We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Jeg bruger en kode på EUCLIDs fremtidige mission. Den oprindelige forfatter af denne kode har sat en værdi for densiteten af galaksen lig med:
ng = 354543085.80106884
Jeg tror, dette udtrykkes i invers steradian. Jeg tror, at EUCLID-missionen har en $ 30 tekst {arcmin} ^ {- 2} $ værdi for tæthed af galakser.
Er konverteringen korrekt mellem to $ 30 tekst {arcmin} ^ {- 2} $ og $ 354543085.8010688 text {sr} ^ {- 1} $ ?
og hvordan gør man denne konvertering?
Faktisk vil jeg gerne beregne ng med en tæthed på $ 48 tekst {arcmin} ^ {- 2} $.
Hilsen
Der er 60 bueminutter i en grad og $ 180 / pi $ grader i en radian.
Så 1 radian er 57,2957795 grader eller 3437,746771 bueminutter.
Så længe du taler om enheder, kan du kvadrere en hvilken som helst af disse vinkelenheder for at opnå enheder med fast vinkel.
Så 1 steradian er 3282.80635 kvadratgrader eller 11818102.860 kvadratbue minutter.
Lad os prøve din teori:
1 / 354543085.801 steradianer er 9.259259E-06 kvadratgrader eller 0,0333333 kvadratbue minutter.
Svaret er, at det er 1/30 af et kvadratbue-minut, så JA det er 30 inverse kvadratbue minutter!
Derefter er 48 pr. Kvadratbue:
$$ 48 gange 60 ^ 2 gange frac {180 ^ 2} { pi ^ 2} ca. 567268937.282 text {sr} ^ {- 1}. $$
Sådan finder du invers steradian fra $ text {arcmin} ^ {- 2} $ for tæthed af galaksen - Astronomi
COVID-19 har påvirket mange institutioner og organisationer rundt om i verden og har forstyrret forskningen. Gennem denne vanskelige tid APS og Fysisk gennemgang redaktionskontoret er fuldt udstyret og arbejder aktivt for at støtte forskere ved fortsat at udføre alle redaktionelle og peer review-funktioner og offentliggøre forskning i tidsskrifterne samt minimere forstyrrelser i journaladgang.
Vi sætter pris på din fortsatte indsats og forpligtelse til at fremme videnskaben og give os mulighed for at udgive de bedste fysiske tidsskrifter i verden. Og vi håber, at du og dine kære forbliver sikre og sunde.
Mange forskere finder sig nu i at arbejde væk fra deres institutioner og kan derfor have problemer med at få adgang til Physical Review-tidsskrifterne. For at løse dette har vi forbedret adgangen via flere forskellige mekanismer. Se Adgang uden for campus til Fysisk gennemgang for yderligere instruktioner.
Lys omkring os og hvordan man måler det
Lys omgiver os overalt. Dette er en elektromagnetisk bølge, som er den hurtigste i miljøet. For Jorden er den vigtigste lyskilde Solen. En anden kilde er kunstigt lyn skabt af menneskeheden. I denne artikel vil jeg gerne bringe et stykke relevant information om essensen af lys omkring os og måderne til at måle det på. Denne artikel dækker ikke alle spørgsmål og fænomener relateret til lys, så du finder mange links i bunden af denne læsning.
Før jeg beskriver metoderne til måling af lysniveau, vil jeg gerne sige noget om lysfænomenerne generelt. Der er i det mindste et par få, der for os kender lysfænomener, som er omkring os i det daglige liv. Nogle af dem er forvekslet med en anden. Derfor besluttede jeg at afklare dem for alle.
Oplysning og lysstrøm
Illuminance er en total lysstrøm, der falder ind på overfladen pr. Arealeenhed. Lysstrømmen (også kaldet lysstyrke) er målestokken for den opfattede lysstyrke. Det vigtige er, at lysstrømmen justeres for at reflektere det menneskelige øjes varierende følsomhed over for forskellige bølgelængder. Således er lysstrøm et kvantitativt udtryk, der kun henviser til synligt lys. Lysstrøm bruges som et objektivt mål for det nyttige lys, der udsendes af en lyskilde. Måleessensen påpeger, hvor lys strålen er i en bestemt retning. Lysstrømmen bestemmer belysningsværdien.
Illuminance er et mål for, hvor meget lysstrøm der er spredt over et givet område. Det refererer til den samlede “mængde” synligt lys til stede og den samlede overflade, hvilket også er vigtigt. En given mængde lys vil belyse en overflade mere svagt, hvis den spredes over et større område, så lysstyrken er omvendt proportional med området, når lysstrømmen holdes konstant. Dette er analogt med omvendt kvadratisk lov (billede 2). Den grundlæggende belysningsenhed er lumen, der måler den samlede mængde synligt lys, der udsendes af en kilde. Lumenet består af candela - basisenheden med lysintensitet og steradian - den faste vinkel er et forhold mellem det omrørte område og kvadratet for dets afstand fra centrum.
Det vigtigste punkt er, at lysstyrken aldrig er direkte synlig som en mængde lys. Vi ser kun dets reflekterede billede som lysstyrken på fysiske overflader. Vores vurdering af, at områder er stærkt eller svagt oplyste, er faktisk baseret på vores opfattelse af det lys, der reflekteres fra velkendte overflader, sådan en hvid væg.
