Astronomi

Astronomik ve enstrümantal nesneleri ayırmanın bir yolu var mı?

Astronomik ve enstrümantal nesneleri ayırmanın bir yolu var mı?



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.

İşte APO'dan alınan hcg79'un bir görüntüsü. Bu resimde astronomik ve enstrümantal özellikleri ayırmanın bir yolu var mı merak ediyorum. Teşekkür ederim.


Herhangi bir belirli özelliğin kaynağını tek bir görüntüden ayırt etmek a priori olarak çok zordur.

Bu nedenle özellikle astronomik bağlamda 4 çeşit görüntü oluşturmak için iş akışı kurulmuştur:

  • hafif çerçeve R. İlgilendiğiniz şeyin gerçek görüntüsü bu
  • karanlık çerçeve D. Bu, aynı uzunlukta ve aynı koşullarda, ancak açıklığı kapalı olan bir pozlamadır. Bu, görünür herhangi bir şeyin yokluğunda sensör okumasını değerlendirmeye özen gösterir.
  • yanlı çerçeve B. Bu, okuma gürültüsünü değerlendirmeye izin veren kısa süreli bir görüntüdür.
  • düz alan F. Bu, tek tek piksellerin farklı hassasiyetini değerlendirmeye izin veren mükemmel bir beyaz/gri alan görüntüsüdür.

Daha sonra düzeltilmiş C görüntüsünü şu şekilde elde edebilirsiniz: $ C = (R-D-B) cdot frac{}{F - D - B}$

https://en.wikipedia.org/wiki/Flat-field_correction


Astronomik seyir defteri nasıl tutulur

Bir astronomi seyir defteri veya günlüğü tutmak, gece gökyüzünde gördüklerinizi kaydetmenize yardımcı olur ve değerli bir bilimsel kayıt oluşturur.

Bu yarışma artık kapanmıştır

Yayınlanma: 29 Mayıs 2020, 10:54 am

Astronomi, bir teleskopun göz merceğinden bakmaktan çok daha fazlasıdır. Astronomik bir seyir defteri, günlük veya günlük tutmak sizi sıradan bir izleyiciden güvenilir bir gözlemciye dönüştürecektir. Gözlemlerinizi sistematik bir şekilde kaydederek, görme yeteneğinizin keskinleştiğini göreceksiniz, geriye bakabilir ve gözlem ve çizim becerilerinizin nasıl geliştiğini görebilirsiniz, üzerine inşa edebileceğiniz somut bir geçmişe sahip olacaksınız.

Gözlemleri tekrarlayarak, eski arkadaşlar yeni bir ışık altında ortaya çıkacak, ince yönleri yavaş yavaş ön plana çıkacak. Bütün bunlar astronomiyi çok daha faydalı hale getirecek.

Astronomi kayıt defteri tutmanın bilimsel bir yönü de vardır. Parlak bir ateş topu veya Mars'ta bir toz fırtınasının başlangıcı gibi nadiren gözlemlenen bir fenomenin onayını sağlayabilirsiniz.

Ne gözlemlediğinize dair kesin bir kaydınız yoksa, önemli bir şey görüp görmediğinizi asla bilemezsiniz.

Gözlemlerinizi tutarlı bir şekilde kaydederek, astronomiye olan tüm yaklaşımınızın çok daha ödüllendirici bir arayışa dönüştüğünü göreceksiniz: sadece gördüğünüz nesneleri kontrol etmek yerine, onları düzgün bir şekilde incelemeye başlayabilirsiniz.

Bu, astronominin hangi yönlerinin sizi en çok ilgilendirdiğine karar vermenizi ve uzmanlaşmanızı sağlayacaktır. Gözlemlerin sistematik olarak kaydedilmesi koşuluyla, gezegen ve değişken yıldız çalışmaları da dahil olmak üzere amatörlerin yararlı katkılarda bulunabileceği birçok alan var.

Mutlak acemiden deneyimli amatöre yolculuk, dokunaklı kişisel kozmik keşiflerle doludur. Evrendeki maceralarınız, çok aranan bir Messier nesnesini bulmak veya belki de ilk kez Mars'ın kutup buzullarını görmek gibi bir dizi önemli ilk olayla işaretlenecek.

Ancak bu ilk bakışları geliştirecekseniz, gördüklerinizi doğru bir şekilde kaydetmelisiniz.

Kayıt yapmanıza yardımcı olacak gözlem formlarımızı indirip yazdırmak isteyebilirsiniz. PDF gözlem formlarını indirin Jüpiter, Mars, Satürn,Venüs ve Güneş.

Astronomi seyir defterinize ne kaydetmeli?

Kayıt defterinin kendisi sağlam, sert arkalı olmalı ve kaliteli kağıt içermelidir. İngiliz kış göğü altında birkaç ay sonra paramparça olan kitaplarım olduğu için biraz para harcamaya değer!

Bireysel girişlerin kaybolması sadece bir zaman meselesi olduğundan, halkalı klasörlerdeki gevşek yaprak gözlemlerinden kaçınılmalıdır.

Ne kaydettiğiniz büyük ölçüde gözlemlediğiniz şeye bağlı olacaktır. Teleskopunuzun tarihi, saati ve ayrıntıları gibi her zaman not etmeniz gereken bazı standart şeyler olsa da, bazıları baktığınız nesnenin türüne özeldir.

Örneğin gezegenler, faz ve disk boyutu gibi ayrıntılarla birlikte gördüklerinize ilişkin önemli bir görsel izlenim sağlayan çizimler gerektirir.

Değişken yıldızlar çizim gerektirmez, ancak büyüklük tahminlerine ve kullanılan bulucu grafiğinin ayrıntılarına ihtiyaç duyacaktır.

Bu nedenle, her nesne için bir kayıt defteri tutmak isteyebilirsiniz. Tüm gezegenler, değişen yıldızlar, güneş çalışmaları ve derin gökyüzü için ayrı kitaplarım var.

Mümkün olduğunda her zaman not edilmesi gereken birkaç ayrıntı:

  • Tarih Tam tarih yyyy-aa-gg biçiminde.
  • Zaman UT'deki her gözlemin zamanı.
  • Teleskop Teleskobun boyutu ve türü (Newtonian, Schmidt-Cassegrain, vb.).
  • Büyütme Çizimler ve gözlemler için kullandığınız güçler. Odak uzaklığı ve yıldız diyagonal veya Barlow lens kullanıp kullanmadığınız.
  • Filtre çalışması Kullanılan herhangi bir filtrenin Yazılı numarasını (filtrenin yanında basılı) ekleyin.
  • görmek Bu, atmosferin ne kadar kararlı olduğunun bir ölçüsüdür. I-V'den Antoniadi ölçeğini kullanın, burada I mükemmel derecede keskin bir görüntü ve V ise odaklanmamış bir damladır.
  • Diğer durumlar Herhangi bir bulut veya sis mevcut, ay ışığı vb.
  • Hedefe özel ayrıntılar Gezegenler için merkezi meridyen, faz (varsa) ve disk boyutunun değerini not edin. Derin gökyüzü nesneleri ve kuyruklu yıldızlar için, herhangi bir çizimde kuzeyi belirtin ve takımyıldızı ekleyin. Değişken yıldızlar, büyüklük tahminleri gerektirir.
  • Kişisel düşünceler Size ilginç veya sıradışı gelen her şeyi not edin.

Dışarıda kaba çizimlerimi ve gözlemlerimi yapıyorum, daha sonra içeride seyir defterlerime temiz bir kopyasını çıkarıyorum. Bu, bir sayfada çizimler ve bir sonrakinde yazılı notlar ile yerleşimi kolaylaştırır.

Çizimlerinizi ayrı bir kağıda yapın ve kitabınıza yapıştırın, çünkü onları oluşturmak için birkaç denemeye ihtiyacınız olabilir. Biraz yardıma ihtiyacınız varsa, Jüpiter'in nasıl çizileceği ve Ay'ın nasıl çizileceği ile ilgili kılavuzlarımızı okuyun.

