الفلك

قم بتوليد توزيع موحد في السماء

قم بتوليد توزيع موحد في السماء


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.

كيف يتم توليد توزيع موحد للنجوم في السماء؟ ما أريده هو إجراء محاكاة لنقاط عشوائية بعد توزيع منتظم على جزء من السماء (مع افتراض أن لدينا نفس الكمية من النجوم في أي اتجاه). المشكلة هي كيف أفعل ذلك بسبب cos (dec) على RA؟

ما فعلته في الثعبان هو هذا

استيراد numpy كـ np RA = np.random.uniform (-180،180) ديسمبر = np.random.uniform (-90،90)

لكنها خاطئة تمامًا ، حيث سيكون لدينا المزيد من النقاط على القطبين (إذا قمت بالعديد من النقاط ، فمن الواضح أن هذا لن يكون موحدًا) ...

شكرا جزيلا مقدما!


هيريس ثعبان أكثر مما يمكنك هز التلسكوب فيه. لقد استخدمت للتو خوارزميةRobJeffries. هذا مجرد نص بيثون ، الجواب الحقيقي للسؤال هو إجابةRobJeffries وقد قمت بكتابته للتو. يتم شرح الرياضيات وراء إنشاء توزيعات موحدة إحصائيًا بشكل جيد للغاية هناك أيضًا.

بايثون تحت المؤامرات. يمكنك أن ترى على الرسم البياني X-Y أنها رقيقة في الأعلى والأسفل.

الحبكة ثلاثية الأبعاد حية ، يمكنك استخدام المؤشر وتحريك الكرة حولها. بالطبع ليس هنا :-) ، ولكن في نافذة Python الخاصة بك إذا قمت بتشغيل البرنامج النصي.

استيراد numpy كـ np import matplotlib.pyplot كـ plt من mpl_toolkits.mplot3d استيراد Axes3D halfpi، pi، twopi = [f * np.pi لـ f في [0.5، 1، 2]] degs، rads = 180 / pi، pi / 180 # do Radians أولاً ، ثم قم بتحويل لاحقًا nstars = 2000 ran1، ran2 = np.random.random (2 * nstars) .reshape (2، -1) RA = twopi * (ran1 - 0.5) dec = np.arcsin (2. * (ran2-0.5)) # يا باري كارتر! funcs = [np.cos، np.sin] cosRA، sinRA = [f (RA) لـ f في funcs] cosdec، sindec = [f (dec) لـ f in funcs] x = cosRA * cosdec y = sinRA * cosdec z = sindec decs = (np.arange (11) -5) * halfpi / 6. RAs = (np.arange (12) -5) * halfpi / 6. theta = np.linspace (0، twopi، 101) costh ، sinth = [f (ثيتا) لـ f في funcs] zerth = np.zeros_like (ثيتا) fig = plt.figure () ax = fig.add_subplot (1، 1، 1، projection = "3d") ax.plot (x ، y، z، '.k') # خطوط الانحراف xvals = costh * np.cos (decs) [:، None] yvals = sinth * np.cos (decs) [:، None] zvals = zerth + np. الخطيئة (decs) [: ، بلا] بالنسبة إلى x ، y ، z في الرمز البريدي (xvals ، yvals ، zvals): plt.plot (x ، y ، z ، '-g' ، linewidth = 0.8) # خطوط الصعود الأيمن xvals = costh * np.cos (RAs) [:، None] yvals = costh * np.sin (RAs) [:، None] zvals = sinth + np.zeros_like (RAs) [:، None] لـ x، y، z في الرمز البريدي (xvals ، yvals ، zvals): plt.plot (x، y، z، '-r'، linewidth = 0.8) ax.set_xlim (-1.1، 1.1) ax.set_ylim (-1.1، 1.1) ax.set_zlim (-1.1، 1.1) ax.view_init (الارتفاع = 30، azim = 15) plt.show () إذا كان صحيحًا: plt.figure () p lt.plot (degs * RA، degs * dec، '.k') plt.xlim (-180، 180) plt.ylim (-90، 90) plt.show ()

هذا في الحقيقة علوم كمبيوتر أو رياضيات أكثر من علم الفلك ، ولكن هذه وظيفةعشوائي_نقطة_على_الوحدة_المجال ()يقوم بإنشاء نقاط عشوائية على وحدة ثلاثية الأبعاد ، والتي يتم استخدامها بعد ذلك بواسطة وظيفة أخرىعشوائي_نقطة_على_سكي ()للتحويل إلى قيم RA و dec ، باستخدام Astropy. أخيرًا ، الوظيفةprint_random_star_coords ()اطبع عددًا من أزواج RA ، dec.

استيراد numpy كـ np من astropy.coordinates ، استيراد SkyCoord من وحدات استيراد astropy مثل u def random_point_on_unit_sphere (): while True: R = np.random.rand (3) #Random point in box R = 2 * R - 1 rsq = sum ( R ** 2) إذا rsq <1: استراحة # استخدم r فقط إذا | r | <1 من أجل عدم تفضيل زوايا المربع ، قم بإرجاع R / np.sqrt (rsq) #Normalize to unit vector def random_point_on_sky (): p = random_point_on_unit_sphere () r = np.linalg.norm (p) theta = 90 - (np.arccos (p [2] / r) / np.pi * 180) #theta و phi بالدرجات phi = np.arctan (p [1] / p [0]) / np.pi * 180 c = SkyCoord (ra = phi، dec = theta، unit = (u.degree، u.degree)) # إنشاء إحداثيات إرجاع c.ra.hms، c .dec.deg # العديد من التنسيقات المختلفة ممكنة ، على سبيل المثال c.ra.hour لقيم الساعة العشرية def print_random_star_coords (nstars): لـ n في النطاق (nstars): RA، dec = random_point_on_sky () print (RA، dec)

يمكن إنشاء نقاط عشوائية على سطح الكرة عن طريق السماح للزاوية السمتيّة $ phi $ بأخذ قيمة عشوائية موزعة بشكل موحد بين 0 و $ 2 pi $. لتحويل هذا إلى RA بالدرجات ، تضرب بـ 180 دولارًا / pi $. للتحويل إلى ساعات ودقائق وثواني تقسم $ phi $ بالدرجات على 15 ، مما يعطي الساعات ، اقسم الباقي على 60 والذي يعطي الدقائق ثم اقسم الباقي على 60 لإعطاء الثواني.

زاوية الانحراف $ delta $ ليست موزعة بشكل موحد ، لأن المنطقة المغطاة بزاوية $ delta $ تصبح $ cos delta $.

لاحظ الالتباس المحتمل هنا بين الانحراف والزاوية القطبية $ theta $ ، والتي يتم قياسها تقليديًا تحت من القطب. مساحة شريط العرض $ Delta theta $ عند قيمة $ theta $ على وحدة كروية هي $$ Delta A = 2 pi sin theta Delta theta = 2 pi cos ( بي / 2 - دلتا) دلتا دلتا = 2 بي كوس دلتا دلتا دلتا $$

لترجمة هذا إلى شيء يمكننا استخدامه ، نقول إن احتمال العثور على نجم في نطاق صغير من الانحرافات $$ dP propto cos delta d delta، $$ وبالتالي فإن الاحتمال التراكمي لإيجاد قيمة $ delta $ بين $ -90 ^ { circ} $ و $ delta $ هو $$ P ( delta) = frac { int ^ { delta} _ {- 90 ^ { circ}} cos delta ^ { prime} d delta ^ { prime}} { int ^ {+ 90 ^ { circ}} _ {- 90 ^ { circ}} cos delta ^ { prime} d delta ^ { prime}} ، $$ حيث يتأكد المقام من تسوية التناسب بشكل صحيح. من هذا ، نحصل على $$ P ( delta) = frac {1} {2} (1 + sin delta) tag * {(1)} $$

الإجراء للحصول بعد ذلك على الانحراف العشوائي هو تعيين رقم عشوائي موحد للاحتمال التراكمي $ P $ بين 0 و 1. ثم من المعادلة (1) لدينا $$ sin delta = 2P -1 $$ $$ delta = sin ^ {- 1} (2P-1) ، $$ حيث $ P $ هو رقم عشوائي بين 0 و 1.


عشوائي. عشوائي.

يتم توزيع العينات بشكل موحد على فترة نصف مفتوحة [منخفضة ، عالية) (تشمل منخفضة ، لكنها تستبعد عالية). بعبارة أخرى ، أي قيمة ضمن الفترة الزمنية المعطاة من المرجح أن يتم رسمها بالزي الرسمي.

المعلمات: قليل : float or array_like of float ، اختياري

الحد الأدنى لفاصل الإخراج. ستكون جميع القيم التي تم إنشاؤها أكبر من أو تساوي منخفضة. القيمة الافتراضية هي 0.

عالي : float or array_like of float

الحد الأعلى لفاصل الإخراج. ستكون جميع القيم التي تم إنشاؤها أقل من عالية. القيمة الافتراضية هي 1.0.

بحجم : int أو tuple of ints ، اختياري

شكل الإخراج. إذا كان الشكل المحدد ، على سبيل المثال ، (م ، ن ، ك) ، فسيتم رسم عينات م * ن * ك. إذا كان الحجم بلا (افتراضي) ، يتم إرجاع قيمة واحدة إذا كان كل من المستوى المنخفض والعالي كلاهما حجمياً. خلاف ذلك ، يتم سحب عينات من الحجم الصغير (منخفض ، مرتفع).

عينات مأخوذة من التوزيع الموحد المحدد المعلمات.

randint توزيع منتظم منفصل ، ينتج عنه أعداد صحيحة. عدد صحيح عشوائي توزيع موحد منفصل على الفاصل الزمني المغلق [منخفض ، مرتفع]. عشوائية _sample_sample يطفو موزعًا بشكل موحد على [0 ، 1). اسم مستعار عشوائي لعينة عشوائية. دالة الراحة rand التي تقبل الأبعاد كمدخلات ، على سبيل المثال ، rand (2،2) ستولد مصفوفة 2 × 2 من العوامات ، موزعة بشكل موحد على [0 ، 1).

دالة كثافة الاحتمال للتوزيع المنتظم هي

في أي مكان داخل الفترة [أ ، ب) ، وصفر في أي مكان آخر.