Vi må også vide, at belysningsstyrke ikke specificerer lyskilder. Belysningsstyrken beskriver den lyseffekt, der falder ind på en bestemt overflade på et bestemt sted i rummet. Fra en lysstyrkemåling alene kan vi ikke udlede strømmen, størrelsen eller antallet af lyskilder. Det er analogt med den “blinde” hudfølelse på vores krop, der kan induceres af den fjerne sol eller af en nærliggende pære: varmefølelsen fortæller dig intet om kilden. Disse eksempler viser den tvetydige måde at måle belysningsniveauet på. For det første, hvis vi vil beskrive lyset fra en bestemt lyskilde, så skal vi udelukke alle andre lyskilder fra målingen. Hvis vi ønsker at bestemme lyset, der falder ind på en bestemt fysisk overflade, skal vi sammenfatte lysstyrken for alle lyskilder, der belyser den. Vi kan beskrive belysning i Lux-enhed.
Det er godt at forklare forskellen mellem belysningsstyrke og luminans, fordi disse 2 udtryk ikke kan bruges om hverandre. Illuminance beskriver måling af mængden af lys, der falder på og spredes over et givet overfladeareal. Illuminance refererer til en bestemt type lysmåling. Luminans beskriver måling af mængden af lysemitterende, passerer gennem eller reflekteres fra en bestemt overflade fra en solid vinkel. Det indikerer også, hvor meget lysstyrke der kan opfattes af det menneskelige øje. Dette betyder, at luminans indikerer lysstyrken af det udsendte eller reflekterede lys fra en overflade. Luminans er således en indikator for, hvor lys overfladen vil fremstå.
Illuminance vs irradiance
Bestrålingen er et mål for radiometrisk flux pr. Arealenhed eller fluxdensitet. SI-strålingsenheden er watt pr. Kvadratmeter (W / m2). I astronomi bruges ofte CGS-enheden erg pr. Kvadratcentimeter pr. Sekund (erg.cm-2.s-1). Bestrålingen har de samme fysiske dimensioner som intensitet, så kaldes det ofte intensitet, men denne anvendelse kan føre til forvirring med strålingsintensitet. En watt er en kraftenhed, som er et mål for strålende flux. Strøm angiver, hvor meget energi pæren bruger. Dybest set giver 1/683 watt eller 555 nanometer grønt lys en lumen. Denne afhængighed fortæller os, at 1 watt rent grønt 555 nm lys inkluderer 683 lumen. Forholdet mellem lumen og watt afhænger af bølgelængden efter hvor synlig bølgelængden er. For eksempel er infrarød og ultraviolet stråling synlig og tæller ikke med. Flere oplysninger om dette finder du i næste afsnit nedenfor.
Pic. 1 Bestrålingsmekanismen, hvor: 1 lyspære producerer 1 candela, næste 1 candela udsender 1 lumen pr. Steradian i alle retninger. Denne 1 steradian har et projiceret areal på 1 kvadratmeter i en afstand af 1 meter (Ryer, 1998).
Pic. 2 Den inverse-kvadratiske lovforklaring på lyspæreeksemplet, hvor lysstrålen spredes længere fra kilden, men er svagere (Ryer, 1998).
Belysning er den bevidste brug af lys for at opnå en praktisk eller æstetisk effekt. Belysning inkluderer brugen af både kunstige lyskilder og dagslys. Dagslys er undertiden den vigtigste lyskilde i dagtimerne i bygninger. Gennem dagslyspraksis kan vi effektivt justere vores interne belysning for at maksimere visuel komfort eller reducere energiforbruget.
Lysstyrke og lysstyrke
Lysstyrke er hastigheden for udsendelse af energi i form af lys fra objektet. Vi kan måle lysstyrken i watt. Lysstyrke er den mængde lys, som vi registrerer fra et objekt. Påvisning af denne energi afhænger af afstanden til lyskilden. Denne lysdetektor kan være vores øje, en digital detektor inde i et kamera eller en hvilken som helst anden enhed, der registrerer modtagelse af lys. Husk, at enhver lysdetektor modtager lys på et givet område, over hvilket den samler og registrerer lys.
2. GRUNDLÆGGENDE MÅLENHEDER
Den grundlæggende SI-afledte enhed til målinger af lysstyrke og lysudstråling er Lux (lx). Lux bruges som et mål for lysets intensitet, som det opfattes af det menneskelige øje. Desuden måler Lux lysstrømmen pr. Arealenhed.
1 lx = 1 lm / m2 hvor: lx & # 8211 Lux, lm & # 8211 Lumen, m2 & # 8211 kvadratmeter
Lumen & # 8211 er en SI-afledt enhed med lysstrøm. Lumen måler en samlet mængde lys, der udsendes af en kilde. Lumen defineres i forhold til candela som
1 lm = 1 cd * sr hvor: lm & # 8211 Lumen, cd & # 8211 Candela, sr & # 8211 Steradian
Som vi ved er en steradian kun en solid vinkel på en kugle. I betragtning af en hel sfære så (billede 3) har vi en 4π steradianer. Lyskilde udstråler ensartet en candela i alle retninger i henhold til nedenstående formel:
1 cd * 4π sr = 4π cd * sr ≈ 12, 57 lm hvor: cd & # 8211 Candela, sr & # 8211 Steradian, lm & # 8211 Lumen
Pic. 3 Samlet fluxoutput på en hel sfære (Ryer, 1998).
Candela er en grundlæggende SI-enhed med lysstyrke i en given retning og også en basisenhed til lysmåling. Candela udsender 1 lumen pr. Steradian i alle retninger.
