Astronomi

Siyah cisim yoğunluğundan MJy/sr'ye nasıl dönüştürülür?

Siyah cisim yoğunluğundan MJy/sr'ye nasıl dönüştürülür?



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.

Birinden nasıl dönüştürülür ${ m ergscdot cm^{-2}cdot s^{-1} cdot sr^{-1}cdot Hz^{-1}}$ için ${ m MJy cdot sr^{-1}}$

ve ${ m ergscdot cm^{-2}cdot s^{-1} cdot sr^{-1}cdot cm^{-1}}$ için ${ m MJy cdot sr^{-1}}$


Bölüm 1

Bir taraftan, ${ m 1, ergscdot cm^{-2}cdot s^{-1} cdot sr^{-1}cdot Hz^{-1}} = 10^{-3} { rm J}/({ m m^2} cdot { m sr})$ temel boyutlara sahiptir ${ m kütle} cdot { m zaman}^{-2} cdot { m açı}^{-2}$ ve bir radyo parlaklığı.

Öte yandan, var ${ m 1 MJy}cdot{ m sr}^{-1} = 10^{-20} { m J}/({ m m^2} cdot { m sr})$ hangi gerçekten aynı temel birimlere sahiptir. Olası bir zorluk, Jansky'den SI birimlerine dönüştürme olabilir: $1, { m Jy} = 10^{-26} { m W} cdot { m m}^{-2} cdot { m Hz}^{-1}$ ve (daha az olası) gerçeği ${ m M}=10^6$. Bu, bir faktör olduğunu söyledi $10^{-17}$ iki değer arasında.

Bölüm 2

ile başlıyoruz ${ m 1, ergscdot cm^{-2}cdot s^{-1} cdot sr^{-1}cdot cm^{-1}} = 0.1 { m W}/( { m sr cdot m^2})/{ m m} $ Wolframalpha tarafından bir birim olarak kolayca tanımlanır. hacim saçılım emisyon katsayısı. Bu, 1. kısımdaki ifade ile aynı değil. Ancak bununla ilgili olduğunu belirttiğiniz için Siyah vücut yoğunluğu, bir dalga sayısından dönüştürmek için yorumlarda uhoh argümanını takip edebilirsiniz (verilen ${ m cm}^{-1}$) bir frekansa (içinde ${ mHz}$).

Ancak kendiniz denemek isterseniz, $f= c lambda$, elde etmek için türevi alın $$frac{{ m d}f}{{ m d}lambda} = -c frac{1}{lambda^2} $$ ve almak için yeniden düzenleyin $${{ m d}lambda} = -c frac{1}{lambda^2} { m d}lambda$$ elde etmek için türev $${ m d}f = -c frac{1}{lambda^2} { m d}lambda$$ ve kullan $c yaklaşık 2.9979cdot10^{10} { m cm}cdot{ m s^{−1}}$. Numaranızı dönüştürmek için bunu kullanın ${ m cm}^{−1}$ için ${ m Hz}^{−1}$ [… ]


Spektral ışınım için birimleri dönüştür

Güneş radyasyonunun spektral enerji dağılımını göstermek için aşağıdaki matlab koduna sahibim:

Yaxisimi gösterilen örnekle aynı olacak şekilde nasıl değiştiririm?

ama yaxis'in birimlerinde olmasına ihtiyacım var

böylece eğri benziyor

Arsadan, ışımayı 10.^14'e bölmek işe yarayacak gibi görünüyor, bu doğru mu? Birisi fizikçi olmayan biri için birim dönüşümünü açıklayabilir mi?

Bu fonksiyon buradan alınmıştır.

Burada verilen tüm tavsiyelerden, bu güncellenmiş ve umarım doğru yöntemlerdir:


Büyüklükler, pratikte tipik olarak optik gökbilimciler olan gözlemlenen miktarlardır.

  1. yıldızların fotoğraflarını çekmek
  2. her yıldızın görünen parlaklığını ölçmek
  3. ölçümü araçsal büyüklüğe dönüştürmek
  4. standart bir katalogdaki büyüklüklerle karşılaştırın

Gördüğünüz gibi, aslında bu prosedürde yer alan birkaç adım var (ve bunu kendiniz yapmaya çalışırsanız, bu adımların her birinin içinde daha küçük adımlar olduğunu göreceksiniz). Ancak sonuç şu ki, çoğu optik ölçüm diferansiyel: büyüklükleri kullanarak bir karedeki bir yıldızı aynı karedeki başka bir yıldızla karşılaştırırız. Örneğin, bir astronomun mırıldandığını duyabilirsiniz:

"Bakalım. hedef nesnem, çizelgedeki A yıldızından yaklaşık 2,4 kadir daha sönük. Hımmm. USNO-A2.0 kataloğu A yıldızı için mR = 18.3 büyüklük listeliyor, bu da hedef nesnemin büyüklüğünü mR = 20.7 yapıyor."

Bir astronomun ölçümleri hakkında beklediğiniz fiziksel nicelikler açısından konuştuğunu çok nadiren duyacaksınız:

<Uncommon> "Ah, hedefimden saniyede cm kare başına 4,3 mikrowattlık bir akış algılıyorum." </Uncommon>

Neden olmasın? Bir laboratuvarda bir dizi ampulü test ediyor olsaydınız, kesinlikle saniyede santimetre kare başına watt gibi bir miktar ölçerdiniz. Öyleyse gökbilimciler neden bu garip diferansiyel ölçüm şemasını benimsiyorlar?

Gökbilimcilerin nesi var?

Cevap, gökbilimcilerin küçük bir laboratuvar odasında oturmadıklarıdır. Bunun yerine, hepsi sürekli hareket eden, farklı yüksekliklerde ve sıcaklıklarda katmanlara sahip birkaç gaz, toz ve diğer kirleticilerin bir karışımı olan birkaç mil havanın dibinde oturuyorlar. Oh, ve kaynakları da havaya göre hareket ediyor, bu nedenle herhangi bir kaynaktan gelen ışık yolu, zaman geçtikçe farklı bir hava sütununu örnekliyor.

Bir örnek olarak, 27 Temmuz 2001'de RIT Gözlemevinde belirli bir yıldızdan gelen bu ışık ölçümlerine bir göz atın:

Aslında bu yıldız sabit olduğuna inandığımız bir yıldızdır: Ürettiği ışık miktarı birkaç saatlik zaman dilimlerinde önemli ölçüde değişmez. Yukarıda gördüğünüz gözlemlenen sinyaldeki tüm değişiklikler Dünya'nın atmosferinden kaynaklanmaktadır. Bleah.

Gerçek gözlem ve veri azaltmanın kötü özelliklerini öğrenmek için yıllarınızı harcayabilirsiniz. Ama bu gerçekten farklı bir dersin konusu.

Bu derste zamanımızın çoğunu yıldızların içsel, fiziksel özelliklerini dikkate alarak geçireceğiz. Elbette, bu fiziksel özellikleri eninde sonunda ölçülen niceliklere bağlamalıyız. Ama teorik anlamda bir yıldızdan gelen ışıktan bahsetmek için biraz zaman ayıralım. İlk yaklaşım olarak, yıldızları, mükemmel kara cisimler olarak yayılan, tek tip bileşime ve sıcaklığa sahip mükemmel küreler olarak ele alacağız. Öyleyse kara cisim radyasyonunun özelliklerini gözden geçirelim.

Siyah vücut radyasyonu

Genel bir kural olarak, cisimler sıcaklıklarına bağlı olarak belirli bir şekilde radyasyon yayarlar. (T) sıcaklığında küçük bir malzeme parçası düşünün. Bu malzeme mükemmel bir radyasyon yayıcı (ve soğurucu) ise, saniyede yaydığı toplam enerji miktarı, parlaklık (L)

(A) yamanın alanıdır, (&sigma) ise Stefan-Boltzmann sabiti, ve (T) Kelvin cinsinden ölçülür.

Açıkçası, bu sıcaklığın güçlü bir fonksiyonudur. Bir yıldızın sıcaklığını az da olsa artırmak, parlaklığını epeyce artıracaktır.

Bir yıldızın sıcaklığı %10 artarsa ​​parlaklığı yüzde kaç artar?

Kendi parlaklığınızı tahmin edin. Sonucu hem erg/saniye hem de watt olarak ifade edin.

İyi bir yaklaşımla, yıldızlar neredeyse kara cisimler ve neredeyse kürelerdir. Bu, bir yıldızın toplam parlaklığının, yarıçapı (R) ve sıcaklığından (T) tahmin edilebileceği anlamına gelir.

Bir yıldızın parlaklığını ölçmek için, kesinlikle onu tamamen çevreleyen bir küre (bir Dyson küresi) inşa ederek yaydığı her fotonu toplamamız gerekir. Bu mümkün değil. Aslında ölçebileceğimiz miktar, akı: bir süre boyunca bir bölgeden geçen enerji. Cgs'de, akı birimleri

Bir yıldızdan ölçülen akı, ters kare yasasını izleyerek ondan uzaklaştıkça azalmalıdır. Yani, bir yıldızın akısını ölçebilseydik ve uzaklığını bilseydik ve izotropik olarak radyasyon yaydığını varsayarsak, parlaklığını hesaplayabiliriz.

Açık bir günde, Dünya yüzeyindeki Güneş'ten gelen akış kabaca bir milyon erg/sq.cm/sn'dir.

Güneşin parlaklığı nedir?

Kara cisim radyasyonunun spektrumu

Sıcak nesneler, birim zamanda her birim alandan soğuk nesnelerden daha fazla enerji yaymakla kalmaz, radyasyonları farklı dalga boyları, frekanslar veya enerjilerden oluşur. Niteliksel olarak, 1000 Kelvin sıcaklıktaki lav donuk kırmızı renkte parlar:

3200 K'de bir oksiasetilen alevi mavimsi beyaz iken:

Nicel olarak konuşursak, bir nesnenin spektral enerji dağılımının zirvesi, sıcaklığı arttıkça daha kısa dalga boylarına (veya daha yüksek frekanslara) kayar:

Bir kara cismin sıcaklığı ile yoğunluğunun(*) zirveye ulaştığı dalga boyu arasında basit bir bağlantı vardır:

(*) birim alan başına birim zaman başına birim dalga boyu başına enerji

Yirminci yüzyılın başında, Alman fizikçi Max Planck, bir uzay aracından yayılan radyasyon spektrumu için matematiksel bir ifade buldu. kara cisim, gelen tüm radyasyonu emen (kurgusal) bir nesne. Bu "Planck işlevi" iki şekilde ifade edilebilir:

Bu iki çok farklı ifadeyi birbirine karıştırmamaya dikkat edin.

