со оваа техника. Многу од овие резултати се директно применливи за RCS-2 (како калибрации со масовно богатство) и затоа е корисно да се сумираат некои досегашни работи на RCS.

Ефикасноста на методот за избор користена од истражувањата со редослед на црвена боја е тоа што може да ги лоцира и процени црвените смени на гроздовите со користење само на една боја (два филтри) податоци, со оглед на соодветниот избор на филтри. Непрактично е да се добијат масовни проценки од следните набудувања на

30 000 кластери што ќе се најдат во RCS-2, така што и самите податоци од истражувањето мора да се користат за производство на полномошник за масата на кластери. Значајни, репрезентативни примероци на гроздови од RCS-1 се следени со употреба на различни проценувачи на маси, како што се динамички (Гилбанк и сор. 2007 г. Г. Гилбанк и сор. 2011, во подготовка), Х-зраци (Хикс и сор. 2008) , силна и слаба леќа (од програма за слика на ACS, PI: проект за космологија Loh ACS SNe, PI: Perlmutter) и набationsудувања на SZ. На овој начин, може да се разбере врската помеѓу нашиот масен посредник (оптичко богатство од податоците од истражувањето) и масата на кластери.

Една од примарните цели на RCS-1 беше поставување ограничувања на космолошките параметри (ΩМ., σ8 Гладери и сор. 2007) преку раст на функцијата на масата на кластери. Ова за прв пат ја покажа изводливоста на ваквиот пристап со употреба на оптички избран примерок на кластер. Овој пристап ја користеше измерената врска помеѓу масата и богатството, но исто така покажа дека значајни ограничувања може да се добијат со употреба на техника за самокалибрирање (Majumdar & amp Mohr 2004) за да се процени формата на оваа врска од самите податоци од истражувањето. Овие автори демонстрираат дека најдобрите ограничувања се добиваат кога се достапни точни проценки на масата за под-примерок на гроздови во рамките на истражувањето. Вреди да се нагласи дека дури и ако има значително расејување во односот помеѓу масата и полномошното (како што откривме за оптичко богатство), важно е само големината на расејникот да биде добро разбрана. Со поголема анкета со големина од RCS-1, станува изводливо да се ограничи и равенката на состојбата на темната енергија, w (Majumdar & amp Mohr 2004), и ова е делумно мотивација за RCS-2. RCS-1, исто така, произведе значителен примерок на силно лавитантни лакови околу пронајдените кластери. Бројот и распределбата на црвената смена на овие групи на леќи се користеа за да се расправаат за физичките својства на гроздовите одговорни за нивниот пресек на леќата и релевантноста на ваквите системи за ограничување на космологијата (Гладерс и др. 2003). Идентификувањето на таквата висока светлост на површината, силно леќите галаксии е уште еден примарен научен двигател за RCS-2. Масивните гроздови можат да се користат како гравитациски телескопи за проучување на галаксии со голема црвена промена (на пример, Петини и сор. 2000 Вајтс и др. 2010 година) кои инаку би биле премногу слаби за детално да се набудуваат. Гигантските лакови исто така може да се користат како сонди за својствата на самите кластерски леќи.

Со статистички примерок на кластери од галаксии, како што е во RCS-1, можно е да се проучат својствата на нивните галаксии-членки (на пример, нивните функции на сјајност и сини фракции) со редење на под-примероци изградени од самите податоци од истражувањето (Гилбанк и сор.) 2008 Лох и сор. 2008 година). Со поголем RCS-2 по големина, станува изводливо да се измерат многу послаби трендови и да се поттикнат мерењата на кластерите галаксии до многу помали преголеми густини. Додавањето на фотометриски црвени смени (на пример, Hsieh и сор. 2005) ќе овозможи овие техники да се прошират и на полето во околината. Таквите студии за еволуција на галаксиите ќе бидат истражени во идната работа со RCS-2.

Прегледот за овој труд е како што следува. Во Дел 2, даваме преглед на дизајнот и набationsудувањата на истражувањето. Дел 3 и 4 се занимаваат со пред-обработка на CCD, редукција, откривање на предмети и фотометрија. Дел 5 ја опишува фотометриската калибрација преку точни прилагодувања на боите на starвездите во нашите полиња за истражување Дел 6 ја опишува постапката и точноста на астрометрската калибрација. Деловите 7 и 8 опишуваат вметнување на дополнителни податоци во нашите примарни каталози RCS-2: јас-појасни податоци што опфаќаат голем број (

70%) подпример на примарна г., р, z областа на истражувањето и податоците за јавните слики од CFHTLS-широкото истражување, соодветно. Дел 9 го опишува финалното чистење на фотометарските каталози: зашивање во соседни закрпи, отстранување на дупликат податоци помеѓу преклопните точки и маскирање на артефактите. Дел 10 ја сумира и опишува тековната и идната работа за истражувањето.


Небесниот поглед од релативистички arsвезда: Дел 2

Во мојот претходен пост, го опишав визуелниот изглед на starвезденото небо за еден набverудувач кој се движи со значителен дел од брзината на светлината - на пример, во работниот меѓу aвезден раџет Бусард, како оној на сликата погоре.

Јас & # 8217м ќе ја повторам терминологијата што ја воспоставив во тој пост, а која доаѓа од Специјалната релативност. Гледиштето на набудувачот кој е ефикасно неподвижен во однос на далечните Weвезди, ние го нарекуваме & # 8220 најблиската рамка & # 8221. & # 8220 движечката рамка & # 8221 е, како што може да претпоставите, гледна точка на набудувачот кој патува со значителна брзина во однос на рамката за одмор. Оваа релативна брзина е дадена како дел од брзината на светлината, и се симболизира со β (бета).

За патувачкиот набудувач, аберацијата на светлината предизвикува поместување на очигледната позиција на вездите, придвижувајќи ги преку небото кон правецот на патувањето. Релевантниот агол е аголот помеѓу правецот на движење и локацијата на starвездата & # 8217, симболизиран со θ (тета) во рамката за одмор, што абер се претвора во помал агол, θ ′, во подвижната рамка.

Ако сфера на starsвезди опкружува набverудувач на рамката за одмор, вака:

ќе се трансформира во елипсоид за набverудувач кој се движи низ истата локација со половина од брзината на светлината, при што секоја starвезда се префрла паралелно со линијата на летот:

и во уште позатегнат елипсоид со 85% од светлосниот брзина:

Значи, таа аберација е # 8217 година. Другата важна појава за решавање е смената на Доплер.

РЕЛАТИВИСТИЧКИ ДОПЛЕР

Како аберацијата, и ефектот Доплер (именуван за физичарот Кристијан Доплер) е нешто што треба да биде познато од секојдневниот живот. Сирената на полициски автомобил или брза помош звучи посилно кога се приближува отколку кога се повлекува. Растојанието помеѓу последователните бранови фронтови на звукот се намалува за брзината на возилото и # 8217с кон нас, а потоа се зголемува за неговата брзина на рецесија. Како што возилото поминува покрај нас, таму & # 8217 има момент кога сме на 90 ° до неговата линија на патување и го слушаме звукот на сирената со точно фреквенција на која се емитуваше.

Истата работа се случува со светлосните бранови - светлината од приближуваниот објект е поместена кон повисоката фреквенција на синиот крај на спектарот (& # 8220сина промена & # 8221), додека светлината од објектот што се повлекува е поместена во друга насока ( & # 8220red смена & # 8221). Но (како и со аберацијата на светлината) не можеме да ја користиме истата едноставна геометрија за да го предвидиме однесувањето на светлината - Специјалната релативност навлегува повторно. Овој пат, мора да дозволиме фактот дека набverудувачот што се движи го мери времето како што работи побавно во рамката за одмор. Набverудувач на вселенско летало со голема брзина затоа не видете ја оригиналната светлосна боја од aвезда што е на 90 ° до летот на вселенското летало & # 8217. Забавувањето на часовниците предвидено со Специјална релативност значи дека светлината на starвездата е црвено поместена во оваа позиција (т.н. & # 8220 трансверзален доплер & # 8221), а границата помеѓу црвена и сина смена секогаш лежи малку напред на леталото.

Она што треба да го пресметаме е релативистичкиот фактор Доплер, кој е симболизиран на различни начини од различни автори. #Е го користам симболот η (eta). Ета е фактор на множење за забележаната фреквенција на светлината - ако η & gt1, светлината е сино-поместена ако η & lt1, светлината е црвено-поместена. Кога η = 1, светлината се прима на иста фреквенција на која е емитувана.

Вредноста на η зависи од двете варијабли β (подвижниот наб obserудувач & # 8217 брзина како дел од брзината на светлината) и θ ′ (аголот во леталото & # 8217 небото помеѓу правецот на летот и предметот што се набудува) .

Овде & # 8217 има приказ за тоа како η варира помеѓу θ ′ = 0º (мртва напред) и θ ′ = 180º (мртва астерна), за три различни вредности на β:

Можеме да видиме дека, како што е предвидено, секогаш има црвено поместување на позицијата 90 ° (попречен Доплер поради релативистичко проширување на времето). И точката на небото во која црвената смена се претвора во сина смена е постепено подалеку за повисоки вредности на β - колку побрзо лета вселенското летало, толку е помал регионот пред кој се јавува сината смена. Но, колку побрзо се движи бродот, толку посилно се менуваат сино предметите, а посилно црвените се преостанати предмети. Всушност, има и прецизна инверзна врска - ако фреквенцијата на светлината што доаѓа од мртвите напред е двојно зголемена, фреквенцијата на светлината што доаѓа од мртвата астерија е преполовена.

Така, & # 8217 е ситуацијата, како што се гледа на небото на вселенското летало кое брза, што е искривено од ефектите на абер. Но, поучно е & # 8217 да се претвори од θ ′ назад во θ (соодветниот агол во рамката за одмор). Тука & # 8217 е врската помеѓу η и θ за истите три вредности на β:

Иако регионот со сино поместување како што се гледа од леталото станува сè помал напред со зголемување на брзината, тоа всушност вклучува прогресивно поголеми региони на небото, гледано од рамката за одмор. Всушност, има & # 8217 друга убава симетрија - аголот θ ′ при кој η = 1 во подвижната рамка се претвора во θ = 180º & # 8211 θ ′ во рамката за одмор.

Овде и # 8217-тите, процентот на небото (по површина) погодено од сино поместување, за подвижната рамка (цврста линија) и рамката за одмор (испрекината линија). Тоа може подеднакво добро да ги отслика црвено-менуваните пропорции, со подвижната рамка испрекината, а останатата рамка солидна.

Значи, со зголемување на брзината, аберацијата се повеќе везди се придвижува кон регионот напред, сино поместен, иако тој регион со сино поместување се намалува. Еве го & # 8217 дијаграмот за ефектите на абер што го користев во претходниот пост, освен овој пат со региони со црвена и сина промена:

Можеме да видиме дека, со зголемена брзина, starsвездите континуирано преминуваат од зад леталото за да влезат во сино поместениот регион напред. На ограничување на брзината на светлината, целото небо завршува во напред-сино поместената област, која се намали во бездимензионална точка мртва напред.

И еве неколку & # 8220Доплерски траектории & # 8221 за starsвезди на различни локации во рамката за одмор:

Маркерите на линијата се за исти вредности на β по секоја траекторија. За да го означам нивното значење, јас ги означив со мала & # 8220в& # 8220, конвенционален симбол за брзина на светлината, но јас & # 8217 имам етикета само на кривините 90º и 170º, за да избегнам визуелен неред. Можеме да видиме дека starвезда која е во позиција θ = 90º е веднаш вметната во сино-изместениот регион на подвижната рамка. Како што се зголемува β, се движи подалеку напред во небото на леталото и # 8217 и станува сè посино-поместено. Но, aвезда со θ = 170º, близу да биде астрона на нашето летало, бара многу голема брзина за да ја доведе во позиција θ ′ = 90º, а потоа уште поголема брзина пред да се пресели во (сега многу мала) сина- поместен регион напред. И забележете дека за секоја starвезда се јавува максимално црвено-поместување кога поминува низ θ ′ = 90º.

Сега, има & # 8217 многу задоволителна врска помеѓу η и елипсоидите на абер што ги добив во претходниот пост и ги репродуцирав на врвот на оваа. Ако некој предмет има растојание r во рамката за одмор, тој има растојание r ′ = ηr во подвижната рамка. На пример, ако некој објект се појави двојно подалечен поради абер, неговото светло ќе биде сино-поместено на двојно поголема од фреквенцијата.

Значи, можеме веднаш да ги обележиме елипсоидите на абер со индикација на црвено-сино поместување. Деловите на елипсоидите што паѓаат внатре сферата на starsвездите забележани во рамката за одмор мора да биде црвено поместена, затоа што r ′ & ltr, и така η & lt1. И деловите што паѓаат надвор сферата мора да биде сино поместена, бидејќи r ′ & gtr, и така η & gt1.

Тоа е # 8217 уредно, нели е # 8217? Забележете како подолгиот елипсоид произведен од поголема брзина има помалку црвено-поместени starsвезди во задниот поглед. Забележете ја највисоката црвена стрела, која покажува starвезда која е црвено-поместена со половина од брзината на светлината, но станува сино-поместена со 85% од светлосната брзина. И забележете дека сите theвезди наназад се најблиску (и, сега знаеме, најмногу црвено-поместени) додека минуваат низ положбата 90 °, а theвездите кои се најоддалечени од астеријата нужно поминуваат најблиску од сите и затоа ја доживуваат најголемата црвена промена . Сето тоа виси заедно.

И бидејќи очигледното растојание на објектот е пропорционално на η, неговиот очигледен дијаметар е обратно пропорционален на η, а неговата аголна површина е пропорционална на 1 / η². Η-вредноста се покажа како клуч за многу за изгледот на небото од нашето вселенско летало кое брза.

Thatе има повеќе за тоа следниот пат, кога ќе се занимавам со тоа како визуелниот изглед на theвездите се менува со сина или црвена смена.

Математички белешки

Врската помеѓу релативистичкиот Доплер-фактор η, брзината β и аглите на гледање θ (рамка за одмор) и θ ′ (подвижна рамка) е:


Врска помеѓу фотометриската боја и црвената промена, втор дел - Астрономија

Посебен случај на анализа на СЕД на вонгалактички извори е проблемот со проценка на црвената смена, тема на која обично се повикува како фотометриски црвени смени (во понатамошниот текст фото-z) Овој проблем е различен од сите други проценки на физичките својства затоа што се достапни независни и попрецизни мерења на истиот имот за големи примероци во форма на спектроскопски црвени смени. Така, методот може опширно да се тестира, па дури и емпириски да се калибрира. Тоа е исто така една од најраните форми на поставување на SED, бидејќи е предложена како начин да се надминат границите на раната спектроскопија (Baum 1957).