1 cd = 1 lm / 1 sr hvor: cd & # 8211 Candela, lm & # 8211 Lumen, sr & # 8211 Steradian
En grundlæggende SI-enhed for luminans er candela pr. Kvadratmeter (cd / m2), som kan erstattes af ikke-SI-enheden & # 8211 Nit.
1 nt = 1 cd / m2 hvor: nt & # 8211 Nit, cd & # 8211 Candela
Den sidste vigtige SI-enhed, der er beskrevet i denne artikel, vil være Watt, som er magtenheden og den grundlæggende SI-enhed for bestråling. Bestråling udtrykkes med Watt pr. Kvadratmeter.
Watt er en enhed på 1 joule pr. Sekund.
1 W = 1 j / 1 s hvor: W & # 8211 Watt, j & # 8211 Joul
For os er det vigtigste nu at vide, hvad der er forskellen mellem 1 watt og 1 lumen. Lumen repræsenterer mindst 1/683 watt synlig lysstyrke afhængigt af spektralfordelingen. Lyseffektiviteten varierer dog afhængigt af lyskilden. For eksempel:
1 halogenlampe & # 8211 20 lumen / watt
1 LED-lampe & # 8211 90 lumen / watt
1 lysstofrør & # 8211 60 lumen / watt
1 pære & # 8211 17 lumen / watt
Den maksimale lumenværdi pr. Watt er 683 og forekommer ved 555 nm bølgelængde, som er grøn. For andre monokromatiske bølgelængder reduceres lyneffektiviteten med en faktor i henhold til følsomhedskurven i et øje (billede 4). For eksempel er bølgelængden af helium-neon-laseren ved 633 nm kun 23,5% (Murphy, 2011). I dette tilfælde vil toppen være på 160 lm / W.
Pic. 4 Et antal lumen i 1 watt afhænger af lysbølgelængden (carbonlighthouse.com)
Når vi kender disse værdier, kan vi beregne lyseffektiviteten ved at vide mere som en elektrisk effektivitet. Lyseffektiviteten og lyseffektiviteten kan ikke bruges om hverandre. Forskellen mellem lyseffektivitet og lyseffektivitet er, at lyseffekt indikerer lyskildens evne til at udsende et synligt lys ved hjælp af en given mængde strøm. Vi kan se, hvor godt lyskilden forvandler indgangseffekt til det ønskede output i lumen. Elektrisk effektivitet er en nyttig effekt divideret med den samlede forbrugte elektriske effekt. Den elektriske effektivitet udtrykkes i procent. Typiske eksempler på elektrisk effektivitet er:
& # 8211 glødepære & # 8211 2%
& # 8211 hvid LED & # 8211 4-18%
3. MENNESKELIG VISION AF LYS
Illuminance korrelerer med, hvordan mennesker opfatter lysstyrken i et oplyst område. Det menneskelige visuelle system er i stand til at optage billeder i et enormt spektrum af belysning, men i forskellige tilstande. På grund af belysningsniveauet er en menneskelig vision anderledes. Øjet fungerer over en lang række lysniveauer. Følsomheden i vores øje kan måles ved at bestemme den absolutte intensitetstærskel, som er den mindste luminans for et testpunkt, der kræves for at frembringe en visuel fornemmelse (Kalloniatis, Luu, 1995). Dette kan måles ved at placere et motiv i mørkerummet og øge testpunktets luminans indtil dets tilstedeværelse vil blive rapporteret af motivet. Derfor henviser mørk tilpasning til, hvordan øjet genvinder sin følsomhed i mørket efter eksponering for det stærke lys. Den mørke tilpasningskurve (billede 5) har en duplex-natur, hvor kegler i den første del spiller hovedrollen og i anden del & # 8211 stængerne. Kegler er i stand til at tilpasse sig op til 10 minutter. Stænger i længere tid, op til 30 min.
Pic. 5 En mørk tilpasningskurve (Pirenne MH. 1962).
I den forrige artikel om lysadfærden i jordens atmosfære nævnte jeg bølgelængdespektret, der var synligt for det menneskelige øje, men det adskiller sig på grund af belysningsniveauet som jeg skrev tidligere. Dybest set er menneskelig vision aktiveret af tre primære tilstande:
Photopic vision & # 8211 visionen om det menneskelige øje under godt oplyste forhold med mindst 10 lx med tilladelse til farveopfattelse. Det menneskelige øje er i stand til at skelne mellem objekter baseret på bølgelængderne af det lys, de reflekterer, udsender eller transmitterer. Hovedrollen spiller kegleceller, der fornemmer lys i tre farvebånd. Keglenes biologiske pigmenter har maksimale absorptionsværdier ved bølgelængder på ca. 420 nm (blå), 534 nm (blågrøn) og 564 nm (gulgrøn). Deres følsomhedsområder overlapper hinanden for at give vision gennem det synlige spektrum, hvor den maksimale effektivitet er 683 lm / W ved en bølgelængde på 555 nm (grøn) (Stroebel, Zakia, 1993). Fotopisk syn har også den hurtigste øjetilpasning, op til 5 minutter, mens overgangen fra fotopisk til scotopisk vision kan tage endda 30 minutter.
Mesopic vision & # 8211 er en kombination af photopic og scotopic vision i lave, men ikke helt mørke situationer (Stockman, Sharpe, 2006). Mesopisk lysniveau varierer fra 0,001 til 3 lx, og det svarer til de fleste udendørs og trafiklynscenarier om natten. Under disse synsforhold bruger menneskelige øjne hovedsageligt stænger til at behandle lys eller både kegler og stænger. Effekten af at skifte fra kegler til stænger i behandlingslys kaldes Purkinje-effekten. Purkinje-effekten er tendensen for, at det menneskelige øjes maksimale luminansfølsomhed skifter mod den blå ende af farvespektret ved lave belysningsniveauer som en del af mørk tilpasning (Frisby, 1980) (Purkinje, 1825). Praktisk er dette en forskel i farvekontrast under forskellige belysningsniveauer.
