Astronomi

Faz ve büyüklük arasındaki ilişki

Faz ve büyüklük arasındaki ilişki


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.

Bir gezegenin veya uydunun evresi göz önüne alındığında, aydınlanan alanı bize göre görebilirim, Eğer 2 boyutlu bir yüzey düşünüyoruz. Ancak, 3B bir yüzey olarak kabul edilen aydınlatılmış alanın yüzdesini nasıl bulabilirim ve böylece kısmen aydınlatılmış gezegenin/uydunun büyüklüğünü nasıl bulurum.


Genel olarak, güneşten gelen ışığı (güneş sistemimizdeki nesnelerden bahsettiğimizi varsayarsak) 3B yüzeye yansıtmanız ve 2B bir yüzeye yansıtmanız gerekir. Bu, bir ışın izleme algoritması ile gerçekleştirilebilir.

Bu prosedür size aydınlatılan yüzeyin bir kısmını verecektir.

Şimdi, aydınlatılmış yüzeyin belirli bir yöne doğrudan yansıyan kesriyle ilgileniyorsanız -- bu yönden "görülebilir" olması için -- kaynaktan (Güneş) güneşe ışın izlemeyi 3 boyutlu olarak yapmanız gerekir. nesne ve izleyiciye. Nesneleri 3 boyutlu olarak modelleyebiliyorsanız, google'da bu tür ışın izlemeyi yapacak paketler var…


Faz kayması büyüklüğü ve yönü, Sibirya hamsterlerinin foto döngüye yeniden alışıp alışmayacağını belirler

Doğumdan itibaren 16 saat ışık/gün LD döngüsünde barındırılan erkek Sibirya hamsterlerinde (Phodopus sungorus) vücut ısısı (Tb) veya aktivite ritimleri izlendi. 3 aylıkken, ritimler 14 gün boyunca izlendi ve ardından LD döngüsü, dört ayrı hayvan grubunda 1, 3 veya 5 saat geciktirildi veya faz 5 saat ilerletildi. Faz gecikmeleri, aydınlık fazın 1 veya 3 saatlik uzatılması veya karanlık fazın 5 saatlik uzatılması yoluyla gerçekleştirilmiştir. Faz ilerlemesi, ışık fazının 5 saatlik kısaltılmasıyla gerçekleştirildi. 2 ila 3 hafta sonra, faz 1 veya 3 saat geciktirilen hamsterlar, ışık fazının kısaltılması yoluyla sırasıyla 1 veya 3 saat faz ilerletildi. 1 veya 3 saatlik faz gecikmelerine ve 1 saatlik faz ilerlemesine yeniden eğitilen hayvanların tümü, %79'u 3 saatlik bir faz ilerlemesine yeniden eğitildi. Buna karşılık, hayvanların sadece %13'ü 5 saatlik faz ilerlemesine yeniden eğitildi, %13'ü aritmik hale geldi ve %74'ü birkaç hafta boyunca serbest koştu. Bununla birlikte, 5 saatlik faz gecikmesinden sonra, hayvanların %50'sinde yeniden alıştırma gözlemlendi, ancak bunların yarısının yeniden eğitilmesi 21 günden fazla gerektirdi. Bir faz kaymasına tepki, faz kaymasından önce değerlendirilen sirkadiyen ritim organizasyonunun herhangi bir parametresi tarafından tahmin edilemezdi. Bu veriler, LD döngüsündeki bir faz kaymasının, sürüklenme mekanizmalarını kalıcı olarak bozabileceğini ve sirkadiyen Tb ve aktivite ritimlerini ortadan kaldırabileceğini göstermektedir. LD döngüsünün bir faz kaymasının büyüklüğü ve yönü, yalnızca hızı değil, aynı zamanda yeniden alıştırma olasılığını da belirler. Ayrıca, faz kaymasının yapıldığı LD döngüsünün fazı, yeniden eğitilen hayvanların oranı üzerinde belirgin bir etkiye sahiptir. Aktif faz sırasında günlük ışığa maruz kalma ile birlikte subjektif gece boyunca ışığa maruz kalma, bu fenomenleri açıklayabilir.


Arasındaki ilişki VL ve Vph

Faz gerilimi için fazör diyagramı için aşağıda gösterildiği gibi olacaktır yıldız bağlantısı. Herhangi birini hesaplayacağız hat voltajı. VRY R ve Y arasındaki voltajdır. Şekilden,

Bu nedenle, VRY eklenmesiyle elde edilir ( -VY ) ve elde edilen VRY V'nin 30 0 önünde olacak$. Bu nedenle, VL V ph'nin 30 0 önündedir. V'nin büyüklüğüRY olarak hesaplanabilir,

Bu nedenle, büyüklüğü hat voltajı 3 kökünün altındaki büyüklük faz gerilimi.


Faz açısı (astronomi) ile benzer veya benzer konular

Ters logaritmik astronomik büyüklük ölçeğinde bir gök nesnesinin parlaklığının ölçüsü. Yıldızlararası madde ve kozmik toz tarafından soğurulması nedeniyle ışığının tükenmesi olmadan, tam olarak 10 pc'lik bir mesafeden bakıldığında nesnenin sahip olacağı görünür büyüklüğe eşit olarak tanımlanır. Vikipedi

Hedef nesnelerden mikrodalgaları yansıtarak yakındaki astronomik nesneleri gözlemleme ve yansımaları analiz etme tekniği. Bu araştırma altı yıldır yürütülmektedir. Vikipedi

Dünya'dan gözlemlenen bir yıldızın veya başka bir astronomik nesnenin parlaklığının ölçüsü. Bir cismin görünür büyüklüğü, onun içsel parlaklığına, Dünya'dan uzaklığına ve gözlemcinin görüş hattı boyunca yıldızlararası tozun neden olduğu cismin ışığının sönmesine bağlıdır. Vikipedi