За работна дефиниција, Коу (1999) го предлага следново: „фотометриски црвени смени се оние од кои потекнуваат само слики или фотометрија со спектрална резолуција / 20. Овој избор од 20 има за цел да ги исклучи црвените поместувања добиени од спектри што се расцепуваат и се раздвојуваат, слики од тесен опсег, сликар со раптиран филтер, слики од Фабри-Перо, спектрометри со трансформација на Фурие, итн. "Оваа дефиниција остава простор за широк спектар на пристапи кои активно ги истражуваат членовите на заедницата. Додека денес повеќето студии се базираат на збир на големини или бои, неодамна и другите набудувачи беа искористени со добар успех, на пример, во работата на Вреј и Ган ( Сепак, сите методи зависат од силните карактеристики на SED-ите на предметите, како што е паузата на Балмер или дури и одликите на PAH (Negrello et al. 2009)

Традиционално, проценката на фотометриската црвена промена е широко поделена на две области: емпириски методи и пристап на прилагодување на шаблонот. Емпириските методи користат подпример на фотометриско истражување со спектроскопски измерени црвени смени како „сет за обука“ за проценувачите на црвените поместувања. Овој подпример емпириски ја опишува распределбата на црвената смена во големина и во боја и се користи потоа за да се калибрира оваа релација. Шаблонските методи користат библиотеки или наб observedудувани спектри на галаксии од надворешната страна на истражувањето или модели на SED (како што е опишано во Дел 2). Бидејќи ова се целосни спектри, шаблоните можат да се префрлат на кое било црвено поместување и потоа да се соединат со кривините на пренос на филтрите што се користат во фотометриското истражување за да се создаде множество на шаблони за проценувачи на црвено поместување.

И двата методи потоа ги користат овие множества за обука како основа за рутините за проценка на црвените смени, кои вклучуваат 2-прилагодени и разни алгоритми за машинско учење (на пр., Вештачки нервни мрежи, ANN). Најпопуларните комбинации се 2-монтирање со шаблони и машинско учење со емпириски модели. За преглед на идеите и историјата на обете области, видете Ку (1999).

Претпочитањето на едното над другото е водено од ограничувањата на нашето разбирање за изворите и достапните наб observудувања. Моделите на шаблони се претпочитаат при истражување на нови режими бидејќи нивната екстраполација е тривијална, ако е потенцијално неточна. Емпириските модели се претпочитаат кога се достапни големи комплети за обука и потребна е голема статистичка прецизност. Овде ги разгледуваме овие техники и проценувачи, преовладувајќи се претежно на методот на шаблон, кој е поблизу до идејата за поставување на SED, како што беше дискутирано во претходниот дел.

На почетокот, првите емпириски методи се покажаа исклучително моќни и покрај нивната едноставност (види на пр. Коноли и сор. 1995а, Брунер и сор. 1997, Ванг и сор. 1998). Ова делумно се должеше на нивната конструкција, која треба да обезбеди точни промени во црвената црта и реални проценки на неизвесностите на црвените смени. Дури и полиномот со низок ред и функциите на линеарно поставување на парчиња, прават разумна работа кога се прилагодени за да ги репродуцираат црвените смени на галаксиите (види на пр. Коноли и сор. 1995а). Овие рани методи обезбедија супериорни проценки на црвените смени во споредба со прилагодените шаблони од повеќе причини. Според дизајнот, обуките се вистински галаксии и затоа не страдаат од неизвесност дека имаат точни шаблони. Слично како што галаксиите се подпример на истражувањето, методот суштински ги вклучува ефектите на пропусните ленти на филтрите и калибрациите на флуксот

Еден од главните недостатоци на овој метод е тоа што проценката на црвената смена е точна само кога предметите во собата за обука ги имаат истите набудувања како предметните извори. Така, овој метод станува многу понеизвесен кога се користи за предмети со послаба големина од сетот за обука, бидејќи тоа може да ги екстраполира емпириските калибрации во црвената смена или други својства. Ова исто така значи дека, во пракса, секогаш кога ќе се креира нов каталог, треба да се состави соодветна група за обука.

Другото, поврзано, ограничување е дека сетот за обука мора да биде доволно голем за да биде добро покриен потребниот простор во бои, величини, видови галаксии и црвени смени. Ова е така што калибрациите и соодветните несигурности се добро познати и потребни се само ограничени екстраполации над наб observedудуваниот локус во просторот со големина на боја.

Наједноставните и најраните проценувачи беа линеарно и полиномно вклопување, каде што беа добиени едноставни прилагодувања на емпириската обука поставени во однос на боите и големините со црвено поместување (види на пр. Коноли и сор. 1995а). Овие потоа може да се совпаднат со целосниот примерок, давајќи им ги директно црвените смени и нивните несигурности за галаксиите. Оттогаш понатаму, се користат повеќе компјутерски интензивни алгоритми, како што се коси класификации на дрвја на одлуки, случајни шуми, машини за поддршка на вектори, нервни мрежи, регресија на Гаусовиот процес, регресија на јадрото, па дури и многу хеуристички алгоритми на домашна пијалак.

Сите овие алгоритми работат на идејата за користење на емпириски тренинг поставен за да се изгради целосна врска помеѓу величините и / или боите и црвената промена. Како секој индивидуален параметар (кажете го Б. - В. боја) ќе има одредено ширење со црвено поместување, овие даваат дистрибуции или веројатни вредности за црвената промена, стеснети со секој дополнителен параметар. Овој процес, во смисла на вештачки нервни мрежи, е убаво опишан од Колистер и Лахав (2004), кои го користат овој метод во своите јавно достапни фото-z код ANNz (опишан во истиот труд). Тие исто така дискутираат за ограничувањата и неизвесностите што произлегуваат од оваа методологија.

Алгоритмите за машинско учење (од кои нервните мрежи се едни) се една од силните страни на емпирискиот метод. Овие методи се способни да ги одредат корелациите на големината / бојата и црвената смена до изненадувачки степен, можат да се справат со сè поголемите комплети за обука (т.е. SDSS) и да вратат силни веројатни проценки (т.е. добро ограничени неизвесности, видете слика 16) на црвените смени (види Бол и сор. 2008а за опис на алгоритмите за машинско учење на располагање и силната фото-z можни ограничувања). Покрај тоа, алгоритмите за машинско учење се исто така во можност да се справат со терасаклимите со податоци што сега се достапни за фото-z определување брзо, ограничено само со брзината на процесорот и ефикасноста на алгоритмот (Ball et al. 2008b).

Дополнителната придобивка од емпирискиот метод со машинско учење, која сега сè повеќе се користи, е дека ограничувачките влезови за фото-zНе се ограничени на галаксиите СЕД. Предложено прво од Ку (1999 г.), својства како што се односот на испакнатост-тотален флукс (на пр. Сараједини и сор. 1999 г.), осветленост на површината (на пр. Курц и др. 2007 г.), петрозен зраци (пр. Ферт и др. 2003 г.) и индексот на концентрација (на пр. Колистер и Лахав 2004) се користени заедно со големината и боите за ограничување на црвената промена, некои кодови дури ги зближуваат многу од нив (на пр. Вреј и Ган 2008).

За разлика од емпирискиот метод, методот заснован на образец е всушност форма на вклопување на SED во смисла на овој преглед (види на пр. Koo 1985, Lanzetta et al. 1996, Gwyn and Hartwick 1996, Pello et al. 1996, Sawicki et al. 1997 година) Едноставно кажано, овој метод вклучува изградба на библиотека на набудувани (Колман и сор. 1980 година е најчесто користена гарнитура) и / или модели на шаблони (како што се Брузуал и Шарло 2003) за многу црвени смени и нивно поклопување со наб observedудуваните СЕД за проценка на црвено менување. Бидејќи шаблоните се „полни“ SED или спектри, екстраполацијата со методот за поставување на шаблонот е тривијална, ако е потенцијално неточна. Така, моделите на шаблони се претпочитаат при истражување на нови режими во истражувањето или со нови истражувања без комплементарно големо сето спектроскопско калибрирање. Голема дополнителна придобивка на методот на шаблон, особено со теоретските обрасци, е дека добивањето на дополнителни информации, покрај црвената промена, за физичките својства на предметите е вграден дел од процесот (како што беше дискутирано во делот 4.1). Забележете дека дури и чисто емпириски методи можат да предвидат некои од овие својства доколку е достапен соодветен сет за обука (види на пр. Ball et al. 2004).

Сепак, како и емпириските методи, прилагодувањето на шаблонот страда од неколку проблеми, а најважен е несовпаѓањето помеѓу шаблоните и галаксиите на истражувањето. Како што беше дискутирано во делот 2, шаблоните на моделите, иако се добри, не се 100% точни и овие несовпаѓања на боите на шаблонот-галаксијата можат да предизвикаат систематски грешки во проценката на црвената смена. На моделот СЕД влијаат и модификаторите кои не се директно поврзани со шаблоните, како што се придонесот на линиите за емисија, црвенилото поради прашина и, исто така, AGN, за кои се потребни многу различни шаблони (види на пр. Полета и сор. 2007).

Исто така е важно да бидете сигурни дека множеството на шаблони е комплетно, т.е. користените шаблони да ги претставуваат сите, или барем мнозинството, галаксии пронајдени во истражувањето (споредете го и Дел 4.5.2). Ова е особено точно кога се користат емпириски шаблони, бидејќи тие обично се ограничени на број. Емпириските шаблони, исто така, честопати потекнуваат од локални објекти и затоа можат да бидат суштински различни од далечните галаксии, кои можат да бидат во различна еволутивна фаза. Голем сет на шаблони е исто така важен за да се измерат проблемите со дегенерациите, т.е. каде библиотеката на шаблони може да даде две различни црвени смени за истите бои на влез. Друг потенцијален недостаток на методите за вклопување на шаблонот доаѓа од нивната чувствителност на многу други мерења до околу процентното ниво, на пр., Профилите на опсегот и фотометриските калибрации на истражувањето.

За имплементација на прилагодувањето на шаблонот, преовладува методот на максимална веројатност. Ова обично вклучува споредба на набудуваните величини со величините добиени од шаблоните на различни црвени смени, наоѓајќи го совпаѓањето што ги минимизира 2-те (споредете го делот 4.5). Она што е вратено е најдобро вклопено (минимум 2) црвено менување и образец (или образец + модификатори како слабеење на прашина). Сам по себе, овој метод не дава несигурности во црвената смена, враќајќи се само најдобро. За проценки на неизвесностите во црвените преноси, типичен процес е пропагирање низ фотометриските несигурности, за да се утврди колкав е опсегот на црвени смени во рамките на овие несигурности. Добар опис на методот за вклопување во шаблонот, максимална веројатност може да се најде во описот на јавно достапната фотографија-z код, хиперц во Болзонела и сор. (2000).

Како што споменавме погоре, едно од прашањата на шаблоните е можноста за нецелосност на шаблоните, т.е. немање доволно шаблони за да се опишат галаксиите во примерокот. Да се ​​има премногу галаксии во библиотеката на шаблони, од друга страна, може да доведе до дегенерации на црвено-црвената боја. Еден начин да се надминат овие проблеми е преку Bayesian заклучок: вклучување на нашето претходно знаење (види Дел 4.5), како што е еволуцијата на горната возрасна граница со црвено поместување, или очекуваната форма на распределбата на црвената смена или очекуваната еволуција на Дропки од типот галаксија. Како што е опишано во Дел 4.5, ова има дополнителна корист од враќање на функцијата за дистрибуција на веројатност, а со тоа и проценка на неизвесностите и дегенерациите. Во некои аспекти, со очекување дека библиотеката со шаблони ќе ги собере сите наб observedудувани галаксии во една анкета, самиот метод на шаблон е веќе баезијски. Ваквите методи се користат во BPZ кодот на Бен & # 237tez (2000), кој ја опишува во оваа работа методологијата на заклучокот на Бајес во однос на фото-z, употребата на приоритети и како овој метод е во состојба да ја процени неизвесноста на добиената црвена смена.

Треба да се напомене дека, иако јавните, предпакувани кодови може да дадат разумни проценки за одредени видови извори, ниедна анализа не треба да се одвива без вкрстена валидација и дијагностички записи. Постојат вообичаени проблеми што се појавуваат во множества на податоци и прашања што треба прво да се разберат и да се работи, ако е можно (види на пр. Манделбаум и сор. 2005 за споредба на некои јавни фото-z кодови). Неколку понатамошни јавни фото-z кодовите вклучуваат кфотоза (Блантон и сор. 2003), ЗЕБРА (Фелдман и сор. 2006) и Ле Фаре (Arnouts et al. 1999, Ilbert et al. 2006, Ilbert et al. 2009a).

Грешките во црвената смена на крајот се водени од податоци: тие обично се размеруваат со 1+z со оглед на постојаната резолуција на бранова должина од повеќето сетови на филтри, тие исто така се размеруваат со фотометриска грешка во режим на транзиција помеѓу

20% Помалите грешки често не се експлоатираат поради несовпаѓање помеѓу податоците и моделот што произлегуваат од калибрацијата на податоците и изборот на шаблони, додека големите грешки се претвораат нелинеарно во слаби ограничувања на црвената смена. Доколку е достапна резолуција со среден опсег, QSO покажуваат силни линии на емисија и доведуваат до подлабоко фотографирањеz комплетноста за QSO отколку за галаксиите.

Фотометриските црвени смени имаат ограничувања што ги споделуваат со спектроскопските, а некои се единствени за нив: како во спектроскопијата, катастрофалните растојанија можат да резултираат од конфузија на одликите, а комплетноста зависи од видот и големината на SED. Две карактеристични фото-z проблемите се средни пристрасности во проценката на црвената смена и големо и / или лошо определено расејување во грешките на црвената смена. Катастрофалните прегради произлегуваат од нејаснотии во просторот во боја: овие или се видливи во моделот и дозволуваат обележување на предметите како несигурни, или не се видливи во моделот, но присутни во реалноста, во кој случај големата грешка е неизбежна дури и за извонредните извори. Емпириските модели може да бидат премногу мали за да покажат локални двосмислености со соодноси со голема густина, а моделите на образец може да немаат некои SED присутни во реалниот Универзум.

Поправките на овие проблеми вклучуваат додавање на повеќе дискриминирачки податоци, подобрување на совпаѓањето помеѓу податоците и моделите, како и претходните модели и грижа за правилно мерење на фотометријата и нејзините грешки. Фото-z грешките во анкетите со широк опсег се појавуваат ограничени на резолуција на црвено поместување близу 0,02 и # 215 (1 +) z), резултат на ограничена спектрална резолуција и внатрешна разновидност во спектралните својства. Карактеристиките за трасирање со поголема резолуција ја зголемуваат прецизноста на црвените смени сè до вистинската спектроскопија. Идна работа меѓу фото-z развивачите најверојатно ќе се фокусираат на две области: (i) Разбирање на различноста на кодовите и рафинирање на нивната изведба и (ii) Опишување на фото-z издава квантитативно такви што барањата за перформанси и научна вредност можат да бидат преточени во барања за фотометриски податоци, за својствата на моделите и за излезот на кодовите.

Во принцип, заснована врз основа на фото-z проценките чувствително зависат од пакетот шаблони што се користат. Особено, откриено е дека подобра фото-z проценките може да се постигнат со емпириски пакет шаблони (на пр. Колман и др. 1980, Кини и сор. 1996) наместо да се користат модели за синтеза на populationвездени популации (СПС, на пр. Брузуал и Шарлот 2003, Марастон 2005, види Дел 2) директно. Сепак, моделите се оние што обично се користат за пресметување на elвездени маси на галаксии. Бидејќи употребата на овие шаблони не резултира со многу добри фотометриски црвени смени, она што обично се прави е прво да се изведат фотометриски црвени смени преку емпириски шаблони, а потоа да се проценат elвездените маси со шаблоните SSP. Очигледно, ова не е самостојно.