Seyir defterleriniz sizin gözlem mirasınız olacak - onları amatör astronominin temellerinden biri olarak görmelisiniz.

Dr Paul Abel, Leicester Üniversitesi'nde görev yapan bir astronom ve BAA'nın Merkür ve Venüs Bölümünün Direktörüdür. Bu kılavuz ilk olarak BBC Sky at Night Magazine'in Mart 2015 sayısında yayınlandı.


Astronomi ve Astrofizik (ASTRO)

Yıldız, Galaktik, galaksi dışı astronomi ve kozmolojide kavramlar, araçlar ve teknikler ve temel arka plan.

Modern astrofizik teorisinin temel araçları ve sonuçları. Yerçekimi gaz dinamiği radyasyon süreçleri radyatif transfer atomik yapısı ve geçişleri.

Yıldız, yıldızlararası, kara delik ve Karanlık Madde bileşenleri dahil olmak üzere galaksilerin özellikleri ve evrimi.

Ön koşul: ASTRO501, ASTRO502

Dedektör fiziği, görüntüleme teknikleri, spektroskopik teknikler ve veri analizi ilkeleri dahil olmak üzere modern çok dalga boylu gözlemsel astrofiziğin teorik ve pratik yönleri.

Ön koşul: ASTRO501, ASTRO502

Modern astronomik araştırma - gezegenler, yıldızlar, galaksiler ve Evrenin incelenmesi - ve gözlemsel verilerin astrofizik teorisine bağlanması, istatistiksel çıkarım başlığı altına giren çok çeşitli zorluklarla karşılaşır. Örneğin kozmoloji, gökadaların uzamsal kümelenmesini, Big Bang astrofizik modellerinin doğrusal olmayan regresyonunu, gökada fotometrik kırmızıya kaymaların denetimli regresyonunu, görüntülerde zayıf kaynak tespiti için çoklu hipotez testlerini, çok değişkenli sınıflandırmayı ve milyar nesneli çok çağlı zaman serisi analizini ele alır anketler. Büyük ölçekli astronomik araştırmalardan kaynaklanan Büyük Veri ve astrofizik modellerin Bayes modellemesi, astroistatistiğin geçmişte olduğundan daha büyük bir öneme sahip olmasını sağlıyor. Yine de genç astronomlar için müfredat tipik olarak istatistiksel metodoloji dersleri içermez. Bu ders bu boşluğu doldurmak için tasarlanmıştır. Kurs üç aşamada ilerler. İlk olarak, olasılık teorisi, nokta ve aralık tahmini ve olasılık dağılımları dahil olmak üzere istatistiksel çıkarımın temel ilkeleri sunulur ve tartışılır. En küçük kareler, maksimum olabilirlik ve Bayes çıkarımı teknikleri burada özetlenir ve dersin ilerleyen bölümlerinde uygulanır. İkinci olarak, parametrik olmayan istatistikler ve yoğunluk tahmini, regresyon (astrofizik teoriden doğrusal olmayan modeller dahil) ve çok değişkenli analiz (denetimsiz kümeleme ve denetimli sınıflandırma dahil) dahil olmak üzere uygulamalı istatistiklerin merkezi alanları araştırılır. Spesifik istatistiksel yöntemler, her adımda belirli astronomik problemlerle bağlantılıdır. Üçüncüsü, eğitmen ve öğrenciler çalışma için zaman serisi analizi, uzamsal nokta süreçleri, sansürleme ve kesme, Bayes hesaplaması ve bilimsel görselleştirme gibi konuları seçerler. Standart istatistiksel sunumlarda ele alınmayan astronomik verilerin ortak özellikleri, değişen varyans ölçüm hataları, düzensiz aralıklı zaman serileri ve doğrusal olmayan astrofizik modeller dahil olmak üzere ayrıntılı olarak tartışılmaktadır. Kursun önemli bir unsuru, karmaşık kamu malı yazılım ortamları kullanılarak bu istatistiksel yöntemlerin uygulanmasında pratik eğitimdir. Sınıftaki ve metindeki yazılım eğitimleri, öğrenciyi veri ve bilim analizinin olgun bir düzeyde ilerleyebileceği bir düzeye kadar eğitmeye yardımcı olur.

Bu ders, sayısal yöntemlerin ve bilgisayar programlamanın fizik ve astrofiziğe uygulamalarına gelişmiş bir genel bakış sağlar. Sayısal hesaplamalar, fiziksel olayları anlamak, laboratuvar deneylerini ve analitik matematiği tamamlamak için güçlü bir araç sağlar. Dersin temel amaçları: Fiziksel ve astrofizik sistemleri modellemek için kullanılan hesaplama yöntemlerini araştırmak Fizik ve astrofizikte gerçek dünya problemlerini çözmek için hesaplama yöntemlerini uygulamak Yakınsama testleri ve hata tahminlerini kullanarak sayısal sonuçların güvenilirliğini değerlendirmek ve kullanmak bilgisayar programlama geliştirme ve sayısal sonuçların fiziksel olarak anlaşılması için bir araç olarak bilimsel görselleştirme. C, C++ veya Python gibi yaygın programlama dillerinden herhangi birinde güçlü programlama becerisi şiddetle tavsiye edilir.

Önerilen Hazırlıklar:Güçlü programlama becerileri şiddetle tavsiye edilir.

Tekrarlanabilirlik, paralelleştirme ve hesaplama mimarilerine dikkat dahil olmak üzere, astrofiziksel simülasyonlar gerçekleştirmek ve astronomik verileri analiz etmek için yazılım geliştirme eğitimi.

EŞ ZAMANLI KURS: ASTRO 501

Yıldızların atmosferlerinin yapısı, fiziği ve gözlemsel tezahürleri.

Ön koşul: ASTRO501, ASTRO502

Yıldız içlerinin fiziği, yıldız yapısı ve yıldızların ana diziden son durumlara kadar olan evrimsel değişimleri.

Ön koşul: ASTRO501, ASTRO502

Galaksimizin yıldızlararası ortamının teorisi ve gözlemi ile yıldız ve gezegen oluşum süreci.

Enflasyon, kozmik mikrodalga arka planı, nükleosentez, karanlık madde ve enerji dahil olmak üzere erken evrenin modern kozmolojisi. ASTRO (PHYS) 545 Kozmoloji (3)Kozmoloji, bir bütün olarak evrenin bilimsel çalışmasıdır: fiziksel içerikleri, temel fiziksel süreçleri ve zaman içindeki evrimi. 20. yüzyılın başlarında başlayan modern kozmoloji, güçlü yer ve uzay tabanlı teleskoplar, ilk başlangıçların, galaksilerin ve galaksi kümelerinin oluşumunu gözlemlememize izin verdiği için, hassas bir bilim olarak bir rönesans geçiriyor. kozmik mikrodalga arka planından ve evrenin hızlanan genişlemesini yönlendiren gizemli karanlık enerjinin doğasına ilişkin kanıtlar ve ipuçlarından etkilendiler. Bu ders, öğrencilere erken evrenin fiziksel kozmolojisini anlamamızı sağlayan temel gözlemleri ve teorik çerçeveyi tanıtacaktır.

Galaktik ve galaksi dışı kaynaklardan X-ışınları, gama ışınları ve diğer yüksek enerjili radyasyon teorisi ve gözlemleri.