عندما تكون عالية == منخفضة ، سيتم إرجاع قيم منخفضة. إذا كانت عالية & lt منخفضة ، فإن النتائج غير محددة رسميًا وقد تؤدي في النهاية إلى حدوث خطأ ، أي لا تعتمد على هذه الوظيفة لتتصرف عند تمرير الحجج التي تفي بشرط عدم المساواة هذا.

ارسم عينات من التوزيع:

جميع القيم ضمن الفاصل الزمني المحدد:

اعرض الرسم البياني للعينات ، جنبًا إلى جنب مع دالة كثافة الاحتمال:


الانزياح الأحمر الكمي. التاسع. اختبار فرضية لاغية

لقد انتهينا من الانعطاف على مولدات الأرقام العشوائية ونعد الآن إلى المسار الصحيح لاختبار تكميم الانزياح الأحمر حيث سأقوم بتطبيق PRNG.

يقوم العديد من علماء الكونيات الهواة بتطبيق FFT و PSD بشكل أعمى لمسح البيانات لأنها بسيطة و "واضحة". ومع ذلك ، لا يبدو أن أحداً يطرح هذا السؤال ، "إذا كان الأمر بهذه البساطة ، فلماذا لم يفعله الآخرون؟" الجواب هو أن الآخرين جربوا ذلك ، ووجدوا أن "الحل البسيط" مليء بالمسارات الخاطئة. ومع ذلك ، يتم ارتكاب هذا الخطأ بشكل متكرر ، وعلى الرغم من التقدم في فهم المشكلات ، لا تزال الطريقة قادرة على إيجاد طريقها إلى المجلات التي يراجعها الأقران.

الافتراض الضمني في تحليلات الانزياح الأحمر هذه هو أن التوزيع المنتظم للمادة في هذه الاستطلاعات لن يظهر أي قمم على الإطلاق. إذا كان هذا صحيحًا ، فستكون جميع القمم في أي PSD مهمة ، مما يشير إلى انحراف حقيقي عن التوحيد. لكن هل صحيح أن التوزيع المنتظم لن يكون له قمم؟

يحاول بعض الباحثين اختبار حقيقة ذرواتهم في PSD باستخدام ما يسمى أحيانًا "اختبار عشوائي" ، ونقل البيانات إلى صناديق مختلفة لمعرفة ما إذا كانت قمم التردد تتحرك أم لا. عادةً ما تتحرك القمم ، ولكن تجدر الإشارة إلى أن كل حاوية تردد في FFT لها مساهمات من كل نقطة في مجموعة البيانات (إنها مجموع مرجح لكل نقطة بيانات) ، لذلك ليس هذا مفاجئًا. للأسف ، يبدو أن عددًا قليلاً من الباحثين يدركون الآثار المترتبة على ذلك ، وغالبًا ما يشرعون في اختلاق المزيد من الاختبارات الأكثر غرابة أو إساءة تطبيق الاختبارات من افتراضات البيانات المختلفة. هذه الأنواع من الالتواءات المتكررة لنفس مجموعة (مجموعات) البيانات غير منتجة للغاية ، ولدي لقب لهذا الفخ العقلي: "استمناء البيانات".

الطريقة الوحيدة للخروج من هذا الفخ هي اختبار عملية التحليل الخاصة بك باستخدام مجموعات البيانات الخاصة بالمحتوى المعروف ، والتي تخضع لاختيار البيانات على غرار البيانات المعنية. في هذه الحالة ، يجب علينا أولاً إنشاء مجموعة بيانات لا تحتوي على محتوى مفترض (فرضية Null) ، والتي ستكون مجموعة بيانات مع توزيع منتظم للمجرات بالنسبة للنموذج الكوني.

إذن كيف يمكنك إنشاء مجموعة بيانات الاختبار هذه؟

بناء عالم اختباري
ما سنفعله هو بناء "نموذج كون" بسيط مع المجرات الموزعة بشكل موحد ، ولكن بشكل عشوائي ، في 3 أبعاد ، x ، y ، و z. سننشئ عينة اختبار باستخدام numberOfGalaxies ، والتي قمت بتشغيلها باستخدام numberOfGalaxies = 10000000 وما فوق. في حجم نصف قطر محدد ، في الفرسخ (1 فرسخ = 3.26 سنة ضوئية). للقيام بذلك ، سوف نستخدم مولد الأرقام العشوائية (انظر الفاصل الرياضي: مولدات الأرقام العشوائية الزائفة)

استيراد numpy كـ np
من numpy الاستيراد العشوائي

هناك طريقتان يمكننا القيام بذلك. الأول هو تعيين إحداثيات x و y و z لـ numberOfGalaxies باستخدام مولد رقم عشوائي لأخذ عينات منتظم على النطاق - نصف القطر إلى + نصف القطر

س = نصف القطر * (عشوائي. موحد (-1.0 ، 1.0 ، الحجم = (عدد المجرات ،)))
y = نصف القطر * (عشوائي. منتظم (-1.0،1.0 ، الحجم = (numberOfGalaxies ،)))
ض = نصف القطر * (عشوائي. موحد (-1.0،1.0 ، الحجم = (عدد المجرات ،)))

بمجرد أن نحصل على مجموعة البيانات هذه ، يمكننا حساب المسافة إلى كل مجرة ​​من مراقب في مركز مجموعة البيانات عند الإحداثيات (0،0،0).

المسافة = np.sqrt (x * x + y * y + z * z) # تحويل الإحداثيات الديكارتية إلى كروية

تخلق هذه الطريقة كونًا "مكعبًا" يمكننا تطبيق التحديدات الملاحظة عليه. في الرسومات أدناه ، يشير مصطلح SimpleCartesianHubbleModel إلى النماذج التي يتم تشغيلها باستخدام هذه الخوارزمية.

إذا فهمنا التوزيعات الاحتمالية ، فمن الممكن أيضًا إنشاء جدول لمسافات المجرات مباشرةً عن طريق ترجيح التوزيع الاحتمالي المنتظم بطريقة تجعله يتطابق مع توزيع كروي منتظم. في هذه الحالة ، يتم ذلك بأخذ الجذر التكعيبي للتوزيع المنتظم.

المسافة = نصف القطر * (عشوائي. منتظم (0.0،1.0 ، الحجم = (عدد المجرات ،))) ** (1.0 / 3.0)

يتم تصنيف النماذج التي تم إنشاؤها باستخدام هذه الخوارزمية باستخدام SimpleRadialHubbleModel.

في هذه الحالة ، نفترض الافتراض المبسط بأن جميع المجرات تسافر مع تدفق هابل ، لذلك سيتم حساب قيمة الانزياح الأحمر ، z ، بعلاقة هابل الخطية البسيطة ، حيث H0 هو ثابت هابل (km / s / Mpc) ، c هي سرعة الضوء بالكيلومتر / ثانية و 1e6 يحول الفرسخ إلى ميغا فرسخ.

لقد استخدمت H0 = 72.0 km / s / Mpc. إذا أردنا تضمين بعض الانحرافات عن تدفق هابل ، فيمكننا تثبيت محاكاة بسيطة لذلك عن طريق "تشويش" كل قيمة انزياح أحمر مع بعض الضوضاء الغاوسية الخاصة بتدفق سيغما سبيد:

الانزياح الأحمر = (المسافة * H0 / c / 1e6)
+ random.normal (0.0، sigmaSpeed، size = (numberOfGalaxies،)) / c

يتم إنشاء بعض عمليات المحاكاة الخاصة بي باستخدام هذا النموذج للمقارنة. سيكون لديهم SimpleHubbleDisperseModel في عنوان الرسم البياني.

بعد ذلك نحدد المقدار المطلق لجميع مجراتنا. في هذه الحالة ، سنفترض توزيعًا غاوسيًا بسيطًا حول مرجع الحجم مع انحراف معياري لمقدار العرض لكل مجرة. نحن لا نفرق بين المجرات القريبة أو البعيدة ، فجميع المجرات ستكون جزءًا من نفس توزيع السطوع. نقوم بهذا لمحاكاة حقيقة أن المجرات لديها مجموعة من اللمعان.

القيمة المطلقة = عشوائية.الطبيعية (المرجع ، المقدار ، العرض ، الحجم = (عدد المجرات ،))


أخيرًا ، نريد تخصيص حجم ظاهري لكل مجرة ​​، حتى نعرف مدى سطوع المجرات التي ستظهر لمراقب على الأرض. بهذه الطريقة ، يمكننا تحديد المجرات التي قد تكون مرئية للأجهزة الموجودة على الأرض. نظرًا لأن لدينا مسافة وحجم مطلق ، فمن السهل حساب الحجم الظاهري لكل مجرة ​​(انظر ويكيبيديا: الحجم المطلق):

في إحدى خطواتنا التالية ، سنختار فقط المجرات الأكثر سطوعًا من الحجم الظاهر (المقدار المرئي من الأرض) لمحاكاة حقيقة أن أدواتنا يمكنها فقط رؤية الأشياء الأكثر سطوعًا من عتبة معينة.

تخلق هذه العملية مجموعة من المصفوفات حيث يتوافق الفهرس i لأي منها مع قياسات مجرة:

x [i] ، y [i] ، z [i] ، المسافة [i] ، الانزياح الأحمر [i] ، الظاهر الحجم [i]

تحتوي هذه المصفوفات على مجموعة البيانات الخاصة بكوننا المحاكى.

يمكننا أن ننظر إلى مجموعة فرعية صغيرة ، نرسمها في صورة ثلاثية الأبعاد. ليس لدينا دقة الشاشة لرسم 10000000 مجرة ​​كاملة - ستكون كرة سوداء تمامًا - لذلك نحن فقط نرسم 2000 مجرة.

لذلك لدينا مولد المحاكاة الخاص بنا. يمكننا تشغيله ببذور بداية مختلفة في مولد الأرقام العشوائية لاستكشاف الأشكال المختلفة للنموذج الموحد.

ولكن قد نرغب أولاً في إجراء بعض الاختبارات على مجموعة بيانات الاختبار الخاصة بنا ، للتأكد من أن المحاكاة قد ولدت نتيجة معقولة لافتراضات المدخلات الخاصة بنا.