Да се ​​истражи што предизвикува посиромашните фото-z проценки на синтетички шаблони, Ош и сор. (во пр.) ги користеше фотометриските податоци во 11 опсези од истражувањето COSMOS (Scoville et al. 2007), заедно со црвените смени на следењето на zCOSMOS (Лили и сор. 2007) и ги вклопуваа податоците со SSP-обрасците. Во добиените остатоци од рамката за одмор, тие идентификуваа извонредна карактеристика околу 3500 и # 197, каде што шаблоните се премногу слаби во однос на фотометриските податоци, што може да се види на слика 17. Карактеристиката не изгледа дека е предизвикана од небулозен континуитет или линија на емисија, што тие потоа ги додадоа на оригиналните SSP обрасци. Дополнително, сите видови галаксии страдаат од истиот проблем, независно од нивната брзина на формирање starвезди, масата, староста или содржината на прашина.

Вајлд и сор. Претходно откриле слични разлики. (2007), Валчер и сор. (2008), кој пронашол А.

0,1 маг поместување во Д.н(4000) индекс. Бидејќи оваа спектрална пауза е една од главните карактеристики во спектарот на која било галаксија, веројатно е дека слабата фото-z перформансите на синтетичките шаблони се предизвикани од оваа несовпаѓање. Причината за несовпаѓањето е идентификувана како недостаток на покриеност во синтетичките stвездени библиотеки што се користат за моделите. Така, ќе се поправи во следната верзија на GALAXEV (G. Bruzual, priv. Comm.).

Една од силните придобивки на методот на шаблон е дека секој спектроскопски подпример на истражување може да се користи за проверка на дефинираниzс Ова исто така може да се направи за емпириски методи, сепак за ова е неопходен многу голем спектроскопски примерок, таков што може да се подели на доволно голем сет за обука и комплети за тестирање.

Со постоење на тест-спектроскопски примерок, тогаш е можно да се калибрирај библиотеката на шаблони, што доведува до комбиниран метод на емпириско-образец. Ова значи да се поправат грешките во фотометриската калибрација или дури и корекцијата на самите шаблони, на пример, да се овозможи еволуција на галаксиите со мала библиотека или да се земат предвид неточни модели (види дел 2). Таквата калибрација е типично повторувачки процес, во кој се менуваат фотометријата и / или шаблонот SED за да се минимизира дисперзијата во добиените фотометриски црвени смени.

Наједноставниот вид на калибрација вклучува додавање на мали неутрализирани нулта точки на фотометријата рамномерно низ примерокот. Ова не подразбира дека фотометријата е неправилно калибрирана (иако во пракса апсолутната калибрација може да има мали грешки во нулта точка), туку повеќе дека често има несовпаѓање помеѓу вистинските СЕД на галаксиите и шаблоните што се користат за да ги собере . Калибрацијата има за цел да ги минимизира тие разлики. Нацрт-дијаграмите во боја на бои или црвено-менуваните бои (слика 18) со образецот SED што се преклопуваат, честопати укажуваат на најголемиот дел од неутрализирањето.

Меѓутоа, поинструктивен пристап е да се пресметаат остатоците помеѓу предвидената големина на најдобро вклопуваниот образец на спектроскопската црвена смена и наб observedудуваната големина (за повеќе детали, види Бродвин и др. 2006а, Бродвин и сор. 2006б). Овие остатоци може да се исцртаат наспроти бојата или црвената промена за дополнителна моќ на дијагностиката. На примерот на Слика 19, се чини дека има ефективно поместување со големина од 0,3 маг во Х.-појас.

Примената на вакви ефективни прилагодувања на нулта точка во сите опсези во повторлив процес ја минимизира несовпаѓањето помеѓу податоците и шаблоните, а со тоа се минимизира добиената дисперзија на фотометриската црвена промена, како што е прикажано на слика 20.

Таквите фази на калибрација се користат во делата на Бродвин и сор. (2006а) и како „оптимизација на образецот“ во кодовите ЗЕБРА (Фелдман и сор. 2006) и Ле Фаре (Илберт и сор. 2006, Илберт и сор. 2009а) кои користат прилагодување на шаблони со заклучоци на Бајес и оваа фаза на калибрација за да им овозможат што е можно попрецизно фотометриско менување на црвените промени со пристапот на образецот.

Со што е можно попрецизно фотометриско менување на црвените вредности, прилагодувањето на образецот може да се користи за проценка на физичките својства како што се stвездените маси, стапките на формирање starвезди итн. (Види дел 6).

Маргонинер и Витман (2008) специфично го испитале влијанието на фотометрискиот сигнал до бучава (СН) врз прецизноста на фотометриските црвени смени во анкетите за слики со повеќе опсези. Користење симулации на истражувања на галаксии со дистрибуција на црвени преноси (достигнувајќи максимум од z

0,6) што имитира што се очекува за длабоко (10-сигма R опсег = 24,5 величини) истражување за сликање како што е Анкетата за длабоки леќи (Витман и сор. 2002), тие го испитуваат ефектот на деградирање на СН врз фотометриските црвени смени утврдени од неколку јавно достапни кодови (ANNz, BPZ, hyperz).

На слика 21 се прикажани резултатите од еден сет на нивни симулации за кои тие ја деградираа првично совршената фотометрија на последователно намалување на СН. Во овие нереални симулации сите галаксии имаат ист СН во сите опсези. На сликата е прикажана кумулативната фракција на предметите со z помала од дадената вредност како функција на z. Левиот панел ја покажува кумулативната фракција за сите објекти, додека десниот панел покажува галаксии за кои BPZ фото-z параметар на квалитет, ODDS & gt 0,9. Бројот на галаксии во десниот панел станува сукцесивно помал од бројот лево со намалувањето на сигналот до бучава (64% од СН = 250 и само 6,4% од СН = 10 предмети ODDS & gt 0,9), но точноста на фото-zјасно е подобро.

Резултатите од оваа работа покажуваат (1) потребата да се вклучат реални фотометриски грешки при предвидување на фото-zперформанси (2) со кои се проценува фото-zПерформансите од повисоки СН спектроскопски објекти ќе доведат до премногу оптимистички резултати.

5.3. Унифицирана рамка Областа на фотометриски црвени смени и проценка на други физички својства е многу прагматична. Неговиот развој, уште од првите обиди, беше зголемен во смисла дека повеќето студии се фокусираа на рафинирање на компонентите, но останувајќи во рамките на концептите на оригиналните идеи на двете класи. Емпириските и прилагодените прилагодувања на шаблонот денес следат многу засебни правци, со овие класи на методи дури се користат и различни групи на мерења. Само полу-емпирискиот пристап на калибрација на нулта точка е близу до поврзување на двата пристапа. Сепак, неодамнешната студија на Будав & # 225ри (2009а), се обидува да ја разбере оваа поделба и евентуално да ги зближи овие методи со смислување унифицирана рамка за ригорозно решение засновано врз првите принципи и баезиската статистика.

Оваа работа започнува со минимален пакет барања: сет за обука со некои фотометриски набудувачи x и спектроскопски мерења, и барање или тест множество со некои потенцијално различни пакети на набудувања г.. Врската помеѓу овие е модел М. што обезбедува мапирање помеѓу x и г., густината на веројатноста стр(x|г., М.) Ова е повеќе од вообичаената формула за конверзија помеѓу фотометриските системи затоа што исто така ги вклучува неизвесностите.

Емпириската релација на x - често се претпоставува дека е функција. Подобар пристап е да се остави општо со мерење на функцијата на условната густина. Наједноставниот начин е да се процени врската според густините на поставената обука како стр(|x) = стр(, x) / стр(x) Конечниот резултат е само конволуција на мапирањето и измерената релација: стр(|г., М.) = г.x стр(|x)стр(x|г., М.) На слика 22 ги покажуваме резултатите од Будав & # 225ри (2009а), каде што тој ги прикажува емпириската релација (сина линија со точки) и конечната густина на веројатност (цврста црвена) за неколку галаксии на СДСS. Горните панели покажуваат суштински црвени галаксии, чии ограничувања се разумно затегнати до највисоките црвени смени. Сините галаксии во долниот панел сепак се влошуваат со растојанието како што се очекуваше.

Гореспоменатата апликација следи минималистички емпириски пристап, но веќе ги надминува традиционалните методи. Монтажата на шаблонот е во другата крајност на рамката каде што сетот за обука се генерира од моделот со кој се користи одредена мрежа. Без грешки во шаблоните, равенките се сведуваат на вообичаена проценка на максималната веројатност што во моментов ја користат повеќето кодови. Право-продолжено продолжување Budav & # 225ri (2009а) сугерира да се вклучат пореални грешки за шаблоните. Слично на тоа, може да се развијат пософистицирани предвидувачи кои истовремено ги користат постојните комплети за обука и моделите на спектар.

Општо, постои целосен договор во повеќето аспекти на фотометриските методологии за промена на црвената боја, па дури и техничките карактеристики. Сепак, има потреба од стандардизирани мерки за квалитет и постапки за тестирање. Важно е да се анализира ефикасноста на секој спектар на модели како функција на црвената промена. Ова е најдобро да се направи со цртање на разликата на набудуваните големини и оние засновани на образец. Овие бројки можат точно да ги утврдат проблемите со спектрите, па дури и нула-точките. Внатрешно, ова се количините што се користат во процедурите за оптимизација на шаблонот, на пример, во Будав & # 225ри и сор. (2000) и Фелдман и сор. (2006).

Во SED фитинг, често се користи интерполација помеѓу шаблони, што може да се направи линеарно или логаритамски. Вториот има предност да биде независен од нормализацијата на спектрите. Сепак, се чини дека повеќето кодови користат линеарна интерполација без внимателно нормализирање. Ова може да објасни некои несовпаѓања меѓу сличните кодови пронајдени од Фото-З. Проект за тестирање на точност (PHAT). 5

Утврдувањето на квалитетот на проценките е исто така клучна тема. Потребно е за различни мерки што можат да го опишат расејувањето на точките без да доминираат артиланти и кои можат да проценат дел од катастрофалните дефекти. Исто така, се препорачува да се карактеризира точноста на проценките со робусна М-скала наместо РМС-мерка што е едноставна за пресметување, но сепак не е чувствителна на асоцијациите. Друг аспект на ова е проучување на критериумите за избор што често се занемарува. Одредени проекти не се занимаваат со нецелосни примероци, се додека прецизноста на дадените е добра (на пр., Слаба леќа, Манделбаум и сор. 2005), додека други, како што се кластери на галаксии, може да бараат непристрасен избор. Затоа, се смета дека студиите со употреба на методи со какви било знамиња или количини на квалитет треба да дадат детали за ефектите на нивниот избор.

Заедничка тема за идните цели во повеќето фотометриски дела на црвено менување се чини дека се подетални веројатни анализи, со потреба за функции на густина на веројатност. Претходите користени во повеќето бајески анализи се чини дека се општо прифатени во фото-z заедницата. Со ваков консензус помеѓу добиените фотометриски црвени смени, фокусот на работата сега се префрла од проценка на „само“ црвените смени на истовремено ограничување на физичките параметри и на црвената промена на постојан начин.


Стандардни фотометриски системи

▪ Апстракт Стандардната фотометрија на starвездите доминираше во втората половина на дваесеттиот век, достигнувајќи го својот зенит во 1980-тите. Воведен е за да се искористи високата чувствителност и големиот динамички опсег на цевки за фотомултипликатор во споредба со фотографските плочи. Бидејќи квантната ефикасност на фотодетекторите се подобруваше и опсегот на бранова должина се протегаше понатаму до црвената боја, стандардните системи беа изменети и рафинирани, а отстапувањата од оригиналните системи се размножуваа. Револуционерната промена кон детекторите за област за сите оптички и IR забелешки принуди на понатамошни промени во стандардните системи и претрпе прецизност и точност на многу широка и средна лента за фотометрија, сè додека не беа донесени посоодветни техники за набationalудување и стандардни процедури за намалување. Но, најголемата револуција се случи со производство на фотометриски истражувања на небото. Хипаркос / Тихо се засноваше на вселената, но повеќето, како 2MASS, беа копнени, посветени анкетни телескопи. Многу е веројатно дека во иднина, наместо да се прави мерење на објект во некој стандарден фотометриски систем, едноставно ќе се бараат големините и боите на повеќето предмети во каталозите пристапени од Виртуелната опсерваторија. Во овој преглед ќе биде прикажана историјата на стандардната фотометрија на starвездите и ќе се испита калибрацијата и реализацијата на стандардните системи. Конечно, флуксите на атмосфера на модели сега се многу реални, а синтетичката фотометрија нуди најдобри изгледи за калибрирање на сите фотометриски системи. Синтетичката фотометрија од набудуваната спектрофотометрија, исто така, треба да се искористи, се разбира, за да се обезбедат бои во рамките на стандардните системи и да се добие увид во спектрите и боите на невообичаени starsвезди, starвездени јата и далечни галаксии.


Содржина

Истражувањето 2dF опфати површина од околу 1500 квадратни степени, прегледувајќи региони и во северниот и во јужниот галактички пол. [2] Името произлегува од фактот дека инструментот за истражување има видливо поле со дијаметар од 2 степени.

Областите избрани за набудување беа претходно анкетирани од масивното истражување АПМ Галакси (на кое работеше и Стив Медокс). [2] Анкетираните региони опфаќаат приближно 75 степени на десно вознесение за двата лента, а падот на опсегот на Северниот поларен е околу 7,5 степени додека деклинацијата на јужниот поларен опсег е околу 15 степени. Исто така, беа испитани стотици изолирани полиња со два степени во близина на опсегот Јужен Полар (видете ја оваа илустрација, каде што црните кругови претставуваат полиња за истражување, а црвената мрежа ја претставува претходната анкета на АПМ).

Вкупно, е измерена фотометријата на 382.323 објекти, која вклучува спектри за 245.591 објекти, од кои 232.155 биле галаксии (221.414 со спектри со добар квалитет), 12.311 се starsвезди, а 125 се квази-larвездени објекти (квазари). [3] За истражувањето беа потребни 272 потребни набудувани ноќи, распоредени во текот на 5 години.

Анкетата е спроведена со 4-метарски англо-австралиски телескоп, со 2dF инструмент инсталиран на примарниот фокус што дозволува набудување на поле од 2 степени по посочување. Инструментот поседува спектрограф опремен со две банки од по 200 оптички влакна, дозволувајќи истовремено мерење на 400 спектри.

Ограничувачката очигледна големина на истражувањето е 19,5, опфаќајќи предмети со црвена промена претежно на помалку од z = 0,3 и средна црвена смена од 0,11. Обемот на Универзумот опфатен со истражувањето е приближно 10 8 ч M1 Мпк 3, каде ч одговара на вредноста на Хабловата константа, Х.0, поделено со 100. Х.0 е приближно 70 km / s / Mpc. Најголемата црвена смена забележана со истражувањето одговара на растојание од 600 ч M1 Мпк.

Главните резултати добиени за областа на космологијата од истражувањето 2dF се:

  • Мерење на параметарот на густината на нерелативистичката материја (барионска материја плус темна материја плус масивни неутрини)
  • Откривање на акустичните осцилации на Барион и како последица на тоа, односот помеѓу густината на барионската материја и темната материја
  • Ограничувања на придонесот на масивните неутрини во темната материја, ставајќи ограничување на збирот на масите на трите семејства на неутрини на 1,8 eV.