Parçacık astrofiziği, en yüksek enerjili kozmik ışınları, nötrinoları, yerçekimi dalgalarını ve gama ışınlarını tespit eden çok büyük tesislerin devreye alınması ve heyecan verici sonuçları ile 21. yüzyılda muazzam bir büyüme gösteren fizik ve astronomi arasındaki arayüzde bir disiplindir. Bu radyasyonların, fiziğinin ve süpernova, gama ışını patlamaları ve aktif galaktik çekirdekleri içeren kaynaklarının anlaşılmasında hızlı ve sürekli bir genişleme var ve karanlık maddenin parçacık özelliklerini ve onun parçacık özelliklerini karakterize etmeyi amaçlayan büyük yeni tesisler var. kozmolojik etkiler. Öğrencilere parçacık astrofiziğinin temelleri ve en son veriler ve bunların yorumlanması hakkında genel bir bakış verilecek ve Penn State fakültesinin dahil olduğu büyük projelere özellikle dikkat edilerek, topluluk tarafından şu anda tartışılan konuları vurgulayacaktır. Kurs, fizik, astronomi ve astrofizik alanlarındaki lisansüstü öğrenciler için tasarlanmıştır ve nükleer mühendislik veya ilgili disiplinlerdeki öğrenciler için de uygundur.

Bu kurs, astrobiyolojinin bir alt alanı olarak Dünya Dışı Zeka Arayışı'nın (SETI) geniş bir araştırmasını sunar. Temel çalışmalar ve son teknoloji de dahil olmak üzere konuyla ilgili profesyonel literatürü okumak ve analiz etmek için gerekli olan arka plan astronomi ve radyo mühendisliği kavramlarının bir araştırmasını içerir. İletişim SETI (yani radyo ve optik aramalar), yapay SETI (mühendisliğin iletişimsel olmayan kanıtlarını arama) ve geçmiş ve mevcut SETI çabalarında var olan varsayımların ve potansiyel önyargıların eleştirel bir analizi dahil olmak üzere SETI'nin geniş bir görünümünü alır. Ayrıca SETI'nin popüler, politik ve bilimsel ortamlardaki yerinin tartışılmasını da içerir.

ÖNERİLEN HAZIRLIK: Araştırma yöntemlerine aşinalık dahil olmak üzere fizik, astronomi, biyoloji veya jeoloji (ve alt disiplinleri) gibi bir astrobiyoloji disiplininde lisans derecesi. Çünkü alana özgü çok az bilginin s'ye ait olduğu varsayılır.

Önerilen Hazırlıklar: Bazı ödevler, öğrencinin seçtiği programlama dilinde programlama gerektirecektir. 1990'ların başından beri, güneş sistemimizin ötesinde diğer yıldızların yörüngesinde dönen binlerce ötegezegen keşfedildi. Bu gezegenlerin özellikleri, gezegen sistemlerinin nasıl oluştuğunu ve geliştiğini anlamamıza meydan okudu. Bu ders ötegezegenlerin oluşumu ve evrimi teorilerini, ötegezegen sinyalleri yoluyla ötegezegenlerin keşfini ve karakterizasyonunu ve yaşanabilirlik beklentileri de dahil olmak üzere ötegezegenlerin fiziksel özelliklerini kapsayacaktır.

Gezegen, yıldız, galaktik, ekstragalaktik ve teorik astronomi ve astrofizik konularında ileri düzey çalışma. ASTRO 585 Astronomi ve Astrofizikte Konular (3)Bu 3 kredilik ders, lisansüstü derslerinin bir parçası olarak sunulacaktır ve ASTRO 501-580 3 ile eşit olarak yüksek lisans derecesi ders gereksinimlerini karşılamak için kullanılabilir. kredi kursları. Buradaki amaç, sabit müfredat içeriğine sahip derslerde kapsanmayan ve Penn State öğretim üyeleri, araştırma Merkezleri ve öğrenciler için önemli olan konularda tam dersler için esnek bir ortam sağlamaktır.

Ön koşul: ASTRO501, ASTRO502

Kurs, Astronomi ve Astrofizikte etik ve mesleki gelişim ile ilgili çeşitli konuları içerir. Kurs, öğrencilerin Burs ve Araştırma Bütünlüğü'nden aldıkları zorunlu eğitimden oluşur. İçerik, öğrencilere tipik ders müfredatında rastlanmayan "hayatta kalma becerileri" sağlamaya yöneliktir. Konular arasında araştırma makalesi yazma, teklif yazma, doktora sonrası iş başvuruları, araştırma/eğitim ve sosyal yardım/gözlemevi desteği/veri bilimi/politikasında kariyer seçenekleri, profesyonel ağ oluşturma, araştırmanın etkili bir şekilde yayılması, meslekte finansman ortamı vb. yer alır.

Enstrümantal, gözlemsel ve teorik astronomi ve astrofizikte güncel konular. ASTRO 589 Güncel Astronomik Araştırma Semineri (1)Bu seminer, düzenli lisansüstü derslerinin bir parçası olarak sunulacak ve aynı zamanda 1 kredilik seminerler için lisansüstü ders gerekliliklerini yerine getirmek için kullanılacaktır. Amaçları, güncel araştırma ilgisine odaklanan konuları tedavi etmektir. Örnekler şunlardır: Gama Işını Patlamalarının Fiziği, Hassas Spektrografların Tasarımı, Kuasar Araştırmaları, Protoplanetary Diskler. Bu ders Bölüm öğretim üyeleri, araştırmacılar ve ziyaretçiler tarafından verilmektedir.

Ön koşul: ASTRO501, ASTRO502

Fakülte, öğrenciler veya dışarıdan konuşmacılar tarafından verilen bir dizi bireysel dersten oluşan sürekli seminerler.

Bireysel olarak denetlenen ve örgün derslerin kapsamı dışında kalan, tezsiz araştırma da dahil olmak üzere yaratıcı projeler.

Konuyla ilgili veya özel ilgi alanı olabilecek nispeten dar bir konuyu derinlemesine araştırmak için nadiren verilen resmi kurslar.


Uzay ve Astronomi Alanındaki Ünlüler

Birçok insan uzay ve astronomi anlayışımıza katkıda bulundu. Nicolaus Copernicus, yüzlerce yıllık Yunan astronomisini altüst eden bir güneş merkezli evren modeli geliştirdi ve bu, Galileo Galilei'nin bu modeli genişletmesinin ve Kent State Üniversitesi'ne göre galaksimizi modern anlayışımıza yol açan gözlemler yapmasının yolunu açtı.

Modern çağda, Yuri Gagarin uzaya giren ilk kişiydi ve 1969'da Neil Armstrong ve Buzz Aldrin, 1950'lerin ve 1960'ların “uzay yarışının” bir parçası olarak ayda yürüyen ilk insanlar oldular. Fizik.org. Bu insanlar, ilk astronomlar gibi, daha az ünlü olmalarına rağmen uzay araştırmalarımızda daha az etkili olmayan çok sayıda bilim insanı ve destek ekibi tarafından desteklendi.


Polarimetri

Polarizasyon ölçümü, yıldızların, yıldızlararası maddenin ve galaksi dışı nesnelerin incelenmesi için güçlü bir teşhis aracı sağlar. Gelişen astronomik kaynakların geometrik yapısı hakkında başka hiçbir şekilde elde edilemeyen bilgiler verir. Polarimetri, geleneksel spektroskopi ve görüntüleme tekniklerine başka bir boyut katar. Polarizasyon ölçümlerinin bu benzersiz özelliklerinden bazılarını, neden ultraviyole ve görsel ölçümlerin gerekli olduğunu ve WUPPE'nin neden bu maceralara öncülük etmek için tasarlandığını açıklıyoruz.

Termal evrenin incelenmesi olan geleneksel astronomi, hidrostatik ve yerel termodinamik dengedeki kararlı durum konfigürasyonları ile karakterize edilir. Bununla birlikte, modern gözlemler, genellikle şiddetli olayların eşlik ettiği dinamik bir gelişen evreni ortaya çıkardı. Bu termal evren esasen polarize değildir, dinamik evren polarizedir.

