Astronomi

Hvordan udledes dybden i mit billede (begræns størrelsen)?

Hvordan udledes dybden i mit billede (begræns størrelsen)?


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.

Jeg så, at nogle undersøgelser sagde, at deres dybde er 27,5 størrelser.

Må jeg bede om, at hvis jeg f.eks. Har et datasæt med størrelsen og deres fejl, har jeg f.eks. J-båndj_m,j_cmsig,j_msigcom,j_snrfra Sextractor.

Hvordan kan jeg udlede størrelsesdybden på 3 sigma i disse felter for at sammenligne med den anden undersøgelse.


Det er størrelsen, hvor det gennemsnitlige signal / støj-forhold (jeg antager, at det er, hvad j_snr repræsenterer) er 3.


Tråd: Mælkevejens absolutte størrelse: hvad er det?

Denne University of Arizona webside har et flot, detaljeret sæt borde (og mere), der giver Solens absolutte størrelse.

Hvilket fik mig til at undre mig over, hvad er den absolutte størrelse af vores Mælkevejs galakse (MW)? I forskellige bølgebånd (alias filtre)? Og hvordan blev en sådan ting alligevel estimeret i betragtning af at vi er dybt inde i MW? Også ville den tilsyneladende størrelse af MW (hvorfra den absolutte størrelse estimeres) ikke afhænge af synsvinklen (i det mindste i blåere bånd), du kender, hældning, diskens støvbaner osv.?

Absolut størrelse er et mål for lysstyrken på et himmellegeme på en logaritmisk astronomisk størrelsesskala. Et objekts absolutte størrelse defineres til at være lig med den tilsyneladende størrelse, som objektet ville have, hvis det blev set fra en afstand på nøjagtigt 10 parsec (32,6 lysår) uden nogen udryddelse (eller dæmpning) af dets lys på grund af absorption af interstellare støvpartikler.

Jeg er ikke sikker på, at Mælkevejen (eller en hvilken som helst galakse eller stjerneklynge) kan have en absolut størrelse, da den nødvendige afstand til måling er alt for kort til at gøre målingen meningsfuld. Hvis det viser sig, at jeg er forkert i dette, vil jeg indrømme min fejl og gå sur.

Absolut størrelse er et mål for lysstyrken på et himmellegeme på en logaritmisk astronomisk størrelsesskala. En genstands absolutte størrelse defineres til at være lig med den tilsyneladende størrelse, som objektet ville have, hvis det blev set fra en afstand på nøjagtigt 10 parsec (32,6 lysår) uden udslettelse (eller dæmpning) af dets lys på grund af absorption ved interstellære støvpartikler.

Jeg er ikke sikker på, at Mælkevejen (eller en hvilken som helst galakse eller stjerneklynge) kan have en absolut størrelse, da den nødvendige afstand til måling er alt for kort til at gøre målingen meningsfuld. Hvis det viser sig, at jeg er forkert i dette, vil jeg indrømme min fejl og gå sur.

Vi behøver ikke at observere et objekt fra 10 parsec for at bestemme dets lysstyrke. Vi måler mængden af ​​lys fra uanset afstand og beregner, hvor lyst et kompakt objekt, der udsender den samme samlede mængde lys, vil fremstå ved 10 parsec. Sidstnævnte er som standard den absolutte størrelse. Naturligvis får vi ikke så meget lys fra en galakse, hvis vi er 10 parsec fra nogen del af den, fordi det meste af det vil være meget længere væk.

Fra offentliggjort afstand og tilsyneladende størrelsesinformation er mit skøn for M31 omkring -21. Mælkevejen skal være tæt på det.

Én ting er jeg ret nysgerrig efter: i hvilket omfang betragtes synsvinkel (eller hældning), når jeg estimerer en galakses absolutte størrelse?

Relevant for elliptiske stoffer, men især for spiraler, Sb og Sc (og SBb og SBc), fordi de indeholder masser af støv. Hvilket selektivt absorberer kortere bølgelængder (& quotbluer & quot) og udstråler det igen (overvejende) i FIR.

Forsøger astronomer at & quotcorrect & quot for tilbøjelighed? Hvis ja, hvordan?

Denne effekt er tydeligvis langt større på absolutte størrelsesestimater i et givet bånd (f.eks. U eller i) end for absolutte bolometriske estimater (hvor der er et forsøg på at tilføje alt det udsendte lys).

Én ting er jeg ret nysgerrig efter: i hvilket omfang betragtes synsvinkel (eller hældning), når jeg estimerer en galakses absolutte størrelse?

Relevant for elliptiske stoffer, men især for spiraler, Sb og Sc (og SBb og SBc), fordi de indeholder masser af støv. Hvilket selektivt absorberer kortere bølgelængder (& quotbluer & quot) og udstråler det igen (overvejende) i FIR.

Forsøger astronomer at & quotcorrect & quot for tilbøjelighed? Hvis ja, hvordan?

(2) Det afhænger. Effekten af ​​støv på galaksernes nye stråling har været (af og på) et stort emne (overlappende galaksesystem.). At udarbejde, hvordan man korrigerer for disse effekter, kræver forståelse af prøveudvælgelsen i betydelig detaljering (som Dave Burstein engang sagde i nøjagtig denne sammenhæng, giver en stikprøve på en million galakser ingen statistisk styrke, hvis udvælgelsen er partisk). Generelt er grænserne (a) galakser uden indvendigt støv har den samme tilsyneladende lysstyrke set fra alle hældningsvinkler, og (b) uigennemsigtige galakser har den samme overfladelysstyrke, der ses set fra en retning, da vi kun ser et ydre lag ved hver punkt (og dybden af ​​dette lag er bølgelængdeafhængig). I praksis ser vi noget imellem. Man kan finde forskellige recepter, sommetider eksplicit inkluderer bulgeegenskaber som mindre påvirket af støv koncentreret til disken. For eksempel er der en ret detaljeret recept i det tredje referencekatalog over lyse galakser fra de Vaucouleurs, og kolleger plejede at udlede hældningskorrigerede samlede størrelser.