Сите овие резултати се во согласност со мерењата на другите експерименти, особено оние на WMAP. Тие го потврдуваат стандардниот космолошки модел.

Истражувањето 2dF, исто така, дава уникатен поглед на нашето локално космичко опкружување. На сликата е прикажана 3-Д реконструкција на внатрешните делови од истражувањето, откривајќи импресивен поглед на космичките структури во блискиот универзум. Неколку суперкластери се издвојуваат, како што е Големиот Wallид на Слоун, една од најголемите структури [4] во универзумот, позната до сега (види и Огромен-LQG).


Разговор: Истребување (астрономија)

Можеби ја вклучува формулата што ги поврзува апсолутната и очигледна големина и истребување.

FTA „Општо кажано, меѓуerstвезденото истребување варира со бранова должина, така што колку е пократка брановата должина, толку е посилно и истребувањето“. Ова навистина не е точно и мислам дека е малку збунувачко. Врската, иако присутна, се распаѓа на крајностите на ЕМ спектарот. Тоа е релативно слабо и мислам дека би било покорисно да има некаква табела во која ќе се наведе релативната непроирност на прашина до Х-зраци, гама, инфрацрвени итн.


Што мислат луѓето за ова?

Посакувам другите да го прегледаат вклучувањето на Трамплер и упатувањето на страницата и да добијат консензус за напуштање или исклучување од неа. Јобероне (разговор) 19:28, 10 септември 2008 (UTC)

Почнав да ја ажурирам и проширувам оваа страница за да биде посеопфатна и да вклучува повеќе референци. Ова е дел од поголемиот напор од моја страна да ги подобрам информациите за меѓуerstвездената прашина воопшто. Слободно додадете прашања на оваа страница и / или испратете ги по мој пат. Карл Д. Гордон 14:32, 27 декември 2006 (UTC)

Сè уште треба: ажурирајте го делот за тоа како се мерат кривините на истребување, додадете дел за други функции освен само 2175 Испакнатина (апсорпции на силикат и мраз, можеби додадете рабови на абсорптинот на Х-зраци) и додадете повеќе фигури (UV-IR крива на истребување со карактеристики обележани , слика за тоа како се пресметуваат кривините на истребување, слика со силикатни и ледени карактеристики). Карл Д. Гордон 17:51, 1 јануари 2007 (UTC)

Предлагам овој напис да биде поделен на два дела. Поголемиот дел од текстот би отишол во меѓуelвездено истребување, а преостанатиот во атмосферско истребување. Ова би имало повеќе смисла бидејќи двата извори на истребување произлегуваат од различни физички процеси. И, тоа би го олеснило прегледувањето на двата дела за да бидат посеопфатни. Карл Д. Гордон 16:50, 27 декември 2006 (UTC)

Споменувањето на студијата ROSAT, и само таа студија, за утврдување на односот помеѓу N (H) и A_V се чини дека имплицира дека тоа е дефинитивното, ако не и единственото, мерење. Можеби треба да се наведе референцата Bohlin, Savage, & amp Drake (1978), а студијата ROSAT, меѓу другите, може да се искористи за зајакнување на довербата во вредноста. AmberRobot 17:51, 28 декември 2006 (UTC)

Одлична точка. Јас ги додадов Болин и сор. (1978) и поновиот Diplas & amp Savage (1994) на референтната листа и ја сменија вредноста на односот приближна со оглед на тоа што овие три студии не ја добија истата вредност (1,87, 1,59 и 1,79). Карл Д. Гордон 18:36, 28 декември 2006 (UTC)

Сомнително Уредување

Односот понекогаш се дава како H атоми / A (V) или H атоми / E (B-V). Тие се поврзани со R (V) = A (V) / E (B-V). Бидејќи R (V) е 3,1 за просечната дифузна прашина на Млечниот Пат, мерењата поделени со E (B-V) може да се претворат во A (V) со делење со 3,1. Болин и сор. (1978) референцата е по Е (Б-В). Со делењето со 3,1 се добива нешто како 1,87 · 10 21 атом по големина. Имајќи предвид дека постои несигурност во ова мерење и во опсервацијата и во придонесот на Н.2 до вкупните H-атоми, приближната вредност е веројатно најдоброто нешто за пријавување. Карл Д. Гордон (разговор) 10:00, 26 јануари 2011 (UTC)

Различните поими R (V), A (V), E (B-V) треба да бидат јасно дефинирани така што генералниот читател може да има идеја што значат концептите. Доколку се дефинирани на друго место, тие треба да бидат викифицирани. Воведувањето е доволно јасно, но целиот напис треба да биде толку јасно објаснет. Треба да се вклучи дијаграм на кривата на истребување, заедно со математичката врска на параметрализацијата. Пузл бистр (разговор) 11:32, 8 декември 2009 (UTC)

На пример, брз Гугл откри: „А (V) Апсолутно истребување на V опсегот на 5550 Ангстроми. Е (БВ) Вишок на боја помеѓу опсезите Б и В. в. Изумирање на логаритамскиот H бета.“. Пузл бустр (разговор ) 11:45, 8 декември 2009 (UTC) Добро, го сменив написот за да ставам јасно дека R (V) е дефиниран, не само еднаков на A (V) / E (BV), и јасно стави до знаење дека A (V) се мери на 5550. Можеби некој би можел да додаде соодветна бранова должина за Б. Исто така, дефинирано вкупно и апсолутно истребување, користејќи ги рефите, бидејќи апсолутното истребување A (λ) / A (V) е на y-оската на подоцнежниот график. Математичката врска помеѓу R (V) и кривата на истребување е наведена во рефлексите, но за жал не можев да ја следам. Нешто во врска со прилагодувањето на a (x) + b (x) / R (V) на средната вредност на A (λ) / A (V) за различни опсези на бранова должина, за полиноми a и b. Нормализиран дијаграм на кривата на истребување е исто така вклучен во [1] и ги покажува споменатите карактеристики, коленото итн. Има 1 / λ на x-оската и E (λ-V) / E (BV) на y-оска . Би било одлично ако некој може да направи таков заговор и да го постави за да ги покаже споменатите карактеристики. Пузл бустр (разговор) 18:35, 10 декември 2009 (UTC)

Не е напишано колку е значаен феноменот на истребување на вселената. Треба некако да се спореди со други работи. Единственото објаснување е 0,7 mag / Kpc. Не ми кажува ништо. Треба да се напомене дали за некоја starвезда ефектот може да се види со око, а не со кривина (дали бојата на theвездата се менува?). Споредете со црвената промена и споредете го исчезнувањето на атмосферата наспроти вселената. Setreset (разговор) 06:06, 25 август 2010 (UTC)

Атоми на водород по колона сантиметар квадратен.Не го разбирам ова. Дали тоа значи колона квадратни сантиметри што се протега од земјата до предметот што се гледа? Како и да е, другите не-астрономи може да имаат корист од тоа да биде изречено. 68.186.166.197 (разговор) 21:41, 24 март 2011 (UTC)

Тоа е интеграл на патеката на бројната густина по должината на видното поле помеѓу набудувачот и изворот. Густината на бројот има единици cm ^ -3, додека должината на патеката има единици cm. Помогнете ги двете заедно и ќе добиете cm ^ -2. Ова се нарекува „густина на колоната“. Скромен генијалец разговор 19:45, 26 мај 2011 (UTC)

Р.Ј. Трумплер е заслужен во статијата со првото откривање на црвенилото (прва референца). Не можам да најдам ништо за црвенилото во дадениот извор. Можеби сум го пропуштил, може некој да го цитира и да ми ја каже страницата?

Можно е тој да биде прв со:

6. Несовпаѓањето помеѓу индексите на бои и спектралните типови забележани во отворените јата се зголемува со растојанието на кластерот и покажува дека оваа апсорпција на светлина е селективна, а коефициентот на фотографска апсорпција е двапати поголем од визуелниот.

Сега тоа можеби делумно делумно се однесува на црвенило, но каде се однесува на прашина и црвенило? Моето извинување што ми избегнува, би бил благодарен ако некој може да го истакне тоа. Орфадеј (разговор) 19:01, 21 мај 2011 (UTC)

Третата референца е каде? Орфадеј (разговор) 20:05, 21 мај 2011 (UTC)

Ви благодариме за одговорот. Во однос на 1-та точка, го најдов делот (пишување) за апсорпција на облак (веројатно прашина):

„Валенкист, свесен за големата несогласување помеѓу неговите индекси на бои на NGC 663 и спектралните типови на истите starsвезди, и не можејќи да ги смета за тоа со набationalудувачки грешки, заклучува:„ Најверојатното објаснување е, можеби, претпоставката за селективно апсорбирање облаци во (и во околината) кластерот NGC 663. ' Дека ефектот не се должи на грешка во методот, добро е илустрирано од фактот дека Валенкист забележа три групи со ист метод и инструмент и дека само двете подалечни покажуваат голема вишок на боја, истото важи и за двете отворени групи истражен од Шепли. Во една поранешна публикација, јас привлеков внимание на големиот вишок на набationsудувања на боите на Шепли во кластерот Месиер 11 и, одбивен од идејата за општа селективна апсорпција во нашиот larвезден систем, заземав скептичен став во врска со исправноста на резултатите на Шепли сè додека не беа потврдено со набудувањата на Валенкист “. (Страница 165)

Од тоа произлегува дека концептот за меѓуerstвездено истребување во моментов треба да му се припише на Валенкист. Орфадеј 94.194.100.228 (разговор) 11:34, 22 мај 2011 (UTC)

Се чини дека некој додал друга нереференција (моментално референца 2), што ја исфрла листата на референци на овој дел за разговор надвор од убиството. Кликнете на таа референца и го добивате ова. Секако, има број на страница, пребарај и не добиваш ништо. Референците во моментов на 4 (претходно 3) се изменети и го даваат истото (ништо) како и она што е моментално референца 2. Претходната втора референца, моментално на 3, сè уште дава врска до студија што е „недостапна“. Благата параноја, извинете, ми кажува дека ако разумно ги отстранам несигурните препораки и му го припишам на Валенкист концептот на црвенило, мафијата ќе се справи со мене. Орфадеј (разговор) 12:30, 22 мај 2011 (UTC)

Приоритет во овие случаи е често тешко да се утврди дека материјалот од Валенкист изгледа во основа. Дали го проверивте вистинскиот извор или само врската за погодност на BookSources? Ве молиме, прочитајте за ADSABS, поврзано погоре. Вие се жалите на некое прашање. На не е достапно на таа страница означува дека таа одредена услуга за индексирање нема апстракт за тој труд. Ве молиме, прочитајте ја и почитувајте ја политиката за граѓанство. - 2/0 (продолжение) 22:07, 22 мај 2011 (UTC)

Јас би помислил ако апстрактот за трудот не е достапен, тој е неповрзан линк што не треба да го има таму. Се сеќавам дека читањето на Википедија беше во согласност. Што се однесува до врските на ISBN, тие едноставно не работат, дури и ако пребарувањето го направите со референтниот број. Тие не се буквално никакви препораки, освен што, дали е прифатливо ставањето на пребарувач на Google како извор? Мислам дека тие врски се неодбранливи. Орфадеј (разговор) 17:09, 23 мај 2011 (UTC)

Вашето повторено цитирање на Wallenquist е неточно. Тој, како и многу други набудувачи од тоа време, вклучително и Шепли, забележа дека starвездените јата во различни насоки и на различни растојанија имаат различни градиенти на боите. Но, тој не го припишува тоа на правилната причина. Трамплер беше првиот астроном кој ги состави сите несогласни набудувања заедно и предложи да има дифузна прашина во Галаксијата. Затоа тој ја добива заслугата. Вашите поплаки за врските на ISBN и ADS на НАСА исто така не се точни. Страницата ISBN BookSources обезбедува страници за пронаоѓање книга во многу различни извори. ADS на НАСА нема апстракти за повеќето постари референци затоа што биле скенирани и не биле запишани во OCR. Врски на НАСА АДС во овој напис сите вклучуваат врска до потребната статија, дури и ако апстрактот не е прикажан на главната страница со АДС. - Парејкој (разговор) 14:09, 26 мај 2011 (UTC)

Мислам дека може да има одредена конфузија во врска со сегашниот напис и пренасочување од метричкото проширување на просторот. Двете предизвикуваат спектри да се појават поцрвени на предвидливи начини, што значи дека секое одредено набудување ќе треба да се деконволвира пред податоците да се толкуваат. Физичкото потекло на ефектите е, сепак, сосема различно. Дали има некој начин ова да биде фрализирано појасно, но сепак посочно во водство? - 2/0 (продолжение) 22:11, 22 мај 2011 (UTC)

„секое посебно набудување ќе треба да се деконволуира“ - не навистина, освен ако не зборувате за проценка на фотометриските црвени смени, што е многу покомплициран процес. Црвеното поместување ги менува брановите должини на спектралните линии, црвенилото ја менува амплитудата на синиот крај на спектарот во однос на црвениот крај, без промена на положбите на линиите. Овие се целосно ортогонални ефекти, кои написот ги опишува како такви. - Парејкој (разговор) 13:42, 23 мај 2011 (UTC)

Ми се допаѓаат последните 2 реченици на 2/0. Мислам дека некој што ја разбира целата терминологија и е пргав, можеби треба да ја провери студијата. Не ја разбирам целата терминологија, но можам да добијам несогласување и ми се чини дека Парејкој е неточен. Во секој случај, работата на Википедија не е да брани поставена позиција. Можеби делот за прецртување и црвено менување може да биде соодветен, под услов да е непристрасен. Патем, некому може да му биде интересно, јас само го најдов ова. Орфадеј (разговор) 17:46, 23 мај 2011 (UTC)

Орфадеј: очигледно не ги разбирате овие истражувачки трудови што постојано ги цитирате. Уште еднаш ве советувам да погледнете неколку учебници за астрономија пред да продолжите, бидејќи само успевате да се збуните повеќе и ја ширите таа конфузија на страниците на Википедија. Не разбирам зошто продолжувате да ги воспитувате Сантијаго и др., Но тоа зборува за тоа како избирањето влијае на изборот на целите за анкетите за црвено, а не дека се менуваат последователните определени црвени смени, како што реков претходно. Иако овој напис може да користи одредено препишување (јас започнав да го правам тоа), фактите во рамките на тоа се точни како што стојат. Вашата врска до „RedshiftEssay“ е WP: FRINGE и * во најдобар случај * би припаѓала на нестандардната страница за космологија. - Парејкој (разговор) 20:08, 23 мај 2011 (UTC)

Во врска со предлогот на 2/0, може да се употреби неговата реченица „Физичкото потекло на ефектите е сосема различно“. Орфадеј (разговор) 17:59, 23 мај 2011 (UTC)

@Parejkoj: Јас би го сметал тоа како деконволутивно во смисла дека ако само го погледнете односот на две бранови должини, сепак е потребно да се утврди зошто има повеќе црвена боја отколку што се очекуваше. Сепак, тоа не е ниту тука, ниту таму, а последната реченица во вашиот прв коментар го вели тоа совршено. Препрочитајќи го мојот првичен коментар, се чини дека се обидував да бидам премногу дипломатски. Орфадеј, мислам дека може да збуниш два физички различни концепти. Би сакал да го уредувам овој напис на начин што ќе ви го разјасни недоразбирањето, но ви треба помош за точно да утврдите каде лежи. Понатаму не сум сигурен зошто мислите дека Сантијаго го кажува она што за вас изгледа дека мислите дека говори, освен ако не ве разберам погрешно, не. Есеи по физика генерално не е сигурен извор за ништо надвор од мислењата на авторите ако оваа конкретна идеја имала надворешно внимание, можеби е соодветно да се цитира во Нестандардна космологија, иако имам сомнежи. - 2/0 (продолжение) 21:47, 23 мај 2011 (UTC)