Astronomik kaynaklardan gelen ışık, küresel simetriden sapmanın bir sonucu olarak polarize olur (yani dönme, manyetik alan veya ikili yörünge tarafından bir yön atanırsa). Kaynak, güçlü manyetik alanlarda, synchrotron emisyonunda veya plazma salınımlarında ışınlanmış emisyon durumunda olduğu gibi özünde polarize olabilir veya radyasyon, bulutlardan, jetlerden, disklerden veya bloblardan saçılma yoluyla polarize edilebilir. Polarizasyon özellikleri, araya giren yıldızlararası ortam tarafından da değiştirilebilir. Böylece polarizasyon ölçümleri, astronomik kaynakların doğası hakkında benzersiz bilgiler sağlar.

Polarizasyonun yanı sıra gözlemlenen radyasyonun yoğunluğu ve zamana bağımlılığını belirlemenin büyük değerinin çok sayıda örneği vardır. Örneğin, ekstragalaktik astronomide, önemli BL Lac nesne sınıfının keşfi ve tanımlanması büyük ölçüde polarimetrik ölçümlerden kaynaklanmaktadır ve farklı aktif galaktik çekirdek sınıfları arasındaki ilişki, polarizasyon verilerine dayanan geometrik modeller nedeniyle netlik kazanmaktadır. Yıldız astronomisinde, polarimetri tarafından ortaya çıkarılan yıldız rüzgarlarının, disklerinin ve jetlerinin geometrisi ve dinamikleri, kütle kaybı süreçlerine ve dolayısıyla yıldızların evrimi ve yıldızlararası ortamın zenginleşmesine dair benzersiz bir anlayış sağlamıştır. Spektroskopik ikililerin polarizasyon ölçümleri, yörünge eğiminin ve dolayısıyla kütlelerin belirlenmesine izin verirken, polarimetrik gözlemlerden manyetik beyaz cücelerin ve diğer yıldız manyetik alanlarının keşfi bulunmuştur. Yıldızlararası ortam polarizasyon haritalarının incelenmesinde, galaktik manyetik alanların ayrıntılı küçük ölçekli yapısı gösterildi ve yıldızlararası tanelerin bileşimi ve yapısı üzerinde önemli kısıtlamalar sağladı. Polarizasyon, yıldız oluşumu tartışması için hayati bir parametre olan toz tanelerinin albedosunu belirlemek için gerekli ek bilgileri sağlar.

Göksel kaynaklardan alınan radyasyonu tam olarak karakterize etmenin bariz değerine rağmen, polarimetrik verilerin uygulanması hala nadirdir. Bunun birkaç nedeni var. Polarimetri, genellikle polarizasyon imzası %1'den az olduğundan, sinyal-gürültü oranının spektroskopi için gerekenden 10 kat veya daha fazla olması gerektiğinden daha zordur. Bu da maruz kalma sürelerinin 100 ila 1000 kat daha uzun olması gerektiği anlamına gelir. Bu aynı zamanda aletsel polarizasyon ve aletsel stabilitenin en az %0,1 - %0,05 aralığında olması gerektiği anlamına gelir. diğer bir zorluk ise, ışık kirliliği, burçlar ışığı, entegre yıldız arka planı ve yıldızlararası kutuplaşma nedeniyle görünürdeki polarimetrik arka planların, gözlemleri ve analizleri büyük ölçüde karmaşık hale getirmesidir. Son olarak, kutuplaşmaya genellikle termal olmayan durumların ortak bir özelliği olan değişkenlik eşlik eder ve kutuplaşmanın tanısal doğasından tam olarak yararlanmak için sinoptik gözlemler gereklidir. Bu nedenlerden dolayı veri tabanı nispeten seyrektir ve Astro-1 görevi sırasında WUPPE'nin gözlemlerine kadar ultraviyole spektropolarimetri mevcut değildi.

Ultraviyolede spektropolarimetrik gözlemler yapmak için iki ana bilimsel itici güç vardır. Birincisi, yerden gözlemlenen birçok kaynak için polarizasyonun ultraviyole atmosferik limitine doğru artmaya devam etmesidir. Artmaya devam ediyor mu? Rakip teoriler, vakum UV'deki davranışla ilgili olarak farklı tahminlerde bulunur ve polarizasyon belirleyici arzu olabilir. Ultraviyolede gözlemlemenin bir başka nedeni, görsel ışık polarimetrisini sınırlayan polarize arka plan etkilerinin tümünün UV'de önemli ölçüde azalmasıdır.


Astronomik ve enstrümantal nesneleri ayırmanın bir yolu var mı? - Astronomi

İlk indirgeme işleminde ham verilerden (görüntü) araçsal imzalar kaldırıldıktan sonra (bkz. Veri işleme). İlk etapta veri toplamayı motive eden bilimsel soruları yanıtlamaya başlamak için doğal olarak isteklisiniz. Ancak, ham veri kümesi/görüntü yalnızca bir dizi değer/pikseldir, hepsi bu! Bu ham değerler, bilimsel sorularınızı yanıtlamak için doğrudan kullanılamaz: örneğin, &ldquoGörüntüde kaç galaksi var?&rdquo, &ldquoParlaklıkları nedir?&rdquo vb.

Bu nedenle analizinizin ilk üst düzey adımı, veri kümesi öğelerini (pikselleri) iki sınıfa sınıflandırmak veya etiketlemek olacaktır: 1) Rastgele etkilerin değere en büyük katkıyı yaptığı gürültü ve 2) rastgele faktörler (örneğin uzak bir galaksiden gelen ışık) mevcuttur. Bir veri kümesindeki öğelerin bu sınıflandırması resmen olarak bilinir. tespit etme.

Gözlemsel/deneysel bir veri kümesinde, sinyal her zaman gürültüye gömülür: yalnızca sahte/simüle edilmiş veri kümelerinde gürültü yoktur. Bu nedenle algılama veya sinyali gürültüden ayırma işlemi, üzerinde çalıştığınız nesnelerin sayısını ve bunlar üzerinde yaptığınız herhangi bir üst düzey ölçümün doğruluğunu belirler. Tespit, bu nedenle, herhangi bir analizin en önemli adımıdır ve önemsiz değildir. Özellikle, bilimsel olarak en ilginç astronomik hedefler soluktur, çok çeşitli morfolojilere sahip olabilir, ayrıca parlaklık ve boyut açısından büyük bir dağılıma sahip olabilir. Bu nedenle, gürültü önemli olduğunda, hedeflerinizin doğru tespiti, nihai bilimsel analiziniz/sonucunuz için benzersiz bir belirleyici adımdır.

NoiseChisel, keskin bir sınırı olmayan (neredeyse tüm astronomik nesneler) hedeflerin tespiti için Gnuastro'nun programıdır. Hedeflerin keskin kenarları/sınırları olduğunda (örneğin biyolojik görüntülemedeki hücreler), onları gürültüden ve birbirlerinden ayırmak için (eğer temas etmiyorlarsa) basit bir eşik yeterlidir. Bu tür keskin uçlu hedefleri tespit etmek için aşağıdaki gibi bir komutta Gnuastro'nun Aritmetik programını kullanabilirsiniz (eşik 100 olduğu varsayılarak, bkz. Aritmetik):

Neredeyse hiçbir astronomik hedefin bu kadar keskin kenarları olmadığı için daha gelişmiş bir tespit metodolojisine ihtiyacımız var. NoiseChisel, gürültü okyanusunda derinlerde boğulan çok geniş ve dağınık hedeflerin tespiti için yeni bir gürültü tabanlı paradigma kullanır. İlk olarak Akhlaghi ve Ichikawa'da [2015] tanıtıldı ve ilk dördünden sonraki iyileştirmeler Akhlaghi'de [2019] yayınlandı. NoiseChisel'in ihtiyacını ve bunun en iyi nasıl kullanılacağını en etkili şekilde anlamak için lütfen bu makaleleri gözden geçirmek için zaman ayırın.