(B_< u>) ve (B_) birimleri farklıdır, ancak sonunda aynı şeyi elde edersiniz -- akı, yani birim zaman başına birim alan başına enerji - herhangi bir ifadeyi belirli bir geçiş bandı üzerinden entegre ederseniz. Örneğin, tüm görünür bölgeyi kapsayan basit bir dikdörtgen olan bir filtre düşünün:

Bu filtrenin sınırları

Dolayısıyla, bu integrallerden herhangi birini doğru bir şekilde değerlendirirsek, aynı toplam akıyı elde etmeliyiz:

Geçiş bandından geçen toplam akıyı bulmak için bu integralleri değerlendirebilir misiniz? Bir nesnenin tüm görünür geçiş bandı boyunca spektrumunun, geçiş bandının ortası için uygun değerle (yani 6000 Angstrom = 6E-5 cm = 5E14 Hz) sabit olduğunu varsayarak bir büyüklük sırası tahmini yapabilirsiniz.

T = 5600 K için yukarıdaki geçiş bandından geçen toplam akı için çok yaklaşık bir hesaplama yapın. Dalgaboyu üzerinden entegrasyon için frekans üzerinden entegrasyon için aldığınız sonucun aynısını alıyor musunuz?

İyi bir iş çıkarmak için elbette şöyle bir sayısal yöntem kullanabilirsiniz:

  • geçiş bandını birçok küçük dalga boyu veya frekans aralığına ayırın
  • Planck fonksiyonunu her aralığın merkezinde değerlendirin
  • spektrumun aralık boyunca sabit bir değere sahip olduğunu varsayalım ve bu aralıktaki integrali çarpım olarak yaklaşık olarak tahmin edin.
  • geçiş bandındaki tüm ürünleri topla

Bu basit sayısal entegrasyon tekniğinin daha detaylı açıklamasını Hesaplamalı Fizik dersi için bazı notlarda okuyabilirsiniz.

Astronomik spektrum kaynakları

Yıllar boyunca, gökbilimciler bir dizi farklı gök kaynağının spektrumlarını ölçtüler ve kalibre ettiler. Gerçek birimlerde gerçek spektrumlara ihtiyacınız varsa, bakmayı düşünün

    Turşu tarafından (1985). Simbad sayesinde tablolaştırılmış verileri güzel bir aranabilir veritabanında bulabilirsiniz. Gunn ve Stryker (1983), çevrimiçi versiyonu da mevcuttur. Kennicutt (1992) tarafından. Bir FTP arşivine erişmek için bir kez daha SIMBAD'ı kullanın.

Akı ölçmek için kullanılan birimleri karıştırmamaya çok dikkat etmelisiniz. Burada, örneğin, bir G2 cücesi olan Güneşimiz gibi bir yıldızın spektrumu, saniyede cm kare başına birim dalga boyu başına akı birimi cinsindendir (dikey ölçek keyfidir). Bu, yıldız akışlarını bildirmenin olağan yoludur ve genellikle alev kısaca.

F(lambda) ile F(nu) olarak çizildiğinde benzer yıldızlar için göreli akı dağılımlarını karşılaştırın. Zirveler tamamen farklı yerlerde meydana gelir!


Galaksi dışı arka plan ışığı ve evrenin gama ışını opaklığı

Galaksi dışı arka plan ışığı (EBL), kozmolojideki temel gözlemsel niceliklerden biridir. Çözülmüş ve çözülmemiş galaksi dışı kaynaklardan gelen tüm enerji salınımları ve kozmik mikrodalga arka planı (CMB) hariç, gerçekten dağınık herhangi bir arka plandan gelen ışık, yoğunluğuna ve spektral enerji dağılımına katkıda bulunur. Bu nedenle, yıldız nesnelerinin ve galaksilerin oluşumu ve evrimi için kozmolojik testlerde ve evrendeki egzotik enerji salınımlarına sınırlar koymak için çok önemli bir rol oynar. EBL ayrıca çok yüksek enerjinin yayılmasında önemli bir rol oynar. y- çift üreterek Dünya'ya giderken zayıflatılan ışınlar yy EBL ve SPK ile etkileşimler. EBL, ∼10 GeV–10 TeV enerji rejiminde ağırlıklı olarak blazarlar olmak üzere kaynakların spektrumunu etkiler. EBL yoğunluğu ve spektrum bilgisi, parçacık hızlandırma mekanizmalarını ve çok yüksek enerjiyi (VHE) test etmek için kullanılabilecek çok önemli bir enerji rejiminde içsel blazar spektrumunun belirlenmesine izin verecektir. y-ray üretim modelleri. Buna karşılık, içsel bilgi y-ışın spektrumu ve giderek artan kırmızıya kaymalarda blazarların tespiti, EBL ve evrimi üzerinde güçlü sınırlar belirleyecektir. Bu makale, EBL'nin belirlenmesindeki en son gelişmeleri ve bunun köken ve üretim mekanizmalarının mevcut anlayışı üzerindeki etkisini gözden geçirmektedir. y- blazarlarda ve evrendeki enerji salınımlarında ışınlar. İnceleme, Cherenkov Teleskop Dizisi tekniklerinde ve kızılötesi yer tabanlı ve uzay gözlemevlerinde, EBL ve çok yüksek enerjinin kökeni ve üretimi hakkındaki bilgimizi büyük ölçüde geliştirecek bir özet ve gelecekteki yönlerle sona ermektedir. y-ışınlar.

Öne Çıkanlar

► Ekstragalaktik arka plan ışığının (EBL) mevcut limitlerini ve tespitlerini gözden geçiriyoruz. ► Gama ışını kaynaklarının ve bunların GeV–TeV spektral özelliklerinin bir listesini sunuyoruz. ► Gama ışını kaynaklarından EBL spektrumunun belirlenmesi, içsel kaynak spektrumunun bilgisini gerektirir ve bunun tersi de geçerlidir. ► Evren, 0,4'lük kırmızıya kaymalara kadar ⩽400 GeV gama ışınlarına ve ∼0,2'lik kırmızıya kaymalara ⩽2 TeV gama ışınlarına karşı şeffaftır. ► EBL spektrumu, kozmolojik enerji salınımları ve gama ışını üretim mekanizmaları üzerindeki kısıtlamaları belirlemek için kullanılabilir.


3. IV21 KOLON YOĞUNLUKLARININ VE H BELİRLENMESİ2 PARAMETRELER

3.1. Metal Hatların Kolon Yoğunlukları

Sekiz iyon için S ii , Si ii , Fe ii ve O i dahil olmak üzere 23 yıldızlararası absorpsiyon çizgisi belirledik. İyon kolon yoğunlukları ilk olarak Savage & Sembach (1991) ve Sembach & Savage'ın (1992) görünür optik derinlik (AOD) yöntemi kullanılarak tahmin edildi. Ancak, çözümlenmemiş doygunluk nedeniyle bu yöntemin bu görüş hatları için uygun olmadığını gördük. Bireysel iyonlar için az sayıda hat mevcut olduğunda, bu yöntem, büyüme eğrisi analizi veya ayrıntılı profil uydurma rutinleri gibi diğer yöntemlere göre kolon yoğunluklarının türetilmesi için daha uygundur. S/N'si

PG1144+615 için FUV spektrumları için 30, yüksek S/N spektrumları (S/N ≥ 20) için tasarlanmış AOD yöntemiyle kullanım için fazlasıyla yeterlidir. Düşük S/N'li spektrumlarda ise, AOD ile gözlenen akı arasındaki ilişki nedeniyle fazla tahmin edilen bir kolon yoğunluğuna yol açan sistematik hatalar vardır (Fox ve diğerleri 2005a).

İkinci denememizde, AOD yönteminin önemli hatalarından kaçınmak için, her iyonun nihai gerçek kolon yoğunluğunu daha iyi tahmin etmek için bir büyüme eğrisi analizi kullandık. Bir χ 2 minimizasyon testi (Denklem (1)) kullanılarak, ölçülen eşdeğer genişlikleri kullanılarak üç veya daha fazla çözülmüş absorpsiyon çizgisine sahip her iyon için en uygun FWHM ve kolon yoğunluğu tahmin edildi:

Her atom türü ve her H için en uygun sütun yoğunluğu ve FWHM2 J seviyesi daha sonra χ 2 minimize edilerek bulundu. Her bir absorpsiyon çizgisi için ölçülen eşdeğer genişlikler Tablo l'de sunulmuştur. Daha sonra, Fe ii ve S ii için bulunan en uygun FWHM'nin tek tip ağırlıklı ortalaması alınarak nihai bir FWHM tahmini hesaplanmıştır. Ardından, ortalama FWHM kullanılarak her iyon için bir χ 2 minimizasyon testi yapıldı ve nihai kolon yoğunluğunu tahmin etmek için ölçülen eşdeğer genişlikler, Nçark dişi.

Tablo 1. Yıldızlararası Soğurma Çizgisi Eşdeğer Genişlikleri

İyon λ (Å) EW (km s -1 )
(1) (2) (3)
ben 1199.5 109.7 ± 10.6
ben 1200.2 90.4 ± 7.0
ben 1200.7 115.4 ± 9.5
ben 1134.9 99.1 ± 11.0
ben 1134.1 59.3 ± 6.5
o ben 1039.2 95.7 ± 13.4
o ben 976.4 41.3 ± 10.5
o ben 936.6 63.7 ± 17.6
II. 1304.3 91.6 ± 13.5
II. 1020.6 49.5 ± 7.0
Al ii 1670.7 116.4 ± 14.1
P ii 1152.8 25.4 ± 5.1
S ii 1250.5 29.8 ± 3.3
S ii 1253.8 45.3 ± 3.2
S ii 1259.5 57.5 ± 3.1
ben 1048.2 43.7 ± 5.7
Fe ii 2344.2 163.7 ± 15.6
Fe ii 1608.4 76.1 ± 7.0
Fe ii 1144.9 60.9 ± 8.6
Fe ii 1121.9 40.0 ± 6.5
Fe ii 1143.2 30.1 ± 5.9
Fe ii 1125.4 21.3 ± 5.4
Fe ii 2260.7 19.4 ± 4.8
Fe ii 1133.6 14.6 ± 4.9

Ölçmek için süreklilik oluşturma Fc(v) yıldız tayfı ve bulut soğurma tayfının karıştırılmasından dolayı her bir çizgi için sıkıcı bir iş olduğunu kanıtladı. Her çizgi profili, yıldız soğurma çizgilerini tanımlamak için süreklilik uydurmadan önce S. J. O'Toole tarafından sağlanan bir yıldız soğurma modeli ile donatıldı. (O'Toole et al. 2004 O'Toole & Heber 2006)'da açıklanan yıldız modeli, güneş metalikliğine sahip metal hat örtülü bir LTE atmosferik modeli kullanılarak oluşturuldu ve LINFOR programı kullanılarak sentezlendi. Her yıldızlararası soğurma çizgisi için, birinci ila üçüncü dereceden Legendre polinomları, ±100 km s -1 içinde çizgisiz komşu bölgelere yerleştirildi.