Ајде да ги испитаме овие две студии:

„Покрај тоа, целата физика што ги регулира својствата на прашина (металност, формирање на starвезди и стапки на еволуција и позадинско зрачење) еволуира силно со црвено поместување, така што би очекувале својствата на прашината да се развиваат со црвено поместување. Еволуцијата во законот за средно изумирање со црвено менување би била клучна систематска несигурност во студиите на суперновите од типот Ia за ограничување на космолошкиот модел (види, на пример, Перлмутер, Тарнер и засилувач Вајт 1999), изумирањето го модифицира очигледното истегнување на кривините на светлината (Nugent, Kim, & amp Perlmutter 2002). http://iopscience.iop.org/0004-637X/605/2/614/59211.text.html

„Користејќи ги набationsудувањата на Војаџер, се покажа дека орбиталата на Тритон кривата на светлината е силно зависна од брановата должина, карактеристика што лесно објаснува некои очигледни разлики меѓу телескопските мерења пред Војаџер. Поточно, е откриена амплитуда на кривата на светлината (врв до врв) која систематски се намалува со зголемување на брановата должина од околу 0,08 величини (врв до врв) близу 200 nm на помалку од 0,02 величина близу 1000 nm. ' http://adsabs.harvard.edu/abs/1991JGR. 9619211H

Дали фаќам сламки? Можеби кривата на светлината што е силно зависна од бранова должина е специфична за орбиталата на Тритон? Се прашувам дали има разлика помеѓу реалниот научен главен тек и научниот тек на медиумите. Се прашувам дали проблемот е специфичен за Велика Британија? Орфадеј (разговор) 11:06, 24 мај 2011 (UTC)

Вие неразбирате за двете студии (така, да, фаќајќи сламки): светлосна крива е промена на забележаната осветленост на објектот со текот на времето, што не е поврзано со црвено поместување или црвенило. Прочитајте учебник по астрономија пред да погледнете истражувачки трудови, бидејќи * не ја разбирате * терминологијата. Вие исто така ги натрупувате овие страници за разговор со вашите недоразбирања. Ве молиме, проучете учебник пред да објавувате понатаму на страниците за астрономија на Википедија. - Парејкој (разговор) 16:24, 24 мај 2011 (UTC)

Претпоставувам дека една добра работа што произлезе од неодамнешните погрешни промени на оваа страница е дека ја преработив. Воведниот и првиот дел треба да бидат многу повеќе читливи сега и знамето „Технички“ може да се отстрани. Немам цит за типичното црвенило „0,7-1,0 mag / kpc“ во вредноста на elвезденото соседство, па ако некој можеше да го додаде тоа, ќе биде одлично. Меѓуerstвездената прашина не е моја област на експертиза, затоа не се обидов да ажурирам референци за да ја рефлектирам поновата литература, извинете. - Парејкој (разговор) 01:17, 24 мај 2011 (UTC)

„Фицџералд (1968) открива дека има силно црвенило (Av = 0,7-1 mag / kpc) во регионите 140-150 ° и 160-170 ° од раката на Персеј, што подразбира дека.

Не знам дали 140-150 ° и 160-170 ° од раката Персеј е она што го барате. Орфадеј (разговор) 12:08, 24 мај 2011 (UTC)

„Просечната стапка на визуелно истребување (1,25 ± 1,08 mag / kpc) се изведува од примерок од 133 везди“. Страница 244 Можеби сакате да ја проверите и страницата 243. Орфадеј (разговор) 11:17, 25 мај 2011 (UTC)

Пасусот што започнува, „Широко кажано“ е полн со поими од спектроскопија, но не се прави никаква референца на таа техника. Некој како мене со физичка позадина не е фасциниран од тоа, но повеќето од луѓето со кои се дружам би биле целосно збунети. Добро, го уредив. Всушност, првиот пасус од целиот напис би имал корист од спомнувањето на спектроскопијата, која техника често ја наоѓам себеси како ја објаснувам кога луѓето ме прашуваат ", но како знаеме дека има овој или оној интересен елемент во тој далечен објект што можеме да го набудуваме само со гледање од далеку? " Надвор од заедницата на научници и техничари, спектроскопијата не е општо разбрана техника, секако не до степен до кој оптичките телескопи ги разбираат нетехничките луѓе. Musicengin (разговор) 11:18, 24 април 2015 (UTC)

Тековната измена е веројатно токму она што го сакаат читателите на Википедија. Ти

повторно просечно 15 годишно момче кое е заинтересирано за наука може да разбере и да ужива. Секој што напредува во науката може да ужива во врските. Референците се сите реални во тој напис. јас можам

да ме вознемирува со војна за уредување, но верувам дека покажав каква треба да биде страницата за наука на Википедија. Орфадеј (разговор) 19:09, 26 мај 2011 (UTC)

Проблемот со вашите уредувања е што тие се во голем дел неточни и покажуваат значителен недостаток на разбирање на темата. Ценам што сакате да го подобрите написот, но вашите промени главно шират неточности, а со тоа не помагаат. Како што реков погоре, не ги разбирате референците што ги цитирате, многу лошо ги толкувате некои од нив и цитирате многу раб работа што нема никаква врска со темата на истребување. Вие исто така не одговоривте на ниту една моја критика и коментар во минатото и изгледа дека не прочитавте ниту една. - Парејкој (разговор) 19:32, 26 мај 2011 (UTC)

Задебеленив нешто во објавата на Парејкој што е проверливо неточно. Орфадеј (разговор) 10:00, 27 мај 2011 (UTC)

Ве молиме, немојте да ги уредувате коментарите на страниците за разговор на друг корисник. Постои многу тесен пакет на околности кога тоа е прифатливо, ниту едно не важи овде. Освен тоа, не сте се осврнале на нивната точка и не сте објасниле зошто таа изјава е неточна. Скромен генијалец разговор 13:35, 27 мај 2011 (UTC) Орфадеус покажа целосна неможност да ги разбере ВП: НПОВ и ВП: РС завршени на Разговор: Број на Beверот, неговиот напис и други. Без разлика дали станува збор за WP: CIR или WP: IDIDNTHEARTHAT, не знам, но интересно е да се види ова момче е проблем и на другите страници. Иако ова не е тема со која се занимавам, ќе го додадам на списокот за набудување. За што вреди, имав само воведен курс за астрономијата пред години, а редовниот вовед не е тежок за читање. Ако беше, ќе кликнев на вклучените врски за да прочитам работи за кои не бев сигурен. Многу наши читатели го прават тоа. Grantе ви дадам некои други делови се малку технички, но исфрлањето на тие информации не го олеснува читањето. Наместо тоа, помалку технички резимеа и објаснувања додадени на статијата (наместо да ги заменуваат) би функционирале подобро. Сепак, овие треба да ги исполнуваат истите стандарди за извори како и остатокот од написот, или кој било друг напис. Силно би му препорачал на Орфадеј да разговара за какви било потенцијални промени на страницата за разговор пред да ги направи, бидејќи голем број други уредници изразија загриженост за неговата способност да лоцира и прецизно да ги сумира веродостојните извори. Иан.томсон (разговор) 14:51, 27 мај 2011 (UTC)

Многу интересен Иан. (Мислам дека е вознемирен - и ме следи - затоа што евангелието по Марко има 666 стихови). Орфадеј (разговор) 15:24, 27 мај 2011 (UTC)

Не, јас внимавам на проблематичниот корисник, кој е прилично вешт во соопштување детали, без да може да ја објасни нивната релевантност. Ian.thomson (разговор) 15:27, 27 мај 2011 (UTC)

Ијан, ме следиш. Кои детали ги изнесов без да ја објаснам нивната релевантност? Скромен генијалец, вие сте очигледно лепило за правила. Мое извинување, не сфатив дека е кривично дело да се истакнат некои зборови што некој ги објавува и јасно да кажат, каде што некој видел дека задебеленото, ќе ги истакнам. Бидејќи сте лепило за правила, дали сте задоволни од препораките во тековниот напис (не од оној што го напишав)? Орфадеј (разговор) 15:31, 27 мај 2011 (UTC)

Упатувањата се адекватни, иако секако може да се подобрат. Изгледа дека не се доволно добри за на пр. ГА стандарди, но тие се пристојни. Тие би можеле да сторат со ослободување од сите тие грди црвени врски. Но, тие се многу подобри од препораките во верзијата на статијата што ја напишавте и ја опишавте како „скоро совршена“. Ох и никогаш не те обвинив за злосторство, едноставно упатив aубезно барање и оставив линк до соодветната страница на проектот, за која можеби не бевте свесни. Скромен генијалец разговор 20:44, 27 мај 2011 (UTC) Вашата неспособност да претпоставите добра верба обвинувајќи ме за гнев поради вашето тврдење е асининска (и неразумна кога објаснив како да го направам вашето барање применливо за написот со тоа што ќе ве замолам да објасните како тоа беше релевантно и укажуваше на упатствата што треба да ги следите). Релевантното прашање е што покажавте време и повторно се чини дека немате високо разбирање за основните стандарди за истражување и постојано ги одбивате советите на другите уредници за упатствата на оваа страница (кои се граничат со стандардите за истражување на ниво на колеџ, но остануваат доволно едноставни дека сум видел како уредници раководеа со нив). Вие се залагавте за додатоци на раб на голем број написи, а во случајот со „Бројот на Beверот“ и вашето тврдење дека Евангелието според Марко (која верзија?) Има 666 стихови, никогаш не би можеле да објасните зошто е тоа релевантно. Тука е потребна конкурентност и вие или треба да се откажете од тенденциозниот уредник, да прифатите насоки ако не знаете како или да заминете. Имавте упатства за страницата за разговор претходно поврзани со вас, што објасни дека е неприфатливо да ги уредувате објавите на другите страни за разговор, освен под ограничени услови (како објавување во архиви како некој да не разбрал што значел зборот „архива“). Иан.томсон (разговор) 15:42, 27 мај 2011 (UTC)

Дали сте тука да зборувате за Истребување? Орфадеј (разговор) 18:56, 27 мај 2011 (UTC)

(Покажува на мојот прв пост на оваа страница). Тука сум за да помогнам во подобрувањето на статијата (за тоа служат страниците за разговор, а не општата дискусија, како што ви беше објаснето претходно), затоа што проблематичен уредник го попречи, а другите уредници не се свесни за вашето однесување на друго место. Иан.томсон (разговор) 19:04, 27 мај 2011 (UTC)

Па, Јан, како мислиш дека статијата може да се подобри? Мое лично мислење е дека е премногу техничко (или премногу техничко) и треба да се каже така што луѓето без докторски студии можат да уживаат и да учат. Можеби сум пристрасен, но мислев дека направив доста добар пат (не сум сигурен дали сте ја прочитале статијата - има врска во 1-виот пост во овој дел). Јас би помислил дека по таквиот вид на објаснување, ако луѓето сакаат, можете да имате технички дел (можеби со релевантни под-точки) со (за повеќето луѓе) неразменливи работи. Исто така, мислам дека има поголема точност во написот што го напишав, особено со припишувањето на концептот на истребување и ефектот врз делот Redshift.Дали би се согласил? Друг проблем со артикулата е што има врски што се чини дека се ништо. Орфадеј (разговор) 19:25, 27 мај 2011 (UTC)

Додека написот секако може да се подобри, отстранување на големо на скоро сите информации не е начин да се направи тоа. Ако сакате да го направите написот разбирлив, предлагам да го сторите тоа една или две реченици истовремено. Пронајдете нешто што мислите дека е лошо формулирано и преформулирајте го за да биде полесно разбирливо. Потоа зачувајте ја статијата и оставете ја 24 часа да видат дали другите уредници што ја гледаат страницата се согласуваат дека тоа е подобрување. Не отстранувајте ја целата содржина, не обидувајте се целосно да ја преработите статијата со едно движење и наместо тоа, обидете се постепено и постепено да ја подобрувате парче по парче. Скромен генијалец разговор 20:37, 27 мај 2011 (UTC) Како што реков претходно „За што вреди, имав само воведен курс за астрономијата пред години, и редовниот вовед не е тежок за читање. Ако беше, ќе кликнев на врските вклучени за да прочитам работи за кои не бев сигурен. Многу наши читатели го прават тоа. Willе доделам некои други делови се малку технички, но исфрлањето на тие информации не го олеснува читањето. Наместо тоа, помалку технички резимеа и објаснувања додадени на статијата (наместо да ги заменуваат) би функционирале подобро. Сепак, овие ќе треба да ги исполнуваат истите стандарди за извори како и остатокот од статијата или кој било друг напис. "Со други зборови, отстранувањето на големо на голем дел од информациите на написот со образложение дека е премногу техничко, не беше далеку од совршено ( дури и далеку од „скоро совршен“.) Орфадеј, а како да читате коментари на други корисници? Нема да изгледате како тенденциозно или неспособно. Што се однесува до црвените врски, ако врските се за теми кои заслужуваат статија, добро решение би било да се креира статијата. Тоа е вообичаена и прифатена практика, под услов написите да се собираат. Ian.thomson (разговор) 21:33, 27 мај 2011 (UTC)

Извини Иан, не сум го прочитал твојот пост бидејќи имавме преклопување со уредување и скоро и да немам време од Интернет, затоа исеков и залепив на „Скромен генијалец“ -

Можеби е добра идеја. Мислам дека е потешко решение во пракса. Проблемот е, на пример, 1-та реченица е добра и не сакам да ја менувам. Исто така е прилично техничка. Размислував по објаснувањето на лаиците проследено со техничка екстатија, веројатно дискретно во врска со „прогресијата“. Тековната линија за отворање може да го отвори потехничкиот дел. Потребно е одредено тактичко размислување за изгледот на страницата. Орфадеј (разговор) 22:15, 27 мај 2011 (UTC)

Здраво Иан, сега го прочитав твојот пост и се согласувам дека „помалку технички резимеа и објаснувања додадени на статијата (наместо да ги заменувам) би работеле подобро“. Исто така, мислам дека на почетокот бидејќи помалку технички читатели имаат помала веројатност да читаат технички работи за да дојдат до она што тие би го ценеле, отколку обратно. Во врска со отворот, повикувањето на електромагнетно зрачење не е добро за лаикот, дури и кликнување на врската, негово подобро отворање со повикување на светлина, со сегашната реченица за отворање во техничко објаснување подоцна. Е се обидам да направам уредување без да отстранам ништо од тековниот напис. Орфадеј (разговор) 11:30, 28 мај 2011 (UTC)

Вие само го додадовте материјалот што беше вратен не само за нарушување на страницата, туку за грешка и раб. Никогаш не се обративте на претходната точка на Парејкој во врска со ова. Исто така, сарказмот на насловот „Техничка екстатија“ е несоодветен за енциклопедија. Ако не сте толку ограничен распоред на Интернет што не можете ефикасно да ги прочитате моите или неговите коментари или што било случајно со што не се согласувате, можеби треба да преиспитате дали имате доволно време за уредување на Википедија. Иан.томсон (разговор) 15:00, 28 мај 2011 (UTC)

Јас секако одговорив на коментарот на Парејкок. Ако некој ги провери референците, сите негови точки беа решени. Не ми избега од вниманието дека Парејкок повеќепати отстранува извори од материјал. Друга поента е дека го правам токму тоа што го бараат техничките. Орфадеј (разговор) 18:32, 28 мај 2011 (UTC) Орфадеј (разговор) 18:33, 28 мај 2011 (UTC)

Всушност, Јан го отстрани овој пат (извинете Парејкок). Патем, ако некој мисли дека има подобар наслов од „Техникална екстатија“, смени го. Орфадеј (разговор) 18:47, 28 мај 2011 (UTC)

Повторно, материјалот е сепак она што го посочи Парејкој е погрешно толкување. Изгледа не сте му се обратиле никаде по ова прашање, туку едноставно започнавте разговор само за да заминете кога ќе ја посочи грешката. Допрва треба да ги адресирате неговите ставови изнесени во „Дискусија за изворот“ или „Врската помеѓу истребувањето / зацрвувањето и црвената промена“ Корисникот 2/0 исто така истакна дека немате идеја за што работите. И двајцата целосно ги игнориравте таму и продолживте и покрај тоа што повеќе корисници укажуваа на вашите грешки. Вие докажувате дека сте пример за ефектот Данинг-Кругер на работа овде. Престанете повторно да го воведувате вашиот погрешен материјал. Иан.томсон (разговор) 19:00, 28 мај 2011 (UTC)

Иан, нема смисла во продолжението на Парејкок да каже „ова се врските“, а јас да кажам „дека врските“. Проверете ги препораките сами. Има броеви на страници дадени за местата каде што се потребни броеви на страници. Постои една теорија на раб, која е наведена во статијата како теорија на раб и е спротивставена на статијата од мејнстрим студија. Giveе ти дадам време да ги провериш референците. Орфадеј (разговор) 21:34, 28 мај 2011 (UTC) Орфадеј (разговор) 21:37, 28 мај 2011 (UTC)

    . Перфетното парче што го создадовте на Линг Junун Ванг прилично признава дека работи како раб. , сите обиди за негово поврзување би биле оригинално истражување.