NoiseChisel'in adı, veri kümesini eşikledikten sonra yaptığı ilk şeyden türetilmiştir: onu aşındırmak. Matematiksel morfolojide, pikseller üzerindeki aşınma, sınır piksellerinin oyulması olarak tasvir edilebilir. Bu nedenle, NoiseChisel'in yaptığı, ahşap keski veya taş keskinin yaptığına benzer. Bu sadece bir donanım değil, bir yazılımdır. Aslında, ona bir keski ve veri kümenize sağlam bir kaya küpü olarak bakmak, onu etkili bir şekilde anlamanıza ve en iyi şekilde kullanmanıza büyük ölçüde yardımcı olacaktır: NoiseChisel ile hedeflerinizi kelimenin tam anlamıyla gürültüden çıkarırsınız. --checkdetection seçeneğiyle çalıştırmayı deneyin ve giriş veri kümenizde oyma işleminin her adımını görmek için geçici çıktıyı çok uzantılı bir küp olarak açın (bkz. Çok uzantılı FITS görüntülerini görüntüleme).

NoiseChisel'in birincil çıkışı, girişle aynı boyutta bir ikili algılama haritasıdır, ancak piksellerinin yalnızca iki değeri vardır: 0 (arka plan) ve 1 (ön plan). Algılanan herhangi bir sinyali (gürültü) barındırmayan piksellere sıfır etiketi (veya değeri) verilir ve 1 değerine sahip olanlar barındırma sinyali olarak tanımlanır.

Segmentasyon, sinyali daha yüksek seviyeli yapılara sınıflandırma sürecidir. Örneğin, bir görüntüde iki ayrı gökadanız varsa, NoiseChisel her ikisinin piksellerine 1 değerini verecektir (her biri dokunma ön plan piksellerinin bir &ldquoisland&rdquo'unu oluşturur). Segmentasyondan sonra, bağlı ön plan pikselleri ayrı etiketler alarak bunları ayrı ayrı incelemenizi sağlar. NoiseChisel yalnızca algılamaya (sinyali gürültüden ayırmaya) odaklanır. segment sinyal (örneğin ayrı galaksilere), Gnuastro'nun ayrı bir özel program Segmenti vardır. NoiseChisel'in çıktısı doğrudan/kolaylıkla Segmente beslenebilir.

NoiseChisel'in çıktı formatı ve faydaları hakkında daha fazla bilgi için (özellikle Segment ve daha sonra MakeCatalog ile bağlantılı olarak), lütfen Akhlaghi'ye [2016] bakın. Bu makale yayınlandığında, Segment'in henüz ayrı bir programa ayrılmadığını ve NoiseChisel'in hem algılama hem de segmentasyon yaptığını unutmayın.

NoiseChisel'in çıktısı, herhangi bir üst düzey analizde kolayca kullanılabilecek kadar genel olacak şekilde tasarlanmıştır. NoiseChisel'i çalıştırdıktan sonra hedefleriniz birbirine değmiyorsa ve alt yapıları ile ilgileniyorsanız, Segment programına hiç ihtiyacınız yoktur. NoiseChisel'den --label seçeneğiyle çıktıdaki bağlı pikselleri bulmasını isteyebilirsiniz. Bu durumda, çıktı artık ikili bir görüntü olmayacak, sinyalin bağlı her piksel grubu için 1'den başlayan sayaçları/etiketleri olacaktır. Ardından, tespitler ve bir katalog üretimi üzerinden ölçümler için NoiseChisel'in çıktısını doğrudan MakeCatalog'a besleyebilirsiniz (bkz. MakeCatalog).

Yukarıda bahsedilen yayınlanmış makaleler sayesinde, bu kitapta NoiseChisel'e daha eksiksiz bir giriş yapmaya gerek yoktur. Ancak, yayınlanan makaleler artık güncellenemez, ancak yazılım gelişti/değişti. Yayından bu yana yapılan değişiklikler, yayınlandıktan sonra NoiseChisel değişikliklerinde belgelenmiştir. Invoking NoiseChisel'de NoiseChisel'i çalıştırmanın detayları ve seçenekleri tartışılmaktadır.

Yukarıda tartışıldığı gibi, tespit, bilimsel sonucunuz için en önemli adımlardan biridir. Bu nedenle NoiseChisel'i (ve ardından Segment ve MakeCatalog'u) iyi anlamak çok önemlidir. Genel program kullanımı öğreticisi ve Büyük genişletilmiş hedeflerin Tespiti adlı iki öğreticiyi incelemenizi şiddetle öneririz. Küçük soluk nesnelerin ve büyük uzatılmış nesnelerin algılanması için NoiseChisel'in en etkili şekilde nasıl kullanılacağını göstermek için tasarlanmıştır. Bu arada, aynı zamanda Gnuastro'nun programlarının ardındaki modüler ilkeyi ve bunların nasıl birbirini tamamlayacak ve üzerine inşa edecek şekilde oluşturulduğunu da gösterirler.

Genel program kullanımı öğreticisi, gökadaları algılamak için NoiseChisel'in kullanılması ve gökada renklerini bulmak için çıktılarının kullanılmasıyla sonuçlanır. Renkleri tanımlamak, çoğu bilim vakasında çok yaygın bir süreçtir. Bu nedenle, NoiseChisel'in diğer tüm Gnuastro programlarıyla birlikte optimum kullanımı için bu öğreticiyi (sabırla) tamamlamanız önerilir. Genişletilmiş büyük hedeflerin algılanması, 1/10'un altındaki sinyal-gürültü oranı seviyelerine başarılı bir şekilde ulaşmak için çok genişletilmiş nesneler için NoiseChisel'in ayarlarını optimize edebileceğinizi gösterir. Bu öğreticilerden geçtikten sonra, aşina olduğunuz bir veri kümesinde ayarlarla (makalede ve Invoking NoiseChisel'de sunulan sırayla) biraz oynayın ve etkisini görmek için tüm kontrol görüntülerini ( --check ile başlayan seçenekler) inceleyin. her parametre.

Aşağıda, Invoking NoiseChisel'de NoiseChisel giriş, algılama ve çıkış seçeneklerini NoiseChisel girişi, Algılama seçenekleri ve NoiseChisel çıkışında inceleyeceğiz. Araştırmanızda NoiseChisel kullandıysanız, alıntı yapmanız gereken makaleleri ve fon kaynaklarını nasıl kabul edeceğinizi listelemek için lütfen --cite ile çalıştırın.


İçindekiler

Toplu olarak, amatör gökbilimciler çeşitli gök cisimlerini ve fenomenlerini gözlemlerler. Amatör gökbilimcilerin ortak hedefleri arasında Güneş, Ay, gezegenler, yıldızlar, kuyruklu yıldızlar, meteor yağmurları ve yıldız kümeleri, galaksiler ve bulutsular gibi çeşitli derin gökyüzü nesneleri bulunur. Birçok amatör, belirli nesneleri, nesne türlerini veya kendilerini ilgilendiren olay türlerini gözlemleme konusunda uzmanlaşmayı sever. Amatör astronominin bir dalı olan amatör astrofotografi, gece gökyüzünün fotoğraflarını çekmeyi içerir. Astrofotografi, dijital kameralar, DSLR kameralar ve nispeten karmaşık amaca yönelik yüksek kaliteli CCD kameralar gibi kullanımı çok daha kolay ekipmanların piyasaya sürülmesiyle daha popüler hale geldi.

Çoğu amatör gökbilimci, görünür dalga boylarında çalışır, ancak küçük bir azınlık, görünür spektrumun dışındaki dalga boylarıyla deney yapar. Radyo astronomisinin ilk öncülerinden biri, 1930'ların sonlarında Karl Jansky tarafından uzaydan radyo dalga boyu emisyonlarının keşfini takip etmek için ilk amaca yönelik radyo teleskopunu inşa eden amatör bir gökbilimci olan Grote Reber'di. Görsel olmayan amatör astronomi, geleneksel teleskoplarda kızılötesi filtrelerin kullanımını ve ayrıca radyo teleskoplarının kullanımını içerir. Some amateur astronomers use home-made radio telescopes, while others use radio telescopes that were originally built for astronomical research but have since been made available for use by amateurs. The One-Mile Telescope is one such example.