علم الفلك بالأشعة تحت الحمراء

VIII.C مسح السماء الجنوبية بالأشعة تحت الحمراء العميقة

يغطي مسح Deep Near Infrared Southern Sky (DENIS) السماء الجنوبية في نطاقات I و J و K. النطاق I هو في الواقع أقصر من 1 ميكرومتر. سيغطي المسح الانحرافات بين -88 درجة و + 2 درجة مع تلسكوب 1 م. يتم استخدام مصفوفة كاشف NICMOS لتصوير نطاقي J و K ، ويستخدم كاشف Tektronix CCD للنطاق I. الدقة هي 1 قوس ثانية ، والمقادير المحددة عند I و J و K هي 18.0 و 16.0 و 13.5.


ينشئ العلماء أول خريطة للسحب على سطح خارجي: خريطة تكشف عن توزيع غير متوازن للسحب على كوكب شديد الحرارة

على كوكب خارج المجموعة الشمسية Kepler 7b ، يمكن التنبؤ بالطقس بدرجة كبيرة ، فقد وجد فريق دولي من العلماء: في أي يوم معين ، يكون الكوكب الخارجي ، الذي يدور حول نجم على بعد حوالي 1000 سنة ضوئية من الأرض ، مغمورًا بشدة من جانب ، بينما الآخر من المحتمل أن يتمتع الجانب بطقس صافٍ صافٍ.

يعد العمل الجديد ، الذي قام به باحثون من معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا ومؤسسات أخرى ، أول رسم خرائط لتوزيع السحب على كوكب خارج المجموعة الشمسية. لاحظ العلماء أن أحد نصفي الكرة الأرضية لـ Kepler 7b مغطى بطبقة كثيفة من الغيوم - وهي أكثر كثافة بكثير من أي غيوم موجودة على الأرض ، وسميكة لدرجة أنها تعكس جزءًا كبيرًا من الضوء القادم من النجم المضيف. هذا الدرع من السحب يجعل الكوكب أكثر برودة من غيره من نوعه ، مما يخلق جوًا يشجع على تكوين المزيد من السحب.

أنشأ الفريق خريطة منخفضة الدقة لسحب الكوكب باستخدام البيانات الضوئية من تلسكوب كبلر الفضائي التابع لناسا. قام الباحثون أيضًا بتحليل الضوء الصادر من Kepler 7b في مراحل مختلفة من مداره ، ووجدوا أن جزءًا كبيرًا من انعكاسية الكوكب يرجع إلى وجود السحب ، وأن هذا الغطاء السحابي موزع بشكل غير متساو.

يقول نيكول لويس ، باحث ما بعد الدكتوراة في قسم علوم الأرض والغلاف الجوي والكواكب (EAPS): "هناك الكثير من العمليات الكيميائية المختلفة التي يمكن أن تحدث لإنشاء هذه السحابة غير المتجانسة". "يعتبر Kepler 7b قاعدة اختبار مهمة لطريقة عمل الدورة الدموية وتوزيع السحب معًا في أجواء الكواكب الخارجية."

نشرت لويس وزملاؤها نتائجهم في رسائل مجلة الفيزياء الفلكية. من بين المؤلفين المشاركين من معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا باحثا ما بعد الدكتوراة بريس أوليفييه ديموري وأندراس زسوم وطالب الدراسات العليا جوليان دي فيت وسارة سيجر ، أستاذة الفيزياء وعلوم الكواكب من دفعة عام 1941.

رسم خرائط السحب ، مقطعاً إلى شرائح

كان Kepler 7b من بين الكواكب الخارجية الأولى التي حددتها مركبة الفضاء Kepler ، والتي أكدت منذ ذلك الحين وجود أكثر من 130 كوكبًا خارج نظامنا الشمسي. يعتبر الكوكب "كوكب المشتري الساخن" ، حيث يتكون معظمه من الغاز ، وهو أكبر بحوالي 50 بالمائة من كوكب المشتري (على الرغم من أنه يحتوي على حوالي نصف كتلة ذلك الكوكب فقط).

في عام 2011 ، قام Demory بتحليل البياض Kepler 7b ، أو الانعكاسية ، ووجد أنه ساطع بشكل غير عادي بالنسبة لكوكب خارج المجموعة الشمسية ، ويعكس حوالي 50 بالمائة من الضوء من نجمه. في ذلك الوقت ، كان سبب هذه الانعكاسية لغزا ، لكن التحليل الجديد ، الذي يستخدم ملاحظات سبيتزر بالأشعة تحت الحمراء ، يكشف أن الكثير منها يرجع إلى وجود السحب في الغلاف الجوي لكبلر 7 بي.

للوصول إلى هذا الاستنتاج ، نظر الباحثون خلال ثلاث سنوات من بيانات ضوء كبلر ، جنبًا إلى جنب مع الملاحظات الحرارية الأخيرة من الكوكب ، والتي تم التقاطها باستخدام تلسكوب سبيتزر الفضائي التابع لناسا. بدمج مجموعتي البيانات ، قارن الباحثون كمية الضوء والحرارة المنبعثة من الكوكب في كل مرحلة من مراحل مداره. الكوكب مقفل تدريجيًا ، ويقدم نفس الوجه لنجمه في جميع الأوقات. من الأرض ، يبدو أن الكوكب يتحول إلى الشمع ويتلاشى أثناء دورانه حول نجمه ، مثل أطوار القمر.

يقول دي ويت: "يمكنك إعادة بناء المعلومات من حيث السطوع ، شريحة شريحة". "هذا رائع حقًا ، لأنه على الرغم من أن الكوكب صغير للغاية ، إلا أن هناك تقنيات للحصول على معلومات مكانية حول الكوكب."

الغيوم تتدحرج

حلل الباحثون منحنيات طور Kepler 7b - قياسات الضوء من الكوكب في كل مرحلة مدارية ، مأخوذة بواسطة مركبة الفضاء كبلر. لتحديد ما إذا كانت هذه الانبعاثات ناتجة عن الضوء أو الحرارة ، نظر الفريق في منحنيات الطور في الأشعة تحت الحمراء ، التي قدمها سبيتزر. اكتشفوا القليل جدًا من الطاقة الحرارية المنبعثة من الكوكب - وهو تأكيد على أن معظم انبعاثات Kepler 7b هي بالفعل ضوء منعكس.

لكن هذا الاكتشاف لم يكن مؤشرا مؤكدا على وجود السحب على هذا الكوكب.استنتجت المجموعة أن الضوء المنعكس يمكن بدلاً من ذلك أن يكون ناتجًا عن ظاهرة تسمى تشتت رايلي ، حيث ينتشر الضوء من نجم كبلر 7 ب بشكل موحد حول الكوكب ، وينعكس بواسطة ذرات أو جزيئات أصغر بكثير من تلك الموجودة في السحب - تمامًا مثل تشتت غازات الغلاف الجوي للأرض. ضوء الشمس ، وخلق سماء زرقاء.

للتمييز بين الاحتمالين ، نظرت المجموعة مرة أخرى في منحنيات طور Kepler 7b. إذا كانت انعكاسية الكوكب ناتجة عن تشتت رايلي المنتظم ، فيجب أن تبلغ انبعاثاته الضوئية ذروتها عند النقطة التي يكون فيها الكوكب خلف النجم ، ويعرض كامل يومه للمراقب. لكن بدلاً من ذلك ، وجد الباحثون أن سطوع الكوكب بلغ ذروته قليلاً بعد مروره خلف النجم ، مما يشير إلى أن انعكاسية الكوكب ليست موحدة - وهي علامة على أن الانعكاس كان بسبب التوزيع غير المتكافئ للسحب.

من غير الواضح بالضبط ما هي الظروف التي قد تؤدي إلى مثل هذا التناقض الصارخ في الغطاء السحابي. يقول لويس إن التحقيق في الأسباب المحتملة سيكون محورًا بحثيًا في المستقبل.

يلاحظ لويس أن "كبلر 7 ب يقع في نطاق درجة الحرارة هذا حيث يمكنك تكوين مكثفات عالية في الغلاف الجوي". "مقارنة بالمشتري ، فإن جاذبيته منخفضة تسمح لك بالحفاظ على الجسيمات مرفوعة بسهولة أكبر بكثير. لذا فإن Kepler 7b في هذا النظام السعيد الذي يسمح للغلاف الجوي بإنشاء سطح السحب الكثيف. سيبقينا مشغولين لعدة سنوات قادمة . "

يقول دريك دمينغ ، أستاذ علم الفلك في جامعة ماريلاند والذي لم يشارك في البحث: "اكتشاف الغيوم على كبلر 7 ب مذهل للغاية ، ولكنه مقنع جدًا أيضًا". "يوضح هذا أن بيانات كبلر هي منجم ذهب للمعلومات التي لم نستخرجها بالكامل بعد ، حتى بالنسبة لخصائص الغلاف الجوي."

تم تمويل هذا البحث من قبل وكالة ناسا. تم دعم Zsom من قبل مؤسسة العلوم الألمانية ، وتلقى De Wit الدعم من المؤسسة التعليمية الأمريكية البلجيكية و Wallonie-Bruxelles International. يتم دعم لويس من قبل زمالة ساجان.


فيما يلي تشغيل اختباري لبرنامج Python صغير يمكنه إنشاء خرائط سماء بسيطة باستخدام توزيع مجرات محدد ، ومعدل مستعر أعظم ، ونموذج توسع متبقي. يتم إنشاء خريطتين - واحدة بها نقاط تحدد كل بقايا SN ، والأخرى تبني بقايا دائرية تتمحور حول النقطة ببعض السماكة والشفافية. يتم ترجيح الشدة حسب العمر والمسافة. أظن أنه يمكن تحسين هذه التفاصيل بجدية. لم يتم تضمين تأثيرات ISM والنجوم الأخرى والتصادم مع المخلفات الأخرى وما إلى ذلك حاليًا.