Kolon yoğunluğundaki sistematik hatalar, seçilen sürekli uyumdan ve absorpsiyon hattının seçilen hız aralığından kaynaklanır. Seçilen hız aralığından kaynaklanan hatalar, hız aralığı ±5 km s -1 değiştirilerek tahmin edilirken, sürekli uyum ile ilgili hatalar polinom denklem çözücüsünden bulunur (bkz. Sembach & Savage 1992). Şekil 3(a) ve (b), yıldızlararası absorpsiyon çizgilerinin her birini, seçilmiş sürekli uyum (mavi çizgi) ile birlikte sunar. Neyse ki, iyonik türlerin üçü dışında tümü için, absorpsiyon çizgisi boyunca düz kalan sürekliliği yerleştirmek mümkündü. Si ii -1304, S ii -1259 ve S ii -1253 absorpsiyon çizgileri, O'Toole & Heber (2006) modeli tarafından belirtilen yıldız absorpsiyonunu hesaba katmak için daha yüksek dereceli süreklilik ile uyumluydu. Bu üç satır, aynı zamanda, daha yüksek dereceli uyumlardan kaynaklanan hatayı ölçmek için düz süreklilik ile de uyumluydu. ortalama değişim N(v) Si ii λ1304 ve S ii λ1259 absorpsiyon hatları için %8'lik bir artış oldu. S ii λ1253 absorpsiyon çizgisinin kolon yoğunluğu, hata değerinde hesaba katılan %50'lik daha büyük bir artışa sahipti.

Figür 3. (a) Sol üst: PG1144+615 yönünde GBT 21 cm spektrum. Kalan paneller: ±300 km s -1 hız aralığında, PG1144+615'e doğru sekiz iyon için siyah düz çizgi tespit edilen 13 dinlenme çerçevesi FUV absorpsiyon çizgisi spektrumu. Her çizgi için tahmini süreklilik uyumu, her çizgi için mavi düz bir çizgiyle gösterilir. Seçilen süreklilik uyumlarının, IVMC absorpsiyonuna bitişik olan diğer absorpsiyon çizgileri için sürekliliği modellemediğini not ediyoruz. Bu farklılık, çevreleyen bölgelerdekilere değil, yalnızca IVMC absorpsiyon çizgisine uyacak minimum dereceli polinomların kullanılmasından kaynaklanmaktadır. Bu polinom uyumları, O'Toole yıldız modeli olmadan yapıldı çünkü genellikle spektruma tam olarak benzemiyordu. Yıldız soğurma çizgilerini hesaba katma girişimimiz, Si ii 1304 için olağandışı süreklilik şeklinden ve -20 km s -1 yakınındaki Si ii 1259 sürekliliğinin verilerden geçmediği gerçeğinden görülebilir.(b) (a)'da açıklandığı gibi PG1144+615'e doğru sekiz iyon için tespit edilen kalan sekiz dinlenme çerçevesi FUV absorpsiyon çizgisi spektrumu. Üç sol alt panel, FUV H'nin örnekleridir.2 absorpsiyon hatları. Seçilen hız aralığı dvd = −75 ila −35 km s −1 iki noktalı dikey çizgi ile ifade edilir. Hız aralığı içinde, absorpsiyon çizgisinin ölçülen eşdeğer genişliği ve belirsizliği not edilir. Komşu bölgelerde bulunan diğer yıldızlararası soğurma çizgileri, bireysel sayıların H'yi ifade ettiği yeşil metinle belirtilmiştir.2 ve buna karşılık gelen geçişin üst J seviye.

Sütun yoğunluğu tahminlerinde en büyük hata kaynağı satır doygunluğudur. Doymamış bir durumda, son sütun yoğunluğunu tahmin etmek için tek bir iyonun tüm çizgilerinin ortalaması alınabilir. Bununla birlikte, bir yayılma NAOD(v) en az iki faktörlü değerler olası doygunluğu ve dolayısıyla sütun yoğunluğu için daha düşük bir limiti gösterir. büyük bir yayılım olduğunu tespit ettik. NAOD(v) aynı iyon için farklı absorpsiyon çizgileri arasındaki değerler. AOD ölçümlerimizde, değerlerin en geniş dağılımı, Ni ve Fe ii için yaklaşık iki büyüklük mertebesi aralığındaydı ve bu, AOD yönteminin güvenilmez olduğu sonucuna varmamıza yol açtı.

Tespit edilen sekiz iyondan yalnızca S ii , Fe ii ve O i χ 2 testini yeterli şekilde gerçekleştirmek için gereken üç veya daha fazla absorpsiyon hattına sahiptir. Ancak, Oi absorpsiyon çizgileri derindir ve doygunluktan etkilenir ve bu nedenle χ 2 testi için kullanılmamıştır. En uygun FWHM'lerin Fe ii ve S ii için olduğu bulundu. Bu nedenle, yalnızca bir çizginin ölçüldüğü iyonlar da dahil olmak üzere tüm iyonlar için FWHM'nin geçerli bir tahmini olarak nihai bir ortalama FWHM of kullanıldı. Gösterim için Şekil 4, 1250 Â, 1253 Â ve 1259 Â'da çözülen S ii absorpsiyon çizgilerinin χ 2 minimizasyonunu sunar. S ii için bir sütun yoğunluğu buluyoruz. Ölçülen eşdeğer genişliği bir sütun yoğunluğuna dönüştürmek için tüm iyonların aynı gazda bulunduğunu etkili bir şekilde varsaydığımızı not ediyoruz. Tablo 2 ölçülen tüm Nçark dişi tespit edilen sekiz iyonun tümü için değerler.

Şekil 4. S ii büyüme eğrisi. Düz çizgiler verir N sadece S ii çizgilerini kullanarak en uygun olan bir FWHM için. Noktalı çizgiler, Fe ii çizgilerinden gelen bilgileri kullanan son en iyi FWHM olan FWHM için büyüme eğrisidir.

Tablo 2. Kolon Yoğunlukları ve Metallikler

İyon günlük Nçark dişi Z bir bir b [X/H ben ] c
(1) (2) (3) (4) (5)
ben −4.67 ± 0.89 −4.17 −0.50 ± 0.89
o ben −4.16 ± 0.43 −3.31 −0.85 ± 0.43
II. −5.15 ± 0.57 −4.49 −0.66 ± 0.57
Al ii −6.67 ± 1.21 −5.55 −1.12 ± 1.21
P ii −6.97 ± 0.16 −6.59 −0.38 ± 0.16
S ii −5.31 ± 0.12 −4.88 −0.43 ± 0.12
ben −6.51 ± 0.35 −5.60 −0.91 ± 0.35
Fe ii −5.79 ± 0.21 −4.50 −1.29 ± 0.21

Notlar. a İyon bollukları ölçülen Nçark dişi ve günlüğe kaydet < N(H i ) (cm -2 )> = 20.04 ± 0.04. b Asplund et al. (2009). c Güneş bolluğu değerlerine göre iyon bollukları.

3.2. H i Sütun Yoğunluğu

En yakın GBT 21 cm emisyon spektrumunu kullanarak PG1144+615 yönünde H i sütun yoğunluğunu tahmin ettik. Şekil 3(a)'nın üst paneli, arka plan kaynağına en yakın GBT spektrumunu gösterir. Bulutun, -51 km s-1 hızında geniş bir bileşen ve -48 km s-1'de dar bir bileşen olmak üzere iki hız bileşenine sahip olduğu açıkça görülebilir. Toplam kolon yoğunluğu, N(H i ), parlaklık sıcaklığı T entegre edilerek tahmin edildiB iki bileşenin hız aralığı üzerinden, toplam sütun yoğunluğu log <N(H i ) ( cm -2 )> = 20.13 ± 0.02.

EBHIS haritalarında belirtildiği gibi, 21 cm'lik yaygın emisyon, yıldızlararası radyasyon alanı tarafından ısıtılan tozu izleyen IVMC'den gelen FIR emisyonu ile iyi ilişkilidir (ISRF, Şekil 1). Parlak FIR emisyonu çoğu IVC için olağandışı olmasına rağmen (örneğin, Wakker 2006), varlığı IV21'in önemli bir toz bileşenine sahip olduğunu göstermektedir. Şekil 2'de iki adet 1° sunuyoruz. × PG1144+615 civarındaki bulut yapısını göstermek için IV21 bölgesinin 1° görüntüleri. Soldaki panel EBHIS'i gösterir N(H i ) 94 çözünürlüklü harita, sağda ise IRAS 3' çözünürlüğe sahip 100 μm harita. 22 μm'lik bir görsel inceleme ile PG1144+615 çevresinde önemli bir alt yapı gözlemlemiyoruz. BİLGE görüntü (Şekil 1(b)).

Olası küçük ölçekli yapının etkilerini ölçmek için 100 μm IRAS Görüntüler. Boulanger ve ark. (1985) gösterdi ki IRAS bir galaktik sirrus bulutunun kızılötesi toz emisyonu, MIR emisyonu ile Hi sütun yoğunluğu arasında tutarlı bir oran ile, onun H i emisyonu ile iyi bir şekilde ilişkilidir. ben100 um/N(H ben ) = 1,4 ± 0,3 × 20° için 10 −20 (MJy sr −1 cm 2 ) × 18° yüksek enlem alanı. Boulanger & Perault (1988), Güneş'in 1 kpc'si içindeki farklı yıldızlararası ortam (ISM) bileşenlerinden kaynaklanan kızılötesi emisyonun büyük ölçekli bir araştırmasını gerçekleştirmiştir. IRAS kızılötesi haritalar, H i , CO ve radyo-sürekli gözlemler. Bulguları, toz bolluğunun ve ISRF'nin 100 pc mertebesinde ölçeklerde sabit olduğunu öne sürse de, üç yayılma faktörü buldular. ben100μm/N(H i ) bir alandan diğerine. Örneğin, kuzey (b > 50°) ve güney (b < -50°) Galaktik kapakların sahip olduğu bulundu ben100 um/N(H i ) 0,92 ± 0,14 değerleri × 10 −20 (MJy sr −1 cm 2 ) ve 0,79 ± 0,06 × Sırasıyla 10 −20 (MJy sr −1 cm 2 ). Tersine, | arasındaki alanlarb| = 30° bir ben100μm/N(H i ) (1.1–1.4) arasında × 10 −20 (MJy sr −1 cm 2 ) ve |b| > 10°, ben100μm/N(H ben ) = 0.85 ± 0.05 × 10 −20 (MJy sr −1 cm 2 ). En düşük değerler Galaktik anti-merkez yönündeyken en büyük değerler OB birliklerinin yakınında görüldüğünden, bu yayılmanın ISRF'deki değişikliklerden kaynaklandığını savundular.

kullanıyoruz IRAS GBT dahil olmak üzere çeşitli ışın boyutları için IV21'in FIR akışını tahmin etmek için bulut bölgesinin 100 μm emisyon haritası. Bunu, IDL rutini FILTER_IMAGE kullanarak FIR haritasının çözünürlüğünü düşürerek yaptık. IRAS 100 μm'de istenen ışın boyutuna ışın boyutu. ima edileni tahmin etmek için ben100 um/N(H i ) 21 cm verinin çözünürlüğünde, 100 μm haritayı GBT teleskopunun çözünürlüğüne (θFWHM = 91), yoğunluğu PG1144+615 yönünde bulmak ben = 0.43 (MJy sr -1 ). Yoğunluğu sütun yoğunluğuna oranı buluyoruz ben100 um/N(H i ) 0.32 × 10 −20 (MJy sr −1 cm 2 ) ölçülen log kullanılarak <N(H i ) (cm -2 )> 20.13. Nominal değerde alınırsa, bu bir FIR önerir. N(H i ) IV21'deki güneş komşuluğu için olağan oranın sadece üçte biri olan oran

1 × 10 −20 (MJy sr −1 cm 2 ).