Amateur astronomers use a range of instruments to study the sky, depending on a combination of their interests and resources. Methods include simply looking at the night sky with the naked eye, using binoculars, and using a variety of optical telescopes of varying power and quality, as well as additional sophisticated equipment, such as cameras, to study light from the sky in both the visual and non-visual parts of the spectrum. Commercial telescopes are available, new and used, but it is also common for amateur astronomers to build (or commission the building of) their own custom telescopes. Some people even focus on amateur telescope making as their primary interest within the hobby of amateur astronomy.

Although specialized and experienced amateur astronomers tend to acquire more specialized and more powerful equipment over time, relatively simple equipment is often preferred for certain tasks. Binoculars, for instance, although generally of lower power than the majority of telescopes, also tend to provide a wider field of view, which is preferable for looking at some objects in the night sky.

Amateur astronomers also use star charts that, depending on experience and intentions, may range from simple planispheres through to detailed charts of very specific areas of the night sky. A range of astronomy software is available and used by amateur astronomers, including software that generates maps of the sky, software to assist with astrophotography, observation scheduling software, and software to perform various calculations pertaining to astronomical phenomena.

Amateur astronomers often like to keep records of their observations, which usually takes the form of an observing log. Observing logs typically record details about which objects were observed and when, as well as describing the details that were seen. Sketching is sometimes used within logs, and photographic records of observations have also been used in recent times. The information gathered is used to help studies and interactions between amateur astronomers in yearly gatherings. Although not professional information or credible, it is a way for the hobby lovers to share their new sightings and experiences.

The popularity of imaging among amateurs has led to large numbers of web sites being written by individuals about their images and equipment. Much of the social interaction of amateur astronomy occurs on mailing lists or discussion groups. Discussion group servers host numerous astronomy lists. A great deal of the commerce of amateur astronomy, the buying and selling of equipment, occurs online. Many amateurs use online tools to plan their nightly observing sessions, using tools such as the Clear Sky Chart.

While a number of interesting celestial objects are readily identified by the naked eye, sometimes with the aid of a star chart, many others are so faint or inconspicuous that technical means are necessary to locate them. Although many methods are used in amateur astronomy, most are variations of a few specific techniques. [ kime göre? ]

Star hopping Edit

Star hopping is a method often used by amateur astronomers with low-tech equipment such as binoculars or a manually driven telescope. It involves the use of maps (or memory) to locate known landmark stars, and "hopping" between them, often with the aid of a finderscope. Because of its simplicity, star hopping is a very common method for finding objects that are close to naked-eye stars.

More advanced methods of locating objects in the sky include telescope mounts with setting circles, which assist with pointing telescopes to positions in the sky that are known to contain objects of interest, and GOTO telescopes, which are fully automated telescopes that are capable of locating objects on demand (having first been calibrated).

Mobile apps Edit

The advent of mobile applications for use in smartphones has led to the creation of many dedicated apps. [12] [13] These apps allow any user to easily locate celestial objects of interest by simply pointing the smartphone device in that direction in the sky. These apps make use of the inbuilt hardware in the phone, such as GPS location and gyroscope. Useful information about the pointed object like celestial coordinates, the name of the object, its constellation, etc. are provided for a quick reference. Some paid versions give more information. These apps are gradually getting into regular use during observing, for the alignment process of telescopes. [14]

Setting circles Edit

Setting circles are angular measurement scales that can be placed on the two main rotation axes of some telescopes. [ kaynak belirtilmeli ] Since the widespread adoption of digital setting circles, any classical engraved setting circle is now specifically identified as an "analog setting circle" (ASC). By knowing the coordinates of an object (usually given in equatorial coordinates), the telescope user can use the setting circle to align (i.e., point) the telescope in the appropriate direction before looking through its eyepiece. A computerized setting circle is called a "digital setting circle" (DSC). Although digital setting circles can be used to display a telescope's RA and Dec coordinates, they are not simply a digital read-out of what can be seen on the telescope's analog setting circles. As with go-to telescopes, digital setting circle computers (commercial names include Argo Navis, Sky Commander, and NGC Max) contain databases of tens of thousands of celestial objects and projections of planet positions.

To find a celestial object in a telescope equipped with a DSC computer, one does not need to look up the specific RA and Dec coordinates in a book or other resource, and then adjust the telescope to those numerical readings. Rather, the object is chosen from the electronic database, which causes distance values and arrow markers to appear in the display that indicate the distance and direction to move the telescope. The telescope is moved until the two angular distance values reach zero, indicating that the telescope is properly aligned. When both the RA and Dec axes are thus "zeroed out", the object should be in the eyepiece. Many DSCs, like go-to systems, can also work in conjunction with laptop sky programs. [ kaynak belirtilmeli ]

Computerized systems provide the further advantage of computing coordinate precession. Traditional printed sources are subtitled by the epoch year, which refers to the positions of celestial objects at a given time to the nearest year (e.g., J2005, J2007). Most such printed sources have been updated for intervals of only about every fifty years (e.g., J1900, J1950, J2000). Computerized sources, on the other hand, are able to calculate the right ascension and declination of the "epoch of date" to the exact instant of observation. [15]

GoTo telescopes Edit

GOTO telescopes have become more popular since the 1980s as technology has improved and prices have been reduced. With these computer-driven telescopes, the user typically enters the name of the item of interest and the mechanics of the telescope point the telescope towards that item automatically. They have several notable advantages for amateur astronomers intent on research. For example, GOTO telescopes tend to be faster for locating items of interest than star hopping, allowing more time for studying of the object. GOTO also allows manufacturers to add equatorial tracking to mechanically simpler alt-azimuth telescope mounts, allowing them to produce an overall less expensive product. GOTO telescopes usually have to be calibrated using alignment stars in order to provide accurate tracking and positioning. However, several telescope manufacturers have recently developed telescope systems that are calibrated with the use of built-in GPS, decreasing the time it takes to set up a telescope at the start of an observing session.

Remote-controlled telescopes Edit

With the development of fast Internet in the last part of the 20th century along with advances in computer controlled telescope mounts and CCD cameras "Remote Telescope" astronomy is now a viable means for amateur astronomers not aligned with major telescope facilities to partake in research and deep sky imaging. This enables anyone to control a telescope a great distance away in a dark location. The observer can image through the telescope using CCD cameras. The digital data collected by the telescope is then transmitted and displayed to the user by means of the Internet. An example of a digital remote telescope operation for public use via the Internet is the Bareket observatory, and there are telescope farms in New Mexico, [16] Australia and Atacama in Chile. [17]

Imaging techniques Edit

Amateur astronomers engage in many imaging techniques including film, DSLR, LRGB, and CCD astrophotography. Because CCD imagers are linear, image processing may be used to subtract away the effects of light pollution, which has increased the popularity of astrophotography in urban areas. Narrowband filters may also be used to minimize light pollution.


More Information:

Guiding with near infrared (NIR)

The ONAG® uses a dichroic beam splitter (BS). The near infrared (NIR) light goes through the BS and can be used by your guider.

NIR guiding reduces seeing effects for tracking (see below for further information)

Most stars radiate a lot of energy in NIR. The starlight spectrum (power density versus wavelength) is given by the black body radiation theory. In short the spectrum of a black body, like a star, can be totally defined from its temperature (at equilibrium).

On axis guiding – how does an ONAG work?

The ONAG uses a new, innovative and unique, patent pending technology from Innovations Foresight. Our ONAG has a special dichroic beam splitter (DBS) which is also known as “cold” mirror inside of it. This is basically an inferential filter.
The ONAG’s DBS reflects the visible light from the telescope to the imaging camera and passes the near infrared (NIR) light, which is usually useless for imaging purposes anyway, to the guiding camera for auto-guiding.