Scopic vision & # 8211 visionen af øjet under svagt lys. I det menneskelige øje forbliver kegleceller ikke-funktionelle under dårlige lysforhold. Scopic vision produceres udelukkende gennem stavceller, der er meget mere følsomme over for bølgelængder omkring 498 nm (grønblå).
Pic. 6 Fotopiske og scotopiske følsomhedskurver med fotopisk top markeret ved 555 nm, hvilket svarer til ligningen, hvor 1 W = 683 lm (Ryer, 1998).
Solen giver en mængde belysning svarende til 500 millioner lyse planeter eller 400000 fulde måner, men alligevel kan vores vision tilpasse sig lysmiljøet overalt inden for dette område.
4. LYSMÅLEINSTRUMENTER OG -APPS
Den enkleste måde at måle lys på er at købe en lysmåler (også kaldet Lux-meter) eller installere Android-apps til måling af lys, hvor de fleste af dem er gratis. Før jeg begynder at spekulere på, hvordan Lux meter-apps fungerer i forhold til traditionelle måleenheder, bringer jeg lidt information om de typiske instrumenter.
Et typisk instrument, der måler lysniveauet, er lysmåleren. Dette instrument indeholder sensoren, der omdanner lysenergien til en elektrisk ladning, der kan give brugeren læsning. Lysmåleren er normalt lille nok til at være håndholdt og let bæres rundt.
Pic. 7 A Lux-lysmåler (atp-instrumentation.co.uk).
Lysmåleren er enkel at bruge. Efter at have taget en hætte af sensoren, skal vi blot placere den på en overflade, hvor en opgave udføres som jorden. Det er vigtigt, at sensoren placeres på overfladen, da det er her, lyset reflekteres i brugerens øje og repræsenterer det sande niveau af lys, de modtager. Lux-aflæsningen skal vises på skærmen. Der er mange lysmålere i forskellige målestok og opløsning. Husk, at Lux meter kun reagerer på synligt lys.
Et andet instrument er en LED-lysmåler, der er beregnet til LED-lyn (Billede 8).
Pic. 8 LED-lysmåler (atp-instrumentation.co.uk).
LED-lys producerer hvidt lys meget anderledes end glødelamper. Glødelamper kommer fra den klassiske pære, hvor lys produceres ved opvarmning af en trådfilament til den rette temperatur. Glødelamperne er retningsstridige i modsætning til LED, som udsender lys i en bestemt retning. LED består af to elektroder (en anode og en katode), gennem hvilken strøm kun strømmer i en retning. Dioder er generelt lavet af halvledende materialer såsom silicium eller selen, der leder elektricitet under nogle omstændigheder og ikke i andre. Når strøm passerer gennem halvledermaterialet udsender enheden synligt lys. LED-lysmåler er nyttig til måling og optimering af miljømæssige lysniveauer i en lang række miljøer inklusive en rig mængde menneskeskabte objekter.
Lad os nu overveje Android-apps til lysmåling. Der er mindst et par lysmålesoftware, som du kan installere på din mobiltelefon. Spørgsmålet er: Er de den samme nøjagtighed som deres traditionelle kolleger? Det afhænger af hardware og software. Den bedste software afhænger af hardwaren. Det er hovedsageligt Galactica og LightMeter. For ældre mobiltelefoner var afvigelserne fra referenceluminansen til dels ekstremt høje. For nyere var resultaterne bedre, men stadig utilstrækkelige. Den bedste værdi bragte iPhone 5 med maks. 3% afvigelse. Det værste er Samsung Galaxy S5 med en 113% afvigelse (billede 9).
Pic. 9 Tilpasning af smartphones til lysniveaumålinger. Mobiltelefonafvigelserne er blevet sammenlignet med referenceværdierne 100 lx (øverst), 500 lx (i midten) og 2000 lx (i bunden). De bedste værdier er modtaget for iPhone 5 med 3% afvigelser under referenceværdien. De værste værdier er modtaget for Samsung Galaxy S5 med 113% afvigelse over referenceværdien (dial.de).
En medianafvigelse fra referenceværdien målt af alle apps på Android-smartphones lå i gennemsnit 60% over referenceværdien. Du kan kun gøre dine målinger godt, når du bruger en smartphone med den samme app, idet du allerede kender den procentvise afvigelse fra referenceværdien. Husk, at du stadig kan stå over for nogle uklarheder, fordi disse procentvise afvigelser også kan variere inden for belysningsniveauet, især når referenceværdien er lav (f.eks. 100 lx), som beskrevet i referencerne ovenfor (Billede 9).
Svaret på dette spørgsmål er, at du ved alvorlige målinger har brug for den professionelle hardware, som vil sikre, at evaluering af den indfaldende stråling udføres i henhold til lysfølsomhedskurven for det menneskelige øje i dagslys. Lysmåling udført af smartphone kan bruges som en retning med ændringer i lysniveauet gennem en periode. Desværre er udskiftningen af en professionel Lux-måler ikke app-producenten & # 8217 s intention. Derfor er apps ikke rigtig til nogen stor hjælp til at måle professionel belysningsstyrke og ikke engang nogen brug for at få en generel idé om belysningsværdien. Under alle omstændigheder, hvis nogen vil øve nogle amatørlysmålinger i forskellige miljøer, vil jeg gerne vise et par eksempler på Android-appen, hvordan de fungerer (billede 9 & # 8211 13).