Venüs gezegeninin gözlemleri, antik çağdakileri, teleskopik gözlemleri ve uzay aracını ziyaret etmeyi içerir. Uzay aracı, Venüs'ün atmosferinde yüzen balon sondaları da dahil olmak üzere, Venüs'te çeşitli uçuşlar, yörüngeler ve inişler gerçekleştirdi. Vikipedi

Kendi yerçekimi tarafından bir arada tutulan parlak bir plazma küresinden oluşan astronomik nesne. Güneş. Vikipedi

Ufkun altında. Bir gece gökyüzündeki doğal ışık kaynakları, konuma ve zamanlamaya bağlı olarak ay ışığı, yıldız ışığı ve hava parıltısını içerir. Vikipedi

Yıldızlardan ve diğer gök cisimlerinden yayılan görünür ışık ve radyo da dahil olmak üzere elektromanyetik radyasyon spektrumunu ölçmek için spektroskopi tekniklerini kullanan astronomi çalışması. Bir yıldız tayfı, Doppler kayması ölçümlerini kullanarak yıldızların kimyasal bileşimleri, sıcaklıkları, yoğunlukları, kütleleri, uzaklıkları, parlaklıkları ve bağıl hareketleri gibi birçok özelliğini ortaya çıkarabilir. Vikipedi

Astronomide, iki astronomik nesne veya uzay aracı, genellikle Dünya'dan gözlemlendiği gibi, aynı doğru yükselişe veya aynı ekliptik boylamına sahip olduğunda bir bağlantı oluşur. Bağlaç için astronomik sembol ☌'dir (Unicode U+260C'de) ve el yazısıyla yazılmıştır. Vikipedi

Katılımcıların çıplak gözle, dürbün veya teleskop kullanarak gökyüzündeki gök cisimlerini gözlemlemekten veya görüntülemekten keyif aldıkları hobi. Bilimsel araştırma birincil hedefleri olmasa da, bazı amatör astronomlar, örneğin değişken yıldızları, çift yıldızları, güneş lekelerini veya Ay veya asteroitler tarafından yıldızların örtülmesini izleyerek veya geçici astronomik olayları keşfederek vatandaş bilimi yapmaya katkıda bulunurlar. kuyruklu yıldızlar, galaktik novalar veya diğer galaksilerdeki süpernovalar gibi. Vikipedi

Gökyüzündeki en parlak doğal nesnelerin listesi. Çıplak gözle izlemek için tasarlanmıştır. Vikipedi

Gökbilimcilerin gök cisimlerini bulmak için kullandıkları zaman işleyişi sistemi. Bir teleskopu gece gökyüzünde uygun koordinatlara kolayca yönlendirmek mümkündür. Vikipedi

Venüs'ün evreleri, Ay evrelerine benzer şekilde, gezegenin yüzeyinde görülen aydınlatma varyasyonlarıdır. Bunların ilk kaydedilen gözlemlerinin Galileo Galilei tarafından 1610'da teleskopik gözlemler olduğu düşünülüyor. Wikipedia

Gezegen benzeri bir nesnenin kütlesinin ölçüsü. Güneş kütlesi, Güneş kütlesi. Vikipedi

Nesnenin, arka plandaki yıldızlara göre kendi dönüş ekseni etrafında tek bir dönüşü tamamlaması için geçen süre. Nesnenin güneş gününden farklıdır; bu, nesnenin bir gün boyunca yörünge periyodunun bir kısmını yerleştirmek için kesirli bir dönüşle farklılık gösterebilir. Vikipedi

Çoğu durumda, Mars gezegeninden görülen astronomik olaylar, Dünya'dan görülenlerle aynı veya benzerdir, ancak bazen (Dünya'nın bir akşam/sabah yıldızı olarak görülmesi gibi) oldukça farklı olabilir. Ozon tabakası, Mars yüzeyinden UV gözlemleri yapmak da mümkündür. Vikipedi

Astronomik nesnelerin döngüsel doğasının tek bir saatte mekanik temsili. Astronomik Saat. Vikipedi

Belirli bir astronomik nesnenin başka bir nesnenin etrafındaki bir yörüngeyi tamamlaması için geçen süre ve astronomide genellikle Güneş'in yörüngesindeki gezegenler veya asteroitler, gezegenlerin yörüngesindeki aylar, diğer yıldızların yörüngesindeki ötegezegenler veya ikili yıldızlar için geçerlidir. Genellikle yıldız periyodu olarak anılır ve bir gök cismi diğerinin etrafında 360° dönmesiyle belirlenir, örn. Güneş'in yörüngesinde dönen dünya. Vikipedi

Uzunluk birimi, kabaca Dünya'dan Güneş'e olan mesafe ve yaklaşık 150 e6km'ye eşit veya

8 ışık dakikası. Gerçek mesafe, Dünya Güneş'in etrafında dönerken, maksimumdan (günöte) minimuma (günberi) ve yılda bir kez geri dönerken yaklaşık %3 oranında değişir. Vikipedi

Aslan takımyıldızındaki en parlak nesne ve gece gökyüzündeki en parlak yıldızlardan biri, Güneş'ten yaklaşık 79 ışıkyılı uzaklıkta yer alıyor. Aslında iki çift halinde düzenlenmiş dört yıldızdan oluşan dörtlü bir yıldız sistemi. Vikipedi

Hindu astrolojisi, Hint astrolojisi ve daha yakın zamanda Vedik astrolojisi olarak da bilinen geleneksel Hindu astroloji sistemi. Nispeten yeni terim, 1970'lerde Āyurveda veya yoga üzerine kendi kendine yardım yayınlarıyla ortak kullanıma girdi. Vikipedi