How much guiding error is too much?

Guiding errors are inevitable, however they can be reduced to a minimum with the correct guiding hardware and strategy.

Although our ONAG® goes a long way for achieving very low guiding error, most people do not recognize how paramount is to correctly set-up and use an auto guiding software, you can find further information and useful tips on this matter in the ONAG®’s user manual.

One fundamental question one should ask, and eventually answer, for astro-photography is how much guiding error is too much?

How much focusing error is too much?

Focusing errors are inevitable, however they can be reduced to a minimum with the correct focus strategy.

One fundamental question one should ask, and eventually answer, for astrophotography is how much focusing error is too much?

From the answer to this question depends grandly the quality of the images. Defocus translates to “fat” stars and larger FWHM, eventually degrading the image resolution.

ONAG® XT CCD/CMOS chip illumination

The ONAG® XT is a heavy duty very rigid and compact minimum back focus on axis guider designed for full frame (24x36mm) chips having 43mm in diagonal.
However the ONAG® XT can easily be used with chips having up to 50mm in diagonal, such as 36x36mm chip formats.

Depending of the optics there may be some vignetting involved with a 50mm diagonal. Nevertheless with most set-ups it is a very small amount, limited to the extreme corners of the image (see plots below), easily removed during flat frame callibration.

SharpLock – A True Real Time Autofocus Solution

Focusing a telescope is a fundamental task for astro-photographic imaging. Maintaining best focus is crucial but over time load transfers due to the mount motion as well as changing temperature often cause a significant change in focus.

Our patent pending SharpLock technology provides better and unique way to deal with focus changes using a true Real Time Auto Focus (RTAF) solution. SharpLock continually monitors and maintains critical focus without any interruptions in imaging operations. There is no longer any need to slew the scope for refocusing.

Wavefront Analyzer – Star Waves

The popular and traditional “star test”, looking at the Airy disk shape, is quite limited by seeing and more importantly by the type of aberration which can be revealed with such simple technique. However wavefront analysis provides a precise quantitative evaluation of the all optical system and related aberrations, even under a less than optimal seeing.

A wavefront analyzer is essential for aberration analysis and instrumental to reach the full potential of your telescope and optical train.

Our Star Waves analyzer has been designed specifically with astronomical applications in mind.
You spent money for a great telescope, let’s us get you the performance you deserve!

Introduction to astronomical seeing

Astronomical seeing refers to the blurring of astronomical objects caused by the Earth atmospheric turbulence.
Thermal convection and winds produce turbulence cells having different optical refraction indexes, leading to perturbations and distortions of the incoming light wavefronts.

The seeing conditions from a mathematical and model stand point are described by two fundamental parameters r0 and t0 in the Kolmogorov’s turbulence theory.
It is worth to mention that both t0 and r0 parameters are a function of the wavelength of the light used for imaging, we should come back to this point later. Usually r0 and t0 are given at 550nm for the visible range.


Astronomical Refraction

As the same atmosphere is doing the refracting in both cases, you can think of terrestrial refraction as the part of the astronomical refraction caused by the atmosphere between you and some object obviously, this is not the whole atmosphere, so terrestrial refraction is always less than astronomical refraction at the same altitude above the horizon. On the other hand, as distant objects are never very far from the horizon, and refraction generally is largest near the horizon, even the terrestrial refraction can be quite large. Astronomers usually have the luxury of observing objects well above the horizon, where even the refraction due to the whole atmosphere is fairly small.

There's more detail about the relation between terrestrial and astronomical refractions on another page.

Amount of refraction

Astronomical refraction

While terrestrial refraction is often imperceptible to the naked eye, it's huge compared to the errors of measurement in surveying, which are a few seconds of arc, or less. It turns out to be a more serious problem for geodesy than the astronomical refraction is for astronomy &mdash especially because the refraction near the horizon is extremely variable, while astronomical refraction is well behaved at altitudes above 10 or 15 degrees.

This good behavior of the astronomical refraction over most of the sky was proved mathematically by Barnaba Oriani in 1787, so this rule is sometimes called &ldquoOriani's Theorem&rdquo. (However, many other people had already noticed that very different atmospheric models gave almost identical results within about 75° of the zenith.)

Variability near the horizon

In fact, it can be shown that the refraction near the horizon depends mostly on the local temperature gradient , which is much more important than the local temperature itself. For this reason, all the refraction phenomena near the horizon &mdash mirages, dip, terrestrial refraction, etc., as well as the astronomical refraction &mdash are very sensitive to the temperature gradient and they all vary a great deal more than does the astronomical refraction well up in the sky.

This sensitivity to temperature gradients, which vary a great deal from day to day, is the reason for the apparent &ldquocapriciousness&rdquo of green flashes (to use the term introduced by Willard J. Fisher .)

Calculation of the refraction

Given a model atmosphere, we can calculate the refraction at any apparent zenith distance (or altitude, which is the complement of the zenith distance). As the apparent (refracted) altitude happ is just the sum of the true (geometrical) altitude ht and the astronomical refraction R, the calculated table of R(happ) is easily transformed into a table of ht = happ &minus R. This function ht ( happ ) is often called the &ldquotransfer function&rdquo for astronomical refraction.

Once the transfer function is tabulated, it can be used to map the true shape of the low Sun (a small circle in the geometric sky) to the apparent shape we actually see, distorted by refraction. This is not quite as straightforward as it appears, because the calculation gives true altitude as a function of apparent. So we really have to do the mapping in reverse, and figure out what part (if any!) of the Sun appears at a given altitude in the sky. Really, it's necessary to do the calculation this way, because ht is a single-valued function of happ but, in miraging conditions, happ can be a multiple-valued function of ht. That is, the multiple images of mirages mean that the same part of the Sun appears in two or more different places in the sky.

To do the green-flash simulations, it's necessary to repeat this calculation for several different wavelengths, and then combine the distorted images of different colors in a way that resembles what is actually seen in the sky. The details of how the simulations are made are given on a separate page.

More details

For more technical information about astronomical refraction, see the page on understanding astronomical refraction.

Copyright © 2002 &ndash 2008, 2012 Andrew T. Young Back to the .
GF reading page


Astronomers Trace Spiral Structure of Milky Way With WISE

Using data from NASA’s WISE spacecraft, astronomers were able to trace the shape of our Milky Way galaxy’s spiral arms, by revealing the presence of hundreds of open clusters of very young stars shrouded in dust, called embedded clusters, which are known to reside in spiral arms. The image shows the location of the newly discovered stellar clusters along the Milky Way’s spiral arms. Image Credit: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC/Caltech)

In the fictional universe of Star Trek, the entire Milky Way galaxy is mapped in great detail and divided into four quadrants, each one with its own set of alien civilisations that are at the center of the series’ drama. In real life, this level of detailed mapping of our home galaxy still is the stuff of science fiction, with only small portions of our galactic neighborhood being having been charted in any significant detail. A new series of observations from NASA’s WISE spacecraft now comes to enhance our view of the Milky Way, allowing astronomers to trace its spiral structure by unveiling hundreds of previously unseen star clusters that were embedded deep within molecular clouds of dust and gas.

Ever since Edwin Hubble established in the early 1920’s that our 100,000 light-year-wide Milky Way was just one of the hundreds of billions of galaxies that populate the Universe, astronomers have been struggling to find more about the nature and overall structure of our expansive galactic complex. Comparative studies with ground-based telescopes of the Milky Way with other galaxies during the mid-20th century, had indicated that our own galaxy is a spiral one similar to the emblematic Pinwheel Galaxy , or M101, which is one of the most-known spiral galaxies in the local Universe. But what is the exact structure of the Milky Way? Since our Solar System is located within the galactic disk we can’t obtain an overview photo of our galaxy from above similar to those of other galaxies that have been taken with the Hubble Space Telescope and other space observatories. Nevertheless, our position inside the galactic plane gives us the opportunity to study the stellar population as well as the great amounts of interstellar gas and dust of the Milky Way to an extent that isn’t possible for even the nearest galaxies to our own. In this way, astronomers can gather valuable clues for deciphering our galaxy’s overall structure and morphology.