إليك عينة إخراج من تشغيل:

قائمة (1.9 ميجابايت ، TEXT) بأحداث محاكاة للمستعر الأعظم. يتم تشغيل هذه المحاكاة بمتوسط ​​وقت بين أحداث من 100 عام. لكل حدث ، يتضمن المواقف والأعمار والحجم الظاهر. هناك أيضًا ملاحظة حول ما إذا كان ضوء الحدث قد أتاح الوقت للوصول إلى الراصد في موقع الأرض.

خريطة الموقع (7200 × 3600 ، 452 كيلوبايت ، TIFF). هذا هو إسقاط بلاتي كاري للسماء في إحداثيات المجرة (خط الطول أفقي ، وخط العرض عمودي). يمتد المستوى المجري أفقيًا عبر مركز الخريطة. تمثل كل نقطة موقع السماء لحدث المستعر الأعظم من القائمة أعلاه. مع الدقة العالية ، قد تحتاج إلى تكبير الصورة لمسافة بعيدة لرؤية أي شيء.

ملف بيانات خريطة السماء (7200 × 3600 ، 98.9 ميجابايت ، مناسب). يوجد أدناه نسختان من الصور للخريطة. يتم تحجيم النسخة العلوية خطيًا في الشدة ، بينما تحتوي النسخة السفلية على مقياس لوغاريتمي يبرز البقايا الأكثر خفوتًا.


تُنشئ هذه الخريطة غلافًا دائريًا بسيطًا حول كل موقع حدث ، ونصف القطر والشدة بناءً على نموذج توسع بسيط. يمثل هذا الحجم والشدة النسبية لبقايا المستعر الأعظم كما يبدو للمراقب حوالي ثلثي المسافة من المركز إلى حافة نموذج المجرة في المحاكاة. حاليًا ، لم يتم تضمين تأثيرات الإسقاط التي ستكون بارزة في خطوط العرض المجرية القصوى. حتى في هذا الوضع المثالي حاليًا ، يمكن للمرء أن يرى مدى صعوبة تحديد جميع البقايا. هذه الخريطة قابلة للقراءة في برامج مثل DS9.

  • وسيط بين نجمي نموذجي من شأنه أن يحجب المزيد من البقايا في المستوى الجلاسيتي.
  • النجوم المتدخلة.
  • نموذج توسع أفضل للنسبة SNR للوقت ونصف القطر ودرجة الحرارة والعتامة.
  • توزيع شدة حدث المستعر الأعظم (حاليًا هي موحدة).
  • توسع SNR الذي يسمح بتوسيع مضطرب أكثر واقعية بدلاً من المجالات المثالية المنتظمة للنموذج الحالي.
  • قم بتضمين تأثيرات الإسقاط في الخريطة.

لقد قمت أيضًا بإنشاء بعض التعليمات البرمجية الأولية للرسوم المتحركة ثلاثية الأبعاد الكاملة لإنشاء الخريطة.

فكرة تمرين الطالب: قم بإنشاء خريطة وقم بتوفير ملف البيانات الذي لا يتضمن أحداث الإدخال الخاصة بالمحاكاة. تعرف على عدد البقايا التي يمكن للطلاب تحديدها بالفعل. قارن ذلك بالعدد الإجمالي (ما يقرب من 10000) الموجود فعليًا على الخريطة.


ملخص

يدعم الدليل المباشر لحواسنا منظور مركزية الأرض ، حيث تدور الكرة السماوية على القطبين السماويين وتدور حول الأرض الثابتة. نرى فقط نصف هذا المجال في وقت واحد ، مقيدًا بالأفق ، والنقطة التي تعلو مباشرة هي ذروتنا. المسار السنوي للشمس على الكرة السماوية هو مسير الشمس - وهو خط يمر عبر مركز دائرة الأبراج ، وهو شريط السماء الذي يبلغ عرضه 18 درجة والذي نجد فيه دائمًا القمر والكواكب. تم تنظيم الكرة السماوية في 88 كوكبة ، أو قطاع.

2.2 علم الفلك القديم

أدرك الإغريق القدماء مثل أرسطو أن الأرض والقمر عبارة عن كراتين ، وفهموا أطوار القمر ، ولكن بسبب عدم قدرتهم على اكتشاف اختلاف النجوم ، رفضوا فكرة أن الأرض تتحرك. قاس إراتوستينس حجم الأرض بدقة مدهشة. أجرى هيبارخوس العديد من الملاحظات الفلكية ، وعمل فهرسًا للنجوم ، وحدد نظام المقادير النجمية ، واكتشف الحركة الاستباقية من التحول الظاهري في موضع القطب السماوي الشمالي. لخص بطليموس من الإسكندرية علم الفلك الكلاسيكي في كتابه المجسطى شرح حركات الكواكب ، بما في ذلك الحركة العكسية ، بدقة جيدة بشكل ملحوظ باستخدام نموذج متمركز على الأرض. تم قبول نموذج مركزية الأرض هذا ، المستند إلى مجموعات من الحركة الدائرية المنتظمة باستخدام التدوير ، كسلطة لأكثر من ألف عام.

2.3 علم التنجيم والفلك

بدأ الدين القديم لعلم التنجيم ، بمساهمته الرئيسية في الحضارة والاهتمام المتزايد بالسماء ، في بابل. وصلت إلى ذروتها في العالم اليوناني الروماني ، خاصة كما هو مسجل في رباعيبلوس لبطليموس. يعتمد علم التنجيم عند الولادة على افتراض أن مواقع الكواكب في وقت ولادتنا ، كما هو موصوف في برجك ، تحدد مستقبلنا. ومع ذلك ، تظهر الاختبارات الحديثة بوضوح أنه لا يوجد دليل على ذلك ، حتى بالمعنى الإحصائي الواسع ، ولا توجد نظرية يمكن التحقق منها لتفسير سبب هذا التأثير الفلكي.

2.4 ولادة علم الفلك الحديث

قدم نيكولاس كوبرنيكوس علم الكونيات المتمركز حول الشمس إلى عصر النهضة في أوروبا في كتابه دي ريفوليوشنيبوس. على الرغم من احتفاظه بفكرة أرسطو عن الحركة الدائرية المنتظمة ، اقترح كوبرنيكوس أن الأرض كوكب وأن الكواكب كلها تدور حول الشمس ، مما أدى إلى فصل الأرض عن موقعها في مركز الكون. كان جاليليو والد كل من الفيزياء التجريبية الحديثة وعلم الفلك التلسكوبي. درس تسارع الأجسام المتحركة ، وفي عام 1610 ، بدأ ملاحظات تلسكوبية ، واكتشف طبيعة مجرة ​​درب التبانة ، وخصائص القمر على نطاق واسع ، ومراحل كوكب الزهرة ، وأقمار كوكب المشتري الأربعة. على الرغم من اتهامه بالهرطقة لدعمه لعلم الكونيات المتمركز حول الشمس ، إلا أن جاليليو يُنسب إليه الملاحظات والكتابات الرائعة التي أقنعت معظم معاصريه العلميين بواقع نظرية كوبرنيكوس.


2 إجابات 2

كما هو الحال ، هذا هو ليس طريقة جيدة لاختبار ما إذا كانت أرقام الفاصلة العائمة موزعة بشكل موحد. مثل Aksakal ، تساءلت عما إذا كانت أجزاء الجزء الأس من تمثيل النقطة العائمة سيتم توزيعها بشكل موحد. الجواب على هذا أنهم ليست كذلك موزعة بشكل موحد ، نظرًا لوجود عدد كبير جدًا من الأعداد ذات الأسس الكبيرة مقارنة بالأرقام ذات الأس الصغيرة.

لقد كتبت برنامج اختبار صغير يؤكد ذلك. يقوم بتوليد $ N = 1 text <مليون> $ أرقام فاصلة عائمة عشوائية موزعة بشكل منتظم ، وكعنصر تحكم ، $ N $ أعداد صحيحة عشوائية. (كانت هناك مشاكل مختلفة في إنشاء أرقام فاصلة عائمة 64 بت ، انظر على سبيل المثال هنا ، ويبدو أن 32 بت كافية لأغراض العرض.)

أولاً ، علبة التحكم. مخطط خانات البتات للأعداد الصحيحة هو تمامًا كما اقترحت ، مع كل حاوية $ تقريبًا N / 2 $.

الآن لأرقام الفاصلة العائمة. حبكة الأرقام التي تم فرزها هي خط مستقيم ، مما يشير إلى أنها ستجتاز اختبار Kolmogorov – Smirnov من أجل التوحيد.

لكن الصناديق ليست موحدة بالتأكيد.

إذا قمت برسم الحاويات من 1 إلى 23 فقط مع سلة المهملات 32 ، فستحصل على الصناديق $ تقريبًا N / 2 $ ، لكن الصناديق من 24 إلى 31 تظهر نمطًا متزايدًا واضحًا. تتوافق هذه البتات بدقة مع بتات الأس في أرقام الفاصلة العائمة ذات 32 بت. ينص تعريف النقطة العائمة بدقة IEEE المفرد على ذلك

  • أقل 23 بتًا أهمية هي الجزء العشري
  • 8 بتات التالية للأس
  • الجزء الأكثر أهمية هو العلامة

هناك طريقة أخرى لمعرفة ذلك وهي النظر في مثال أبسط. فكر في توليد الأعداد في الأساس 10 بين 0 و $ 10 ^ 7 $ ، باستخدام أس أساس 10. الأعداد بين 0 و 1 سيكون لها أس يساوي 0. الأعداد بين 1 و 10 سيكون لها أس 1 ، والأرقام بين 10 و 100 أس 2 ،. والأرقام بين $ 10 ^ 6 $ و $ 10 ^ 7 $ أس من 7. الأعداد $ 10 ^ 4 $ إلى $ 10 ^ 7 $ هي $ (10 ^ 7-10 ^ 4) /10 ^7=99.9 ٪ $ من النطاق وفي الثنائي يتراوح الأسس من 001 إلى 111 ، لذلك تتوقع أن يحدث الجزء الأكثر أهمية في 99.9٪ من الوقت ، وليس 50٪ من الوقت.