Kullanmak ben100 um/N(H i ) oranı tahmin ettiğimiz zımni N(H i ) çeşitli ışın boyutları için çözünürlüğün bir fonksiyonu olarak (Tablo 3). FIR verileri, tam 4'de olduğu gibi 91 GBT ışını içindeki küçük ölçekli yapı için bazı kanıtlar sağlar. IRAS 100 μm çözünürlük, FIR emisyonu, 91'e yumuşatma sırasında bulunan değerin %74'üdür. Ancak, bulutun bolluğu güneş enerjisi olsaydı, bu şu anlama gelirdi: N(H i ), 91 GBT ışınındaki ölçüme kıyasla PG1144+615'e doğru bir kalem ışını ile ölçüldüğünde beş kat daha küçüktür. Bu pek olası değil. Örneğin, Wakker ve ark. (2001), 21 cm interferometrik verilerle (Westerbork teleskopu ve ATCA) sekiz HVC/IVC probunun yüksek çözünürlüklü (1'–2') H i verilerini kullanarak çeşitli ışın boyutlarından ölçülen H i kolon yoğunlukları arasındaki farkları inceledi. Effelsberg teleskobu ile yapılan daha düşük çözünürlüklü gözlemlerden tahmin edilen H i sütun yoğunluklarıyla bir karşılaştırmada, şunu buldular: N(Y ben 1'–2')/N(H i 9') oranı %25'ten daha az değişir. Daha yakın zamanlarda, ISM'nin küçük ölçekli yapısıyla ilgili bir çalışmada, Wakker ve ark. (2011), radyo gözlemlerinden (9'–36' GBT ve LAB anketi) ölçülen sütun yoğunluklarıyla karşılaştırmak için 59 aktif galaktik çekirdeğe (AGN) doğru bir kalem ışınındaki Hi sütun yoğunluğunu ölçmek için STIS'den Lyα absorpsiyon çizgisi verilerini kullandı. Ortalama olarak şunu buldular: N(Merhaba Lyα)/N(H i 21 cm) oranı 0,8 ile 1,2 arasında değişmektedir. Etkili olarak, Wakker ve ark. (2001, 2011), ölçüm yaparken küçük ölçekli yapıyı hesaba katmak için %20'lik bir sistematik hatanın gerekli olduğunu bulmuştur. N(H i ) bir 9' kiriş ile ve bu hata kiriş boyutu azaldıkça azalır. Kiriş düzeltmemizi ve küçük ölçekli yapı için hala açıklanmamış olma olasılığını hesaba katmak için, sistematik bir hata ekledik. N(H i ) bolluğun hesaplanması için. 4' kirişin eşdeğerini simüle ettiğimiz için, %10 sistematik hata kullanıyoruz ve nihai tahminimizi log < yapıyoruz.N(H i ) ( cm -2 )> = 20.04 ± 0.04. PG1144+615 yönünün, toplam N(H i ) IVC'nin hakimiyeti altındadır (bkz. Lockman & Condon 2005).

Tablo 3. N(H i) tarafından ima edilen ben (100 μm) Işın Boyutunun Bir Fonksiyonu Olarak

θ' bir ben100 um b ben/ben91 c günlük N(H ben ) d günlük N(Selam )obs e
4.0 f 0.35 0.74 20.04 ⋅⋅⋅
6.0 0.34 0.80 20.03 ⋅⋅⋅
8.0 0.39 0.92 20.09 ⋅⋅⋅
9.1 0.43 1.00 20.13 20.13 (GBT)
9.4 0.44 1.02 20.14 20.20 (EBHİS)
15.0 0.64 1.49 20.30 ⋅⋅⋅
20.0 0.81 1.89 20.41 ⋅⋅⋅
36.0 1.14 2.66 20.55 20.31(LAB)

Notlar. Işın boyutu. b ölçülen IRAS θ' için 100 μm yoğunluk (MJy sr -1 ). c 100 μm yoğunlukların θ' ve θ = 91 (GBT) arasındaki oranı. d Aşağıdakilerin ima ettiği H i sütun yoğunluğu ben100 um ve ben100 um/N(H ben ) =0.32 × 10 −20 (MJy sr −1 cm 2 ). e Orijinal H i ​​veri haritasından ölçülen gözlemlenen H i sütun yoğunluğu. f ben100 um orjinalinde IRAS ışın (3' × 5').

tahminimizin dikkate alındığını not ediyoruz. ben100μm/N(H i ) oranı da Weiß ve diğerleri tarafından PG1144+615 parantezini oluşturan iki küme için tahmin edilenden daha düşüktür. (1999). Onlar buldular ben100μm/N(H i ) 0,93 ± 0,18 olacak × 10 −20 (MJy sr −1 cm 2 ) ve 0,97 ± 0,20 × Sırasıyla sol ve sağ kümeler için 10 −20 (MJy sr −1 cm 2 ). Ancak bu tahminler, her küme ve çevresindeki bölgeler için ortalamalardı.

Tüm IVMC bölgesinde yaygın olan zayıf bir düşük hızlı gaz bileşeni (±30 km s -1, Şekil 3(a)) vardır. IVMC ve düşük hızlı gaz bileşenlerinin hız alanında ayrılabildiği 21 cm'lik spektrumun aksine, kızılötesi veriler her iki bileşenden gelen toz emisyonunun bir bileşimini gösterir. Böylece, FIR emisyonu (Şekil 1(a)), düşük hızlı bileşenin emisyonu ile kirlenecektir. İdeal olarak, toplam 100 μm yoğunluk, toplamın toplamına eşit olmalıdır. jLVCN(Merhaba, L)+jIMVCN(H ben ), nerede N(H i ,L) düşük hızlı bileşenin H i sütun yoğunluğudur ve jLVC ve jIMVC her iki bileşen için FIR emisyonu ile H i sütun yoğunlukları arasındaki oranlardır. katkısını tahmin etmek için jLVCN(H i ,L) toplam 100 μm yoğunluğa, ölçülen kullanarak bir χ 2 testi yaptık ben100 um 0.43 (MJy sr -1 ) ve GBT verilerinden IVMC ve düşük hızlı gazın tahmini sütun yoğunlukları. Bunu bulduk o sırada jIMVC oldukça iyi davrandı ve ölçülen değerin ±%30'u ile sınırlandırılabilir ben100 um/N(H i ) 0,32 oranı × 10 −20 (MJy sr −1 cm 2 ), jLVC fiziksel bir değere yakınsayamadı. Bu bulguyu düşük hızlı gazın toplam gaza katkısının bir göstergesi olarak yorumluyoruz. ben100 um ihmal edilebilir.

3.3. Metallik Tahminleri

olarak tanımlanan iyon bolluklarını ölçtük. Z ≡ log (X/H i ), her iyon için, X, iyon sütun yoğunluklarının çizgi oranlarını kullanarak, Nçark dişi, ve N(Selam ). Bolluk üzerindeki toplam hata, toplam hataların standart doğrusal hata yayılımı ile tahmin edildi. Nçark dişi ve N(Selam ). Her bir bolluk tahmini için toplam hata, logaritmik dönüşümlerinden dolayı üst ve alt hatalar olarak ifade edilir. Tüm tahmini iyon bollukları ve ilgili hatalar Tablo 2'de sunulmuştur.

IV21'in metalikliğini ölçmek için, Z/Z, ilk önce bireysel iyon bolluklarını güneş bolluğuna göre hesapladık, [X/H i ] ≡ Zbir, nerede bir Asplund ve diğerlerinin güneş kompozisyonu incelemesinden alınan logaritmik standart güneş bolluğu tahminleridir. (2009). Güneş değerlerine göre ölçülen tüm iyon bollukları Tablo 2'de sunulmuştur. En güvenilir ölçümler, eğriyi kullanarak sütun yoğunluklarını sınırlamak için üç veya daha fazla absorpsiyon çizgisine sahip tek iyonlar olan S ii ve Fe ii içindir. büyüme yöntemi. Prensipte, [S ii /H i ] oranı iyonizasyon etkilerinden dolayı S/H'den farklı olabilir (yani, bulutun bir kısmı hem H ii , S ii hem de S iii içeren iyonize olabilir). Ancak, yukarıdaki H i sütun yoğunluklarında bu etki önemsizdir.

5 × 10 19 cm -2 . Ayrıca, prensipte, [O i /H i ] oranı [S ii /H i ]'den daha iyi bir metaliklik verir, çünkü Oi'nin iyonlaşması bir yük değişim reaksiyonu yoluyla Hi'ninkine bağlanır. Bununla birlikte, ölçülebilir Oi çizgilerinin gücü ile birleşen nispeten küçük FWHM değeri, türetilen Oi sütun yoğunluğunu oldukça belirsiz hale getirir. Son olarak, bulutun büyük toz içeriği nedeniyle, Fe ii metalikliği büyük olasılıkla genel bulut metalikliğini doğru bir şekilde tanımlamaz. Bu nedenle, yalnızca S ii sütun yoğunluğunu kullanarak, IV21'in bir alt güneş metalikliğine sahip olduğunu bulduk (Z/Z) = -0,43 ± 0,12 gösterge.

İyonizasyon yapısının iyon bolluğu üzerindeki etkisini incelemek için, üniform yoğunluğa sahip tabaka benzeri bir IVC'yi modellemek için CLOUDY (Ferland ve diğerleri, 1998) fotoiyonizasyon kodunu kullandık. IVC'nin genel üç boyutlu yapısı bilinmediğinden ve hesaplama süresini en aza indirmek için en basit bulut geometrisini kullandık. IV21'in konumu nedeniyle, CLOUDY bolluklarını Savage & Sembach'ın (1991) halo tükenme modeline ayarladık ve log (Z/Z) = -0,43 gösterge. Fox ve diğerlerinde açıklanan ISRF'yi kullandık. (2005b). Bu model, Bland-Hawthorn & Maloney'den (1999) alınan 90 ila 912 Å (OB yıldızlarının hakim olduğu) aralığındaki bir spektrumu Mezger ve diğerlerinin güneş komşuluk spektrumu ile birleştirir. (1982) 912'den 2400 A'ya. Sekiz iyonun tümü için türetilmiş metaliklikler ve hatalar Şekil 5'te (siyah noktalar) gösterilmektedir. Karşılaştırma için, -0,43 güneş metalikliğine ve standart bir hale benzeri tükenme modeline sahip bir bulut için ima edilen iyon bollukları da görüntülenir (kırmızı noktalar). 1 kpc sabit bir mesafe ve bir dizi hacim yoğunluğu verilen iyonizasyon düzeltmelerinin yayılması için bir dizi beklenen metaliklik tahmin edildi (n = 1 ve 10 cm -3 ). Bu beklenen metaliklik aralıkları ayrıca Şekil 5'te turuncu parantezler olarak gösterilmektedir ve Tablo 2'de listelenmektedir. IV21'de ölçülen tüm metaliklikler, log ile bir bulut için beklenen değerlerle uyumludur (Z/Z) = -0,43 dex, hale benzeri bir tükenme modeli ve varsayılan radyasyon alanı verilen BULUT tabanlı iyonizasyon düzeltmeleri. Ancak, tahmin edilen Fe ii , Ar i ve Al ii metaliklikleri beklenen değerlerinin biraz altına düşer. Oi için büyük belirsizlik, soğurma çizgilerinin derin olması ve doygunluktan etkilenmesinden kaynaklanmaktadır.