An image collage of the Milky Way galaxy, as seen in various wavelengths across the entire electromagnetic spectrum. Image Credit: NASA Goddard Space Flight Center

The advent of space-based infrared astronomy coupled with a long series of comprehensive all-sky surveys with ground-based radio telescopes that have taken place during the last half century, have provided great views into the plane of the Milky Way by allowing astronomers to penetrate the dust and gas of the interstellar medium which hinders observations in the visible part of the electromagnetic spectrum. The Two Micron All-Sky Survey , or 2MASS, which was a ground-based all-sky infrared survey that was conducted between 1997 and 2001 yielded many important discoveries, including the detection of hundreds of brown dwarfs and low mass stars within the Milky Way as well as the discovery of previously unseen open star clusters which are formed inside giant molecular clouds. The latter are mainly composed of very young and massive O and B-type blue and white stars with ages that are not greater than a few dozen million years, thus representing a brief evolutionary step in the lives of stars. Since the bulk of the galaxy’s stellar population is thought to form inside such open groups, the detailed study of the latter is fundamental in understanding stellar and galactic evolution in general as well as the overall structure of the galaxy itself. NASA’s Spitzer Space Telescope has also been instrumental in this research effort. In 2005, the orbiting observatory made history by providing the first concrete evidence that the Milky Way isn’t just a simple spiral galaxy but a barred-spiral one instead , featuring a massive 27,000 light-year-wide bar that extends from its center. Subsequently, Spitzer caused much stir within the scientific community in 2008, when it returned tantalising evidence which had indicated at the time that the Milky Way might only have two major spiral arms instead of four as was previously thought to be the case. Then in 2013, the four-spiral arm picture of the Milky Way returned on the spotlight again, when the results of the all-sky survey in radio wavelengths revealed that our galaxy indeed had four spiral arms after all , each with a different stellar composition of old and read and blue and young stars respectively.

In their efforts to bring a greater consensus within the scientific community regarding the Milky Way’s true structure, a research team of astronomers from Brazil led by Denilso Camargo, an astronomer at the Federal University of Rio Grande do Sul in Brazil, conducted a comprehensive analysis of archival data that had been taken with NASA’s Wide-field Infrared Survey Explorer, or WISE. Launched in December 2009, WISE completed two high-resolution surveys of the entire sky at infrared wavelengths, before its hydrogen coolant eventually ran out in February 2011, allowing astronomers to discover hundreds of thousands of new previously unseen celestial objects within our home galaxy and beyond and peer deep into the massive molecular clouds of the Milky Way where star formation is actively taking place.

A colour composite mosaic image of the Trapezium cluster, which is located at the central regions of the famous Orion Nebula. Such open star clusters have been of great importance to astronomers, in their efforts to decipher the true structure of the Milky Way. Image Credit: ESO/M.McCaughrean et al. (AIP)

A sub-category of open star clusters is that of Embedded Clusters, which can be seen as the precursors of the former – very young stellar aggregations in the earliest stages of their evolution that are still heavily immersed in the massive interstellar gas clouds from which they were formed. Since embedded clusters have very short lifespans, in the order of a few million light years, they are excellent tracers of the Milky Way’s spiral structure inside which most of open star clusters lie. “It is widely accepted that spiral arms are the preferred sites of star formation and, as most stars form within embedded clusters, the arms are sites of cluster formation,” write the researchers in their study which was published in the May 20 online edition of the Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. “Star formation may occur after the collapse and fragmentation of giant molecular clouds that occur within spiral arms transforming dense gas clumps into embedded clusters. Based on the absence of massive carbon monoxide-bright molecular clouds in the inter-arm space, [previous studies] argue that molecular clouds must form in spiral arms and be short-lived (less than 10 million light-years). Then, the spiral arms may be traced by young star clusters, especially embedded clusters that have not had enough time to move far from their birth places.” Operating under this assumption, Camargo team searched the WISE archives extensively, and was able to discover a total of 437 new embedded and open star clusters within the galactic plane, which allowed the researchers to put more constrains on the expected structure of the Milky Way.

Analysis of the WISE images as well as those taken with the 2MASS survey, revealed that in accordance with the results of previous similar studies, open clusters aren’t distributed randomly in interstellar space but follow a distinct spiral pattern instead that extends outwards dozens of thousands of light-years away from the center of the Milky Way across the galactic plane. The results of the recent study by Camargo’s team, which focused on seven of the newly discovered embedded clusters out of the total 437, showed that the latter were distributed along three of the Milky Way’s spiral arms, predominantly the Sagitarius-Carina, Perseus, and the Outer arm. “Most embedded clusters in the present sample are distributed in the second and third quadrants along the Perseus arm,” write the researchers in their study. “In this region, the Perseus arm is located at galactocentric distances in the range of 9 kiloparsec [approximately 29,000 light-years] in the second quadrant to 10.5 kiloparsecs in the third quadrant for a distance of the Sun to the Galactic Centre of 7.2 kpc [approximately 23,000 light-years], or in the range of 9.8–11.3 kpc for a distance of the Sun from the galactic center of 8 kpc…The Sagittarius–Carina spiral arm in the region traced by our embedded cluster sample is at a galactocentric distance of approximately 6.4 kpc [20,000 light-years]…In [previous studies] by Camargo et al. (2013), based on the distribution of embedded clusters we confirmed that the Outer arm extends along the second and third Galactic quadrants with galactocentric distances in the range of 12.5–14.5 kpc [40,000-48,000 light-years] for a distance of the Sun from the galactic center of 7.2 kpc…There is a large discrepancy between the stellar Outer arm and the gaseous Outer arm with a distance larger than 20 kpc [65,000 light-years], but it appears to be a common feature for large spiral galaxies.”

An image taken with the WISE spacecraft, showing the newly discovered stellar cluster aggregate in the Milky Way’s Perseus arm. Image Credit: D. Camargo et al (2015)/Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 450, Issue 4.

These new results by Camargo’s team come to complement a previous study by the same researchers, which recently unveiled the presence of two young open star clusters which were quite surprisingly found to lie approximately 16,000 light-years below the plain of the Milky Way, offering tantalising hints about our galaxy’s tumultuous history which possibly included great tidal interactions between the latter and its neighboring satellite galaxies, like the Large and Small Magellanic Clouds. “Our work shows that the space around the Galaxy is a lot less empty that we thought,” commented Camargo regarding the two newly found clusters far beyond the galactic disk. “The new clusters of stars are truly exotic. In a few million years, any inhabitants of planets around these stars will have a grand view of the outside of the Milky Way, something no human being will probably ever experience.”

As is always the case in astronomy and astrophysics, the study of a certain class of celestial objects, can provide great insights to other members of the cosmic zoo as well. “The Milky Way is our galactic home and studying its structure gives us a unique opportunity to understand how a very typical spiral galaxy works in terms of where stars are born and why,” says Dr. Melvin Hoare, a professor of astrophysics at the University of Leeds in the UK.

The detailed charting of the Milky Way galaxy as portrayed in the fictional universe of Star Trek may be the stuff of science fiction, but astronomers’ mapping efforts of our home galaxy in real life, nevertheless constitute a fine example of a science fiction concept that is slowly being turned into reality.

Want to keep up-to-date with all things space? Be sure to “Like” AmericaSpace on Facebook and follow us on Twitter: @AmericaSpace


Videoyu izle: VEFÂ. Enstrümantal Duygusal Fon Müziği 2019 (Ağustos 2022).