سيكون من الممكن ، مع بعض الحذر ، استخدام نهج مثل هذا للحصول على الترددات المتوقعة لكل حاوية في الأس الثنائي لرقم الفاصلة العائمة ، واستخدام هذا في اختبار $ chi ^ 2 $ ، ولكن Kolmogorov – Smirnov هو نهج أفضل من الناحية النظرية وسهل التنفيذ. ومع ذلك ، فإن مثل هذا الاختبار يمكن أن يلتقط التحيزات التوزيعية في تنفيذ توليد عدد عشوائي قد لا يفعله كولموغوروف سميرنوف. على سبيل المثال ، عندما حاولت لأول مرة إنشاء أرقام عشوائية ذات نقطة عائمة مزدوجة بدقة 64 بت في C ++ ، نسيت أن أتغير إلى محرك Mersenne Twister ذي 64 بت. تعطي الأرقام المصنفة مخططًا بخط مستقيم ، ولكن يمكنك أن ترى من قطع صناديق البتات أن محرك Mersenne Twister ذو 64 بت أفضل من محرك 32 بت (كما تتوقع).

(لاحظ في كلتا الحالتين أن البتة الأخيرة ، بتة الإشارة ، هي صفر ، بسبب صعوبات توليد أرقام عشوائية عبر النطاق بأكمله.)


توزيع الأجرام السماوية من حيث الحجم.

أفكر نوعًا ما بصوت عالٍ ، وقد أجد صعوبة في التعبير عما أقوم به في عقلي. ولكن هنا يذهب.

هناك عدة فئات من الأهداف السماوية نلاحظها بصريًا. هناك مجرات وعناقيد وسدم ونجوم مزدوجة وكواكب وغيرها. يختلف الحجم المرئي و / أو سطوع السطح (أكثر من ذلك في دقيقة واحدة) للكائنات في كل فئة. تتمثل إحدى نتائج ذلك في أنه بالنسبة للعديد من فئات الكائنات ، سيكون هناك عدد أكبر من الأمثلة التي يمكن رؤيتها في نطاق فتحة أكبر مما هو موجود في نطاق أصغر. حتى الآن ، لا يوجد شيء مثير للجدل.

لكن هل توقفت يومًا عن التفكير في * توزيع * الكائنات في كل فئة حسب الحجم أو سطوع السطح ، والآثار المترتبة على هذا التوزيع على اختيار فتحة التلسكوب؟

على سبيل المثال ، كم عدد كرات درب التبانة المرئية في 10 & quot مقارنة بـ 4 & quot؟ ماذا عن المجرات في 12 & quot مقابل 16 & quot مقابل 22 & quot؟ أتساءل عما إذا كنت ، عند نمذجة توزيع الأمثلة المرئية لكل فئة من فئات الهدف عن طريق السطوع ، ستجد أنه بالنسبة لفئات معينة هناك سطوع ونصوص فاصلة & quot ؛ بالنسبة لفئة معينة من الهدف ، قم بعمل فتحة أكبر & اقتسم & quot بمعنى أنه لا تُظهر عددًا جوهريًا للأعضاء الإضافيين لتلك الفئة؟

ما أتخيله هو استخدام برنامج المراقبة للقيام بحساب الكائنات إما من خلال الحجم أو سطوع السطح واستخدام أحد تطبيقات حساب حجم التلسكوب لتعيين فتحة التلسكوب لأرقام سطوع الكائن.

# 2 بيتليجوس

ما أتخيله هو استخدام برنامج المراقبة للقيام بحساب الكائنات إما من خلال الحجم أو سطوع السطح واستخدام أحد تطبيقات حساب التلسكوب لتحديد حجم التلسكوب لتعيين فتحة التلسكوب لأرقام سطوع الكائن.

حسنًا ، أولاً أعتقد أن هذا يجب أن يكون مؤشرًا على أن لديك فترة من ليالي المراقبة السيئة التي تطابقنا في جنوب أونتاريو.
لكن بجدية جيم بقدر ما قد يكون هذا مسعى مفيدًا ، فمجرد التفكير في العملية يجعل رأسي يدور.
على الرغم من أن الحجم مفيد للأزواج ربما لا يشبه كثيرًا الواقع عندما يتعلق الأمر بالأشياء الممتدة. لذلك عليك أن تسلك طريق سطوع السطح.
الآن عليك أن تحسب مساحة كل كائن فقط لنقطة البداية. لا أعرف ما إذا كان هناك مصدر لديه تلك المعلومات لمثل هذا العدد الكبير من الكائنات. ولكن ، إذا تمكنت من الحصول على هذه المعلومات ، فيمكن كتابة معادلة سطوع السطح في برنامج قصير للحصول على النتائج المرجوة. بعد ذلك ، سيتم تشغيل تطبيق الحجم المحدد لفتحات العدسة المختلفة ، ولكن لا يزال يتعين عليك تحديد درجة ظلام السماء لاستخدامها كمعيار من نوع ما.
ربما تكون هناك طريقة أفضل ولكن على الرغم من أن الكثيرين قد يهتمون بالنتائج ، إلا أنها تبدو مهمة ضخمة.

# 3 عدسات الصحراء

# 4 مايك بوكك

# 5 بيتليجوس

متفق عليه كما ذكرت أعلاه

لا يزال يتعين عليك تحديد درجة ظلام السماء لاستخدامها كمعيار من نوع ما.

على الرغم من أن معظم تقديرات الحجم المحددة لمناظير التلسكوب تستند إلى أفضل الظروف. لذلك أعتقد أنه لا يوجد سبب لعدم اتباع هذا المعيار.

# 6 جلينليدرو

إن وضع سطوع السطح معقد للغاية ، ويقتصر في البداية على السدم. تميل السدم الأكثر إشراقًا والأصغر فقط إلى تقدير بعض السطوع المتكامل. عدد كبير من الكائنات الخافتة لا تتوفر بها بيانات سطوع مرتبة. (بالنسبة لبعض الكائنات ، توجد بيانات حول سطوع السطح يمكن العثور عليها في الأدبيات ، غالبًا عند أطوال موجية محددة ، وربما فقط في نقاط منفصلة في الكائن.)

هناك مشكلة أخرى تتعلق بالسدم وهي تحديد سطوع مميز للسطح. بالنسبة للكائنات التي تظهر تنوعًا كبيرًا ، قد لا تكون هناك قيمة واحدة ذات صلة. على سبيل المثال ، فإن الكائن الخافت إلى حد كبير الذي يمتلك منطقة مركزة إلى حد ما من سطوع السطح العالي سيكون له متوسط ​​سطوع منخفض للسطح والذي لا يشير إلى وجود بت ساطع.

الشيء نفسه ينطبق على المجرات. كلما زادت تركيز المنطقة الأساسية ، زاد تعتيم متوسط ​​سطوع السطح بشكل غير واقعي ، على الأقل من وجهة نظر قياس الاكتشاف في سماء أكثر إشراقًا ، حيث يمكن للنواة اختراق التوهج.

يمكن إلى حد معقول التعامل مع العناقيد الكروية مثل المجرات.

بالنسبة للعناقيد المفتوحة ، فإن متوسط ​​سطوع السطح لا معنى له إلى حد كبير عندما يتم حل جزء من النجوم الأعضاء. أكثر من ذلك بالنسبة للمجموعات الخشنة ، وخاصة بالنسبة للعينات الأقرب.

قد تكون السدم الكوكبية أكثر الأجسام موثوقية فيما يتعلق بمتوسط ​​سطوع السطح ، ولكن هناك بالطبع بعض الاستثناءات.

بصرف النظر عن الخصائص الجوهرية التي تتحكم في توزيع السطوع داخل الكائنات ، هناك توزيعات مكانية يجب مراعاتها عند التجميع بواسطة السطوع المتكامل.

تتوزع المجرات - على نطاقات كبيرة - بشكل أكثر أو أقل تناسقًا في أفق الرؤية. ولذا يمكننا أن نتوقع توزيعًا للسطوع يتجه إلى أعداد متزايدة باستمرار بينما نتطلع إلى صناديق أكثر خفوتًا.

الكريات لها توزيع محدود للغاية ، تتمحور حول نواة المجرة وبكثافة فضاء متناقصة مع زيادة نصف قطر مركز المجرة. ولذا فإننا سنصل بسرعة إلى انخفاض في الأرقام مع اقترابنا من بعض حدود الضعف.

كائنات القرص مثل العناقيد المفتوحة والسدم (المرتبطة بتشكيل النجوم والجمعيات الشابة) تتأثر بشكل كبير بالانقراض بين النجوم. ستزداد أعدادهم مع المسافة بمعدل أقل إلى حد ما مما كان متوقعًا لزيادة حجم المساحة المأخوذة من العينات.

السدم الكوكبية لها توزيع قرص سميك ، والذي ، رغم معاناته من الانقراض بين النجوم ، لا يزال محدود المدى. يؤدي العاملان إلى معدل أصغر للزيادة في الأرقام مع المسافة مما يقترحه حجم المساحة المأخوذة.

كما نرى ، فقط بالنسبة للمجرات ، تستمر زيادة الفتحة إلى الحجم الكبير بشكل تعسفي في تحقيق الزيادة المتوقعة في الأعداد المكتشفة.

الكائنات الموجودة في المجرة والمرتبطة بها لا تقدم زيادات مستمرة في الأرقام بنفس الدرجة. في الواقع ، يمكن الاقتراب من الحدود أو الوصول إليها من خلال فتحات صغيرة إلى حد ما.

# 7 بيتلجويس

منشور لطيف جلين. كنت أعلم أنك ستكون فوق هذا كله. مليء بالمعلومات.

# 8 لي د

جيم ، لقد تساءلت عن نفس الشيء وأعتقد أنه سؤال عملي للغاية يمكننا أن نجد له بعض الإجابات الملموسة لبعض أنواع الأشياء ، وللبعض الآخر أقل واقعية ، والبعض الآخر علينا تقديره.