Şekil 5. IV21, [X/H i ] için güneş değerlerine göre tahmini iyon bollukları. FUV spektrumlarından tahmini iyon bolluğumuz siyah elmaslarla gösterilmektedir. Kırmızı elmaslar, genel bulut metalikliği log (Z/Z) = -0,43 gösterge. Turuncu çubuklarla gösterilen aralıklar, 1 kpc sabit bir mesafe ve bir yoğunluk aralığı varsayılarak CLOUDY modelleri kullanılarak bulunan iyonizasyon düzeltmelerinin yayılmasını gösterir: n = 1 cm -2 (kalın yatay çubuk) ve n = 10 cm -2 (ince yatay çubuk). Sonuçlarımızın CLOUDY fotoiyonizasyon modelleri tarafından tahmin edilenlerle iyi korele olduğunu bulduk.

3.4. H'nin Belirlenmesi2 parametreler

Wakker'da (2006) açıklanan yöntemleri izleyerek, H'yi türettik.2 her dönüş için sütun yoğunluğu (J) FUV absorpsiyon spektrumlarını kullanarak PG1144+615 yönünde seviye. Bu yöntem, seçilen çeşitli H'lerin sürekli montajı ile başlayan birkaç adımı içerir.2 absorpsiyon hatları. Altta yatan yıldız tayfı, süreklilik uyumunu birçok H kadar karmaşıklaştırdı.2 yıldız soğurma çizgilerine karşı çizgiler görüldü. Böylece, her H için bireysel süreklilik uyumu yapılmıştır.2 soğurma çizgisi, iyon soğurma çizgileriyle aynı şekilde (bkz. Bölüm 3.1).

Daha sonra H'yi seçtik.2 Doğru eşdeğer genişlikleri ölçmek için yararlı olduğu düşünülen çizgiler. Normalleştirilmiş spektrumdan başlayarak, her biri için salınım kuvvetine göre sıralanan çizgi setleri J seviyesi görüntülendi. Görsel inceleme yoluyla, (1) yıldızlararası metal çizgiler, (2) komşu H içermedikleri takdirde soğurma çizgileri seçildi.2 çizgiler ve (3) araya giren galaksiler arası absorpsiyon, içsel AGN çizgileri ve jeokoronal emisyon. Her biri için (J) seviyesinde, her H'nin eşdeğer genişliğini ölçtük2 bir hız aralığında absorpsiyon çizgisi

25 km s -1 , -48 km s -1 civarındadır . Her biri için sütun yoğunlukları ve FWHM'ler tahmin edildi (J) bir χ 2 minimizasyon testi kullanarak seviye (Denklem (1)).

Tahmini sütun yoğunluğu, tahmin edilen FWHM'ye büyük ölçüde bağlıdır. Her biri için en uygun FWHM J seviye, rastgele gürültü ve takılan süreklilikteki belirsizlikler nedeniyle genellikle farklı olacaktır. Genişliklerin doğal olarak farklı olması da mümkündür, ancak verilerimiz bu olasılığı test etmemize izin vermiyor. Ancak, eğer varsayarsak, tüm J seviyeleri aynı FWHM'ye sahipse, elde edilen en iyi sütun yoğunluğu, FWHM'nin sabit bir değeri verilen χ 2'nin minimizasyonu yoluyla bulunur.

Elde edilen kolon yoğunluklarından, uyarma sıcaklıkları Boltzmann dağılımı yoluyla tahmin edildi:

nerede gJ istatistiksel ağırlıklar ve EJ farklı seviyelerin uyarılma enerjileridir. Böylece, ilk üç dönme seviyesi için tahmini kolon yoğunlukları için üç kolon yoğunluk oranı N(1)/N(0) ve N(2)/N(1) sıcaklıklar için çözüldü T01 ve T12. Teorik olarak, eğer H ise bu iki sıcaklık eşit olacaktır.2 tamamen çarpışmayla uyarılmış ve dengededir. Bununla birlikte, ışınımsal uyarma nedeniyle genellikle gözlenir. T artan ile artar J seviye.

İlk dördünün analizi ile J bulutun moleküler hidrojen kolonu yoğunluğunu tahmin ettiğimiz seviyeler. Ek olarak, ortalama bir FWHM buluyoruz: W = 6,5 ± 0,6 km s -1 ile ilişkili uyarma sıcaklıkları T01 = 148 ± 21 K ve T12 = T32 = 171 ± 15 K. Şekil 3(b)'nin alt panelleri, seçilen H'yi gösterir.2 spektrumları ile birlikte tahmin edilen süreklilikleri.


Spektrumu bir renge dönüştürme

Bu makale, bir dalga boyu spektrumunu bir rengin temsiline eşlemek için bir Python betiği sunar. Bunu yapmanın benzersiz bir yolu yoktur, ancak burada kullanılan formülasyon CIE renk eşleştirme işlevlerine, $ar'a dayanmaktadır.(lambda)$, $ar(lambda)$ ve $ar(lambda)$. Bunlar, dalga boylarından oluşan bir güç spektrumunu, $P(lambda)$'ı tristimulus değerleri, $X$, $Y$ ve $Z$, insan gözündeki üç tip koni hücresinin gerçek tepkisine benzer.

aşla X &= int P(lambda)ar(lambda)mathrmlambda, Y &= int P(lambda)ar(lambda)mathrmlambda, Z &= int P(lambda)ar(lambda)mathrmlambda, end

$X$, $Y$ ve $Z$, toplamlarına bölünerek normalleştirilebilir (ışığın parlaklığı hakkında bilgi kaybetme pahasına):

$ x = frak, dört y = frac, dört z = frac = 1 - x - y $

Bu şekilde, rengi tanımlamak için yalnızca iki parametreye, $x$ ve $y$ gereklidir (daha doğrusu, renklilik) ışık. CIE standart kromatiklik diyagramı aşağıda gösterilmiştir.

Bir görüntüleme aygıtı tarafından çıktı için $(x, y)$'ın RGB değerlerine daha fazla dönüştürülmesi, uygun kromatiklik matrisi tarafından dönüştürülmesini gerektirir. Geometrik olarak, bu, yukarıdaki renk "dilindeki" noktaları, belirtilen üçgen bölge olan RGB "gamı" içindeki noktaların alt kümesine eşler. bir renk sistemi üç ana renk kromatikliğinden (üçgenin köşeleri) oluşan bir matris ve bir beyaz nokta: bir amaç için beyazı "rengi" tanımlayan bir dizi kromatik koordinat.

$ sol( aşlangıç x_r & x_g & x_b y_r & y_g & y_b z_r & z_g & z_b end sağ) sol( aşlangıç r g b son sağ) = sol( aşlangıç x y z son sağ). $

$(x,y,z)$ değerlerinin vektörünün bu matrisin tersi ile çarpımı, bu nedenle, kullanılan sistem içinde karşılık gelen rengi tanımlayan RGB değerlerini verir.

$(x, y)$ çiftlerinin tümü RGB gamı ​​içindeki noktalarla eşlenmez (bir veya daha fazla bileşen için negatif değerler verirler): bununla başa çıkmanın bir yolu, tüm bileşenlerin değerlerini eşit olana kadar "desatürasyon" yapmaktır. hepsi negatif değil.

Aşağıdaki kod, renk sistemlerini temsil etmek ve kullanmak için bir ColourSystem sınıfı tanımlar ve birkaç özel örneği başlatır. CIE eşleştirme işlevi, cie-cmf.txt dosyasından okunur.

İşte ColourSystem sınıfının bir uygulaması: belirli bir sıcaklıkta siyah bir cismin rengini görselleştirmek için ve bu mükemmel sayfada spektrumların renk sunumuyla ilgili verilen örnek. Siyah bir cismin spektral parlaklığı, Planck fonksiyonu:


5. GÖZLENEN SED'İN TAHMİNİ

Bölüm 4'ün termal toz emisyon modeli, katı açı başına akı yoğunluğunu tahmin eder Mν in, örneğin, herhangi bir tek frekans ν için MJy sr -1. Ancak pratikte, geniş ölçekte ölçümleri kullanarak modelimizi sınırlamak istiyoruz. Planck/DIRBE bant geçişleri, her biri Δν/ν ile

0.3. İkisi de Planck ve DIRBE veri ürünleri, "IRAS konvansiyonu." Daha doğrusu, raporlanan her değer Planck haritalar, nominal bant merkez frekansında değerlendirilen, α = -1 olan bir güç yasası spektrumunun genliğini verir, öyle ki, iletimle bütünleştirilen bu spektrum, bolometre ile ölçülen gücü yeniden üretir. Model spektrumumuz α = -1 kuralına uymadığından, MBB'yi hesaba katmak için renk düzeltme faktörlerini hesapladık (T, β) spektral şekil ve frekansın bir fonksiyonu olarak iletim:

burada νben, c ν bandının nominal bant merkez frekansıdırben, ν ileben, c ∈ <100, 143, 217, 353, 545, 857, 1249.1352, 2141.3747, 2997.92458>GHz. ν bandı için frekansın bir fonksiyonu olarak bağıl iletimi temsil ederben. HFI haritaları için, Planck dosyada sağlanan iletim eğrileri HFI_RIMO_R1.10.uyar (Planck İşbirliği ve diğerleri 2013c). İçin i100 ve DIRBE 140 μm, 240 μm, karşılık gelen DIRBE iletim eğrilerini benimsedik.

ν bandında iki bileşenli model tahminiben altında IRAS olarak adlandırılan kural, daha sonra renk düzeltmeli MBB terimlerinin doğrusal bir birleşimi olarak oluşturulur:

Bu nedenle Denklem (7)'nin renk düzeltmesi, merkezi frekans ν'da monokromatik akı yoğunluklarını hesaplayarak tahmin etmemizi sağlar.ben, c ve sonra çarpanlarla çarpılır. Uygulamada, her biri tek bir β değeri için bir fonksiyon olarak listelenen bir dizi önceden hesaplanmış, tek boyutlu arama tablosundan renk düzeltmelerini enterpolasyon yaptık. T. Böylece hem β hem de T ilgilenilen belirli β değerleri kümesi için yalnızca küçük bir tek boyutlu düzeltme faktörleri kümesi hesaplanarak (örneğin, β = 1.67, 2.7, 1.63, 2.82. bkz. Tablo 2). Bu renk düzeltme yaklaşımı, önerilen her toz sıcaklığı için Denklem (7) payındaki integrali anında gerçekleştirme ihtiyacını ortadan kaldırarak, Bölüm 7.3'te açıklanan MCMC örneklemesini hesaplama açısından çok daha verimli hale getirir. Renk düzeltmelerini MBB bazında hesaplamayı seçtik çünkü bu yaklaşım çok yönlüdür, tüm olası iki bileşenli (ve tek MBB) modeller MBB'lerin doğrusal kombinasyonlarıdır, bu nedenle tüm renk düzeltme makinelerimizi aşağıdaki durumlarda bile uygulayabiliriz. sıcaklık dışındaki parametrelere izin veriyoruz (örn. f1) toz spektrumu şeklini değiştirmek ve böylece değiştirmek için.