Написот за Линг Junун Ванг може да се подобри со укажување дека објавувањето на американската влада за грешка во црвената смена не ја побива неговата теорија, со повикување. Што се однесува до другите ваши точки, http://iopscience.iop.org/0004-637X/605/2/614/59211.text.html и http://adsabs.harvard.edu/abs/1991JGR. 9619211H ги нема во статијата. Референците што ги ставам во статијата се:

  • 1. ^ http://www.asterism.org/tutorials/tut28-1.htm Атмосферско истребување и прекршување
  • 2. ^ http://www.astro.virginia.edu/class/skrutskie/astr121/notes/redden.html Меѓуerstвездено црвенило, истребување и црвени зајдисонца
  • 3. ^ http://www.asterism.org/tutorials/tut28-1.htm Атомосферско истребување и прекршување
  • 4. ^ http://star-www.rl.ac.uk/star/docs/sc6.htx/node15.html Атмосферско истребување и воздушна маса
  • 5. ^ http://mintaka.sdsu.edu/GF/explain/optics/scatter.html Атмосферско расејување
  • 6. ^ Атрибут на Валенкист на Страница 165 http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1930LicOB.420..154T ПРЕЛИМИНАРНИ РЕЗУЛТАТИ ЗА ДИСТАНАЦИЈАТА, ДИМЕНЗИИТЕ И ПРОСТОРОТ РАСПРЕДЕЛБА НА ОТВОРЕНИ ARВЕЗДИ Автори: Трамплер, Роберт Јулиус
  • 7. Автор: essеси Л Гринштајн
  • 8. ^ Страна 18. http://citeseerx.ist.psu.edu/viewdoc/summary?doi=10.1.1.53.80 Истражување за оптичко преместување во црно II. Автори: Басилио X. Сантијаго, Басилио X. Сантијаго, Мајкл А. Штраус, Офер Лахав, Марк Дејвис, Алан Дреслер, он П. Хукра
  • 9. 373, Ксиан, Кина, 16-21 октомври 2007 година, изд. L. C. Ho и J.-M. Ванг
  • 10. ^ Страна 99 http://iopscience.iop.org/1538-3881/125/1/98/pdf/1538-3881_125_1_98.pdf ФИЗИЧКИ УСЛОВИ НА СРЕДНО РЕДИСФИК Mg II АБОЗИРАЕ ОБЛЕКОВИ МГ II ОД АНАЛИЈА НА ПРОФИЛОТ НА ВОИTТ. Автори: Кристофер В, Черчил, Стивен С. Вогт, Janeејн Ц.Чарлтон
  • 11. ^ http://citeseerx.ist.psu.edu/viewdoc/summary?doi=10.1.1.53.80 Истражување за оптичко црвено менување II. Автори: Басилио X. Сантијаго, Басилио X. Сантијаго, Мајкл А. Штраус, Офер Лахав, Марк Дејвис, Алан Дреслер, он П. Хукра
  • 12. ^ Страна 104 http://iopscience.iop.org/0004-637X/518/1/103/pdf/0004-637X_518_1_103.pdf РАСПРЕДЕЛБА НА БОЈНИТЕ БОЈИ НА ГАЛАКСИЈА ВО РЕДЕН РЕШЕНТ: ВЕРИЈАЦИИ ​​НА ЛИНИЧНИОТ ВИДОВИ ВО НЕУНЕРАЛНА ХИДРО АПСОРБЦИЈА. Автори: Метју А. Бершади, Janeејн Ц. Чарлтон, etенет М. offефрој
  • 13. ^ http://www.utc.edu/Faculty/LingJun-Wang/RedshiftEssay.pdf Теорија на дисперзивно истребување на црвено поместување. Автор: Линг Јун Ванг
  • 14. ^ http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1111/j.1365-2966.2010.16464.x/ab Abstract За влијанието на интергалактичката прашина врз космологијата со суперновите Тип Ia. Автори Брис Менард, Мартин Килбингер, Рајан Скрантон

Орфадеј (разговор) 14:55, 30 мај 2011 (UTC) Орфадеј (разговор) 15:00, 30 мај 2011 (UTC)

Има слика што може да се преземе тука. Се обидов да го добијам во статијата, но не можев. Можеби некој повеќе технички од мене можеби би сакал. Орфадеј (разговор) 21:42, 28 мај 2011 (UTC) Орфадеј (разговор) 21:44, 28 мај 2011 (UTC)

Не е само прашање на кодирање на Вики, туку и на авторски права. Иан.томсон (разговор) 14:32, 29 мај 2011 (UTC) Навистина. Таа слика не може да се користи под „бесплатна“ лиценца, ниту пак може да се квалификува како фер употреба. Видете Википедија: Политика за употреба на слики. Повеќе за поентата, тоа е масовно застарено. Зошто би сакале да користиме слика што покажува многу малку, а која не го одразува тековниот научен консензус? Скромен генијалец разговор 16:31, 29 мај 2011 (UTC)

Претпоставував дека е бесплатно да се користи, мислев дека ќе додаде малку боја на страницата. Моето извинување. Орфадеј (разговор) 19:47, 29 мај 2011 (UTC)

Јас би ценел ако некој може да одговори дали СЛЕДНОТО ИСТРАУВАЕ НА ТЕЛЕСКОПСКИОТ ПРОСТОР * - КЛАСТЕР СУПЕРНОВА: е раб.

„Галаксиите од ран тип на кластери особено се формираат дури и порано од оние на теренот, а повеќето формирање на starвезди се јавуваат на З & 3 (Томас и сор. 2005 Сајанчез-Б´азкез и сор. 2006 Гобат и др. 2008 S´ Анчез-Б´аскез и сор. 2006 година. Гобб и др. 2008 г.).) "

„Стапката на кластери со голема промена е особено важна: мерењата покажуваат дека најголемиот дел од интракластерното железо е произведено при високо црвено менување (Калура и др. 2007).

Тоа е кон крајот на страницата 2. Дали е раб? - Претходен непотпишан коментар додаден од Орфадеј (разговор • придонес) 13:10, 29 мај 2011 (UTC)

Тоа не е раб, но исто така нема никаква врска со темата на овој напис, а тоа е истребување. Како што постојано повторував, треба да проучите учебник за астрономија пред да се обидете да ги уредувате страниците на Википедија на оваа тема: сериозно ги разбирате истражувачките трудови што постојано ги цитирате. - Парејкој (разговор) 14:00, 29 мај 2011 (UTC) Навистина, во тој труд не станува збор за истребување. Предмет на трудот е Суперновите Тип 1а во галактички јата, што нема никаква врска со темата на овој напис. Скромен генијалец разговор 16:34, 29 мај 2011 (UTC)

Тоа е фер поента. Сепак, тоа е релевантно бидејќи го потврдува моето толкување на една од референците што ги користев. Исто така, ИСТРАУВАЕ НА ТЕЛЕСКОПОТ ПРОСТОР НА ТЕЛЕСКОП * КЛАСТЕР СУПЕРНОВА: се однесува на истребување на страница 7:

„Сепак, неговиот домаќин е морфолошки елипсовиден и веројатно е во z. 0,7 врз основа на неговата боја. Во z. 0,7, SN Ia треба да биде многу зацрвенет (E (B - V) & засилувач 1) за да одговара на боја и големина на кривата на светлината SCP06U50. Бидејќи ова е многу малку веројатно (имајќи предвид дека елиптичниот домаќин веројатно содржи малку прашина), заклучуваме дека SCP06U50 е исто така најверојатно AGN. '

Од малку подалеку на страницата -

'Сепак, со оглед на тоа дека галаксијата домаќин е веројатно во z. 1 врз основа на неговите големината и бојата,'

- Наоѓам некои докази кои сугерираат на главната анкета, на политички начин, во која се наведува дека ефектите од прашина влијаат на црвената смена. Орфадеј (разговор) 19:22, 29 мај 2011 (UTC) Орфадеј (разговор) 19:44, 29 мај 2011 (UTC)

1) Исчезнувањето и црвенилото влијаат секој фотометриско набудување на што било подалеку од Сончевиот систем, во поголем или помал степен. Само затоа што еден труд ги споменува не значи дека има важни информации што треба да се пренесат на оваа тема. Постојат илјадници, веројатно десетици илјади трудови што ги споменуваат, но во скоро сите случаи тоа е само за да можат да го поправат ефектот. 2) Црвенилото и црвеното менување се две тотално различни работи. Црвеното поместување е поместување на брановите должини на спектралните линии кон црвената боја поради Земјата и изворот што се оддалечуваат едни од други со голема брзина. За далечните галаксии, оваа брзина е предизвикана од експанзија на универзумот. Ова нема апсолутно никаква врска со апсорпција и расејување од зрна прашина. 3) Ако некој мисли дека знае како изгледа не-црвена верзија на објект, може да користи фотометрија за проценка црвената смена. Тоа е она што тие автори го прават кога велат „засновано на нејзината големина и боја“. Забележете дека тие се однесуваат на галаксијата домаќин во овој момент, а не на кандидатската супернова. 4) Во дискусијата за SCP06U50, авторите се обидуваат да откријат дали станува збор за супернова од типот Ia или за некој друг вид на предмет. Единствената информација што ја имаат е фотометриска крива на светло во неколку бои. Бидејќи сите на фотометриските мерења влијаат изумирањето, тие треба да размислат за влијанието што ова може да го има. Нивниот заклучок е дека ќе треба многу прашина за овој извор да биде SN Ia, па тие заклучуваат дека наместо тоа, најверојатно станува збор за AGN. 5) Ако имале а спектроскопски мерење на црвената смена, измерено од спектрална линија, тоа би било потполно непогодено од прашина. Не мислам да бидам груб, но дали си ја прочитал и разбрал содржината на целиот тој труд, или само бараше низ него да се спомене за истребување? Што точно подразбирате под зборот „на политички начин, се наведува дека прашината влијае на црвената смена“? Во која смисла прашината влијае на црвената промена? Каква врска има тоа со политиката? И, како е ова важно за содржината на статијата на Википедија за истребување? Скромен генијалец разговор 21:31, 29 мај 2011 (UTC) (уредување конфликт)„Политички? Каква врска има ова со концептот град-држава или управување? Исто така, нема оригинално истражување. Тоа значи дека нема лични толкувања. Ние само го сумираме изворот. Ова ви е објаснето постојано, а повеќе пати сте ги имале упатствата на оваа страница со кои се дефинира оригиналното истражување (џабе, можеби мислите дека тоа е направено за да можете да ги прочитате и да престанете да губите време на сите со тоа што оваа страница за разговор ја испраќате со работи оваа страница едноставно не зазема?). Иан.томсон (разговор) 21:40, 29 мај 2011 (UTC)

Зошто се обидуваат да го поправат мерењето на црвените смени за истребување ако истребувањето нема ефект? Орфадеј (разговор) 21:51, 29 мај 2011 (UTC)

Тие не. Тие се обидуваат да ја поправат својата фотометрија за да утврдат дали објектот е супернова или не. Тоа нема никаква врска со нивната решителност во црвената смена. Дали прочитавте што објавив погоре? Или намерно го игнорирате? Скромен генијалец разговор 21:55, 29 мај 2011 (UTC) Намерно ве игнорира кога ќе покажете дека погрешно сфатил? Добредојде во клубот. Ian.thomson (разговор) 22:22, 29 мај 2011 (UTC)

Дали се однесувате на фотометриско црвено менување? Според написот, тој е заменет со спектроскопско црвено менување. Парајкој постојано нè уверуваше (без референца) дека спектроскопските линии не се извршуваат со истребување. Според HUBBLE SPACE TELESCOPE * ИСТРА CLУВАЕ НА КЛАСТЕР СУПЕРНОВА на страница 16:

„За распределбата на бојата, покрај едноставната промена, ние исто така го квантифицираме ефектот на вклучување на помал или поголем дел од SNe значително зацрвенет од прашина. Всушност, имаме добри причини да веруваме дека повеќето кластери SNe Ia ќе бидат во средини без прашина. Голем дел од elвездената маса во гроздовите ( 80%) е содржан во галаксиите со црвена низа, за кои се очекува малку или воопшто нема прашина. Нашата спектроскопска и фотометриска анализа (Мејерс10) на галаксиите со црвена низа го потврдува ова очекување. '

Тоа ми се чини дека Парајкок можеби не е во ред. Орфадеј (разговор) 22:27, 29 мај 2011 (UTC)

Каде вели Парајкок дека на истата светлина не може да влијае и црвената промена и истребувањето? И каква врска има ова со твоето претходно. поени? Како не знаете како да формирате кохерентна теза? Ian.thomson (разговор) 22:43, 29 мај 2011 (UTC) Да, јас се осврнувам на фотометриско црвено менување на галаксијата. Но, дискусијата за црвенило беше во утврдувањето на изворот, сосема поинакво мерење, без никаква врска со промена на црвената боја. Фотометриското црвено менување е секако инфериорна техника во однос на спектроскопските црвени смени, но е во широка употреба затоа што е МНОГУ полесно да се снима слика преку неколку филтри отколку да се мери спектар. Црвените смени во таа кластерска хартија на супернова на која постојано се повикувате се фотометриски смени на црвено. Но, јас не разбирам каква врска има тој цитат, ниту за што наводно греши Парајкок. Скромен генијалец разговор 22:42, 29 мај 2011 (UTC)