Pic. 9 Der er mange & # 8220Lux Meter & # 8221 apps, der tilbydes af Google Play butik.
Pic. 10 Light Meter 2.0-appen er i brug. En lille log er leveret op til max. 20 målinger.
Pic. 11 Den ene & # 8220Lux Light Meter & # 8221 app, der er i brug, uden logmulighed.
Ved siden af selve lysmåleren er der også en logindstilling, der er vigtig. I hver Lux Meter-app, som jeg hidtil har været brugt, var der ikke en anstændig logmulighed. Jeg havde et resultat af ændringer i realtid. Kun den øverste midterste app & # 8220 Lux Light Meter Free (Lux Meter v. 18.08.29) & # 8221 inkluderer noget log i den gratis version, hvor de første 100 målinger gemmes i midlertidig hukommelse (billede 12, 13) . Hver enkelt måling opstår, når Lx-værdien ændres.
Pic. 12, 13 Lux Meter 18.08.29-appen med den bedste logindstilling, som jeg hidtil har set. Loggen er i stand til at gemme op til 100 enkeltmålinger.
5. FÆLLES LYSNIVEAUER
Når vi kender det grundlæggende om lysmåling, kan vi undre os over almindelige lysniveauer, som vi ser i vores daglige liv. Jeg vil kun medbringe et par eksempler på værdier i det mindste i denne artikel, fordi jeg gerne vil beskrive det bredt i fremtiden. Inden jeg gør dette, vil jeg gerne vise et stort plot af de vigtigste naturlige lyskilder, som vi kan se i vores daglige liv (billede 14). Dette plot er baseret på Footcandles & # 8211, en ikke-SI-enhed af lysstyrke, hvor 1 footcandle er omkring 10,76 lx.
Pic. 14 Et plot af naturlige belysningskilder (Sol, Måne) mod deres højder over eller under horisonten, vist i fodlysenheden af lysstyrke (Fenn et al., 1985).
Et andet naturligt lys dækker ikke over dette plot fra de lyseste planeter (fx Venus, Jupiter), fra det interstellære støv (stjernetegn) og stjerner (stjernelys).
For at gøre tingene mere praktiske bringer jeg nogle eksempler på belysning fra det daglige liv:
- Direkte sollys - op til 120000 lx,
- Solopgang eller solnedgang - omkring 400 lx
- Overskyet dag - omkring 1000-1500 lx
- Oplyste områder - omkring 50 lx
- Fuldmåne - op til 0,3 lx
Den belysningsstyrke, der leveres af lyskilden på en overflade vinkelret på retningen til kilden, er et mål for styrken af disse kilder som opfattet fra dette sted. For eksempel tilvejebringer en stjerne med tilsyneladende størrelse 0 2,08 mikrolux på jordens overflade. En knap mærkbar størrelse 6-stjerne giver 8 nanolux (Schyler, 2009). Når man sammenligner det med Solen i den modsatte ende af denne linje, er solens belysningskonstant lig med 129000 lx. Den virkelige værdi af solbelysning varierer på grund af atmosfæriske forhold, breddegrad og årstid.
Overfladens luminans afhænger af, hvordan overfladen vippes i forhold til kilden. For eksempel når du har en lommelygte, og du retter den vinkelret på væggen, vil den producere et fuldt givet niveau af belysning. Når du sætter din lommelygte i en vinkel på overfladen, bliver de oplyste pletter større, og derfor modtager den mindre lys. Det er beskrevet af Lambert's Cosine Law, hvor lysstyrken og bestrålingen, der falder på en hvilken som helst overflade, varierer som cosinus for den indfaldende vinkel (fig. 15).
Pic. 15 Lambert & # 8217s Cosine Law med formlen ovenfor (Ryer, 1998).
Under alle omstændigheder de fælles lysniveauer, vi kan dele på naturlige og disse produceret af producerede kilder. I det daglige liv har vi anbefalet lysniveauer, som vi også kan opdele på udendørs (veje, fortove) og indendørs (lagre, hjem, kontorer osv.).
Det udendørs lysniveau er cirka 10000 lx på en klar dag. I bygningen tæt på vinduet kan lysniveauet reduceres til ca. 1000 Lux. I det midterste område kan det være så lavt som 25-50 lx. Ekstra belysningsudstyr er ofte nødvendigt for at kompensere for de lave niveauer. Det fælles lysniveau er i området 500-1000 lx afhængigt af aktiviteten. For præcision og detaljerede arbejder kan lysniveauet endda nærme sig 1500-2000 lx.
Det anbefalede lysniveau på forskellige arbejdsområder varierer alt efter behovene, og det fremgår af nedenstående eksempler:
- Nemme kontorer fungerer - 250 lx
- Supermarkeder - 750 lx
- Normale tegningsværker og detaljerede mekaniske værksteder - 1000 lx
- Udførelse af meget langvarige og krævende visuelle opgaver - 5000-10000 lx
Der er også et andet anbefalet lysniveau indendørs eksempler, men jeg vil beskrive dem i fremtiden.