Konumsal astronomide, belirli bir cisimden (genellikle Dünya) gözlemlendiği gibi, göksel kürenin zıt taraflarında olduklarında iki astronomik nesnenin karşıt olduğu söylenir. Güneş'e karşı olduğunda "karşıt" veya "karşıt" olduğu söylenir. Vikipedi

Bir gök cismi içinden geçen büyük daire ile başucu noktası ve cismin saat dairesi arasındaki açı. Genellikle q ile gösterilir. Vikipedi

Mars gezegeninin kayıtlı gözlem tarihi hakkında. Mars'ın gözlemine ilişkin ilk kayıtlardan bazıları, MÖ 2. binyılda eski Mısırlı gökbilimcilerin dönemine kadar uzanıyor. Vikipedi

Dünya dışı gökyüzü, Dünya dışındaki astronomik bir cismin yüzeyinden dış uzayın bir görüntüsüdür. Ay'ınki. Vikipedi

Klasik antik çağda, yedi klasik gezegen veya yedi kutsal ışık, gökyüzünde çıplak gözle görülebilen yedi hareketli astronomik nesnedir: Ay, Merkür, Venüs, Güneş, Mars, Jüpiter ve Satürn. Gezegen kelimesi birbiriyle ilişkili iki Yunanca kelimeden gelir, πλάνης planēs (buradan πλάνητες ἀστέρες planētes asteres "gezici yıldızlar, gezegenler"dir) ve πλανήτης planētēs, her ikisi de orijinal "gezgin" anlamına gelir ve bu sabit nesnelerin göksel küre boyunca hareket ettiği gerçeğini ifade eder. yıldızlar. Vikipedi

Görünür ışık astronomisi, görünür ışık aralığında hassas olan teleskoplar (optik teleskoplar) aracılığıyla çok çeşitli gözlemleri kapsar. Optik astronominin bir parçasıdır ve radyo dalgaları, kızılötesi dalgalar, morötesi dalgalar, X-ışını dalgaları ve gama ışını dalgaları gibi elektromanyetik radyasyon spektrumundaki görünmez ışık türlerine dayanan astronomilerden farklıdır. Vikipedi

Güneş'in Dünya'dan karşı tarafında. Dünya referansı, Güneş, Dünya ile nesne arasından geçecek. Vikipedi

Uzak nesneleri gözlemlemek için lensleri, kavisli aynaları veya her ikisinin bir kombinasyonunu kullanan optik alet veya elektromanyetik radyasyonun emisyonu, absorpsiyonu veya yansıması yoluyla uzaktaki nesneleri gözlemlemek için kullanılan çeşitli cihazlar. Bilinen ilk pratik teleskoplar, 17. yüzyılın başında Hollanda'da cam mercekler kullanılarak icat edilen kırılma teleskoplarıydı. Vikipedi

Gözlem, ziyaret ve Dünya'nın "kozmik komşuluğu" hakkında bilgi ve anlayışta artış. Buna Güneş, Dünya ve Ay, büyük gezegenler Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün, uyduları ve kuyruklu yıldızlar, asteroitler ve toz gibi daha küçük cisimler dahildir. Vikipedi

Bu makale, şimdiye kadar keşfedilen ve doğrulanan en uzak astronomik nesneleri ve bu şekilde sınıflandırıldıkları zaman dilimlerini belgeliyor. Yakındaki galaksilerdekiler dışındaki uzak nesnelere olan mesafeler, neredeyse her zaman ışıklarının kozmolojik kırmızıya kayması ölçülerek çıkarılır. Vikipedi


Güneş Fiziği


Denklem 18 - Akı Oranı
Denklem 22 - Akı ve Parlaklık
Denklem 24 - Akı için Ters Kare Yasası
Denklem 26 - Stefan-Boltzmann Yasası
Denklem 38 - Elektron dejenerasyon basıncı
Denklem 61 - Wien'in Yer Değiştirme Yasası

Ses Aşamasını Anlama

Karışımınız hiç “pek doğru değil” gibi geldi mi, ancak parmağınızı neden koyamıyorsunuz? Belirli frekansların karışımınızdan kaybolmasına neden olabilecek bir fenomen olan faz iptali yaşıyor olabilirsiniz. Size yardımcı olmak için bu Studio Temelleri makalesi, aşamayı anlamanıza yardımcı olacaktır - ne olduğunu, neden önemli olduğunu ve aşama dışı olmanın ne anlama geldiğini.

Fizik Kanunları

Esasen faz, ses dalgalarını veya basitçe havanın titreşimini ifade eder. Sesi dinlediğimizde duyduğumuz şey hava basıncındaki değişikliklerdir. Tıpkı bir taşın sudaki dalgalanması gibi, ses de havanın hareketiyle oluşur. Ve tıpkı suda olduğu gibi, bu hareketler bir dalgalanma etkisi yaratır - tepeler ve çukurlardan oluşan dalgalar. Bu dalgalar kulak zarlarımızın titreşmesine neden olur ve beynimiz bu bilgiyi sese dönüştürür.

Ses kaydettiğimizde, mikrofonlarımızdaki diyaframlar esasen kulak zarlarımızın hareketini kopyalar ve bu dalgalara göre titreşir. Dalgaların tepe noktaları, mikrofonun diyaframının bir yönde hareket etmesine neden olurken, olukları ters yönde hareket üretir.

Aşağıdaki ilk çizim, fazda iki kanallı bir sinyale sahip olduğumuzda ne olduğunu gösterir. Her iki kanal da fazdayken sesi her iki kulakta aynı anda ve aynı genlik seviyesinde duyarız.