Иан, не реков дека Парајкој рече дека истата светлина не може да се изврши и со црвено и со истребување. Тој постојано (без никаква референца) тврди дека истребувањето не влијае на промена на црвената црква. Може да забележите дека јас специјално побарав препораки. Сметам дека вреди да се одговори и на политичката точка (јас сум воздржан) Ми се чини дека областа на истребување, разновидната ажурирање на црвената црвена, внатрешната црвена промена и ваквите меѓусебно поврзани теми е област на научна несигурност. Wouldе се појави нешто по линија на тоа што Гуру „го реши“, стана бестселер на мејнстрим книга, да се натрупаа мажите и да се утврди „научен мејнстрим факт“, барем во медиумите. Како и да е, земајќи ги објавените научни студии како мејнстрим наука, се појави поделба помеѓу мејнстримот на медиумите - како пример, евентуално Стивен Хокинг и Брајан Кокс - и реалното научно меинстрим. Сигурност продава книги. Можеби погрешно го претставувам Хокинг - одам според она што го прочитав за него, отколку за него - но поентата е фер во однос на Кокс. Можеби некои од вистинските научни мејнстрим некое време отидоа кај медиумските личности, но постојат силни докази - како што е публикација од американската влада и исто така во истражувањето на Хабл - дека тоа се напушта (ако некогаш било прифатен). Сепак, може да има проблем во тоа што естаблишментот не сака јавноста да и се смее на науката, па оттука и спорот, ако некогаш беа со медиумските личности, се прави на суптилен начин што може да се опише како политички. Исто така, може да има проблем со фидемот и заштедата на лице ако, на пример, ѓубрето што може да се провери во моментов се учи на британските универзитети. Орфадеј (разговор) 11:50, 30 мај 2011 (UTC)

Без разговор - само референца. Ве молиме, ставете ги вашите препораки со цитати за да го поддржите вашиот случај. Getе ја фатам топката

evlinder / redsys.pdf - (Еј - нејзината Влада на САД) Цитат: „Во овој труд ги истражуваме ефектите од грешката во црвената смена, не само преку растојанието на светлоста, туку и преку пропагираните истегнувања, корекциите на К и грешките на истребување“. - Претходен непотпишан коментар додаден од Орфадеј (разговор • придонес)

Ако го читам правилно (и имајте на ум дека не ме повикувале постојано, ниту пак се правам астроном откако постојано ме повикувал професионален астроном), весникот не го кажува тоа истребување адефекти на црвено. „Терминот на модулот на растојание е доминантен кај најниските црвени смени, додека грешките во истребување доминираат скоро за сите разгледувани опсези на црвените смени. Истребувањето и менувањето на црвените зраци може да се мешаат едни за други, но оваа конфузија е грешка. Тие може да се појават на истата локација (настан што предизвикува истребување може да се оддалечи од нас, создавајќи црвена смена), но тие се различни. Ian.thomson (разговор) 22:22, 29 мај 2011 (UTC)

„Терминот на модулот на растојание е доминантен кај најниските црвени смени, додека грешките во истребување доминираат скоро за сите разгледувани опсези на црвените смени. Ви благодариме за тоа Иан. Орфадеј (разговор) 22:31, 29 мај 2011 (UTC)

(уредување конфликт)Всушност, Иан, тој „труд“ не го кажува баш тоа (забележи дека го напишав ова како одговор на твојот претходен коментар, кој оттогаш си го поправил). Кога се мери експанзијата на универзумот, потребно е да се исцрта црвената промена во однос на далечината. Користејќи супернова тип 1а, растојанието може да се најде од осветленоста, откако ќе се поправат разни работи (вклучително и истребување). Тој „труд“ дискутира за различните извори на грешки за обемите. Велам „труд“, бидејќи е исклучително краток и се чини дека не е објавен во рецензиран весник. Ниту, пак, е напишано од американската влада, но некој се вика „А. Ким 'која очигледно работи во LBNL. Сега, за да се осврнам на реалната поента: Јас само објаснив (дел погоре) дека ако проценувате црвени поместувања од фотометријата, тогаш треба да земете предвид истребување. Ако некој навистина ги мери црвените смени од спектроскопија, прашината е неважна. Ова е клучна разлика помеѓу фотометриски црвени смени, кои се само проценка, па дури и оние што ги користат признаваат дека не се многу точни, и спектроскопски црвени смени кои се вистински мерења на влијанието. Па Орфадеј, што се обидуваш да докажеш? Зошто одеднаш дискутираме за тоа дали прашината влијае на црвената смена? Каква врска има ова со статијата? И, зошто постојано ги игнорирате поентите на другите корисници и наместо тоа, започнувате да разговарате за нешто сосема ново? Скромен генијалец разговор 22:35, 29 мај 2011 (UTC)

Ова може да се стори со музичко придружба. Националната лабораторија Лоренс Беркли е влада на САД. Претпоставувајќи добра волја, ако Скромен генијалец го прочиташе извештајот, можеби ќе забележеше дека се однесува на спектроматско црвено менување (пробај го воведот):

„Во студиите за супернова, мерењето на црвената црта обично се зема од спектарот на галаксијата домаќин, или од остри линии на емисија или од паузата од 4000 '“ Орфадеј (разговор) 10:57, 30 мај 2011 (UTC) Орфадеј (разговор) 14: 14, 30 мај 2011 година (UTC)

Нема да одам да барам цитат дека црвената промена и црвенилото се различни, затоа што сериозно се сомневам дека секое издание ќе се најде во неволја да го каже тоа. Нивните ефекти врз спектарот на објектот се толку различни, што вашето инсистирање да бидат слични само го покажува вашиот недостаток на знаење за темата. Тоа е исто како да побарате цитат од некого дека коњот и аутоуправата се различни работи. Вашата врска до краткиот документ на А. Ким за супернова зборува за одредување на модулот на растојание до супернова од нејзината сјајност. Сјајноста се пресметува од осветленоста во дадена оптичка лента врз која влијае изумирањето. Изумирањето не влијае на утврдувањето на црвената смена. Точка. Скромниот генијалец е точен погоре. Според она што можам да го кажам, вие само барате документи што ги користат двата поими (црвенило и црвено менување), а потоа тврдите дека тие подразбираат врска помеѓу концептите, без всушност да ги разберете документите. Во литературата нема забуна помеѓу црвенилото и црвената промена, само во вашата глава. Двајца професионални астрономи, и двајцата користат црвенило и црвено менување во својата работа, ви го кажаа ова. Овој разговор не прави ништо за да се подобри предметната страница и треба да заврши сега, а наскоро да се архивира, за да не ја натрупува оваа страница за разговор повеќе. Исто така, за сите вклучени: тоа е парејкој. - Парејкој (разговор) 17:21, 30 мај 2011 (UTC)

Ова е дел за препораки. Средната вредност во равенката треба да биде напишана мала, како и спецификацијата. За жал, бран над права линија не е достапен - за после медијана во равенката:

„Истребувањето е извор на конфузија и го отежнува идентификувањето на QSO во галактичката рамнина (в) методот χ2 е подобар од ANN за проценка на фотометриските црвени смени. Поради дегенерациите на бојата, најголемата средна апсолутна грешка (| Δz | Средна '0,2) се предвидува во опсегот 0,5 & lt zspec & lt 2. Методот заснован на спектралните главни компоненти е ветувачки добар во обновување на црвената смена, особено за V & lt 19, z & 2,5 QSO. ' http://gaia.esa.int/spectralib/spectralibqso/Claeskens-et-al.pdf Орфадеј (разговор) 18:43, 30 мај 2011 (UTC)

„Како и да е, во оваа студија веднаш сфативме дека разновидноста што постои меѓу спектрите на QSO мора да се земе предвид за реално да се процени дел од правилно идентификуваните QSO и грешките при одредувањето на црвената смена. Навистина, набудуваниот спектар на QSO силно зависи од неговото црвено поместување z, наклонот на неговиот континуум, од индивидуалните јаки на линиите (врвови на врвовите на континуитетот, ширините на линиите), можното присуство на широки линии за апсорпција, апсорпцијата со интергалактички облаци или изумирање со прашина во галаксијата домаќин на QSO или во Млечниот пат “. - Страница3: http: //gaia.esa.int/spectralib/spectralibqso/Claeskens-et-al.pdf Орфадеј (разговор) 19:10, 30 мај 2011 (UTC)

Само ќе се регистрирам дека го сменив насловот на овој дел (без друга причина) да биде консензуален. Орфадеј (разговор) 21:06, 30 мај 2011 (UTC)

Ова е премногу раширено, затоа го консолидирам:

Ако сте толку ограничени на време, што не можете правилно да одговорите на голем број поени на корисниците или не можете да ги прочитате нивните корекции на вашите постојани грешки, треба да заминете и да се фокусирате на вашиот живот, наместо да губите време на секого. Прилично многу секој уредник со кој сте комуницирале морал да ве повика на некаква неспособност, а во многу случаи само плукавте во нивните случаи занемарувајќи ги нивните совети. Дотолку повеќе причина што треба само да заминете. Вие не сте тука.

Што се однесува до вашите тврдења за „политика“, Википедија оди со рецензирани списанија и книги засновани врз нив. Овој напис во ниту еден момент не ги цитира Кокс или Хокинг или некој друг како тоа. Подигнувате сламен аргумент, замена за вистинска точка. Сите автори на изворите за овој напис не се забележуваат поединци. Вашите тврдења за „политика“ се неуки срање. Откако отишол на колеџ кој се обидел да ги вметне научните и уметничките заедници во истиот оддел, всушност научната заедница мрази познати познати научници, па на нашите извори не би им пречело да ги соборат Хокинг и Кокс колче, ако беа најмалку релевантни за оваа дискусија.

Исто така, како Американец, знам дека има разлика помеѓу „да се добие финансирање од владата“ и всушност да се биде дел од владата. Иако Националната лабораторија Лоренс Беркли е финансирана од американската влада, таа навистина е водена од Универзитетот во Калифорнија. Трудот за Ванг не е повеќе документ од американската влада отколку мојата домашна задача минатиот семестар. Хартијата на Ванг повеќе личи на домашна задача отколку на која било статија за рецензирани списанија.

И имам општа порака за вас:

Јас сум англиски мајор. Мојот степен е срање, па затоа знам да забележам кога некој друг зборува за нешто за што не знаат. Знам дека не знаеш за што зборуваш. Можеби мислите дека правите, но не. Откако видовте како не добивате за што служи „архивата“, морав да ја доведам во прашање вашата интелигенција. Ја видов вашата целосна недостаток на вештини за истражување и неможноста да формирате кохерентна теза на Разговор: Број на astверот, можам само да претпоставам дека дел од вашето образование недостасува поради некоја причина. Бидејќи еден астроном (Парајкој) постојано вели дека не знаете ништо за оваа тема и никој не го повика да го каже тоа, можам само да претпоставам дека не знаете ништо за оваа тема. Гледајќи ја хартијата LBNL, можам да кажам дека ја враќате содржината наназад и недостасувате делови и ги читате своите погледи во неа, наместо она што го пишува трудот. Вие не знаете ништо за какви било предмети за кои зборувавте. Не покажавте дека знаете каков било начин за истражување. Вие само правите неред и треба само да заминете. Само покажавте дека не сте способни за ништо корисно. Вие сте одличен пример за ефектот Данинг-Кругер.

Ако сакате да ми докажете дека не сум во право, кохерентно наведете што сакате да направите за написите на кои се обидувавте да работите. Тоа е, формирајте статистика за тезата и внесете извори кои директно ја поддржуваат таа изјава. Ова се работи што треба да ги знаете за да завршите средно училиште и покажавте целосна неможност за управување со ова. Ian.thomson (разговор) 17:06, 30 мај 2011 (UTC)

И повторно, вие одбивате да решите која било точка. Јас се откажувам, вие сте бескорисен и лош уредник, или затоа што сте намерно неуки и необразовани и не можете да го реализирате ова или затоа што сте трол. Без оглед на причината, ова е последен пат да ви одговорам надвор од предупредувања и извештаи. Ian.thomson (разговор) 18:56, 30 мај 2011 (UTC)

Во воведот, се вели дека истребувањето се мери во маг / кпк. Не е јасно дали истребувањето е А (пропусен опсег), споменато подолу и идентификувано како „тотално истребување“, а единиците на А никогаш не се недвосмислено наведени. Сепак, единиците во равенката за N_H / A (V) имплицираат дека А има единици на маги. Дали А има единици на маг, или маг / кпк? Астерај (разговор) 21:34, 1 јули 2011 (UTC)

А има единици на големина. Ја отстранив погрешната изјава во водството и ги споменав единиците кога се воведени A (и N (H)). Скромен генијалец разговор 23:11, 1 јули 2011 (UTC)

Ако можам да дадам предлог овде: поставете пример или два со јасно дефинирани термини за тоа како локално се пресметува црвенилото. Изберете .везда да кажете. 300 парсеци надвор и шетајте го читателот низ математика чекор по чекор. Всушност, гледањето на пример на равенка на дело, со дефинирани термини обратно, би помогнало многу тука. - Претходен непотпишан коментар додаден од 74.124.96.239 (разговор) 00:25, 3 април 2013 (UTC)

Се согласувам, тоа би било корисно. Ве молиме, продолжете и додадете еден. Скромен генијалец разговор 12:13, 22 април 2013 (UTC)


1. Вовед

Студиите за универзумот со голема црвена промена се потпираат сè повеќе фотометриски црвени смени да ја идентификува и мапира дистрибуцијата на далечните галаксии. Овие фотометриски црвени смени се проценуваат од целокупните спектрални форми што ги следат каталозите на фотометриски податоци, за разлика од соодветната една или повеќе спектроскопски одлики. Фотометриските истражувања за црвено поместување драматично ги прошируваат можностите за еволутивни студии на космолошките и галаксиите со огромно зголемување на бројот и разновидноста на галаксиите, надвор од поскапите опсервации на спектроскопските галаксии.

Бидејќи галаксиската црвена промена е толку основна особина, разбирањето на грешките во проценките на фотометриското црвено префрлување е клучно за толкување на емпириските наоди. На пример, докажано е дека несигурноста на црвените смени сериозно влијае на измерената еволуција на функцијата на масата (на пр. Chen: 03 marchesini: 09 muzzin: 13). Фотометриските истражувања можат да овозможат студии за големи размери и галаксистичко групирање, кои се недостапни за спектроскопските истражувања, но моделирањето на резултатите зависи силно од разбирањето на несигурноста на црвените смени (пр. . Со цел целосно да се моделираат ефектите на фотометриските црвени смени, мора да ја измериме нивната точност, што може да зависи од својствата на црвената промена и галаксијата.