بالنسبة للنجوم ، لدينا كتالوجات احترافية بتفاصيل متفاوتة من أكثر من 20 مليون نجم إلى أكثر من مليار ، على ما أعتقد. لا أعتقد أن الرقم الدقيق هناك مهم للغاية ، حيث يوجد ، وفقًا لأشخاص يزعمون أنهم يعرفون مثل هذه الأشياء ، 100 مليار إلى 400 مليار نجم في مجرة ​​درب التبانة. لذلك من الواضح أننا هواة يمكن أن نرى المزيد من النجوم ولكن فقط من خلال الحفاظ عليها بفتحات متزايدة. سؤال واحد لدي حول ذلك ، حسنًا ، تبدأ بافتراض أن البقرة هي كرة مثالية. أعني بذلك أن هناك نجومًا منتشرة في جميع أنحاء الأرض لأبعد مما يمكننا رؤيته باستخدام أدوات & lt40 & quot بصريًا. لذا فإن الزيادة في عدد النجوم ستزداد جنبًا إلى جنب مع الفتحة (حتى ما يسمح به سطوع الغلاف الجوي والنظام الشمسي). لست متأكدًا ، على الرغم من ذلك ، أن هذا هو الحال ، لأننا في الجزء الأبيض من البيض المقلي الذي يمثل مجرة ​​درب التبانة. قد نستمر في رؤية النجوم على طول مستوى المجرة مع زيادة الفتحة ، ولكن في مرحلة ما ، يبدو لي أن الزيادة يجب أن تنخفض كلما ابتعدنا عن مستوى المجرة (عموديًا). لا أعرف ما إذا كان هذا الانسحاب يصبح مهمًا قبل الوصول إلى فتحة 40 & quot ، على الرغم من ذلك. لا أظن.

أعتقد أنه يجب أن تكون هناك قاعدة بيانات كبيرة للنجوم أو اثنتين يمكن للناس تجربتها. كل ما نحتاجه هو عدد النجوم عند السطوع. لا نحتاج إلى معرفة مدى بعدهم أو أي شيء آخر. (أوه ، نعم ، يمكننا أيضًا رؤية المزيد من النجوم الخافتة ، ولكن بشكل أساسي باستخدام الأشعة تحت الحمراء ، وأعتقد أن هذا خارج نطاق هذه المناقشة.) حتى لدى SkyTools Pro قاعدة بيانات ضخمة للنجوم قد تكون مناسبة لتشغيل بعض الإحصائيات البسيطة مقابل .

ينطبق نفس المنطق (والاختبار التجريبي) على المجموعات المفتوحة.

تختلف الكرات الكروية عن النجوم والعناقيد المفتوحة. نحن نعرف فقط أقل من 200 ، على ما أعتقد ، ونعرف مدى بعدهم ، وأنها موزعة بشكل مختلف عن الكائنات الأخرى. لقد رأت باربرا ويلسون تقريبًا جميع الموجات المعروفة في مجرة ​​درب التبانة يمكن الوصول إليها على الإطلاق بأطوال موجية بصرية ، أعتقد أن أصعبها أخيرًا ، في التوهج الغامض لمجرة درب التبانة ، باستخدام أدوات 20 & quot و 25 & quot و 30 & quot. مع 25 & quot و 30 & quot ، أكدت لمحات (تجنب الرؤية ، حافة الإدراك ، إلخ) لهذه الأشياء القليلة الماضية. ولكن من المحتمل أن يكون كل منهم موجودًا في مجرة ​​درب التبانة بأطوال موجية بصرية. ثم للعثور على المزيد ، عليك إلقاء نظرة على المجرات الكروية في المجرات القريبة ، ولا أعرف كم منها يمكن رؤيته بصريًا بفتحة متر أو أقل. سوف يسقط الطريق ، هذا أمر مؤكد. لذلك بالنسبة للكريات الكروية ، لدينا قاعدة مختلفة عن النجوم والعناقيد المفتوحة: 30 & quot ، والسماء الرائعة ، وقد فعلنا تقريبًا كل ما يمكننا فعله بصريًا. ولكن قبل ذلك الحين ، قد يكون هناك نوع من منحنى الرؤية ، اعتمادًا على التوزيع المحدد للعناقيد الكروية التي يمكننا رؤيتها ، وهذا يعني أن الزيادة في العدد القابل للاكتشاف لا تسير بالضبط مع مزيد من الإمساك بالضوء حتى علامة 30 & quot .

بالنسبة للسديم الكوكبي ، هذه قريبة جدًا مقارنة بالنجوم التي يمكننا رؤيتها ، فهي أغمق بكثير من النجوم الأكبر مع انتشار الضوء بشكل أكبر. يمكننا إلقاء نظرة على التوزيع ثلاثي الأبعاد لجميع الكواكب المعروفة لمعرفة كيفية انتشارها (إذا لم يتم ذلك بالفعل) ، لكنني أظن أنه سيكون لدينا نفس الحالة كما هو الحال مع النجوم ، ومع قدر أقل من عدم اليقين - سوف تصل إلى حد الفتحة 40 & quot / متر الذي فرضته على نفسي قبل أن يبدأ عدد الكواكب في الانخفاض. مرة أخرى ، قد يكون هناك بعض التفاعل مع الغلاف الجوي مما يحد مما يمكننا القيام به بصريًا من الأرض قبل أن نصل إلى 40 & quot ؛ ومع تقدمنا ​​بعيدًا ، تصبح الكواكب أكثر تشابهًا بالنقاط ، وربما تصبح صغيرة جدًا في الحجم الزاوي نظرًا لرؤيتنا من الأرض و ضعف. مرة أخرى ، يمكن للكتالوج الشامل الموجود بالفعل أن يقطع شوطًا طويلاً في الإجابة على السؤال.

منتشر السديم اللامع: مرة أخرى أعتقد أننا نفد من فتحة العدسة عند 40 & quot قبل أن نرى انخفاضًا في معدل الاكتساب ، لأننا نبقى ، مرة أخرى ، داخل مجرتنا درب التبانة ، نسبيًا ، في منطقتنا. يمكننا أن نرى بعض الميزات الكبيرة للغاية في المجرات القريبة ، لكن هذا العدد منخفض جدًا مقارنة بما يمكننا رؤيته محليًا ، وأعتقد أنه حتى في ذلك الوقت ، يبحث الهواة في مناطق كبيرة من مزيج الغاز والنجوم - لست متأكدًا مما لن أكون متأكدًا من أنه يمكنك الاتصال بهم بنفس الشيء الذي يعرفه جلين أو أي شخص آخر. مرة أخرى ، يمكننا استخدام الكتالوجات الموجودة للتحقق ، على الرغم من أنه كما يشير جلين ، ستكون هناك مشكلة في الحصول على أرقام سطوع كاملة وسطوع سطحي. على أي حال ، فإن عدد السديم اللامع سينخفض ​​كثيرًا بمجرد أن نلاحظ ما نستطيع ، على جانبنا من المجرة - لكن الأمر سيستغرق أكثر من 40 & quot ؛ حتى يحدث ذلك بصريًا.

المجرات ، كما نعلم من المحترفين ، يمكنك الاستمرار في تجاوز فتحة 1 متر ، أو فتحة 5 أمتار ، وما زلت ترسم المجرات بمعدل مناسب. ما قد يكون مثيرًا للاهتمام هو عدم النظر إلى حالة 1 متر ، لأننا نعلم أنه يمكننا العثور على المزيد بفتحة تتجاوز ذلك ، ولكن أيضًا في توزيع المجرات في كتالوجات يمكن اكتشافها تحت 40 & quot فتحة العدسة. قد يكون هناك بعض التكتلات المحلية في سكان المجرات مما يعني بعض الزيادة في الفتحة 8 & quot-12 & quot، 12 & quot-18 & quot ، أيا كان ، يعني أكثر أو أقل إلى حد ما من الرياضيات الأساسية لتوسيع الحجم مقابل الفتحة المتزايدة التي يمكن أن نقول أنها متوفرة. مرة أخرى ، المجرات هي أجسام ممتدة ، ويمكننا استخدام المزيد من قياسات السطوع.

كان هناك مشروع ، على ما أعتقد ، ناجحًا إلى حد ما ، حيث كانت التصنيفات المجرية من مصادر جماعية - مثل SETI @ home. أتساءل عما إذا كان يمكن إنشاء مشروع مماثل للمساعدة في سد الفجوات في السطوع الكلي والسطوع للأجسام الممتدة.

أرغب حقًا في عرض الأرقام المتاحة بسهولة لتقريب ما هي الحقيقة على أرض الواقع ، لأنني أعتقد أنه لا يتعين علينا مجرد وضع نظريات حول ما تطلبه. حتى ذلك الحين ، فإن تفكيري هو أن النوع الوحيد من الأشياء الذي ستصل فيه إلى حد قبل القطع الذي فرضته ذاتيًا للهواة عند فتحة 1 متر هو مجموعات كروية ، في حوالي 25 & quot-30 & quot. وحتى بالنسبة للكرة الأرضية ، فإنها ستبدو أفضل ، تحت أفضل السماوات ، في 40 & quot من 25 & quot.

# 9 جلين ليدرو

فكرة لي عن حشد المصادر لمشروع للحصول على تقديرات سطوع السطح المرئي للسدم فكرة جيدة للغاية. واحد يمر من خلال عقلي الخاص في بعض الأحيان أيضًا. ها هي الطريقة.

المراقب لديه مقياس ضوء ، مثل SQM-L (نموذج FOV أضيق). يُرصد السديم ، ويُقدَّر مدى سطوع السديم مقارنة بالسماء المحيطة به. يتم قياس رقعة السماء التمثيلية بالمتر ، بالطريقة المعتادة ، مع تجنب الأجزاء الأكثر إشراقًا على الأقل من نطاق درب التبانة (حيث توجد معظم السدم).

يُطرح تقدير نسبة السطوع وهج السماء ، من أجل تحديد سطوع السطح الجوهري للكائن. تذكر أننا نرى دائمًا كائنًا ممتدًا * من خلال * توهج السماء ، مما يضيف إلى الكائن.

على سبيل المثال ، لنفترض أن لدينا سديمًا (من SB المعروف) وسماء كلاهما به SB = 20 MPSAS. أضاف السديم إليه المساهمة المتساوية من السماء ، مما يجعل السديم يظهر بضعف سطوع السماء نفسها. هذا يعادل 0.75 درجة ، وبالتالي فإن السديم الجوهري 20 MPSAS الذي شوهد من خلال سماء نفس 20 MPSAS يبدو أنه 19.25 MPSAS (راجع 20 - 0.75 = 19.25).