Bu renk düzeltmeleri ve eldeki Bölüm 4'te oluşturulan formalizm ile, örneğin, gözlemlenen SED'yi tahmin etmek için MCMC örneklemesi sırasında kullanacağımız modeli matematiksel olarak belirtebiliriz. ν bandında tahmin edilen gözlemben tarafından verilir

Bu denklem Denklem (8)'e oldukça benzer, ancak iki önemli fark vardır. İlk olarak, normalizasyonu şimdi ile belirtilir, bu da IRAS ortak düşünce Planck 545 GHz yoğunluğu. Payda, ν durumunda şunu sağlamaya hizmet eder:ben = 545 GHz, kendi kendine tutarlıdır. İkinci olarak, paydaki her terim bir birim dönüştürme faktörü ile çarpılır. Bu faktör gereklidir çünkü bazı Planck ilgi haritalarının birimleri vardır KSPK (100–353 GHz), kalan haritalar (545–3000 GHz) ise MJy sr -1 birimlerine sahiptir. MJy sr -1 veya KSPK. Bu nedenle, Denklem (9)'da her zaman MJy sr -1'de ve ν için let = 1 (boyutsuz) olarak değerlendiririz.ben ≥ 545 GHz. ν içinben ≤ 353 GHz, dönüştürme faktörünü temsil eder KSPK MJy sr -1'e göre, (Planck Collaboration et al. 2013c, Denklem (32)).


ProMag Archangel 556 Ruger 10/22 Dönüşüm Stoku için Ürün Bilgisi

Bunu yükle ProMag Archangel 556 Ruger 10/22 Dönüşüm Stoku M4 düz tepeli karabina görünümünü ve hissini elde etmek için. ProMag bu Tüfek Stoklarını bir ayarlanabilir 6 pozisyonlu buttstock 10.25in - 14.25in arasında bir çekme uzunluğu sağlayabilir. ProMag Archangel 556 Ruger 10/22 Drop-In Dönüşüm Stokunun bir ergonomik tabanca kabzası sağlam bir kavrama ve gelişmiş konfor için. Bu stoklar, dayanıklı ancak hafif bir platform için yüksek mukavemetli karbon fiber ve cam takviyeli polimerden yapılmıştır. Bununla silahınızın faydasını ve hassasiyetini yükseltin Ruger 10/22 için ProMag Archangel 556 AR-15 Stil Dönüşüm Stoku.


Siyah cisim yoğunluğundan MJy/sr'ye nasıl dönüştürülür? - Astronomi

Seminerin amacı, sizi güncel astronomik araştırmalardaki konulara alıştırmak, bir makaleyi eleştirel olarak analiz etmeyi ve özetlemeyi öğrenmek ve profesyonel toplantılarda konuşmalar sunmak için hazırlık ve sunum becerilerinizi geliştirmektir. Herkesin her ders dönemi için ödevi okuması ve derse hazırlıklı gelmesi gerekir. Bu anlamda hazırlanmış olmak, makaleyi baştan sona okuduğunuz, anlamadığınız önemli konuları belirlediğiniz, karşılaştığınız bazı temel kavramları araştırdığınız ve belki de bilmeniz gerektiğini fark ettiğiniz anlamına gelir. semineriniz için sunum ve gösterilmiş hazırlık seviyesi (%60) ve ayrıca konuşma yapmadığınızda sınıf katılımınız (%40). Her öğrenci bir bildiri sunacaktır.

Makaleyi sunan öğrenci için, aşağıda bazı özel ipuçları ve talimatlar verilmiştir:

Tek bir makalenin size akıcı bir seminer sunmak için tüm arka planı ve giriş materyallerini vermediğini görebilirsiniz. Bu nedenle, muhtemelen konuyla ilgili bazı önceki makalelere bakmanız ve konuşmanız için bunlardan bazı bilgiler almanız gerekecektir. Bu konuda aşırıya kaçmak istemezsiniz, sunum 30-45dk olmalıdır. Bu, yaklaşık 20'den fazla power point slaytına sahip olmamanız gerektiği anlamına gelir. Elbette her türlü sorunuzu sunumunuzu yapmadan önce benimle tartışabilirsiniz.

Lütfen sunumlarınızı bilgisayar sunumuna ve gösterime uygun dijital formatta hazırlayınız. Tartışma için 15 dakika bırakın. Tartışma konularını göz önünde bulundurarak gelmek akıllıca olacaktır, ör. Makalenin sizin için net olmayan bir sorunu veya makalenin kabul etmediğiniz bölümleri. İzleyicilere sorular sorun, vb. Bir makaleyi sunmanın önemli bir yönü, önce yazarların ana motivasyonunu ve makalede izledikleri yolu anlamaktır.

Bunun bir seminer olduğunu, bir kolokyum olmadığını unutmayın. Bu nedenle, doğası gereği daha teknik olabilir ve daha az geniş bir genel bakış sunabilir. Başka bir deyişle, bazı konularda derinlere inmek iyidir, popüler bir konuşma değildir, bu yüzden çok fazla "kabartmaya" direnin. Daha popüler sunumlarda, özünde cesur olanı görmezden gelme eğilimindeyiz, ancak araştırmalarda bunu yapamazsınız ve arada sırada biraz et ve patates servis etmek (ve sindirmek) sorun değil.

Herkesin hazırlıklı gelmesine yardımcı olmak için (yani atanan kağıtları okuyun!) Her seminerin başında rastgele bazı isimler çizeceğim ve kağıt hakkında sorular soracağım. Seminerlerin amacı, tartışmayı ve fikir ve soru alışverişini teşvik etmektir. Bu nedenle derse katılım önemlidir ve bu ancak makaleyi okursanız gerçekleşebilir.

Muhtemelen şu alanlara değineceğiz: Galaksi dinamiği, Halo Gazı ve Çıkışları, Moleküler Gaz ve Yıldız Oluşumu (ALMA'ya bakarak), Radyo Galaksileri, Galaksilerin HI Özellikleri, vb. Her makale genellikle belirli bir radyoya dayalı olacaktır. teleskop (tek çanak veya interferometre), dalga boyu rejimi ve gözlem tekniği.

Sunumunuz için ipuçları:

Bir noktanız olmadıkça rakamları göstermeyin. Konuşmanızda ve makalenizde şekil başlıklarını ve bir figürün rolünü açıklayın.

Kolayca görülemeyen renklerden kaçının. Bunlar tüm pastelleri, sarıları vb.

Sunumunuza çok fazla metin koymaktan kaçının. Sunumunuzdan okumayın. Konuşmanızı kolaylaştırmak için madde işaretleri kullanın. Her slaytın belirli bir amaca hizmet etmesini sağlayın, bir slaytta birçok konuyu karıştırmayın. Metni bölmek için rakamlar ekleyin.

Konuşmanız sırasında dinleyicilerle yüzleşin. Bir işaretçi kullanın.

Bu sunum çoğunlukla dijitaldir, ancak netscape araçları yerine powerpoint kullanmanızı tavsiye ederim. Bunu burada kullanıyorum, bu yüzden web'de bu bilgilere sahibiz. Bu aynı zamanda onu etkili bir powerpoint sunumu yapmak için çok fazla metin içeriyor.


Masonik Fenikelilerin 33. Derece Yasası

33 sayısının Usta Numarası (Usta Öğretmen) olduğu söylenir. Amon (AMEN), 1+13+5+14=33'ün sayısal karşılığıdır. Amen, Gerçeğin Tanrısıdır ve 33, Mesih bilincini temsil eder. Enoch Kitabı'nda Hermon Dağı, Grigori'nin "Gözlemciler, Tanrı'nın Oğulları veya Nefilimler" adlı bir düşmüş melek sınıfının Dünya'ya indiği yerdir ve 33 derece enlem ve boylamdadır.

Dünya'nın ekvator düzleminin 33 derece kuzeyindeki 33. enlem ile Masonlukta 33 dereceyi çevreleyen birçok komplo var. Onları Hakikat'te birbirine bağlayan somut gerçekler olup olmadığı, bence henüz makul bir şüphe gölgesi olmadan belirlenmemiştir. Ancak kesinlikle bazı garip tesadüfler ve hem Fenike (Sidonialı/İbranice/Kenanlı) hem de Masonik çabaların, komplocu saçmalıklardan ziyade akıl kullanılarak araştırılması gereken dünya çapında bir ağda ikisini birbirine bağlayan bir model var.

Bazı insanlar bunun şeytani bir Masonik komployla ya da Tanrılara giden bir tür ızgara enerjisi portalıyla uğraşmak zorunda olduğunu düşünüyor gibi görünüyor, ancak bunun sadece bilgisi olmayan saygısız insanlar tarafından yayılan bir teori olduğunu buldum, ama dezenformasyon yaydıklarını düşünüyorlar.

Dünyanın ekvator düzleminin 33 derece kuzeyinde bulunan 33. enlem paralelini incelerken, bazılarının dünyanın ilk deniz yolculuğundan biri olduğunu bildiğimiz Fenikelilerin kanıtlıyor gibi görünen ortak bir yapı veya inşa yöntemi buldum. fatihler ve ticari denizciler, dünya çapındaki yerleşimlerinin çoğunu 33. paralel boyunca bilerek inşa etmişlerdi. Bu ilk Fenike yerleşimleri dünyanın her yerinde, Kuzey Amerika'da San Diego, California'da yaşadığım yerler gibi yerlerde bulunabilir ve 33. derece boyunca Lübnan, Ürdün, Portekiz, Fas, Cezayir gibi büyük Fenike merkezli ülkeleri de bulacaksınız. , Libya, Suriye, Afganistan, Irak, İran, İsrail vs. hepsini 33. paralel boyunca bulacaksınız.

Masonlar ayrıca 33 dereceye sahiptir ve zanaatlarını Fenike Kralı Hiram Abiff'e kadar takip ederler. Bu, varsayılan olarak 33 sayısını gördüğümüz için Masonlukta 33. paralel ve 33 derece ile ilgili bazı gizli komplolar olduğu anlamına gelmez, ancak hem Fenikelileri hem de Masonları incelemeye başladığınızda bazı ilginç bağlantıları ortaya çıkarır. . Söylendiği gibi, hiçbir şey tesadüf değildir ve Fenikeliler ve Masonlar söz konusu olduğunda, bu her zamankinden daha doğru geliyor.