& ltHobbyhorse alarm & gt
Et spørgsmål, der nu behandles, er, hvor meget støveffekterne kan estimeres ud fra andre galakseegenskaber, og hvor meget spredning der er for f.eks. Fast Hubble-type og lysstyrke. For eksempel trækker resonansringe ISM inklusive støv fra en bredere ringrør ind i en smal ring, der producerer en næsten gennemsigtig zone på den ene eller begge sider. Som et eksempel uden for væggen er denne ringformede spiral i Abell 2218 baggrundsbelyst af en lysbue med tyngdekraft, der viser, hvor meget lys der kommer hele vejen igennem disken umiddelbart inden i og uden for ringens spiralsamlinger af støv.


OBSERVATIONSVALG BIAS PÅVIRKNING AF BESTEMMELSEN AF DEN EXTRAGALAKTISKE AFSTANDSSKALA

AbstraktIndflydelsen af ​​Malmquists bias på undersøgelserne af ekstragalaktiske afstande gennemgås med korte glimt af historien fra Kapteyn til Scott. Der lægges særlig vægt på to slags bias, for hvilke navnene Malmquist bias af den første og anden slags foreslås. Essensen af ​​disse fordomme og de situationer, hvor de optræder, diskuteres.

Bias af den første slags er relateret til den klassiske Malmquist-bias (involverende "volumeneffekt"), mens bias af den anden slags vises, når standardlys observeres i forskellige (sande) afstande, hvorved størrelsesgrænsen skærer en del af lysstyrkefunktionen. Især undersøgelse af sidstnævnte bias i afstandsindikatorer som Tully Fisher, der er tilgængelig for store grundlæggende prøver af galakser, muliggør konstruktion af en upartisk absolut afstandsskala i det lokale galakseunivers, hvor omtrentlige kinematiske relative afstande kan udledes. Sådanne undersøgelser under anvendelse af metoden til normaliserede afstande eller Spaenhauer-diagrammet understøtter Hubble-lovens linearitet og gør det muligt at udlede en upartisk værdi af Hubble-konstanten.


De svageste dværggalakser

Joshua D. Simon
Vol. 57, 2019

Abstrakt

Den laveste lysstyrke (L) Mælkevejssatellitgalakser repræsenterer den ekstreme nedre grænse for galaksenes lysstyrkefunktion. Disse ultra-svage dværge er de ældste, mest mørke stofdominerede, mest metalfattige og mindst kemisk udviklede stjernesystemer. Læs mere

Supplerende materialer

Figur 1: Optælling af Mælkevejssatellitgalakser som en funktion af tiden. Objekterne vist her inkluderer alle spektroskopisk bekræftede dværggalakser såvel som dem, der mistænkes for at være dværge baseret på l.

Figur 2: Fordeling af mælkevejesatellitter i absolut størrelse () og halvlysradius. Bekræftede dværggalakser vises som mørkeblå fyldte cirkler og genstande, der mistænkes for at være dværggal.

Figur 3: Dispersionshastighedsdispersioner af ultra svage Mælkevejesatellitter som en funktion af absolut størrelse. Målinger og usikkerheder vises som blå punkter med fejlbjælker og 90% c.

Figur 4: (a) Dynamiske masser af ultra svage mælkevejesatellitter som en funktion af lysstyrke. (b) Mass-til-lys-forhold inden for halvlys-radius for ultra-svag Mælkevejssatellitter som en funktion.

Figur 5: Gennemsnitlige stjernemetalliciteter af Mælkevejssatellitterne som en funktion af absolut størrelse. Bekræftede dværggalakser vises som mørkeblå fyldte cirkler og genstande, der mistænkes for at være dværg.

Figur 6: Metallicitetsfordelingsfunktion af stjerner i ultra svage dværge. Henvisninger til de her viste metalliciteter er anført i supplerende tabel 1. Vi bemærker, at disse data er ret heterogene.

Figur 7: Kemiske overflodmønstre for stjerner i UFD'er. Her vises (a) [C / Fe], (b) [Mg / Fe] og (c) [Ba / Fe] -forhold som funktioner af henholdsvis metallicitet. UFD-stjerner er tegnet som farvet diamo.

Figur 8: Detekterbarhed af svage stjernesystemer som funktioner til afstand, absolut størrelse og kortlægningsdybde. Den røde kurve viser lysstyrken for den 20. lyseste stjerne i et objekt som en funktionsmåde.

Figur 9: (a) Farve-størrelsesdiagram af Segue 1 (fotometri fra Muñoz et al. 2018). De skyggefulde regioner i blå og lyserød størrelse angiver den omtrentlige dybde, der kan nås med eksisterende medium.