Ancak, ikinci resimde gösterildiği gibi, stereo sinyalin bir tarafı ters çevrilirse, sinyaller birbirini iptal edecektir. Aslında, saf sinüs dalgası kullanıyor olsaydık, her iki sinyali de faz dışı birleştirmek sessizlikle sonuçlanırdı, çünkü sesler kelimenin tam anlamıyla birbirini iptal ederdi.

Gerçek dünyada normalde saf sinüs dalgalarını dinlemeyiz. Duyduğumuz müziğin ve kaydettiğimiz enstrümanların çoğu çoklu dalga ve harmoniklerin karmaşık bir bileşimi olduğundan, faz iptalinin sonuçları eşit derecede karmaşık olacaktır.

Stüdyoda

Kayıt sırasında, faz sorunları hızla karmaşık hale gelebilir ve genellikle tek bir kaynağı kaydetmek için birden fazla kanal kullanıldığında, örneğin bir gitarı stereo mikrofonlama, bir davul setini çoklu mikrofonlama veya bas için bir mikrofon/DI kombinasyonu kullanma gibi bir sorun haline gelebilir. . Farklı frekanslardaki ses dalgaları farklı mikrofonlara farklı zamanlarda ulaştığından, bir mikrofonun pozitif faz alırken diğerinin negatif faz alma potansiyeli büyük ölçüde artar ve tüm bu dalgaların fazları arasındaki ilişki tahmin edilemez olabilir. Aslında, oyunda ne kadar çok mikrofon varsa, bir tür aşama sorunu o kadar kaçınılmaz hale gelir.

Akustik bir gitarın stereo kaydı gibi basit bir senaryoya bakalım.

Çoğu zaman, biri daha düşük frekansları almak için ses deliğine, ikinci mikrofon ise saldırıyı almak için boyuna ve klavyeye bakacak şekilde iki mikrofon kurulur. Tabii ki, gitarın frekans aralığı birkaç oktavı kapsar, bu da çok çeşitli farklı ses dalga boyları anlamına gelir. Mikrofonlar kaynaktan sabit bir uzaklıkta olduğu için, bu farklı dalgalar mikrofonlara farklı noktalarda ulaşacaktır.

Kaçınılmaz olarak, bir veya daha fazla harmonik diğerlerinden daha zayıf ses çıkarır. En iyi uygulamanız, kulaklarınız için en iyi sesi elde edene kadar mikrofonları çok hafifçe hareket ettirmeyi içerir - bir inçin bir kısmı bile fark yaratabilir. Başka bir çözüm, Mid Side (MS) Mic Recording Basics makalemizde okuyabileceğiniz bir mid-side mikrofonlama tekniği kullanmak olacaktır.

Yine, bir kayıtta ne kadar çok mikrofon kullanılırsa, faz sorunları için o kadar fazla potansiyel olur. Modern müzik kaydında, bu genellikle bateri kitine işaret eder. Yukarıdan ve aşağıdan mikrofonlu tek bir trampet bile düşünün. Davulun üst ve alt kafaları genellikle doğrudan zıt hareketle hareket ettiğinden (üst davul kafasına vurulduğunda, içe doğru hareket ederek alt başlığın dışa doğru hareket etmesine neden olur), iki mikrofon doğrudan faz dışı olan sinyalleri kaydeder. .

Şimdi hi-hat mikrofonu, bir çift genel gider, en az bir kick davul mikrofonu ve her tom'da bir tane faktör, ortam mikrofonlarıyla olan ilişkiden bahsetmeyin ve faz sorunları için olgunlaşmış bir sonik çorbanız var. Bu nedenle birçok mikrofonun yanı sıra mikrofon ön amplifikatörleri ve konsollar bir faz çevirme anahtarı sunar. Aynı zamanda birçok “eski okul” kayıt mühendisinin sadece iki veya üç mikrofonlu bir kit kaydettikleri günleri nostaljik hale getirmesinin nedeni de budur!

Kayıtlarınıza faz sorunları ekleyebilecek birçok başka "sapık" var. Örneğin, doğrudan kaydedilen bir bas parçası (DI) çok temiz bir sese sahip olabilir, bu nedenle bas amfi kabinine bir mikrofon koymak ve iki sesi karıştırmak ihtiyaç duyduğu ekstra "güç"ü verebilir - ancak faz sorunlarına da neden olabilir.

Bir yankı yaması içindeki ön gecikmeler de dahil olmak üzere belirli gecikme ayarları bile, orijinal sinyalinizde faz dışı olan bir gecikme oluşturabilir.

Hoparlörlerinizi Kontrol Edin

Faz iptali, hoparlörlerin yanlış kablolanması ve yanlışlıkla bir kanalın polaritesinin ters çevrilmesiyle de gerçekleşebilir. Kaç tane ev müzik setinin ve hatta proje stüdyolarının monitörlerini faz dışı kablolaması şaşırtıcı. Bazı durumlarda, dikkatli dinlemeden belli bile olmayabilir. Bu genellikle "faz dışı kablolama" olarak adlandırılsa da, teknik olarak konuşursak, bu bir kutupluluk sorunudur. Bununla birlikte, bu polarite tersine çevrilmesinin sesli etkisi, faz iptali ile elde ettiğinizle aynıdır.

Hoparlörlerinizi kontrol etmenin en kolay yolu, miksinizi mono olarak toplamaktır (bununla ilgili daha fazla bilgi ileride). Birçok stereo ve çoğu miksaj konsolu bunu yapmanıza izin verir, ancak stereoda bile faz sorunlarının bazı belirgin işaretleri vardır.