Sådan finder du invers steradian fra $ text {arcmin} ^ {- 2} $ for tæthed af galaksen - Astronomi
Papiroplysninger
Journalinformation
International Journal of Astronomy
p-ISSN: 2169-8848 e-ISSN: 2169-8856
Modtaget: 9. februar 2021 Accepteret: 9. marts 2021 Udgivet: 20. marts 2021
Rotationshastigheden af spærrede spiralgalakser i den generelle relativitetsløsning
Elektronik og kommunikationsteknik fra Universidad Iberoamericana, Santa Rosa 719, Querétaro, Mexico
Korrespondance til: Adrián G. Cornejo, elektronik- og kommunikationsteknik fra Universidad Iberoamericana, Santa Rosa 719, Querétaro, Mexico.
E-mail: |
Copyright © 2021 Forfatter (e). Udgivet af Scientific & Academic Publishing.
Dette arbejde er licenseret under Creative Commons Attribution International License (CC BY).
http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/
Dette arbejde beskriver hypotesen, hvor forklaringen på rotationshastigheden af spærrede spiralgalakser er baseret på den relativistiske løsning. I betragtning af en tidligere relativistisk løsning for de ikke-spærrede spiralgalakser antager denne løsning, at hele spiralgalakse-disken ville rotere som en stiv (eller solid) krop. Det anses for, at både solsystemet og spiralgalakser opfører sig som en stiv krop i rotation. Da begge systemer har samme dynamiske opførsel, hvilket kan forklares med den samme relativistiske løsning, er disse to tilsyneladende forskellige tilfælde samlet i den samme løsning. Således skal stjernerne og gassen i spiralgalaksen dreje med systemet i næsten samme og ensartede vinkelhastighed. Ikke desto mindre skal ifølge Kerr-metricen for det roterende sorte hul i zonen for bjælken med spærrede spiralgalakser ændre stjerner og gas deres retning mod det sorte huls rotationspoler. På disse antagelser anvender vi ligningen baseret på den relativistiske løsning på de spærrede spiralgalakser. Mere præcist præsenterer vi eksempler på rotationskurver for ikke-spærrede spiralgalakser: NGC 4378 og NGC 4594 og de spærrede spiralgalakser: Mælkevejen og NGC 7541. Når vi sammenligner vores beregninger med observationer, finder vi en god tilnærmelse.
Nøgleord: Galakser: spiral, kinematik og dynamik, generel relativitetsteori
Rejse gennem den skjulte fysik på det kosmiske web
Størstedelen af det sædvanlige stof i det lokale univers er opvarmet af stærke strukturdannelseschok og befinder sig i et stort set uudforsket varmt, diffust røntgenstrålende plasma, der gennemsyrer galaksernes haloer, galaksegrupper og klynger og det kosmiske web. Vi foreslår en næste generations “Cosmic Web Explorer”, der giver mulighed for en komplet og udtømmende forståelse af disse usynlige baryoner. Dette vil være den første mission, der er i stand til at nå de tilvækstningschok, der er placeret flere gange længere end de viriale radier af galaksehobe, og afsløre de dele, der er uden for ligevægt af intraklyngemediet, som er levende vidner til fysikken i kosmisk tilvækst. Det vil også muliggøre et billede af termodynamikken, kinematikken og den kemiske sammensætning af det circumgalaktiske medium i galakser med masser svarende til Mælkevejen, på samme detaljeringsniveau som ENthen-en vil opklare sig for de virialiserede regioner i massive galaksehobe og levere en transformerende forståelse af udviklingen i de galakser, hvor de fleste stjerner og metaller i universet blev dannet. Endelig vil den foreslåede røntgensatellit forbinde prikkerne i den store struktur ved kortlægning med høj spektralopløsning så meget som 100% af den diffuse gas, der er varmere end 106 K, der fylder filamenterne på den kosmiske bane ved lav rødforskydning ned til en overdensitet på 1, både i emission og i absorption mod den allestedsnærværende kosmiske røntgenbaggrund, der kortlægger mindst 1600 kvadratgrader over 5 år i kredsløb. Dette kræver et stort effektivt område ( ( sim ) 10 m 2 ved 1 keV) over et stort synsfelt ( ( sim 1 ) deg 2), et megapixel kryogent mikrokalorimeterarray, der giver integreret feltspektroskopi med en opløsning strøm E/ΔE = 2000 ved 0,6 keV og en rumlig opløsning på 5 (^ < prime prime> ) i det bløde røntgenbånd og en lav og stabil instrumental baggrund, der sikrer høj følsomhed over for svag, udvidet emission.
Dette er en forhåndsvisning af abonnementsindhold, adgang via din institution.
Opdagelser og koncepter
Jack B. Zirker, Oddbjørn Engvold, i The Sun as a Guide to Stellar Physics, 2019
6.4 Genforbindelse af magnetfelter
Genforbindelse af magnetfelter er en vigtig proces inden for astrofysik. Det menes at forekomme i solen, i det geomagnetiske felt og i den magnetiske dynamo. Det observeres i laboratorieplasmaer og specifikt i kontrollerede fusionseksperimenter. Processen involverer en strøm af plasma og indlejret felt mod et neutralt punkt, hvor magnetfeltstyrken forsvinder, og feltlinjer kan skæres og omkonfigureres med frigivelse af kinetisk, termisk og accelereret partikelenergi.
I 1958 foreslog Peter Sweet (University of London Observatory) en model, hvor to bipolare solpletgrupper kolliderede, hvilket tvang deres magnetfelter til at komme i kontakt på et neutralt punkt. Den efterfølgende udvikling afhænger af solplasmas ledningsevne på det tidspunkt. I et perfekt ledende plasma er ingen sammenfletning af felter mulig. I plasma med en lille, men begrænset elektrisk modstand, kan modsatte polaritets feltlinjer annullere og frigive store mængder energi.