سيكون الحصول على هذا المرجع الوحيد لسطوع السطح المميز خطوة أولى جيدة جدًا! تفتقر معظم السدم حتى إلى هذه الكمية الأساسية.

بيانات إضافية قد تكون مفيدة للغاية:

- الأبعاد (أو القطر المميز) للمدى المرئي المستخدم لتقدير SB. هذا يسمح لحساب حجم متكامل.

- تقدير SB للجزء الأكثر سطوعًا وحجمًا مميزًا له.

- أبعاد المدى المرئي * الأقصى *. هذا يسمح بتحديد موقع متساوي لـ SB بالنسبة إلى السماء SB. على سبيل المثال ، إذا كان المراقب يعرف أنه يمكنه فقط اكتشاف جسم ما عندما يكون SB الجوهري الخاص به أضعف بمقدار 3 ماج من السماء الحالية SB ، والأخير هو 21.4 ، فإنه يعرف مدى 21.4 + 3 = 24.4 ماج متساوي.

ثم من خلال المقارنة بالصور (يفضل أن يتم التقاطها بنظام لا يختلف ممر نطاقه اختلافًا كبيرًا عن العين البشرية) ، يمكن استخدام هذه التقديرات كعوامل إيمانية لـ "معايرة" الصورة ، إذا جاز التعبير ، والتي تسمح معًا بمزيد من التنقيح للصورة الكاملة كائن SB.

كلما زاد عدد الأشخاص الذين يساهمون في اتخاذ تدابير لكائن معين ، زادت موثوقية النتيجة إحصائيًا.

# 10 جون إسحاق

كما نرى ، فقط بالنسبة للمجرات ، تستمر زيادة الفتحة إلى الحجم الكبير بشكل تعسفي في تحقيق الزيادة المتوقعة في الأعداد المكتشفة.

أنا متأكد من أنك تدرك ذلك أكثر ولكن هذه الحكاية الصغيرة التي حدثت لي أثناء قراءة رسالتك:

أعتقد أن لدي هذا الحق:

لا يتغير سطوع سطح الكائن الممتد مع المسافة ، يتغير الكائن فقط في الحجم. بالإضافة إلى ذلك ، لا يؤدي التلسكوب إلى زيادة سطوع سطح كائن ما ، بل يتم تكبيره فقط. التلسكوب الأكبر لا يجعل المجرات أكثر إشراقًا ، بل يجعلها أكبر فقط ، مما يجعل اكتشافها أسهل بالعين.

لذلك ، نظرًا لأن التلسكوب الأكبر يجعل المجرات الصغيرة أكبر ، فإن هذا يترجم إلى رؤية أعمق. هذا هو المكان الذي يصعب علي التفكير فيه.

افترض وجود تلميذ خروج مثالي لاكتشاف المجرة المثالية وافترض توزيعًا منتظمًا. ثم.

فتحة التلسكوب ، المستخدمة بصريًا ، تترجم مباشرة إلى مسافة ، ضعف الفتحة تعني أن الكائن أكبر بمرتين ويمكن رؤية هذا الجسم نفسه على ضعف المسافة.

في نفس بؤبؤ المخرج الأمثل ، يكون عرض المجال الزاوي للنطاق الذي يحتوي على ضعف الفتحة هو نصف النطاق الأصغر ، لذلك ينظر المرء إلى 1/4 مساحة السطح. (افترض نفس عدسة AFoV)

القطعة الأخيرة من اللغز ، إذا رأى المرء ضعف المسافة ، فإن الحجم الذي يمكن ملاحظته هو مكعب المسافة ، لذا أصبح لدى المرء الآن 8 أضعاف الحجم الذي يجب ملاحظته ، وبالتالي هناك 8 أضعاف عدد المجرات في متناول اليد.

8 أضعاف عدد المجرات في 1/4 مجال الرؤية ، وهذا يعني أنه من خلال مضاعفة الفتحة ، فإنك تضاعف عدد المجرات في قابل للاكتشاف ، في المتوسط ​​، في مجال الرؤية عند هذا التلميذ المخرج الأمثل.

إن متوسط ​​عدد المجرات التي يمكن اكتشافها في مجال رؤية معين خطي مع فتحة هي نتيجة رائعة ومتسقة مع تجربتي. عند التبديل من قياس 12.5 بوصة إلى 25 بوصة ، يبدو أن المجرات تظهر في كل مكان.

هذا تحليل بسيط ولكن إذا افترض المرء توزيعًا متجانسًا ليس فقط مع المسافة ولكن مع الحجم (أو أي خاصية أخرى) أيضًا ، أعتقد أنه يمكن للمرء أن يظهر لكل حجم / فئة من الكائنات أن نفس العلاقة صحيحة.

فقط أفعل القليل من التفكير.

# 11 csrlice12

# 12 جون إسحاق

كل هذا يعتمد على الفرضية التي نعتقد أنه يمكننا رؤيتها كل ما هو موجود لنرى أنه لا يوجد شيء خارج ما أظهرته لنا التكنولوجيا الحالية. لقد أظهر التاريخ أنها نظرية يساء إثباتها في كثير من الأحيان. ربما لا يمكننا رؤية ما يكفي بعد.

تصل تلسكوبات التصوير العلمي الكبيرة إلى ما هو أبعد مما قد يراه أي تلسكوب هواة ، لذا أعتقد أن توزيع المجرات على مسافات يمكن الوصول إليها باستخدام تلسكوب هواة راسخ.

# 13 واد ج

# 14 لي د

أقوم بإجراء التجربة الآن باستخدام ST3 (Std). يصبح ST3 بطيئًا إلى حد ما عندما تطلب منه وضع قائمة النجوم بالكامل في قائمة المراقبة.

ربما كان يجب أن أبدأ بنوع آخر من الكائنات أولاً.

# 15 جلين درو

جون ،
حجم الفضاء الذي تم أخذ عينات منه هو مخروط وليس أسطوانة. وهكذا يزداد الحجم خطيًا مع الفتحة ، عندما يظل التلميذ الخارج و AFoV ثابتًا. إليكم السبب ، على سبيل المثال.

نضاعف الفتحة. أفق المسافة لدينا يتضاعف. تم تخفيض TFoV إلى النصف. لذلك ، الحجم * المادي * لقاعدة المخروط (تحديد أفق الرؤية) هو نفسه (ويظل بالفعل كما هو بالنسبة لجميع الفتحات عند التركيز البؤري التلقائي التلقائي الثابت.) وبالتالي فإن حجم جميع الأقماع لجميع مقاييس الفتحات فقط مثل الارتفاع من تلك المخاريط. حجم مقاييس مساحة العينة مثل الفتحة. ضاعف الفتحة ، ضاعف الحجم.

النتيجة: عند بؤبؤ المخرج الثابت و AFoV ، فإن متوسط ​​عدد المجرات لكل مجال يتناسب مع الفتحة. ضاعف الفتحة وعدد المجرات يتضاعف.

لإجراء طعنة أولية * أولية * للتحقق من ذلك ، يمكن للمرء أن يحسب المجرات إلى حدود حجم معين في PGC ، مع اتباع نهج كل السماء للحصول على إحصاءات أفضل. أقول "خام" لأننا ببساطة نجمع جميع الأنواع معًا سطوعًا عاليًا للسطح ومنخفضًا ، كبيرًا وصغيرًا ماديًا. ونأخذ المقدار المتكامل ليكون بديلاً عن المسافة.

هل مضاعفة الحجم ضعف العدد تقريبًا؟ تحدث مضاعفة الحجم بزيادة المسافة بمقدار 1.26 ، وهو ما يعادل 0.25 حجمًا. بدءًا من ، على سبيل المثال ، 12 مترًا (لا نحتاج إلى تشريح المناطق المجاورة ، بسبب الإحصائيات السيئة الخارجة) ، قم بعد كل المجرات حتى حد الحجم المختار ، بخطوات 0.25 متر. هل الأرقام ، لنقل ، 16.25 م تضاعف العد إلى 16.0؟

أو مجرد عد المجرات على 0.25m حاوية ، حيث يكون التوقع للأرقام الثابتة في كل سلة.

يوفر PGC أيضًا بيانات عن المسافة كسرعة ارتدادية يمكن أن تكون وسيلة أخرى للنهج.

# 16 جون إسحاق

جون ،
حجم الفضاء الذي تم أخذ عينات منه هو مخروط وليس أسطوانة. وهكذا يزداد الحجم خطيًا مع الفتحة ، عندما يظل التلميذ الخارج و AFoV ثابتًا. إليكم السبب ، على سبيل المثال.

نضاعف الفتحة. أفق المسافة لدينا يتضاعف. تم تخفيض TFoV إلى النصف. لذلك ، الحجم * المادي * لقاعدة المخروط (تحديد أفق الرؤية) هو نفسه (ويظل بالفعل كما هو بالنسبة لجميع الفتحات عند التركيز البؤري التلقائي التلقائي الثابت.) وبالتالي فإن حجم جميع الأقماع لجميع مقاييس الفتحات فقط مثل الارتفاع من تلك المخاريط. حجم مقاييس مساحة العينة مثل الفتحة. ضاعف الفتحة ، ضاعف الحجم.

النتيجة: عند بؤبؤ المخرج الثابت و AFoV ، فإن متوسط ​​عدد المجرات لكل مجال يتناسب مع الفتحة. ضاعف الفتحة وعدد المجرات يتضاعف.

هذه هي نفس النتيجة التي حصلت عليها ، لقد أجريت العملية الحسابية بشكل مختلف قليلاً.

نظرت أولاً إلى حجم الكرة ، فمضاعفة نصف القطر يزيد الحجم بمعامل 8. وهكذا تزداد كثافة المساحة الزاويّة للمجرات (المجرات لكل درجة مربعة) بمعامل 8.

ثم قلت إن مضاعفة الفتحة ستقلل مجال الرؤية بمعامل 2 ، المساحة لكل عرض بمعامل 4.

مع 8 أضعاف عدد المجرات لكل وحدة & quotarea & quot و 1/4 المساحة لكل مجال رؤية ، يتضاعف متوسط ​​عدد المجرات لكل مجال رؤية. نفس النتيجة لك. متوسط ​​عدد المجرات يتناسب مع الفتحة.