Anerkendelser

EOVSA-operation understøttes af NSF-tilskud AST-1910354. Arbejdet understøttes delvist af NASA DRIVE Science Center-tilskud 80NSSC20K0627. B.C., D.E.G., G.D.F., G.M.N. og S.Y. understøttes af NASA-tilskud NNX17AB82G, 80NSSC18K1128, 80NSSC19K0068, 80NSSC18K0667 og NSF tildeler AGS-1654382, AGS-1723436, AST-1735405, AGS-1743321 og AGS-1817277 til New Jersey Institute of Technology. K.K.R. og C.S. understøttes af NASA-tilskud NNX17AB82G og 80NSSC19K0853 og NSF tildeler AGS-1723425, AGS-1723313 og AST-1735525 til Smithsonian Astrophysical Observatory. F.G. understøttes af NSF-tilskud AST-1735414 og DOE-tilskud DE-SC0018240. S.K. understøttes af NASA-kontrakt NAS 5-98033 for RHESSI. J.L. understøttes af det kinesiske videnskabsakademis strategiske prioritetsforskningsprogram med tilskud XDA17040507, QYZDJ-SSWSLH012 og XDA15010900, NSFC-tilskud 11933009, projektet fra Group for Innovation of Yunnan Province grant 2018HC023 og Yunnan Yunling Scholar Project. X.K. understøttes af NSFC-tilskud 11873036 og 11790303, Young Elite Scientists sponsorprogram af CAST og Young Scholars-programmet fra Shandong University. MHD-simuleringerne udført til dette arbejde blev udført på Smithsonian High Performance Cluster fra Smithsonian Institution og brugte ressourcer fra National Energy Research Scientific Computing Center.


3. Billedbehandling

DESDM-systemet er ansvarligt for at reducere, katalogisere og distribuere DES-data. Tidligere gentagelser af DESDM-billedbehandlingsrørledningen er beskrevet i Sevilla et al. (2011) og Mohr et al. (2012), og et mere detaljeret resumé med opdateringer til den kommende DES 3 års behandling er tilgængelig i Bernstein et al. (2017a) og Morganson et al. (2018). Her opsummerer vi kort de enkelt-epoke billedbehandlingstrin, der blev anvendt under DES Y1A1 FINALCUT-kampagnen. Y1A1 FINALCUT-kampagnen resulterede i bearbejdede billeder og et katalog over millioner registrerede objekter.

0,4% af himmelens baggrundsniveau.

Figur 3. Behandlet DECam-billede fra Y1A1 (øverst) og CCD-layout (nederst). De tre tomme slots i DECam-billedet svarer til CCD2, CCD31 og CCD61. CCD61 mislykkedes under SV, mens CCD2 mislykkedes delvist gennem Y1. En forstærker af CCD31 har tidsvariabel ikke-linearitetsniveau med lavt lysniveau, og denne CCD blev ikke behandlet til Y1A1.


Hvordan udledes dybden i mit billede (begræns størrelsen)? - Astronomi

Når den direkte metode til trigonometrisk parallaks ikke fungerer for en stjerne, fordi den er for langt væk, kaldes en indirekte metode Omvendt firkantet lov om lysstyrke anvendes. Denne metode bruger det faktum, at en given stjerne bliver svagere på en forudsigelig måde, når afstanden mellem dig og stjernen øges. Hvis du ved, hvor meget energi stjernen udsender (dens lysstyrke), så kan du udlede, hvor langt væk det skal være at fremstå så svagt som det gør. Stjerner bliver svagere med stigende afstand, fordi deres energi spredes over en større og større overflade.

En stjernes tilsyneladende lysstyrke (dens strøm) falder med firkant af afstanden. Det strøm er den mængde energi, der når hver kvadratcentimeter af en detektor (fx dit øje, CCD, stykke af kuglen) hvert sekund. Energi fra enhver lyskilde stråler ud i en radial retning, så koncentriske kugler (centreret på lyskilden) har den samme mængde energi, der passerer dem hvert sekund. Når lyset bevæger sig udad, spreder det sig for at passere gennem hver kvadratcentimeter af disse sfærer.

Den samme samlede mængde energi skal passere gennem hver kugleoverflade. Da en kugle har et overfladeareal på 4 /> & # 215 (dens radius) 2, er strømmen af ​​energi på sfære-1 = (strømmen af ​​energi på sfære # 2) & # 215 [(sfære # 2's radius) / (sfære nr. 1's radius)] 2. Bemærk, at radius for reference flux (sfære nr. 2) er øverst på fraktionen, mens radius for den ukendte flux (sfære nr. 1) er i bunden --- dette er en omvendt firkantet lov! Når afstanden IN stiger, øges fluxen DE med afstandens firkant. I formelform betyder dette stjernens flux = stjernens lysstyrke / (4 /> & # 215 (stjernens afstand) 2). Se appendiks til matematikanmeldelse for at få hjælp til, hvornår man skal multiplicere, og hvornår man skal opdele afstandsfaktoren.

Sagt på en anden måde: Når strømmen DE stiger, øges stjernens afstand IN med kvadratroden af ​​fluxen. Hvis du ved, hvor meget energi der strømmer gennem stjernens overflade, og du måler, hvor meget energi du registrerer her på Jorden, så kan du udlede stjernens afstand fra dig. Stjernens afstand = Sqrt [(stjernens lysstyrke) / (4& # 215 (stjernens flux)]].

Ordforråd

Formler

  • Omvendt firkantet lov: Lysstyrke ved afstand A = (lysstyrke ved afstand B) & # 215 [(afstand B) / (afstand A)] 2. Position (B) er referencepositionen.
  • strøm = lysstyrke / (4 /> & # 215 afstand 2)
  • Ukendt afstand = referenceafstand & # 215 Sqrt[(referenceflux) / (målt flux)].
  • Ukendt afstand = Sqrt [lysstyrke / (4 /> & # 215 flux)].