33. Derecenin Bilimi

33 sayısında bulduğum ana Gerçek zaman, yolculuk, güneş ve Fenikelilerin dünyayı dolaşmak ve yerleşmek için kullandıkları yöntemler ile ilgilidir. Uyduların, bilgisayarların veya modern pusulaların olmadığı bir zamanda böyle bir başarıya ulaşmak için, Fenike krallarının, denizcilerin, savaşçıların, masonların ve kölelerin takip etmesi gereken uyumlu bir sisteme ihtiyaç duyacaklardı. farklı okyanuslar, ülkeler ve zaman tarafından ayrıldıklarında bile aynı küresel sayfa.

Fenikelilerin bunu, icat ettikleri Dünya üzerindeki 33. Derece enlem çemberinin yasalarını takip ederek başardıklarını önermek isterim ve bu kanıt, birçok eski ve modern Fenike yerleşiminde bulunabilir. Fenike yerleşimlerinin tümü 33. derecede bulunmayabilir, ancak teorimin aslında doğru olabileceğini kanıtlamak için yeterlidir.

33. Derece enlem dairesi yasaları, tüm konumları (yüksekliği göz ardı ederek) belirli bir enlemle birleştiren hayali bir doğu-batı dairesine dayanmaktadır. Enlem çemberi boyunca bir konumun konumu, boylamıyla verilir. Güneşin doğuş ve batma zamanı yalnızca kuzey enleminin iki paraleli olan 33. ve 39. için verilmiştir. Aradaki dereceler bile, 34'ten 38'e kadar verilmez. Bu nedenle, enlemin 34. paralelinde yaşıyorsanız, güneş bir dakika sonra doğar ve 33. paralelden bir dakika önce batar vb.

33. enlemde güneş yaz gündönümünde 14 saat 20 dakika ve kış gündönümünde 9 saat 58 dakika görünür. Bu zaman, Fenikelilerin zamandan beri takip ettikleri, dünyayı dolaştıkları ve yerleştikleri doğal yasalarla belirlenir. Bu yasalar aynı zamanda, bugüne kadar dünyanın dört bir yanına yayılmış olan krallıkları arasında kolayca yer bulmalarına, yönetmelerine ve seyahat etmelerine izin verdi.

33. Derece Kanunlarının Küresel Köşe Taşı

Daha önce de söylediğim gibi, Fenikelilerin adı onlara kuzenleri olan eski Yunanlılar tarafından uygulanmıştı ve onlar kendilerini Saydalılar olarak adlandırmışlardı ve Kutsal Yazılarda İbrani halkı ve İsrailliler var. Eski Ahit (Eski Kanun) olarak bildiğimiz tarih kitapları ve ırksal dinleri. Fenikeliler'in iki ana antik siyasi merkezi, Akdeniz'deki Sidon şehrinde (şimdi Suida Körfezi) Kutsal Girit Adası'nda ve Lübnan ülkesindeki Sidon'da bulunan kardeş şehirdi.

Sidon aynı zamanda Zidon veya ana şehir “Büyük Zidon” olarak da bilinir. 33.55993 enlem ve 35.37564 boylamda yer almaktadır. Sayda, Sur'un 25 mil kuzeyinde, Lübnan dağları ile Akdeniz arasındaki dar ve verimli ovada bulunuyordu. Açık denizlerde dünyayı dolaşmak için yıldızları kullanarak gemilerini gönderen ana Fenike şehridir. Eski Kenan'ın kuzey sınırı Sayda'ya kadar uzanıyordu (Gn 10:19). Daha sonra Yakup buradan Zevulun'un sınırı olarak söz etti (Yar. 49:13) ve Yeşu burayı İsrail'e vaat edilen toprakların bir parçası olarak dahil etti (Yeşu 13:6). Sayda, kuzey sınırındaki Aşer'in mirasına dahil edildi (Jos 19:28).

Bu, en az 3.000 yıl boyunca Fenike gemilerini inşa etmek ve ipek keten işlemelerini, kalıplarını, metallerini ve camlarını ticaretini yapmak için Donanma ve Deniz Ticaret gemilerini bakımını yapmak için ihtiyaç duydukları Sedir kerestesinin çoğunu sağlayan tam ülke ve konumdur. Bu, Sidon'u ana Donanma limanlarından biri ve dünyayı seyahat etmek ve yerleşmek için kullanacakları belirli bir koordinat haline getirecekti.

Kutsal Yazılarda Sidon, Saydalıların soyundan gelen Ham'ın oğlu Kenan'ın ilk oğlu Sayda tarafından kurulmuştur. Tire ve Sidon'da Fenike Prensi'nin kardeşi ve harflerin mucidi olan Phoenix, Mısır'daki Thebes'li Cadmus hüküm sürdü. Phoenix adından, Yunanlılar Fenikelilerin adını Sidonyalılara uyguladılar.

Homeros'un İlyada ve Odyssey'sinde Sayda ve Saydalılardan söz edilir (17 kez: İlyada 6.290–91 23.743-44 Odyssey 4.83, 84, 618 13.272, 285 14.288, 291 15.118, 415, 417, 419, 425, 473). Homeros'un kullanımı Sidonian terimini genel olarak Fenikeliler ile ilişkilendiriyor gibi görünmektedir (ayrıca bkz. 1 Kgs 5:6 Jidejian 1996:60).

1025 – 945 M.Ö. 33. Derece Lastik – Mısırlılar Fenikelilere Deniz Halkları adını verdiler. Kutsal Girit adasındaki Sidon'da ve Lübnan'daki Sidon'da bulunan ilk iki ana siyasi merkezi ve bir sonraki önemli şehir, Masonik Kral Hiram efsanesine ev sahipliği yapan Lübnan Tire idi.

Lastik, 33. Derece Kanunlarının bir parçası olarak 33. Paralelin 20 milden daha az kuzeyinde. Hiram, Mısır kralları Davut ve Süleyman (Ramses II ve III) dönemlerindeki Tire'nin Fenike Kralıydı. İkisiyle de dostane ilişkiler içindeydi. Kral Hiram, Kral Davut'a sedir ağaçları, marangozlar ve David'e bir ev inşa etmesine yardım eden duvar ustaları sağladı.

Onuncu yüzyılda M.Ö. Tire Kralı Hiram, Kral Süleyman'a Kudüs'teki tapınağının inşası için zanaatkarlar, metalürjistler, sedir ağacı, mimari tasarım ve muhtemelen bu iki sütunun ezoterik sembolizmini sağladı. (1 Krallar 7: 13-22)

Giritli Joannes Phocas (1185), 'Joannes Phocas'ın Kutsal Topraklardaki Hac Yolculuğu (MS 1185 yılında)” yazmıştı, burada en kutsal Phocas olan rahip John tarafından bir kayıt yazılmıştır. 1185 yılında Patmos Adası'nda din, kutsal yerleri nasıl gördüğünü. Kitabın başında “I Giritli Phokas'ın oğlu bunu ismiyle yazın” yazıyordu.

Giritli Phocas bize Sidon'un bu tanımını bıraktı, “Sırada Leucippe tarihçisi tarafından takdire şayan bir şekilde betimlenen ünlü ikiz limanı ile Sidon geliyor5 çünkü burayı ziyaret ederseniz, limanı ve dış limanıyla gerçeklik, yazılarında verilen tanımla uyuşuyor. Şehrin dışında, yaklaşık üç yay atış mesafesinde, apsisinin üst kısmına dört kenarlı bir taş yerleştirilmiş, çok uzun bir revakla çevrili bir kilise vardır. kaba, İsa, dünyanın Kurtarıcısı, ayakta durur ve kalabalığa öğretirdi.

Sidon'un, MÖ 333'te, Sidon'un Helenistik dönemi başladığında, Büyük İskender tarafından Mesih'ten yaklaşık 350 yıl önce yıkıldığı söylendi. Alexander, yaşının 33. yılında ve hükümetinin on üçüncü yılında. Sur ve Sayda sınırlarından, İsa'ya, "Davud'un Oğlu, bana merhamet et" diyen Fenikeli Kenanlı kadın geldi ve İsa, kendisine iman ettiği için onu iyileştirdi (Matta 15: 21 -28 Mk 7). :24 -30). Pavlus tutsak olarak Roma'ya giderken bu şehirdeki arkadaşlarını ziyaret etmesine izin verildi (Elçilerin İşleri 27:1.3).

33. Derece Sidon'dan sonra Afrika'da Kartaca'nın Fenike (Sidon) kolonisini kuran Dido vardı.

875-848 M.Ö. 33. Derece Karmel Dağı – İncil'deki Karmel Dağı, modern Hayfa şehrinin güneyinde ve İsrail'deki Celile Denizi'nin batısındadır. Karmel Dağı, 33. Paralelin 20 milden daha az güneyindedir. Karmel'de Fenikeli İbrani peygamber İlyas 850 kafir peygambere karşı durdu ve onları mağlup etti (1 Kral 18).

593-571 M.Ö. Hezekiel 28. Bölümde peygamber, 33. Paralelin çok güneyinde olmayan Babil'de sürgündeyken yazmıştı. Hezekiel Sur hükümdarı hakkında yazdı. Lastik, 33. Paralelin 20 mil kuzeyinden daha az. Hezekiel'in kehaneti, Sur kralını zengin ve ticarette yetenekli, ancak gururlu ve yıkıma mahkum olarak nitelendirdi:

‘Bu nedenle Egemen RAB şöyle diyor: “‘Bilge olduğunu, bir tanrı kadar bilge olduğunu düşündüğün için, sana yabancılar getireceğim, ulusların en acımasızı senin güzelliğine kılıç çekecekler. ve bilgelik ve parıldayan ihtişamını delmek. Seni çukura indirecekler ve denizlerin bağrında şiddetli bir ölümle öleceksin. O halde seni öldürenlerin yanında 'Ben tanrıyım' mı diyeceksin? Seni öldürenlerin elinde sadece bir insan olacaksın, tanrı değil. Sünnetsizlerin ölümüyle yabancıların elinde öleceksiniz. Ben konuştum, diyor Egemen RAB.'''8221

33. Derece Kuzey Amerikalı Fenikeliler

Güneybatı Amerika'nın Deniz Halkları anlamına gelen ve Fenikeliler olarak tanımladığım Hohokam, Phoenix, Arizona'nın 30 mil (48 km) güneydoğusunda, Arizona'da Snaketown olarak bilinen önemli bir dini alana sahiptir. Sedona (Sidonia) ve Phoenix gibi yerlerde, bugün Arizona olarak bildiğimiz haline gelecek olan toprakları MS 500'den MS 1450'ye kadar yaklaşık 2.000 yıl veya daha uzun süre işgal etmişlerdi. Snaketown yaklaşık beş mil kuzeydeydi. Tam 33 derece çizgisinin üzerinde, Casa Grande adlı astronomik gözlemevinin kalıntıları ise çizginin yaklaşık beş mil güneyinde duruyor. Ayrıca, onların Amerika Birleşik Devletleri haline gelen taşları döşeyen Amerika'daki ilk Masonlardan bazıları olduğunu da buldum.