Традиционално, точноста на фотометриската црвена промена се тестира со директна споредба помеѓу измерените црвени смени и вистинито црвени смени за подмножество на каталог со следна спектроскопија (на пр. skelton3dhst dahlen: 13). Алтернативно, неколку групи идентификуваа нови методи за тестирање на фотометриската прецизност на црвената промена со употреба на својствата на групирање на галаксиите (на пр. Newуман: 08 бенџамин: 10 квадри: 10). Конечно, беа спроведени голем број студии за фотометриска точност на црвените преноси врз основа на симулирани исмејувани каталози на галаксии (на пример, аскасо: 15). Првиот метод е најдиректен, но обично е пристрасен кон многу специфични примероци и најсветлите галаксии за кои се изводливи спектроскопски црвени смени: првенствено на z & lt 1 и за галаксии што формираат starвезди со светли линии на емисија. Втората класа на методи има различни можни имплементации, но општо за нив се потребни големи множества податоци, може да немаат чувствителност на одредени типови на систематски грешки во црвената смена или на катастрофални неуспеси, а резултатите може да бидат тешки за толкување. Иако исмејните каталози се привлечна алтернатива и не бараат дополнителни податоци, тие се фундаментално ограничени од нивната способност да одговараат на емпириската разновидност на популацијата на галаксии во развој.

Неколку методи за поставување на фотометриски црвени смени и многу софтверски пакети и библиотеки и постојат во заедницата. Со оглед на истите податоци, секој метод ќе произведе суптилно различни резултати (на пр. Хог: 98 хилдебрант: 08 хилдебрант: 10 абдала: 11). Неодамна, Дален: 13 објави обемна студија за проценка на точноста на црвените смени произведени од разни фотометриски кодови, фокусирајќи се на директната споредба на предметите со спектроскопските црвени смени во полињата CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey), вклучувајќи примерок со подлабок вселенски телескоп Хабл (HST) гримистички спектроскопски црвени смени за да се прошири анализата до високо црвено поместување. Иако студијата истражуваше некои трендови во фотометриската точност на црвените преноси со својствата на галаксијата, таа е фундаментално ограничена на достапноста на спектроскопските црвени смени.

Анкетата 3D-HST (3dhst skelton3dhst, PI: P. van Dokkum) дава единствена можност за директно тестирање на фотометриската точност на црвената промена во полињата CANDELS (candels candelsb) и 3D-HST. Податоците од оваа програма за наследство на HST во комбинација со оние од истражувањето AGHAST (A Grism H-Alpha SpecTroscopic) (PI: B. Weiner) вклучуваат гриз спектроскопија со ниска резолуција низ ∼ 70% од сликата на CANDELS / 3D-HST. Оваа униформа спектроскопска покриеност овозможува невидени проценки на гриз-спектроскопски проценки на вистинските црвени поместувања за илјадници галаксии над z & gt 1. Користејќи црвено-смени, можеме да ја измериме точноста на црвената промена на фотометриските каталози во овие полиња за доволно голем и непристрасен примерок на високо-црвени галаксии (z & lt 3). Во овој труд, ние ја проценуваме фотометриската точност на црвените префрлувања во избраните фотометриски каталози HST / WFC3 (широка камера 3), произведени од соработката 3D-HST (skelton3dhst). Иако ја фокусираме нашата истрага кон фотометриските црвени смени добиени од EAZY кодот (eazy), очекуваме заклучоците да бидат слични за различни алгоритми со оглед на тоа што дален: 13 не најде силни разлики меѓу различните методологии и кодови за слична база на податоци. Дополнително, иако таа студија препорача средна комбинација на фотометриски црвени смени со користење на мноштво техники на вклопување, EAZY кодот го водеа три различни групи и постојано произведуваше релативно ниски расејувачки и оддалечени фракции меѓу пакетите тестови за црвено поместување. Во оваа работа, имаме за цел да ги измериме трендовите во расејувањето помеѓу фотометриските и вистинските црвени смени како функција на галаксиските својства, како и стапките на појава на катастрофални дефекти.

Со оглед на крајната цел за квантифицирање на перформансите на фотометриската црвена промена во каталозите 3D-HST, овој труд е организиран на следниов начин. Дел 2 накратко ја опишува базата на податоци 3D-HST. Дел 3 ја квантифицира точноста на фотометриските црвени поместувања на целосно откриениот примерок и како функција на својствата на галаксиите во споредба со спектроскопските и гризмените црвени смени во прилог на анализата на блиските парови. Дел 4 ја разгледува врската помеѓу фотометриската точност на црвените преноси и фотометарските премини на опсегот вклучени во монтажата на црвената смена. Дел Етикета: секта: pdfs се осврнува на употребата на целосната функција на дистрибуција на фотометриската веројатност на црвената смена, за разлика од единечната вредност на фотометриските црвени смени. Дел Етикета: сектажа: sim_surveys ја проширува анализата на зависноста од филтерот за да се симулираат фотометриските перформанси на црвената промена во истражувањата DES, DES plus VHS и LSST. Конечно, ги сумираме главните резултати од студијата во Дел ДЕТЕЛКА: секта: резиме.

Низ целиот овој труд претпоставуваме космологија на конкорданција (H 0 = 70 k m s - 1 M p c - 1, Ω M = 0,3 и Ω Λ = 0,7) и ги цитираме сите величини во системот AB.


Фотометриски системи и бои

Но, гледајте што се случува кога ќе го сликаме истиот кластер на starsвезди со поинаков вид на фотографска емулзија.

Кои се сега најсветлите три? Значи, кои треба да имаат најмали вредности на големината?

Stвездени бои

  • повеќето се релативно слаби
  • сите се мали ситни светлосни точки
  • повеќето starsвезди светат со нежни пастелни бои, не врескајќи неон

Како и да е, ако погледнете внимателно, ќе видите мали разлики во боите. Во со theвездието Орион, на пример,


Сликата е благодарна од Денис Саква

Бетелгејз, горно лево, е јасно поцрвенето од повеќето theвезди.

Можете да ги подобрите боите на фотографијата (или окуларот) со дефокусирање така што светлината да се шири на поголема површина.

Одговорот е температура.

Скалата за температура на Келвин

Да одвоиме само еден момент да разговараме за начинот на кој астрономите ја опишуваат температурата. Овде на Земјата, под вообичаени околности, луѓето користат температурни скали кои имаат тенденција да даваат „погодни“ вредности за повеќето објекти: мали позитивни броеви, како „12“ или „45“ или „98“.

Астрономите проучуваат објекти кои покриваат многу, многу поширок опсег на температури. Многу кул облаци од гас и прашина може да имаат температури кои се неповолно ниски во овие обични скали: -420 Фаренхајт или -250 Целзиусови степени. Обичните starsвезди како Сонцето имаат температури во илјадници степени, а многу жешките starsвезди можат да достигнат многу десетици илјади. Збунувачки е да се работи и со негативни и со позитивни броеви, па астрономите избираат да го прифатат Келвин скала на температура: започнува на најстудена можна температура, а потоа се движи нагоре во чекори што се со иста големина како Целзиусови степени.

Лесно е да се претвори од Целзиус во Келвин: само додадете 273. Претворањето од Фаренхајт во Келвин е малку потешко, но ако го користите Целзиус како среден чекор, тоа не е толку тешко.

Забележете дека научниците често го изоставуваат зборот „степени“ кога опишуваат температура во Келвин. Чистата вода замрзнува на „0 степени Целзиусови“, но на „273 Келвин“. Некој што сака да звучи старомодно може дури и да напише „273 Келвинс“.

Врската помеѓу бојата и температурата

Веројатно веќе знаете дека врелите предмети светат со боја што зависи од нивната температура. Релативно кул лава - само 1000 Келвини - се појавува досадна црвена боја:

додека дувалка на оксиацетилен на 3200 Келвин испушта сино-бела светлина:

Она што се случува е дека температурата на објектот влијае на спектар на светлината што ја емитува. „Спектар“ е едноставно опис на количината на светлина разделена по бранова должина. Можеме да го прикажеме спектарот на објектот како слика, како што следува:


Авторско право на сликата Морис Гевин

Можеме да прикажеме и спектри во графички формат, со бранова должина по хоризонталната оска и интензитет на светлината долж вертикалната оска.


Авторско право на сликата и спектарот Морис Гевин

Излегува дека постои јасна шема на спектарот на светлина што ја емитира некој предмет.

  • врелите предмети емитуваат најголем дел од својата светлина со кратки бранови должини
  • студените предмети емитуваат најголем дел од својата светлина на долги бранови должини

Стандардни фотометриски системи

Формалната дефиниција за големината ги опишува само разликите помеѓу две starsвезди, таа не содржи a нулта точка. Јасно е дека е потребно во одреден момент да се постави нулта точка, така што starsвездите ќе можат да се опишуваат индивидуално отколку само во однос на другите. Но, како да се избере таа нулта точка?

Еден од комплицирачките фактори е дека очигледната осветленост на aвезда зависи од опремата што се користи за мерење на истата. „Секако“, може да речете, „кога ќе погледнам низ голем телескоп, aвезда ќе се појави многу посветла отколку кога гледам низ мал телескоп“. Доволно вистинито. Но роднина осветленоста на две starsвезди една до друга може да се промени, во зависност од тоа како ги гледа:

Одговорот е дека температурите на starsвездите опфаќаат широк опсег, од помалку од 2000 Келвин до повеќе од 50 000 Келвини. Повеќето starsвезди испуштаат зрачење како класично црно тело, со спектар што зависи најмногу од нивната температура:

Сега, ако некој постави син филтер на својот телескоп, ќе ја измери само сината светлина што ја емитираат starsвездите. Во тој случај, жешката starвезда би изгледала посветла од кул:

Од друга страна, ако некој закачи црвен филтер на својот телескоп, кул-starвездата ќе изгледаше посветла од жешката:

Значи, односот на очигледна осветленост - и, оттука, и големината - помеѓу две starsвезди зависи од пропусен опсег преку кои некој ги набудува. „Пропусен опсег“ е целокупната чувствителност на инструментот како функција на бранова должина: вклучува ефекти на филтри, плус карактеристики на детекторот и огледала на телескопот.

Астрономите се решиле на низа различни фотометриски системи, секој врз основа на одредена пропусна лента (т.е. одредена комбинација на филтер и детектор и телескоп). Секогаш треба да се запамети да се специфицира системот кога се цитира големината на aвездата.

Повеќето астрономи кои работат во оптиката ги користат фотометриските системи UBVRI. Овие се пет различни ленти за поминување кои се протегаат од синиот крај на видливиот спектар до преку црвениот крај. Тие беа поставени пред многу години од неколку астрономи:

  • Johnонсон и Морган, ApJ 117, 313 (1953) го дефинираат системот UBV со starsвезди видливи на северната хемисфера
  • Cousins, MNRAS 166, 711 (1974) (и референци во него) го проширува системот UBV до јужното небо
  • Cousins, MNASSA 33, 149 (1974) ја дефинира поцрвената лента за минување R и I. За жал, овој напис и другите од Казинс кои го опишуваат опсегот за поминување R, I беа објавени во нешто нејасно списание (Месечни известувања на астрономското друштво на Јужна Африка), што не е достапно on-line или во многу библиотеки. Добра секундарна референца е Бесел, PASP 91, 589 (1979).

Системите се дефинираат со посебни комбинации на стаклени филтри и цевки за фото-мултипликатор, бидејќи тие беа создадени уште во деновите пред постоењето на CCD. Бидејќи фото-мултипликаторите и CCD-овите имаат многу различни спектрални чувствителности (фото-мултипликаторите се поефикасни во сино, CCD-те во црвено), тешко е да се направи ефективната лента за поминување на инструментот базиран на CCD со оној на инструментот базиран на фото-мултипликатор. Во 1990 година, Мајкл Бесел излезе со рецепт за правење филтри од вообичаени обоени очила кои приближно ќе ги репродуцираат официјалните ленти за минување на Johnонсон-Казинс UBVRI.

Се нарекуваат опсезите за UBVRI широкопојасен интернет бидејќи опфаќаат широки делови на бранови должини. Спектралната резолуција на опсезите е мала:

За некои апликации, астрономите користат филтри кои пренесуваат многу помал опсег на бранови должини, обичниот филтер што се користи за мерење на светлината што ја емитираат атомите на водород е центриран на 6563 ангстроми и широко приближно 20 ангстроми:

А. тесен појас ваков филтер бара многу подолго време на експозиција за да се собере истиот сигнал како широкопојасен филтер. Бидејќи времето на телескопот е толку драгоцено, астрономите имаат тенденција да користат широкопојасни системи. Тоа е една од причините за популарноста на системот UBVRI.

Кога ја пишуваат големината на aвездата, астрономите користат кратенка за означување на фотометрискиот систем на мерење:

Исто така, постои конвенција за употреба мали букви за сурови мерења и големи букви за целосно намалени вредности:

Нула точка

Значи, штом некој се реши на опремата што ќе ја користи - што го поставува фотометрискиот систем - сè уште се соочува со прашањето за нула-точка од големината. Изборот е произволен. Астрономите избраа да ја користат светлата starвезда Вега како почетна точка.

Во системите UBVRI, theвездата Вега е дефинирана да има магнитуда од нула. (*)

Stвездени „бои“

Кога обичните луѓе го користат зборот „боја“ за да опишат starвезда, тогаш значат „каква е нијансата перципирана од окото?“ Една starвезда може да има боја на „бледо портокалова“, друга „синкаво-бела“.

Но, астрономите го користат зборот „боја“ на многу поинаков начин. За нив, „бојата“ е мерка за големината на разликата на starвездата во две ленти за минување. во однос на разликата во големината на Вега во истите опсези. Дозволете ми да илустрирам со пример или два.

Размислете за theвездите Вега (жешка starвезда), Антарес (многу кул starвезда) и Меиса (многу жешка starвезда во со constвездието Орион). Нивните величини можеме да ги измериме во пасошките B и V.

Астроном би рекол: „Антарес има индекс на боја (B-V) = 1,87“, или помалку формално „Антарес има боја 1,87“ или, уште помалку формално, „Антарес е црвена“. Било кој индекс на боја помал од околу 0,5 (што означува температура слична на температурата на Вега приближно 10 000 К) значи дека starвездата е „сина“, секој индекс на боја поголема од околу 1,5 (што означува температура многу помала од онаа на Вега) значи дека starвездата е „црвена“.

Бидејќи во текот на годините биле направени многу мерења во системите Б и В, астрономите често го користат индексот на бојата (Б-В) како „мерка“ за бојата на вездата. Всушност, може да се повика и на индексот на бои формиран од (U-B), или (V-I), или кој било друг пар на опсези. Но (B-V) е најчесто користен индекс. На пример, дијаграмот на Херцспрунг Расел, кој ја покажува врската помеѓу светлината на aвезда и нејзината температура, обично е прикажан со индекс на боја (Б-В) како индикатор за температура:

Бидејќи повеќето обични starsвезди испуштаат зрачење како црно тело, постои едноставна врска помеѓу нивниот индекс на боја и нивната температура. Секигучи и Фукугита, емисија AJ 120, 1072 (2000)

Ова сугерира многу брз и лесен начин да се одреди температурата на aвезда: едноставно направете слики преку две различни ленти за минување (на пример, Б и V), а потоа ставете емпириска формула за да го претворите индексот на боја во температура. Со камера со широко поле, може да се измерат стотици или дури илјадници elвездени бои во еден пар слики.


Овој АПОД за 4 декември 2005 година доаѓа од Дејвид Малин, телескоп Шмит од Велика Британија, ДСС, ААО -. и така може да се пресметаат температурите на илјадници starsвезди по само неколку минути работа во опсерваторијата. Ова е многу, многу побрзо отколку да се земе спектарот на секоја starвезда поединечно (иако, да бидеме фер, температурата одредена од спектарот е поточна од една само од индексот на бои).