Mål

Som forklaret i Mendes de Oliveira + 2019 svarer proceduren i S-PLUS til katalogproduktion til den grundigt forklaret i Molino + 14 til ALHAMBRA-undersøgelsen (Moles et al, 2008). S-PLUS fotometriske rørledning er baseret på SExtractor-softwaren. Fotometriske kataloger er konstrueret i dobbeltbilledtilstand til at udføre flerbånds-blænde-matchet fotometri. Registreringsbilleder oprettes som en vægtet kombination af de rødeste (griz) bredbåndsfiltre for at maksimere detekterbarheden af ​​svage (eller lys overflade lysstyrke) kilder og for at forbedre definitionen af ​​de fotometriske blænder. En empirisk støjkarakterisering udføres på forhånd på et billede-for-billede-basis for at tage højde for korrelationer mellem tilstødende pixels under billedreduktionsprocessen (Molino + 14). Størrelser for ikke-detekterede kilder på individuelle billeder er indstillet til m = 99. og tilsvarende usikkerheder erstattet af øvre grænser. Fotometriske nulpunktskalibreringer er udført for hver pege ved hjælp af en ny teknik, der er optimeret til vidvinkelflotbånds fotometriske undersøgelser (Sampedro et al., Prep.). Teknikken bruger en kombination af biblioteker fra stjernemodeller og stjernelokuset for hovedsekvensstjerner, der typisk anvendes

1500 stjerner pr. Felt, hvilket bringer alle nulpunkter til en typisk fejl på 1-2%.

Som forklaret i Sampedro et al. (I præp.) Inkluderer kataloget både astrometrisk, morfologisk, fotometrisk og foto-z-information for alle opdagede kilder i S-PLUS-detektionsbillederne. Astrometriske såvel som morfologiske oplysninger udvindes fra detektionsbilleder: himmelkoordinater (RA, dec) i J2000-systemet, fysisk position på CCD (X, Y), fotometrisk blænderstørrelse (ISO-område), signal-til-støj (s2nDet defineret som SExt_FLUX_PETRO / SExt_FLUXERR_PETRO på detektionsbilledet), kompakthed (FWHM og MUMAX), grundlæggende formparametre (A, B & THETA), lysfraktionens radier (FlRadDet) og Kron-blænder (KrRadDet). Vi har også inkluderet de standard SeXtractor fotometriske flag (PhotoFlag). Betydningen af ​​flagets nummer er følgende:

Objekter med et andet flagnummer kan lide under en kombination af de allerede nævnte flag, idet det er summen af ​​de forskellige flag.

Kataloget indeholder en tredobbelt fotometri, hvor størrelser (& usikkerhed) er navngivet i henhold til filterets navn og den vedtagne fotometriske blænde. Her giver vi et eksempel på præciseringer: F660_auto, F660_petro & F660_aper svarer til AB-størrelserne for F660-smalbåndsfilteret, hvor "auto" refererer til de samlede (begrænsede) blænder, der bruges til at udlede foto-z-estimeringer, "petro" til de samlede (moderate) åbninger, der bruges til at udlede absolutte størrelser og stjernemasser og "aper" til standard cirkulære 3 "-diameteråbninger (se Molino + 16, Molino + 18, for mere information). Fotometriske usikkerheder har samme navn (som størrelsesorden) men tilføjer præfikset "d"): "dF660_auto", "dF660_petro" & "dF660_aper".

Et skøn over signal-støj for hver detektion inden for hver af de tre blænder er også tilvejebragt som “s2n_F660_auto”, “s2n_F660_petro” & “s2n_F660_aper”, defineret som tidligere forklaret for detektionsbilledet. For hvert sæt størrelser korrigeres fotometriske usikkerheder empirisk i alle de 12 bånd. Hver gang en kilde ikke blev detekteret, blev dens størrelse indstillet til 99. og dens fotometriske usikkerhed blev erstattet af en 2-σ øvre grænse. Størrelser korrigeres fra galaktisk udryddelse ved hjælp af Schlegel + 98.

Kataloget indeholder også et fotometrisk rødskiftestimat for hver kilde ved hjælp af en ny version af BPZ-koden (Benítez 2000) optimeret til galakser i det lokale univers (Molino et al., Prep.). “Zb” svarer til den mest sandsynlige værdi (dvs. top) og “zb_Min” og “zb_Max” repræsenterer de nedre og øvre grænser for den første top inden for et 1σ-interval (dvs. ∆z = 0,02x (1 + z). Baseret på den mest sandsynlige rødskift tilvejebringes der også en spektral-klassifikation af "Tb", hvor antallet refererer til den valgte skabelon. "Odds" giver mængden af ​​rødskiftssandsynlighed omgivet af hovedtoppen og "χ2" den reducerede chi -kvadrateret fra sammenligningen mellem observerede og forudsagte strømninger i henhold til den valgte skabelon og rødforskydning. Et estimat af stjernemasseindholdet (i enheder af log10 (M⊙)) gives ved "Stell_Mass". Absolutte størrelser i Johnson B- bånd (“M_B”) estimeres for hver detektion i henhold til dens mest sandsynlige rødskift og spektral-type.


Hvordan computere tænker i skak

Over tid har et antal mennesker rejst interessante spørgsmål om computer (kunstig) intelligens og skak, hvad skakmotorer virkelig gør, og hvordan, og hvor langt denne teknologi kan nå i forhold til menneskelig intelligens.

Jeg vil gerne give nogle tanker og henvisninger til dem af jer, der er interesseret i at udforske dette emne dybere eller endda bare vide, hvordan motorer "tænker". Jeg har en kandidatgrad inden for datalogi, og jeg har især undersøgt AI (kunstig intelligens) i en vis dybde, deraf min viden om emnet.