Sweet præsenterede en teori for udviklingen af kontaktområdet, som han visualiserede som et tyndt lineært strømark med endelig længde (figur 1.4A). Plasma- og indlejrede feltlinjer med modsatte retninger nærmer sig arket fra venstre og højre side med en langsom hastighed, der bestemmes af hastigheden for annullering af feltlinjer, som igen er fastlagt af diffusionshastigheden over det tynde ark. Den afgørende transformation sker i enderne af arket ved punkt X, hvor de originale feltlinjer omkonfigureres til at danne U-formede linjer. Disse trækkes hurtigt væk fra enderne ved deres magnetiske spænding. En heuristisk hydrodynamisk model (figur 1.4) blev brugt til at beskrive denne strømning. Udstrømningshastigheden kunne nærme sig Alfvén-hastigheden. I princippet kunne en stabil tilstand nås, så længe plasma- og markforsyningen blev opretholdt.
Figur 1.4. Sweet & # x27s genforbindelsesmodel (Sweet, 1958). (A) Indlejrede feltlinjer konvergerer fra venstre og højre på neutral linje N (B) Magnetfeltstyrken og polariteten ændres brat på tværs af det aktuelle ark og omkonfigureres ved X og Y for at danne U-formede linjer that retract, pulling plasma toward the top and bottom as in (C).
Sweet adopted a plausible chromospheric temperature (10 4 K), sheet length (10 4 km), and field strength (10 3 Gauss). He calculated that the total energy released could reach 10 33 erg in a flare lifetime of 10 4 s, which he thought reasonable. Moreover, the electric field in the current sheet seemed sufficient to account for the acceleration of charged ions.
Stimulated by Sweet's theory, E. N. Parker (1957) used dimensional arguments to reach similar conclusions, and the theory became known as the Sweet–Parker theory.
Actually, Sweet's flare model was too slow by a factor of 10 3 or more to accord with observations, and he sparked an intense effort to improve on it. Parker (1963) showed that the Sweet mechanism is efficient only when oppositely directed field lines are exactly aligned. In the following decades, theorists have explored a variety of possible models of reconnection in the context of flares ( Petchek, 1964 Sturrock, 1968 ), but many details remain unresolved.
A current sheet is predicted to be only a few meters thick and perhaps some 100 km long, far below the resolution of current telescopes. However, after a flare, observations of the reconfiguration of large-scale fields are seen as compelling evidence for reconnection. Flare observers therefore often apply some form of reconnection theory to analyze their observations ( Shibata and Magara, 2011 Vilmer, 2012 ).
The frontier in reconnection theory is the extension to three dimensions. Magnetic reconnection is described in Chapter 7 .
Mixture Density Networks with Edward, Keras and TensorFlow
In the previous blog post we looked at what a Mixture Density Network is with an implementation in TensorFlow. We then used this to learn the distance to galaxies on a simulated data set. In this blog post we'll show an easier way to code up an MDN by combining the power of three python libraries.
You are likely familiar with number 2 and 3 so let me tell you a bit about the first. Edward is a python library for probabilistic modelling, inference, and criticism. It's goal it to fuse the related areas of Bayesian Statistics, Machine Learning, Deep Learning and Probabilistic Programming. Edward is developed by the group of David Blei at Columbia University with the main developer being Dustin Tran. The example we discuss here is based on the example in the Edward repo that was written by Dustin and myself.
Edward implements many probability distribution functions that are TensorFlow compatible, this makes it attractive to use for MDN's. In the previous blog post we had to roll our own $Beta$ distribution, with Edward this is no longer necessary. Keep in mind, if you want to use Keras and TensorFlow like we will do in this post you need to set the backend of Keras to TensorFlow, here it is explained how to do that.
Here are all the distributions that are currently implemented in Edward, there are more to come:
Which all can be used to make a Mixture Density Networks. Let start by doing the imports.
The Habitability of Our Evolving Galaxy
Michael G. Gowanlock , Ian S. Morrison , in Habitability of the Universe Before Earth , 2018
6 Transient Radiation Events
Research on the GHZ has focused on SNe events. However, there are other transient radiation events that may inhibit life on planets in the Milky Way. In particular, GRBs have a beamed emission that can affect planets on the order of 1 kpc, potentially causing mass extinction events to many planets in the Milky Way ( Thorsett, 1995 Thomas et al., 2005a,b Melott and Thomas, 2011 Piran and Jimenez, 2014 Li and Zhang, 2015 Gowanlock, 2016 ). For overviews on the origin of GRBs, see Mészáros (2002) Woosley and Bloom (2006) , and Gehrels et al. (2009) , and references in the above mentioned articles. Furthermore, AGN may be dangerous to planets in the inner Galaxy and bulge ( Clarke, 1981 ). Both AGN and GRBs have not been modeled with SNe in studies of the GHZ rather, these dangers have often been modeled separately, for instance to study the dangers of GRBs to the Earth ( Melott et al., 2004 Thomas et al., 2005a,b Melott and Thomas, 2009 Thomas et al., 2015 ). AGN are likely not very dangerous to planets in the Milky Way, as the range in which their radiation would impact the habitability of planets is limited to the innermost regions of the Galaxy. Here, we briefly summarize recent findings on the effect of GRBs to the habitability of planets in the Milky Way.