Phoenix yakınlarında Circlestone Gözlemevi (33 derece 28 dakika) adı verilen ve çevresi 427 fit olan üç fit kalınlığında taş bir duvardan yapılmış “ilaç çarkı” denen şeyi bulacağınız bir yer var. Yeni Zelandalı araştırmacı ve Druid Martin Doutré, bu yapının phi veya Altın Oran (1.618…) dahil olmak üzere çeşitli seyir kodlarını içerdiğini belirtiyor.

Doutré, “Eski astronom matematikçiler, astronomik sanatlara inisiyelerin asırlık ilkelerin öğretilebileceği kodlar ve yerlerin depoları olarak Circlestone gibi siteler inşa ettiler. Bu inisiyeler, çoğu kişiyi kutsamak için “azınlıklar” olarak ayrılan en zeki, en usta çocuklardı. Görevleri, büyük bilgiyi bölgesel toplumun yararına öğrenmek, korumak ve kullanmaktı ve sorumlulukları, ömür boyu hizmet süresince başkalarına öğretmeye kadar uzanıyordu.”

Benim gibi, Doutré bu yapıları, Doğu Akdeniz'e geri taşınan milyonlarca kilo bakır çıkardığını söylediği Fenikelilere bağlıyor. "Hıristiyanlık döneminden önce binlerce yıl boyunca eski gemilerin kaynak aramak için dünyanın her yerine dağıldığı çok açık" diye yazıyor. Piramitler veya Stonehenge gibi harap olmuş antik yapılarda bulunan matematiksel kavramlar, eski uygarlıkların Dünya'nın büyüklüğü hakkında mükemmel bir bilgiye sahip olduklarını ve dünyanın herhangi bir noktasına başarılı bir navigasyon için onu nasıl referans gösterecekleri gerçeğini doğrulamaktadır.

Bu mükemmel bilgiye “Mason Fenikelilerin 33. Derece Yasası” adını vermeyi seviyorum.

33 Kuzey enlemi boyunca Phoenix'in 1.500 mil doğusunda seyahat ederken, Hale İlçesindeki Kara Savaşçı Nehri üzerindeki Mississippian kültür alanı olarak adlandırılan Moundvillesite'yi (33°0'16.81″K 87°37′51.85″W ) buluyoruz. Alabama, Tuscaloosa şehri yakınlarında.

Bir zamanlar Sidon Nehri olduğu söylenen ve şimdi Mississippi nehri olarak bilinen bir nehirde, 33. Derece yasasına göre Fenikelileri yine Amerikan Kızılderilileri adı altında buluyoruz.

Louisiana Bölgesi, 1803 Louisiana Satın Alma'nın 33. paralelin kuzeyinde kalan ve 33. paralelde bölünen parçasıydı. Indiana Bölgesi altındaki kuzey bölümü 'Louisiana Bölgesi' olarak adlandırıldı ve güney bölümü 'Orleans Bölgesi' olarak adlandırıldı. Kölelik kısıtlandı ve Kızılderili Kabileleri de dahil olmak üzere sakinler Amerika Birleşik Devletleri birliğine dahil edilecekti. Anayasaya.

33. Derece Masonlar Yasası – 1756 yılında Charleston, Güney Carolina'da, orijinal site Amerika Birleşik Devletleri'ndeki Eski ve Kabul Edilmiş İskoç Riti Yüksek Konseyi, Güney Yargı Yetkisi ve 33. Derece yasası için kuruldu. Resmi olarak “Dünyanın Ana Locası veya Anne Yüksek Konseyi olarak bilinir. Aslen Musa Lindo tarafından Kral Süleyman Locası olarak kurulmuştur.

31 Mayıs 1801'de, Otuz Üçüncü Derecenin ilk Yüksek Konseyi olan Dünyanın Ana Konseyi, “Ordo ab Chao” (Kaostan Düzen) sloganıyla varlığını ilan etti. Kraliyet Sırrı Düzeni'nin 25'inin tamamını içeren 33 derecelik yeni bir yüksek derece sistemi duyurdu ve 33°, Egemen Büyük Müfettiş de dahil olmak üzere sekiz tane daha ekledi.

Bu yeni örgüt, Amerika'da yüksek dereceli Masonluğun kontrolünü ilan etti. Bugün dünyanın tüm düzenli Yüksek Konseyleri, Charleston Ana Yüksek Konseyinin soyundan gelmektedir. (The Origins of the Scottish Rite: The Origins of the Scottish Rite: Archives of the Supreme Council, 33°, S.J., A.B.D., Rev. Frederick Dalcho'nun el yazısıyla, yaklaşık 1801–02) 1786 Büyük Anayasalarının kopyası

Bu makaleyi okuduktan sonra, 33. Derece Ordo ab Chao yasalarını yöneten Dünyanın Ana Locası'nın tesadüfen 33. Paralelde oturması sizi şaşırtmayabilir.

“Beni arayın, size cevap vereceğim ve bilmediğiniz harika ve aranmaz şeyler söyleyeceğim.” – Yeremya 33:3

DAHA MASONİK ARAŞTIRMA

Bu eski dünya masonlarının en önde gelenleri Fenikeliler idi. Kanka. Fort, “Antiquities of Masonry”'de bize Masonların Süleyman'ın tapınağının temellerinde hâlâ görülebilen ve yüzyıllar sonra insan bakışıyla karşı karşıya kalan işaretlerinden bahseder. Sidon'da ve Filistin'in diğer uzak ve çeşitli bölgelerinde benzer işaretler keşfedildi.

Bu tuhaf geometrik şekiller, kuşkusuz, antik çağların en eksiksiz ve muhteşem Masonik eserinin dikilmesine yardımcı olmak için Tyrian kralları tarafından gönderilen Surlu oymacılar ve 'taş yonyanlar' tarafından kullanılıyordu. Bu inşaatçıların torunları ancak iki yüzyıl sonra Kartaca'yı kurdular ve kardeşliklerinin beceri ve tuhaf geleneklerini batıya taşıdılar.

Çevremizdeki harabelerin birçok parçasında bugün görebildiğimiz izler, Kudüs'ün ve Uzak Doğu'daki diğer şehirlerin izleriyle birebir örtüşüyor. Bunlar bir sistemin parçası ve parselidir, günümüzde spekülatif Masonluğun büyük dokusunun dayandığı temelleri atmış olan o eski faal loncaların çalışmalarının ayrılmaz bir parçasıdır.

George Oliver ve Robert MaCoy'un yazdığı A Cyclopedia of Masonry'de, 22. Derece LIBANUS PRINCE OF THE ROYAL AXE'deki Sidonyalılar hakkında şöyle söylenir:

“Kadim ve Kabul Edilmiş Ayinin 22. Derecesi. Bu derecenin efsanesi, Sidonyalı mimarların Nuh'un gemisinin inşası için sedirleri kesmesiyle, Lübnan'ın güçlü sedir ağaçlarının Masonluğa yaptığı unutulmaz hizmetleri kaydetmek için kurulduğunu bize bildirir. Gerçekten de eski kardeşlerimiz, İsrailoğullarının vaat edilen diyardan çöldeki dağlara odunları kendilerine nasıl ulaştırdıklarını bize anlatmıyorlar.

Ayrıca Saydalıların soyundan gelenlerin aynı yerde ahit sandığının inşası için malzeme elde etmek ve daha sonraki yıllarda Süleyman'ın Tapınağı'nı inşa etmek için kullanıldığını ve son olarak Zerubbabil'in işçi çalıştırdığını söylüyorlar. ikinci tapınağın kullanımı için Lübnan'ın sedir ağaçlarını kesen aynı kişiler. Gelenek, Sidonluların Libanus Dağı'nda kolejler kurduklarını ve GAOTU'ya her zaman hayran olduklarını ekler. refah.

Libanus Dağı'ndaki "kolejler" iması, o ülkede hala var olan ve gizemli törenleri gezginlerin onayladığı Dürzilerin gizli mezhebine bir miktar gönderme yapıyor olabilir, Masonluğa hatırı sayılır bir yakınlığı vardır. Bu derecenin organları Kolejler tarzındadır. Baltalar, testereler, tokmaklar, uçaklar, takozlar ve benzeri aletlerle Lübnan'daki atölyeyi ilk temsil eden iki daire var.

Oda lamba veya mumlarla aydınlatılmalıdır. Bu dairede Kıdemli Müdür başkanlık eder ve Master Carpenter tarzındadır. O ve bütün kardeşler bluz ve önlük giyerler. İkinci daire yuvarlak masanın meclis odasını temsil ediyor. Kırmızı ile asılır ve altışarlı ve her biri 6'lı ikişerli 36 ışıkla aydınlatılır.

Odanın ortasında, kardeşlerin masaya oturduğu yuvarlak bir masa ve planlar ve matematiksel araçlar var.

Başkanlık görevlisi, Thrice Puissant olarak adlandırılan Şef Prens'tir. Sağdan sola takılacak olan kuşak, mor astarlı, gökkuşağı renginde geniş bir kurdeledir. Önlük beyaz, astarlı ve ortası mor bordürlü, üzerinde matematik aletleri olan yuvarlak bir masa boyanmış ve planlar açılmıştır. Kapakta üç başlı bir yılan vardır. Mücevher altın bir balta, taçlı, bıçağında ve Masonluk tarihinde ünlü birçok şahsiyetin baş harflerini taşıyor.

Ramses ve Ptolemy'den çok önce var olan Mısırlı Kutsal İnşaatçılar düzeni, sakin Nil'i gözetleyen ve kenarları pusulanın dört noktasıyla kare şeklinde olan büyük piramitler inşa etti. İsrailliler, Firavunlar için bu anıtların inşasına yardım etmek zorunda kaldılar ve o zaman muhtemelen bu inşaatçılar düzeninin sırları hakkında bir bilgi edindiler.

İsa'dan 1000 yıl önce, Kral Süleyman'ın Tapınağı'nın inşası sırasında, Saydalılar, şüphesiz sanatlarını ve sırlarını Mısırlılardan ve Fenikelilerden alan bir inşaatçılar topluluğuna sahipti. Surlu zanaatkarlardan biri Naftali kabilesinden bir Yahudi ile evlenmişti ve Tire ve Sidon'un ve ayrıca İbranilerin dilini konuşan Hiram Abiff adında bir oğlu vardı.

Meraklı ve kurnaz bir işçi, ünlü bir mimar ve zanaatkardı ve Sidon düzeninin tüm sırlarını öğrenmişti ve bu da Mısır'ın Kutsal İnşaatçıları tarikatından gizemleri almıştı.

Bu kadim gizemlerin, Kral Süleyman, Tire Kralı Hiram ve Hiram Abif'in 3000 yıl önce Mabet'in inşasında kurdukları Masonluk tarikatı ile aynı olup olmadığını bilmiyoruz ama o noktada sorgusuz sualsiz, yerleşik ve otantik bir sır buluyoruz. Masonluk organizasyonu. Bugünden o zamana kadar, Masonik tarihin zinciri kırılmamıştır.

Tanrı'nın Evi'nin inşasıyla bağlantılı olarak düzenin kalıcı temelleri, ilahi bir yönlendirmeyle ilerler, masonluğu din ve kutsal kitap tarihi ile ilişkilendirir.