Så læn dig tilbage og slapp af til et hurtigt crashkursus om skakmotorer, og hvor langt kunstig intelligens når i dag:

- Skakmotorer genkender et antal mønstre (typiske skakpositioner) jo flere mønstre og jo mere raffinerede disse mønstre er, jo højere er motorens kvalitet. Nogle af disse er slutspillemønstre (fx svarende til Nalimov-bordbasen), mens andre er mellemspillemønstre (f.eks. Gode træk til at spille mod isolerede bønder osv.). De har også enorme åbningsdatabaser, så de "ved", hvad der har været spillet af stærke spillere før, og hvordan disse spil er fortsat og afsluttet.

- Skakmotorer vurderer en position delvist ud fra materialebalancen (hvor hvert stykke har en forudindstillet værdi, som kan ændre sig baseret på, hvor udviklet og aktivt hvert stykke er i det specifikke spil, som i sig selv er en positionskarakteristik) og delvist baseret om positionskarakteristika (som kommer fra de mønstre, jeg talte om). Basismaterialeenheden er 1 bonde, hvilket er omtrent lig med 1,00, så hvis du ser en motor give en vurdering på +1,00, betyder det, at den anser positionen for hvid som ækvivalent med en, hvor siden har 1 ekstra bonde (selvom al denne fordel kan komme fra positionskarakteristika, ikke væsentlige). Typisk er en fordel på +1,00 (eller mere) tilstrækkelig til, at den side vinder spillet, hvis det spilles korrekt, mens en fordel under denne tærskel indikerer sandsynligheden for uafgjort. (Hvis sort har en fordel, vil evalueringen blive udtrykt i negative tal, men med samme størrelse, f.eks. -0,58.) Naturligvis er der ingen hård linje mellem det ene og det andet, men det er en rimelig tommelfingerregel at holde i sind.

- Hver bevægelse har to dele - hvide bevægelse og sorte bevægelse. Hver af disse to er et kaldet halvt træk. I lidt mere tekniske termer er dette "halvt bevægelses" udtryk nyttigt i skakmotorer (som du vil finde ud af, om du studerer kunstig intelligens), når motoren udfører det, der kaldes "alfa-beta søgning og beskæring". Sidstnævnte er et smukt udtryk for at bygge et træ af muligheder og derefter evaluere det et trin ad gangen, da det krydser træet fra bunden (bladene) til toppen (rod). (I datalogi er træer ikke som dem i naturen.) Så hver halvering svarer til et dybdeniveau af dit træ. På et givet niveau forsøger motoren at maksimere evalueringsfunktionen (hvilket svarer til at vælge et træk, der er så stærkt som muligt for dig, for at øge evalueringsfunktionen mest), mens den på det næste niveau forsøger at minimere den funktion ( hvilket svarer til at vælge modstanderens bedste træk, hvilket fra dit perspektiv er det værste, du muligvis kan forvente at konfrontere - det er derfor, det minimerer funktionen der).

- Moderne motorer er ikke primitive, så de skærer nogle variationer ud tidligt og spilder ikke tid (eller hukommelse) for at udforske dem i dybden. (Dette er "alfa-beta-beskæring" af træet med mulige bevægelser.) Nogle gange kan denne beskæring resultere i, at et perfekt gyldigt offer bliver ignoreret (det er grunden til, at motorer har tendens til ikke at være meget gode til hellige linjer), men de fleste af den tid, der sparer en enorm mængde tid, som bedre kan bruges på at evaluere andre potentielt nyttige træk. Hukommelsesproblemet er faktisk ikke så alvorligt, da når motoren først har kastet en given mulighed, rydder den op og genbruger den hukommelse, mens den kun bevarer en kodning af de potentielt frugtbare fortsættelser.

- Motorer bruger heuristik (i menneskelig sprogbrug er dette tommelfingerregler - principper, der måske eller måske ikke er sande, men det meste af tiden er sandt), og jo mere disse heuristikker kender de til (f.eks. Forskel mellem tårnbøn og andre bønder, forskel mellem forbipasserede og bagudgående bønder, nogle strategiske og positionelle overvejelser osv.) jo stærkere motorerne kan være. Dette inkluderer også viden om typiske mønstre, hvorfor computere er gode til at løse typiske skakpuslespil - fordi gåder er en destilleret form for mønstre.

- Om spørgsmålet om, hvorvidt motorer kan blive bedre over tid, er svaret "Absolut ja." Både med hensyn til hvor dybt de er i stand til at tænke såvel som hvor virkelig intellektive de kan blive (dvs. evnen til at se og genkende flere mønstre ud over rå beregning). Hvis du læser bøger om den menneskelige hjernes funktion, vil du indse, at mennesker i den videnskabsgren tror, ​​at selv vi, mennesker, lærer og handler udelukkende på mønstermatchning: genkender mønstre i vores miljø og handler på dem, baseret på underbevidste og bevidste handlinger, der er programmeret i vores psyke.
Dybden på udforskning af en skakmotor (medmindre den er begrænset af et menneske ved hjælp af en bestemt parameter) afhænger af computerens behandlingshastighed (en kombination af klokkehastighed, hukommelsesstørrelse, busoverførselshastighed, disksøgningshastighed osv.): A mere kraftfuld computer er i stand til at beregne mere i et givet stykke tid. Jeg plejede at være i stand til at slå nogle motorer på niveau for 5 år siden nu kæmper jeg på niveau 2 - det er hvor langt de er kommet (jeg antager, at jeg ikke er værre end jeg plejede at være).