Faz problemi kulağa nasıl geliyor? Faz iptali en çok düşük frekanslı seslerde görüldüğünden, faz dışı monitörlerin işitilebilir sonucu tipik olarak çok az bas sesi olan veya hiç olmayan ince sesli bir sinyaldir. Bir başka olası sonuç da, kick davul veya bas gitarın tek bir noktadan gelmek yerine miks etrafında hareket etmesidir.

Faz dışı stereo mikslerin bir başka yaygın eseri, merkeze panlanan sinyallerin kaybolduğu, bir tarafa doğru panlanan seslerin kaldığı yerdir. Çoğu zaman bu, bir ana vokal veya enstrüman solosu için geçerli olacaktır - ana kısım kaybolacak ve sadece reverb bırakacaktır. Aslında, bu eski "baş vokali kaldır" karaoke kutularının kaç tanesi işe yarıyor - ticari olarak kaydedilmiş çoğu parçada, ana vokalin ölü merkeze kaydırıldığı varsayımına dayanarak stereo karışımın bir tarafının fazını çevirirler. .

Düzeltme nedir?

Çoğu şeyde olduğu gibi, cevap “duruma göre değişir”. Kayıt işlemi sırasında bir faz sorunu tanımladığınızı varsayarsak, düzeltme, bir mikrofonu hareket ettirmek veya bir mikrofondaki veya giriş kanalındaki fazı çevirmek kadar kolaydır.

Ambiyansı yakalamaya çalışırken hızlı bir hile de vardır: 3:1 Mikrofon Yerleştirme Kuralı. Basitçe söylemek gerekirse, bir kaynağı kaydetmek için iki mikrofon kullanırken, ilk mikrofon kaynaktan olduğu için ikinci mikrofonu ilk mikrofondan üç kat daha uzağa yerleştirmeyi deneyin. Bu nedenle, ilk mikrofon bir kaynaktan bir fit uzaktaysa, ikinci mikrofon ikinci mikrofondan üç fit uzağa yerleştirilmelidir. Bu basit 3:1 kuralının kullanılması, mikrofonlar arasındaki zaman gecikmesinin yarattığı faz sorunlarını en aza indirebilir.

Tabii ki, siz miks yapana kadar sorun kendini göstermezse, DAW'nizde parçaları yukarı çekmek, dalga biçimlerini yakınlaştırmak ve bir parçayı hafifçe dürtmek genellikle mümkündür. Bir parçayı sadece bir veya iki milisaniye hareket ettirmenin ne gibi bir fark yaratabileceğine şaşıracaksınız. Ayrıca piyasada her şeyi gerçekten temizleyebilen ve hatta harika yaratıcı araçlar olarak hizmet edebilen çok etkili bazı faz hizalama eklentileri de var. Bunlardan biri de UAD Little Labs IBP Faz Hizalama Aracı Eklentisi‑In.

Özetle

Sadece yüzeyi çizdik, ancak sonuç şu ki, aşama sorunları hayatın bir gerçeği ve pratik olarak kaçınılmaz.

İlk iş sırası sorunu belirlemektir. Faz problemlerinin çoğu kendilerini stereo olarak göstermez ve yalnızca miksinizi tek bir toplam kanala daralttığınızda ortaya çıkar. Bu nedenle, mikslerinizi oluştururken mono olarak düzenli olarak kontrol etmeniz kritik derecede önemlidir. Mono olarak özetlemek için tamamlanmış bir karışımınız olana kadar beklemeyin. Temel parçaları, özellikle davulları ve basları, aranjman ve miksajın daha az yoğun olduğu ve daha az şeyin olduğu sürecin başlarında kontrol edin. Birkaç enstrüman daha eklediğinizde veya bir parçanın EQ'sunu değiştirdiğinizde veya yankı eklediğinizde tekrar kontrol edin.

Pek çok şeyde olduğu gibi, bir faz problemini ne kadar erken yakalarsanız, düzeltmek o kadar kolay olacaktır. Mutlu karıştırma!


Ay'ın evresi herhangi bir yerin gök aydınlığını nasıl etkiler ve yeni Ay'dan kaç gün önce veya sonra karanlık bir bölge tehlikeye girmez?

Tarafından: Tony Flanders 21 Temmuz 2006 0

Bunun gibi makalelerin gelen kutunuza gönderilmesini sağlayın

Ay'ın evresi, herhangi bir yerin gök aydınlığını nasıl etkiler? Yeni Ay'dan kaç gün önce veya sonra karanlık bir site tehlikeye atılmaz?

Gökyüzünün yaklaşık %65'ini kaplayan bu fotomozaik, Ay'ın parıltısının ne kadar düzensiz dağıldığını gösteriyor. Ay'ın kendisi, fotoğrafı yakmaması için bir gölge ile kapatılmıştır.
Tony Flanders

Cevap karmaşık çünkü Ay'ın parıltısı ışık kirliliğinden bile daha yönlü. Skyglow, Ay'ın yakınında gökyüzünün karşı tarafına göre birkaç kat daha parlaktır. Ve Ay'ın etkisi, ufka yakın olduğunda büyük ölçüde azalır.

Ama benim kendi ölçümlerime ve Brian Skiff'in (Lowell Gözlemevi) ölçümlerine göre, dolunayda tam başımızın üzerindeki gökyüzü parlaklığı kabaca kadir yay saniyesi başına 18,0 kadirdir (18,0 mpss). Bu, Boston, Massachusetts'in merkezine yakın evimde aysız bir gecede gökyüzünün parıltısıyla eşleşiyor.