Piran and Jimenez (2014) modeled the effects of GRBs to planets within the disk of the Milky Way. They find that long GRBs are the most dangerous GRB type, and that short GRBs are a fairly negligible source of transient radiation. Long GRBs have a metallicity dependence, as they are predominantly found in low metallicity galaxies ( Fruchter et al., 2006 ), and thus are typically likely to occur at high redshift. Using the metallicity-dependent GRB rate and moderate GRB fluence lethality threshold values, Piran and Jimenez (2014) find that over the past 1 Gyr leading up to the present day, there is a 60% chance of a planet at the Earth's galactocentric radius to be irradiated by a long GRB. Li and Zhang (2015) find that there is roughly one long GRB at Earth's radius every 500 Myr, and Gowanlock (2016) reports that ∼35% of planets at the solar radius are within the beam of a long GRB over the past 1 Gyr.
Without comparing the individual model assumptions of these works we simply note that the chemical evolution of the Milky Way may be sufficiently advanced to quench long GRB formation, as these GRBs are found in low-metallicity environments ( Fruchter et al., 2006 ), and have primarily been found in galaxies less massive than the Milky Way ( Jimenez and Piran, 2013 ). Thus, it may be the case that long GRBs may not strongly contribute to the sources of transient radiation hazards in the Galaxy. Furthermore, assuming a linear dependence between metallicity and GRB formation (low metallicity produces more GRBs), Gowanlock (2016) reports that the only environment that would produce GRBs at the present day is the galactic outskirts. However, at higher redshift, there are likely to be more long GRBs at lower galactocentric radii that may reduce the habitability of planets at that time. Fig. 7 plots the area density of stars that survive a long GRB over the past 1 Gyr and 5 Gyr from Model 2 in Gowanlock (2016) . From the plot, the inner Galaxy has the highest number density of stars that survive a long GRB event, in part because the chemical evolution has quenched GRB formation in the region. The overlap in the 1 Gyr and 5 Gyr curves at R ≲ 4 kpc, indicates that no GRB formation has occurred in that region over the past 5 Gyr. GRB events should be incorporated into calculations of the habitability of the Milky Way however, SNe may still be the dominant source of transient sterilizing radiation in the Galaxy.
Fig. 7 . The surface density of stars that are not within the beam of a GRB over the past 1 Gyr and 5 Gyr, as a function of galactocentric radius (Model 2 from Gowanlock, 2016 ).
Thought Questions
Describe how you might use the color of a galaxy to determine something about what kinds of stars it contains.
Suppose a galaxy formed stars for a few million years and then stopped (and no other galaxy merged or collided with it). What would be the most massive stars on the main sequence after 500 million years? After 10 billion years? How would the color of the galaxy change over this time span? (Refer to Evolution from the Main Sequence to Red Giants.)
Given the ideas presented here about how galaxies form, would you expect to find a giant elliptical galaxy in the Local Group? Why or why not? Is there in fact a giant elliptical in the Local Group?
Can an elliptical galaxy evolve into a spiral? Explain your answer. Can a spiral turn into an elliptical? Hvordan?
If we see a double image of a quasar produced by a gravitational lens and can obtain a spectrum of the galaxy that is acting as the gravitational lens, we can then put limits on the distance to the quasar. Explain how.
The left panel of Figure 1 of Introduction to Active Galaxies, Quasars, and Supermassive Black Holes shows a cluster of yellow galaxies that produces several images of blue galaxies through gravitational lensing. Which are more distant—the blue galaxies or the yellow galaxies? The light in the galaxies comes from stars. How do the temperatures of the stars that dominate the light of the cluster galaxies differ from the temperatures of the stars that dominate the light of the blue-lensed galaxy? Which galaxy’s light is dominated by young stars?
Suppose you are standing in the center of a large, densely populated city that is exactly circular, surrounded by a ring of suburbs with lower-density population, surrounded in turn by a ring of farmland. From this specific location, would you say the population distribution is isotropic? Homogeneous?
Astronomers have been making maps by observing a slice of the universe and seeing where the galaxies lie within that slice. If the universe is isotropic and homogeneous, why do they need more than one slice? Suppose they now want to make each slice extend farther into the universe. What do they need to do?
Human civilization is about 10,000 years old as measured by the development of agriculture. If your telescope collects starlight tonight that has been traveling for 10,000 years, is that star inside or outside our Milky Way Galaxy? Is it likely that the star has changed much during that time?
Given that only about 5% of the galaxies visible in the Hubble Deep Field are bright enough for astronomers to study spectroscopically, they need to make the most of the other 95%. One technique is to use their colors and apparent brightnesses to try to roughly estimate their redshift. How do you think the inaccuracy of this redshift estimation technique (compared to actually measuring the redshift from a spectrum) might affect our ability to make maps of large-scale structures such as the filaments and voids shown in Figure 9 of The Distribution of Galaxies in Space?
Eksempler
The Exercise
Professor Chris Mihos at CWRU has a nice java applet that lets you put in different values for H, (Omega Matter), and (Omega Lambda), and plots graphs of the age of the universe, the lookback time (i.e. how far back in time are you looking when you observe an object at a given redshift), and scale factor of the universe, all as a function of redshift.
To get to the applet, go to the Dynamical Astronomy JavaLab, (Note you will probably want to open another browser window for the JavaLab, so you can see the graphs and these instructions at the same time). From the main JavaLab page, select applets from the buttons along the side, and then select Cosmo. Important Note: before running the applet, it is a good idea to read the "Background" page, that describes what the applet does, and the "Controls" page, so you have some idea of how you will control the simulation.