- For så vidt som skakmotorer nogensinde vil være i stand til at udtrykke i menneskelige termer, hvorfor de gør noget og ikke andet, er det en af ​​de hellige griser for kunstig intelligens. Mens man ved brug af ekspertsystemer kan få noget trækkraft i området, kommer vanskeligheden fra behovet for at reverse engineering af deres råberegning til noget, der ligner en tankeproces (i sidste ende foretager motorer råberegning mere end noget andet og er meget god til det). Mennesker er for tiden kun i stand til at afbalancere skakmotorernes styrke baseret på bedre intuition og viden om mønstre (hvad man skal se efter, hvad man ikke skal se efter osv.) - men det har sine grænser, som ikke er fremad næsten lige så hurtigt som maskinernes beregningskraft.
De, der er interesserede i at udforske mere, kan slå op på emnet "Turing test" (http://en.wikipedia.org/wiki/Turing_test) - dette er en lakmus test af intellingence: på læges sprog handler det om, hvorvidt en computer kunne narre et menneske til ikke at være i stand til at skelne mellem menneskeskabte svar og computergenererede svar på et sæt spørgsmål, som mennesket stiller. Det er klart, at vi ikke er der endnu, men det nærmer sig med tiden.

- Om det er godt eller ej at bruge skakmotorer:
GM'er får en stærk ven for lidt eller ingen penge, når de bruger en motor. Det er ikke let at finde nogen på dit niveau, når du er en meget stærk spiller og vil træne f.eks. Midt om natten eller forberede en nyhed til morgendagens turneringsspil, selv mens du sover! Motorer kan gøre den slags ting ret godt, hvis du giver dem nok tid. De kan også være meget gode til at antyde mulige skjulte ressourcer, som til en spiller på masterniveau er tilstrækkelig (de kan finde ud af betydningen bag et træk på grund af deres store erfaring, hvis du kun giver dem et lille tip uden behov for en grundig forklaring).
Med afslappede spillere er dette dog ofte ikke tilfældet, så en stærk motor er meget mindre nyttigt for en, der stadig lærer det grundlæggende i spillet, fordi de i stedet har brug for en rigtig træner, en, der kan træne dem til at se og udtrykke ideerne og strategierne på et menneskeligt forståeligt sprog.

- For at forstå ligheder og forskelle mellem menneskelige skakspillere og moderne computermotorer kan man antage (hvilket er en rimelig antagelse, tæt på virkeligheden), at en moderne skakcomputer / motor ligner en menneskelig skakspiller, der har alle følgende egenskaber:

  • stærkt disciplineret (dvs. pålideligt konsekvent i de beslutninger, det træffer)
  • helt følelsesladet (dvs. et tab og en sejr er simpelthen to tilstande, hvor ingen af ​​dem påvirker maskinens evne til at spille flere spil lige så stærkt og konsekvent også, mens computernes styrke i spillet afhænger af forskellige parametre, ingen af ​​dem har at gøre med hvem modstanderen er i betydningen af ​​alle hierarkier / kulter)
  • yderst kyndig (dvs. har fuld og uhørt viden om åbninger, slutspilspositioner, strategiske heuristikker i mellemspil og andre mønstre, der er programmeret til det)
  • meget stærk (dvs. i stand til at slå selv GM'er for de mest avancerede motorer)
  • laver næsten ingen beregningsfejl, bortset fra dem på grund af det begrænsede vindue, hvor mange bevægelser fremad, det er programmeret (eller tilladt af praktiske tidsbegrænsninger) at se ud
  • afhænger udelukkende af logiske slutninger baseret på allerede eksisterende heuristik og hukommelse (af positioner, åbninger, mønstre), men har ingen erstatning for menneskelig intuition ("mavefornemmelse")
  • (generelt) ude af stand til at lære af hans / hendes egne fejl i sig selv, eller at få ny viden uden eksplicit ny programmering af mennesker.

Disse sidste par aspekter er menneskers største varige fordel i forhold til computerskakprogrammer. De er de grundlæggende grunde til, at de stærkeste GM'er stadig kan slå computere lejlighedsvis (selvom mennesker i stigende grad er forsigtige med at prøve, af frygt for, hvad der kan ske med deres image, hvis de mislykkedes).

Bemærk: En masse ekstra indhold er tilføjet i afsnittet Q & ampA nedenfor, da folk fortsatte med at stille mig specifikke spørgsmål, som jeg har givet svar der. Sørg for at kigge igennem dette afsnit for mere interessante aspekter af computerens motorers ind og ud.

Jeg håber, at denne artikel har været nyttig. Stil yderligere spørgsmål i kommentarerne, og jeg vil med glæde tilbyde mit perspektiv, baseret på hvad jeg kender til emnet.


Kan vi se objektet svagere end himmelens lysstyrke?

Tak for dit svar.

Ved du, hvor jeg kan finde flere data om højeste overfladelysstyrke (ikke gennemsnitlig overfladelysstyrke) for DSO-objekter, måske alle NGC-objekter?

Sådanne data findes ikke af mange grunde.

Men hvad der findes er feltet kaldet m'_e i RC3 af Vaucouleurs.

Du kan downloade RC3 fra onlinekilder.

For flere tusinde galakser på listen findes m'_e-feltet.

Typisk bestemmes størrelsen af ​​en galakse i teksterne ud fra isophote af størrelsesorden 25 (linjen med konstant lysstyrke i størrelsesorden 25).

Men en betydelig del af galaksen er sandsynligvis meget svag, så vi ser ikke galaksenes fulde omfang.