İlk ve son çeyrekte, Ay bu kadar parlak sadece onda biri kadardır ve 20,5 m/sn'lik bir gökyüzü parlaklığı sağlar - Boston'ın merkezine 40 mil mesafedeki herhangi bir yerden daha karanlık. Bu nedenle, çoğu banliyö bölgesinde, %50 aydınlanmış bir Ay, gözlemlediğiniz nesneye yakın olmadıkça çok az etkiye sahiptir.

El değmemiş bir sitedeki doğal arka plan gökyüzü parlaması 22,0 mpss civarındadır. Bu, dört günlük (%16 ışıklı) bir Ay'ın parıltısından biraz daha parlak.


Kuantum Optiği

8.15 Kuantum Korelasyon Fonksiyonları

Fotosayım varyans formülü ( 8.336 ) deneysel olarak belirlenebilen bir nicelik ile ilgilidir ve bize bu nicelik için teorik ifadenin (denklemin sağ tarafı) dört alan fonksiyonunun bir çarpımının beklenen değerini içerdiğini söyler. çarpımdaki faktörlerin farklı uzay-zaman noktalarına karşılık gelebildiği iki alan fonksiyonunun çarpımına eşittir (bu, alan kuvveti operatörü açısından fotosayım varyansının ifadesinden daha doğrudan görülür, yani N olan bir ^ D ( t , t ′ ) Ĵ ( t , t ′ ) ile değiştirilir ve sabit ηS uygun şekilde yeniden ölçeklendirilir).

Daha genel olarak, kişi kuantum korelasyon fonksiyonları Ürünlerde isteğe bağlı sayıda faktörün bulunabileceği farklı uzay-zaman noktalarında değerlendirilen alan operatörlerinin normal sıralı ürünlerini içerir (ancak pozitif frekans faktörlerinin sayısı, negatif frekans faktörlerinin sayısıyla aynıdır). Örneğin, formül ( 8.331 ) 'deki birinci dereceden korelasyon fonksiyonu (uygun bir ölçek faktörüne kadar) ortalama yoğunluğu tanımlar (r, t),

uzay-zaman noktaları arasındaki birinci dereceden alan korelasyonu (r1, t1) ve (r2, t2) şeklindedir

İkinci mertebeden bir korelasyon fonksiyonu ise şuna benzer:

Bu alan korelasyon fonksiyonları, tutarlılık özellikleri Klasik bir alan durumunda olduğu gibi, nispeten düşük mertebeden (çoğunlukla, 1. ve 2. mertebeden olanlar) korelasyon fonksiyonlarının, yaygın olarak deneysel olarak belirlenen alan özellikleri ile ilgili olduğu bir optik alan. Denklemde olduğu gibi ( 8.331 ), tüm korelasyon fonksiyonları, normal sırada alan operatörlerinin ürünlerini içerir.

Denklem'deki birinci mertebeden korelasyon. ( 8.339a ) noktasına yerleştirilen bir cihaz tarafından belirlenir. r bu, ortalama fotosayım oranı aracılığıyla topluluk ortalamalı anlık yoğunluğu ölçen (Eşi. 8.331 ve 8.339a'yı yarı-klasik formül ( 7.159 ) ile karşılaştırın).

Öte yandan, ikinci dereceden korelasyon fonksiyonu G (2) (r1t1, r2t2r1t1, r2, t2) fotoğraf sayısı oranı arasındaki korelasyonu verir (r1, t1) ve (r2, t2 ). Tüm bu kuantum korelasyon fonksiyonları, çeşitli derecelerdeki klasik korelasyon fonksiyonlarına benzer. Aslında, optik denklik teoremi, kuantum bağıntılarını, bir yedek faz uzayında bir dağılım fonksiyonu tarafından tanımlanan karma bir klasik durumda eşdeğer bir klasik alanın karşılık gelen bağıntıları açısından resmi olarak yorumlamamıza izin verir.

Bu, korelasyon fonksiyonları için ifadelerde meydana gelen elektrik alan operatörlerinin yaratma ve yok etme operatörleri cinsinden ifade edilmesi ve ardından P-Beklenti değerinin değerlendirilmesi istenen alan durumunun temsili (bakınız Bölüm 8.10.2 ).

Ancak, daha önce de belirttiğim gibi, bu değil azaltmak klasik olanlarla kuantum bağıntıları. Birinci mertebeden korelasyon fonksiyonlarına dayanan özelliklerle ilgili olarak, kuantum ve klasik tutarlılık özellikleri arasında gerçekten de bir yakınsama vardır. Öte yandan, ikinci mertebeden korelasyon fonksiyonlarına dayanan tutarlılık özellikleri, klasik ve kuantum tanımları arasında net bir ayrım yapar. Şimdi bunun ne anlama geldiğini kısaca özetleyeceğim.


Sağa Gidiş (İleri Seyir) Dalga

  • gri noktalar ortamdaki akışkan parçacıkların hareketini temsil eder ve dalga soldan sağa hareket ederken, parçacıklar geçici olarak denge konumlarından sağa (pozitif yönde) yer değiştirir, dalga geçtikten sonra dengeye döner.
  • siyah arsa ve ok temsil etmek yatay yer değiştirme sıvı parçacığının, başlangıçta yeşil dalga geçerken denge konumu. Çizim için büyük bir dikey değer, dengeden büyük bir pozitif yatay yer değiştirmeyi (sağa doğru) gösterir.
  • kırmızı ok ve arsa parçacık hızını temsil eder. Parçacıklar sağa (pozitif yönde) hareket ederken, hız pozitiftir ve ok sağı gösterir. Parçacıklar sola (negatif yönde, dengeye doğru) hareket ederken hız negatiftir ve ok sola doğru işaret eder.
  • mavi arsa ve kelimeler baskıyı temsil eder. Dalga sağa doğru ilerlerken ve parçacıklar farklı miktarlarda pozitif yönde (sağa doğru) yer değiştirmeye başladığında, dalganın ön ucundaki parçacıklar bir araya toplanır (sıkıştırma) ve basınç pozitif olur. Dalga geçerken ve parçacıklar sola hareket etmeye başladığında (denge konumlarına geri dönerken), parçacıklar daha fazla yayılır (nadir) ve basınç negatiftir.