Hvad m'_e er i RC3 er den gennemsnitlige overfladelysstyrke for den lyseste halvdel af galaksen. De tager en linje fra det lyseste punkt til mag.25-isofoten

og se på halvvejs. Den gennemsnitlige overfladelyshed derfra op til toppen er m'_e-tallet.

Tag eksemplet med M94 (NGC4736).

Den samlede integrerede størrelse er 8,2, så det er ret lyst.

Størrelse på m.25 isophote er 12,3 'x 10,8'. Det er enormt.

Men den gennemsnitlige overfladelysstyrke er 13,3 baseret på størrelsen. Så meget af galaksen er svag, at bøgerne viser en styrke på 13,87 for den samlede gennemsnitlige lysstyrke på overfladen.

Det er en temmelig svag galakse, for det meste med hensyn til overfladens lysstyrke.

Men RC3s M'_e-figur er størrelsesorden 10.03, så den lyseste halvdel er en meget let visning, selv i et lille omfang. Det er let i en 4 ", for eksempel, men

hvad de 4 "ser, er primært den lyseste del.

RC'erne har ikke dette tal for de fleste galakser på listen.

Jeg vedhæfter også en liste over alle de kuglehobe, der normalt observeres. Det viser diameteren af ​​hver kugleformet ved isophote i størrelsesorden 25, og også isophote i størrelsesorden 22.

For de fleste observatører i by- og forstæder er mag. 22-størrelsen mere relevant. Listen viser også den lyseste stjernestørrelse for hver kugleformede og den vandrette grenstørrelse.

Bemærk: størrelsen 22 eller 25 er en måling pr. Kvadratbue.

De tal, jeg citerer ovenfor for M94, er en størrelse pr. Kvadratbue.

For at konvertere den ene til den anden er korrektionsfaktoren 8,89.

Don, så groft sagt, i Globulars.docx, kan mu22 betragtes som den opdagede størrelse under 18-19 himmel og mu25 kan betragtes som den størrelse, der blev opdaget under 22 himmel, ikke?

Er der sådanne data om tågen?

#28 GlennLeDrew

Stellar systems such as clusters and galaxies have rather more to tell us via brightness profile measurements than do nebulae. Questions regarding the star formation process and subsequent evolution, and the mass to light ratio of matter in the universe, are just a few examples where important clues are revealed by studying the distribution of light.

A detailed mapping of the distribution of light in nebulae probably has not so much to reveal in its own right. Certainly not to the degree of a spectrographic assay of the elements and their state of ionization. That nothing like a comprehensive mapping of the morphology of illumination in nebulae has been undertaken might tell us something of the lower priority assigned to this aspect of their manifestation.

#29 Starman1

Tak for dit svar.

Do you know where I can find more data about the peak surface brightness (not average surface brightness) of DSO objects, maybe all NGC objects?

Such data does not exist, for many reasons.

But what does exist is the field called m'_e in the RC3 of Vaucouleurs.

You can download the RC3 from on-line sources.

For several thousand galaxies in the list, the m'_e field exists.

Typically, the size of a galaxy is determined in the texts from the magnitude 25 isophote (the line of constant brightness at magnitude 25).

But a significant portion of that galaxy is likely very very faint, so we do not see the galaxy's full extent.

What m'_e is in the RC3 is the average surface brightness of the brightest half of the galaxy. They take a line from the brightest point to the mag.25 isophote

and look at the half-way point. The average surface brightness from there up to the peak is the m'_e figure.

Take the example of M94 (NGC4736).

Total integrated magnitude is 8.2, so is quite bright.

Size at the m.25 isophote is 12.3' x 10.8'. That's huge.

But the average surface brightness is 13.3 based on the size. So much of the galaxy is faint that the books list a 13.87 magnitude for the overall average surface brightness.

That's a pretty faint galaxy, mostly, in terms of surface brightness.

But the RC3's M'_e figure is magnitude 10.03, so the brightest half is a very easy view, even in a small scope. It's easy in a 4", for example, but

what the 4" sees is primarily the brightest part.

The RCs does not have this figure for most of the galaxies in the list.

I also attach a list of all the globular clusters normally observed. It shows the diameter of each globular at the magnitude 25 isophote, and also the magnitude 22 isophote.

For most observers in urban to suburban sites, the mag.22 size is more relevant. The list also shows the brightest star magnitude for each globular and the horizontal branch magnitude.

Note: magnitude 22 or 25 is a per square arc-second measurement.

The figures I quote above for M94 are a per square arc minute magnitude.

To convert one to the other, the correction factor is 8.89.

Don, so roughly speaking, in Globulars.docx, mu22 can be considered to be the size detected under 18-19 sky and mu25 can be considered to be the size that detected under 22 sky, right?

Is there any such kind of data about nebula?

The mag.25 size is what is seen from, say, a mag.21 to 22 sky, i.e. a "dark sky".

Glenn's reply is apropos for nebulae.

Nebulae are not brightest in the center and gradually get dimmer toward the outside like galaxies and star clusters. They usually have clumpy sections of brightness.

A map of isophotes would look like a topo map in the mountains.

#30 GlennLeDrew

To understand how sky brightness impacts the brightness distribution within an object picture this:

We start with a cross sectional slice through an object as seen from space, graphing the brightness on a 2-D array. Let's imagine it's an intricately detailed nebula. Our slice on the graph will look like a small mountain range, with peaks and valleys, tapering to the "zero" brightness of space at the extremities of the plot. (The sky in space is not of zero brightness, but let's simplify here.)

Now we add progressively brighter sky glow. We can track the changes in two ways, but let's do this. We keep the surrounding "zero" sky brightness at zero, a process called normalization. Even though the sky and object are brightening together, we normalize to the sky brightness as our fiducial of "zero" brightness, thus revealing that variable of prime importance and interest--contrast.

Så. As the sky gets ever brighter, how does this impact our plot? In a nutshell, the hills and valleys would give the appearance of 'melting' down to lower levels, the 'elevation' everywhere decreasing. Ultimately, at sufficient sky brightness (like that in daytime) the whole plot will have settled to essentially zero, or the brightness of the sky itself.

Let's suppose that the space-based measure had the nebula's peripheral and peak SB at, say, 25 and 15 MPSAS, respectively, for a 10 magnitude delta. We now interpose a sky glow of 20 MPSAS, which is 5 magnitudes (100X) brighter that the sky of space. The peripheral brightness will also equal the new sky brightness, or 20 MPSAS. The peak brightness of 15 MPSAS is now 5 magnitudes brighter than the sky (versus 10m previously), with sky and object SB adding to result in that peak brightness being 14.99 MPSAS, or hardly brighter than as seen from space. The apparent brightness range for the nebula has shrunk from 10 to 5.01 magnitudes.

Now we boost sky SB by another 5 magnitudes, to 15 MPSAS (fairly bright twilight). The nebula's periphery, as before, is still equal to the sky SB, currently 15 MPSAS. The peak SB of 15 MPSAS equals that of the sky, with the resultant being 2X, or 0.75m brighter, making for 14.25 MPSAS. The brightness range now is a mere 0.75 magnitude.

If we keep brightening the sky, the nebula's edge brightness always equals sky brightness. The peak brightness difference with respect to the sky keeps diminishing. Conceptually, if we had a (currently magical) camera of sufficient bit depth and discrimination in brightness differences, we should be able to take images of DSOs in the daytime and recover information. But as it stands at this point, in daytime a nebula is *really* bright, but of *exceedingly* low contrast. This illustrates why our visual system is principally a contrast detector there must exist sufficient differences in brightness in order for more than a featureless flux to be seen.

#31 NEOhio

This is a great discussion, something I have wondered about a lot.

One thing that does not seem to be addressed in a lot of detail (though I have not read the links) is aperture. In general, larger aperture means more light collection means ability to see fainter objects. However, I have read posts etc that suggest (or at least I interpreted them as suggesting) that for a given brightness of the sky at some point this stops working. Said another way, for a given sky brightness there is some maximum aperture beyond which no further benefit is gained by going larger in aperture. I had interpreted this limit as due to the objects at the limit for that maximum aperture being of the same brightness as the sky, but based on this thread that is apparently wrong.

So now I am wondering: (1) Is there a maximum aperture for a given sky brightness? and if so, then (2) what is the aperture-limiting mechanism?

#32 GlennLeDrew

For extended objects, aperture *only* buys you increased image scale and resolving power. Now, for small objects, or for finer details in an object, one must employ some minimum aperture in order to enlarge the image sufficiently to detect the object/details. The lower the object surface brightness/contrast, the more it must be enlarged on the retina.

And so the application of aperture on extended sources has little if anything to do with object brightness *by itself*, for all apertures at given exit pupil deliver the same image surface brightness. Rather, it's all about object size and contrast.

A rule to burn into permanent memory: A telescope can never deliver surface brightness greater than that perceived by the eye alone. At best it can only approach that obtained by the naked eye, because of inevitable transmission losses.

And so aperture is there merely to deliver more detail. After first enlarging sufficiently for detection in the first place.

Less experienced telescopists often struggle to completely internalize this basic fact of optics. The way a point or near-point source is brightened directly as the area of the light collecting aperture does not apply to extended sources. A good first attempt to viscerally understand why this is so can be as follows:

Place a pinhole in foil over a flashlight. Set it on a bench against a wall. Place a magazine photo beside the light. Start from the opposite side of the room, and walk ever closer to the light. Compare the changes in brightness for the light and the wall. You should find the light brightening as predicted by the inverse square law it quadruples in brightness for each halving of distance. But the photo beside the light changes not the slightest in its surface brightness.

The foregoing is *exactly* the operation of increased aperture/magnifications n when you observe a star vs a nebula. As you walk nearer to your subjects, your eye's pupil subtends an increasing angular size as seen from the subjects this is equivalent to increasing your iris diameter if you remained at your starting place. Getting closer is equivalent to increasing the magnification, and thus increasing the focal length of your eye if you remained at the starting place.

If you halve the distance to your subjects, this is equivalent to doubling the size of your eye iris aperture and lens focal length are doubled. The same doubling of image scale for the photo, the same quadrupling of brightness for the pinhole, the same unchanged surface brightness for the photo, and the same doubling of linear resolving power obtains for both the halving of viewing distance and scaling up the eye by a factor of 2.

For an object like M42, whether you traveled 100X closer to it and gazed with your unaided eye, or remained on Terra and employed a telescope delivering 100X with an iris-equalling exit pupil, you would in essence enjoy the same view. The Trapezium stars would be 10,000X brighter, but the nebula's surface brightness would be unchanged (discounting the small losses in telescope transmission efficiency and atmospheric and interstellar extinction.) While the surface brightness is no different, the 100X larger diameter occupies 10,000X more area. A given surface brightness expanded to cover a 10,000X larger area has an *integrated* brightness 10,000X greater. And so while it is indeed correct to say that the nebula is 10,000X brighter--just as for the stars--this does not translate into anything like a commensurate increase in the photon flux at a retinal cell. All that nebular light has been expanded in area so as to exactly counter the gain in light grasp.


Se videoen: Mit Nøgenbillede.. (November 2022).