Sağdaki ilk hareketsiz çerçeve, parçacığın (denge konumu yeşil nokta ve kesikli çizgi ) tarafından kanıtlandığı gibi, pozitif yönde yer değiştirmektedir. siyah ok Sağa. Bu anda parçacık maksimum hızla sağa doğru hareket etmektedir (kırmızı ok sağa işaret etmektedir ve parçacık hızı grafiğinin değeri maksimumdur (yeşil denge konumunda) Komşu parçacıklar (önce ve sonra) yeşil denge konumu) sağa kaydırılmıştır ve şimdi yeşil denge noktası konumuyla ilişkili basınç maksimum olacak şekilde bir araya toplanmıştır.

İkinci hareketsiz çerçeve, parçacığın (başlangıçta yeşil denge konumunda) maksimum yer değiştirmesine ulaştığı zamanı temsil eder. Bu anda, parçacık hızı sıfırdır. Ayrıca, yer değiştiren parçacık arasındaki boşluk (başlangıçta yeşil noktadadır, ancak şimdi sağa kaydırılmıştır) siyah nokta) ve yer değiştirmiş komşuları, parçacıkların hepsinin denge konumlarında olduğu zamankiyle aynı değerdir, bu nedenle basınç sıfırdır.

Üçüncü hareketsiz çerçeve, parçacığın (başlangıçta yeşil denge konumu) hala pozitif yönde (siyah ok hala sağı gösteriyor), ancak parçacık denge konumuna dönerken negatif bir hızla sola doğru hareket ediyor. Parçacık şimdi komşularından denge aralığından (nadirlik) daha uzaktadır, bu nedenle basınç negatiftir.


Faz Kaymaları ve Girişim/Kırınım Modelleri

Göreceli faz kaymasının neden önemli olduğunu görmek için, göreli faz kayması π pi π olan iki özdeş dalganın üst üste binmesini düşünün:

π pi π göreli bir faz kaymasında dalgaların (düz kırmızı ve kesikli kırmızı) yıkıcı girişimi, her yerde net sıfır (mavi) sonucunu verir.

Bu dalgalar denir faz dışı faz kaymasının bir dalganın tepe noktalarını diğerinin tepe noktalarının tam karşısına koyduğu gerçeğini belirtmek için. Süperpozisyonun sonucu, pozitif ve negatif tepe noktalarının birbirini iptal etmesi ve sıfır elde etmesidir. yokedici girişim.

iki dalga ise fazda, ancak, zirveler sıraya giriyor. Bu, her zaman bağıl faz kayması sıfır olduğunda meydana gelir, ancak aynı zamanda küçük faz kaymaları için de etkili bir şekilde ortaya çıkar. sonuç yapıcı girişim, burada sonucun tepe noktaları, iki orijinal tepe noktasının toplamı tarafından verilen bir yüksekliktedir:

Daha büyük bir genliğin (mavi) bir sonucu veren, mükemmel fazda olan iki dalganın (koyu kırmızı ve kesikli kırmızı) yapıcı girişimi.

Aşağıda, farklı faz kaymalarında dalgaların üst üste bindirilmesinin fizikte nasıl önemli girişim ve kırınım etkilerine yol açtığına dair bazı örnekler incelenmiştir.

Λ lambda λ dalga boyundaki ışığa karşılık gelen fotonlar, aşağıdaki şemada gösterildiği gibi d d d mesafesiyle ayrılmış iki ince yarık içeren bir bariyere ateşlenir. Yarıklardan geçtikten sonra, D D D uzaklıkta, D ≫ d D gg d D ≫ d uzaklıkta bir ekrana çarparlar ve çarpma noktası ölçülür. Dikkat çekici bir şekilde, kuantum mekaniğinin hem deneyi hem de teorisi, ekran boyunca her noktada ölçülen foton sayısının, bir dizi karmaşık tepe ve çukuru takip ettiğini öngörür. Girişim paterni aşağıda olduğu gibi. Fotonlar, bir şekilde bu fenomenden sorumlu olmak için göreli bir faz kaymasının dalga davranışını sergilemelidir. Ekranda girişim deseninin maksimumlarının oluştuğu koşulu bulun.

Solda: birçok küçük tepe ve çukur sergileyen fotonların gerçek deneysel iki-yarık girişim deseni. Sağda: yukarıda açıklandığı gibi deneyin şematik diyagramı [6].

Çözüm:

D ≫ d D gg d D ≫ d olduğundan, her bir yarıktan gelen açı yaklaşık olarak aynıdır ve θ heta θ'ye eşittir. y y y, yarıklar arasındaki orta noktadan bir girişim zirvesine dikey yer değiştirme ise, bu nedenle şu doğrudur:

D tan ⁡ θ ≈ D günah ⁡ θ ≈ D θ = y . D an heta yaklaşık Dsin heta yaklaşık D eta = y. D tan θ ≈ D günah θ ≈ D θ = y .

Ayrıca, iki yarık ve girişim tepe noktası arasında bir yol farkı Δ L Delta L Δ L vardır. Alt yarıktan gelen ışık, aşağıdaki şemada olduğu gibi, ekrandaki herhangi bir noktaya ulaşmak için Δ L Delta L Δ L daha uzağa gitmelidir:

Alt yarıktan gelen ışık, orta noktanın üzerindeki herhangi bir noktada ekrana ulaşmak için daha uzağa gitmeli ve girişim desenine neden olmalıdır.

Yapıcı girişim için koşul, yol farkının Δ L Delta L Δ L tam olarak bir tam sayı dalga boyuna eşit olmasıdır. The phase shift of light traveling over an integer n n n number of wavelengths is exactly 2 π n 2pi n 2 π n , which is the same as no phase shift and therefore constructive interference. From the above diagram and basic trigonometry, one can write:

Δ L = d sin ⁡ θ ≈ d θ = n λ . Delta L = dsin heta approx d heta = nlambda. Δ L = d sin θ ≈ d θ = n λ .

The first equality is always true the second is the condition for constructive interference.

Now using θ = y D heta = frac θ = D y ​ , one can see that the condition for maxima of the interference pattern, corresponding to constructive interference, is:

n λ = d y D , nlambda = frac, n λ = D d y ​ ,

i.e. the maxima occur at the vertical displacements of:

y = n λ D d y = frac y = d n λ D ​

When light shines on a thin film like a soap bubble, an interference pattern results. This is because the light that reflects of the top surface of the thin film has a small phase shift from the light that reflects back out off the bottom surface of the thin film, which has traveled an extra distance related to the thickness of the film (see below diagram).

Thin-film interference on a soap bubble [7]. The color dependence goes as the thickness of the bubble for monochromatic light the pattern would be of light and dark bands.

Schematic diagram of thin-film interference. Some light entering at angle θ 1 heta_1 θ 1 ​ reflects off the top surface, incurring a π pi π phase shift. The rest of the light enters the film at an angle dictated by Snell's law, reflects off the bottom, and exits again with a phase shift relative to the originally reflected wave.

To complicate things, when light reflects off a medium of higher index of refraction, Maxwell's equations require that the phase of the light shift by π pi π .

If the thin film is of thickness d d d , find the condition for destructive interference, in terms of d d d , the wavelength λ lambda λ of the light, the index of refraction n n n of the film, and the angle θ 1 heta_1 θ 1 ​ of incidence with respect to the normal, when light entering from air shines on the film. Note that the index of refraction of the film is greater than that of air (for which n a i r = 1 n_ = 1 n a i r ​ = 1 ).

Solution:

For destructive interference, the total extra distance traveled (scaled by the index of refraction) must be an integer number of wavelengths of the light. This is because the ray that reflects off the top surface of the film picks up a phase shift of π pi π . If the extra distance traveled (scaled by index of refraction) is an integer number of wavelengths, this extra phase shift puts the two rays perfectly out of phase, resulting in destructive interference. The reason for the scaling by index of refraction is because the effective velocity of light is slower when n ≠ 1 n eq 1 n  ​ = 1 , so more phase is accumulated by traveling the same distance (frequency is the same, but velocity is slower, so there is more time for the frequency to accumulate phase Δ ϕ = ω Δ t Delta phi = omega Delta t Δ ϕ = ω Δ t .

To find the extra distance traveled in terms of θ 1 heta_1 θ 1 ​ , first use Snell's law to find the angle θ 2 heta_2 θ 2 ​ at which the light enters the film:

sin ⁡ θ 1 = n sin ⁡ θ 2 . sin heta_1 = nsin heta_2. sin θ 1 ​ = n sin θ 2 ​ .

From the diagram, one can see that the extra distance traveled inside the film is Δ L f i l m = A B + B C Delta L_ = AB+BC Δ L f i l m ​ = A B + B C :

Δ L f i l m = 2 d cos ⁡ θ 2 . Delta L_ = frac<2d>. Δ L f i l m ​ = cos θ 2 ​ 2 d ​ .

There is an extra path difference, from the amount the light that reflects off the top travels before the second ray exits the film parallel to it. This is segment A D AD A D in the diagram. Some plane geometry (try it yourself!) gives the length of A D AD A D as:

A D = 2 d tan ⁡ θ 2 sin ⁡ θ 1 . AD = 2d an heta_2 sin heta_1. A D = 2 d tan θ 2 ​ sin θ 1 ​ .

The total extra path difference accounting for the index of refraction is therefore:

2 n d cos ⁡ θ 2 − 2 d tan ⁡ θ 2 sin ⁡ θ 1 = 2 n d cos ⁡ θ 2 . frac<2nd>-2d an heta_2 sin heta_1 = 2nd cos heta_2. cos θ 2 ​ 2 n d ​ − 2 d tan θ 2 ​ sin θ 1 ​ = 2 n d cos θ 2 ​ .

Using the expression for θ 2 heta_2 θ 2 ​ in terms of θ 1 heta_1 θ 1 ​ from Snell's law and the fact that the π pi π phase shift puts the rays perfectly out of phase, one finds the condition for destructive interference, where m m m is any integer:

2 n d cos ⁡ θ 2 = m λ ⟹ 2 n d cos ⁡ ( sin ⁡ − 1 ( sin ⁡ ( θ 1 ) / n ) ) = m λ . 2nd cos heta_2= mlambda implies 2nd cos ( sin^ <-1>(sin( heta_1)/n)) = mlambda. 2 n d cos θ 2 ​ = m λ ⟹ 2 n d cos ( sin − 1 ( sin ( θ 1 ​ ) / n ) ) = m λ .

The concept of a relative phase shift is also responsible for the experimental technique of interferometry, which was for instance used at LIGO to discover gravitational waves. Interferometers send laser light down and back along two perpendicular tubes and measure the interference pattern where the light rays recombine. If the length of either arm is slightly longer or shorter than the other, the light picks up a small relative phase which is measured by the interference pattern.


Videoyu izle: Fysik 2 Diffraktion och interferens (Ocak 2023).