كل هذا حدث لي عندما كنت أرد على المنشور الأصلي ، لذا فقد كان غير منظم إلى حد ما لأنني كنت أعمل عليه كما كتبت.

التحقق: أستخدم النهج التجريبي. انظر حولك مع 12.5 بوصة في إحدى الليالي ، و 16 بوصة في ليلة أخرى ، و 25 بوصة في ليلة أخرى. أنا لا أكتب أي شيء ولكني بالتأكيد أستمتع بفعل ذلك.

# 17 سوبتيكال

جون ،
حجم الفضاء الذي تم أخذ عينات منه هو مخروط وليس أسطوانة. وهكذا يزداد الحجم خطيًا مع الفتحة ، عندما يظل التلميذ الخارج و AFoV ثابتًا. إليكم السبب ، على سبيل المثال.

نضاعف الفتحة. أفق المسافة لدينا يتضاعف. تم تخفيض TFoV إلى النصف. لذلك ، الحجم * المادي * لقاعدة المخروط (تحديد أفق الرؤية) هو نفسه (ويظل بالفعل كما هو بالنسبة لجميع الفتحات عند التركيز البؤري التلقائي التلقائي الثابت.) وبالتالي فإن حجم جميع الأقماع لجميع مقاييس الفتحات فقط مثل الارتفاع من تلك المخاريط. حجم مقاييس مساحة العينة مثل الفتحة. ضاعف الفتحة ، ضاعف الحجم.

النتيجة: عند بؤبؤ المخرج الثابت و AFoV ، فإن متوسط ​​عدد المجرات لكل مجال يتناسب مع الفتحة. ضاعف الفتحة وعدد المجرات يتضاعف.

هذه هي نفس النتيجة التي حصلت عليها ، لقد أجريت العملية الحسابية بشكل مختلف قليلاً.

نظرت أولاً إلى حجم الكرة ، فمضاعفة نصف القطر يزيد الحجم بمعامل 8. وهكذا تزداد كثافة المساحة الزاويّة للمجرات (المجرات لكل درجة مربعة) بمعامل 8.

ثم قلت إن مضاعفة فتحة العدسة ستقلل مجال الرؤية بمعامل 2 ، المساحة لكل عرض بمعامل 4.

مع وجود 8 أضعاف عدد المجرات لكل وحدة "مساحة" و 1/4 المساحة لكل مجال رؤية ، يتضاعف متوسط ​​عدد المجرات لكل مجال رؤية. نفس النتيجة لك. متوسط ​​عدد المجرات يتناسب مع الفتحة.

كل هذا حدث لي عندما كنت أرد على المنشور الأصلي ، لذا كان غير منظم إلى حد ما لأنني كنت أعمل عليه كما كتبت.

التحقق: أستخدم النهج التجريبي. انظر حولك مع 12.5 بوصة في إحدى الليالي ، و 16 بوصة في ليلة أخرى ، و 25 بوصة في ليلة أخرى. أنا لا أكتب أي شيء ولكني بالتأكيد أستمتع بفعل ذلك.

+1. إذا تم إصلاح التكبير لكل من 12.5 "و 25" ، فإن الفتحة الأكبر ستظهر نفس المنطقة من السماء ، وبالتالي تصل إلى ضعف المسافة ، (في العالم المثالي) ، وبالتالي تكشف 8 أضعاف الكائنات ، من حجم 8x للمخروط المكاني (بافتراض التوزيع المنتظم للأشياء في أي حجم مكاني معين).

# 18 جون إسحاق

+1. إذا تم إصلاح التكبير لكل من 12.5 & quot و 25 & quot ، فإن الفتحة الأكبر ستظهر نفس المنطقة من السماء وبالتالي تصل إلى ضعف المسافة (في العالم المثالي) ، وبالتالي تكشف 8x الكائنات ، من حجم 8x للمخروط المكاني وبالتالي (بافتراض التوزيع المنتظم للأشياء في أي حجم مكاني معين).

كل هذا يدور حول الأسباب التي تجعل التلسكوب يسمح لنا برؤية الأشياء التي لا نستطيع رؤيتها بالعين المجردة ولماذا يسمح لنا التلسكوب الأكبر برؤية الأشياء غير المرئية في التلسكوب الأصغر.

من الأمور الأساسية لهذا هو إدراك أن التلسكوب لا يزيد من سطوع السطح لجسم ممتد ، بل إنه يكبّره ، كما أن التكبير هو الذي يسمح للشخص برؤية المزيد من المجرات لأنه يمكنك رؤية مجرات أصغر. من المهم أيضًا حقيقة أن المسافة إلى كائن ممتد لا تغير سطوع سطحه ، بل الحجم فقط.

السبب في أن النطاق الأكبر يصل إلى أبعد من ذلك هو أن كائنات العتبة التي يتم عرضها عند السطوع المحدد / تلميذ الخروج الأمثل تكون أكبر في الحجم بسبب التكبير الأكبر الذي يوفره النطاق الأكبر. ترى ضعف المسافة لأنه يمكنك رؤية مجرات نصف الحجم. للقيام بذلك ، يتطلب ضعف التكبير.

تخيل مجرة ​​صغيرة في حدود الكشف في 12.5 بوصة في أفضل الظروف الممكنة. لقد قمت بتحسين حدقة الخروج / التكبير وبالكاد يمكن اكتشافها.

الآن تقوم بتحريك تلك المجرة بطريقة سحرية بحيث تكون بعيدة بمقدار الضعف .. أو تجد مجرة ​​متطابقة تبعد ضعف المسافة. الآن هو نصف الحجم ولكن بخلاف ذلك فهو متطابق بما في ذلك سطوع السطح.

الآن تبحث عنه في تلسكوب 25 بوصة. سيكون عند حد 25 بوصة ولاكتشافه ، ستحتاج إلى استخدام نفس بؤبؤ العين وبالتالي ضعف التكبير كما فعلت مع 12.5 بوصة.

سيؤدي القيام بذلك إلى جعل هذه المجرة تبدو تمامًا كما كانت في مقاس 12.5 بوصة ، بنفس الحجم والسطوع. نظرًا لأنه كان بالكاد يمكن اكتشافه في 12.5 بوصة ، فسيكون بالكاد يمكن اكتشافه في 25 بوصة.

يتم مضاعفة التكبير ، يتم تقليل مجال الرؤية إلى النصف ، والمساحة التي يتم عرضها هي ربع الـ 12.5 بوصة.

# 19 جلين درو

# 20 FirstSight

تحتوي كل مجموعة كروية على عتبتين مختلفتين للغاية من عتبات الرؤية الحرجة:
1) رؤية الكتلة ككائن مجمع
2) رؤية النجوم الفردية داخل GC.

على سبيل المثال ، إن المنكسر 4 "NP-101 قادر على رؤية الكل ماعدا خافت GCs في منطقة درب التبانة الصيفية من خلال القوس ، العقرب ، Ophiuchus ، إلخ. لقد كنت أستكشف هذه المنطقة الليلة الماضية في NP-101 الخاص بي من سطح منزلي سطح السفينة على الشاطئ. بالطبع ، سيكون عاكس 12 بوصة (لو كان معي الليلة الماضية) قادرًا على رؤية بعض GCs الخافتة التي تقل عن عتبة الكشف في NP-101. ومع ذلك ، فإن عدد GCs الخافتة الإضافية التي يمكن اكتشافها في هذه المنطقة في 12 "لا تقترب كثيرًا مما قد توحي به نسبة الفتحة 9: 1 تقريبًا.

ومع ذلك ، فإن 4 "NP-101 غير قادر تمامًا تقريبًا على القيام به هو حل أي نجوم فردية في GS. نعم ، يقترب NP-101 بشكل مذهل مع حفنة من ألمع GCs مثل M13 ، مما يجعلها تبدو مكونة من حبيبات متوهجة دقيقة للغاية الغبار بدلاً من الكرات الضوئية الخالية تمامًا من الملامح ، ولكن النجوم الفردية في GCs هي ببساطة أقل من عتبة الحجم حيث تتحلل حقًا إلى كيانات منفصلة. يسهّل MY 12 "REFLECTOR OTOH عرض عدد قليل جدًا من النجوم الفردية داخل الكل ما عدا خافت GCs ، وأكثر إشراقًا عبر القلب ، والأقل سطوعًا حول الحواف.

SO: تعتمد رؤية GC عن طريق الفتحة على ما إذا كانت معاييرك تكتشف الكائن نفسه ، مقابل درجة القدرة على حل العديد من GCs إلى نجوم فردية.

# 21 جون إسحاق

جون ، هذا المنشور الأخير لك يشبه إلى حد كبير بعض الأشياء التي كنت أقوم بإطلاقها في سلسلة رسائل في منتدى العاكس إنها مخيفة.

لم أتابع هذا الموضوع ، لقد ذكرت تجربتي وتركتها عند هذا الحد. سأضطر إلى التحقق من ذلك.

# 22 ستارمان 1

أفكر نوعًا ما بصوت عالٍ ، وقد أجد صعوبة في التعبير عما أقوم به في عقلي. ولكن هنا يذهب.

هناك عدة فئات من الأهداف السماوية نلاحظها بصريًا. هناك مجرات وعناقيد وسدم ونجوم مزدوجة وكواكب وغيرها. يختلف الحجم المرئي و / أو سطوع السطح (أكثر من ذلك في دقيقة واحدة) للكائنات في كل فئة. تتمثل إحدى نتائج ذلك في أنه بالنسبة للعديد من فئات الكائنات ، سيكون هناك عدد أكبر من الأمثلة التي يمكن رؤيتها في نطاق فتحة أكبر مما هو موجود في نطاق أصغر. حتى الآن ، لا يوجد شيء مثير للجدل.

لكن هل توقفت يومًا عن التفكير في * توزيع * الكائنات في كل فئة حسب الحجم أو سطوع السطح ، والآثار المترتبة على هذا التوزيع على اختيار فتحة التلسكوب؟

على سبيل المثال ، كم عدد كرات درب التبانة المرئية في 10 & quot مقارنة بـ 4 & quot؟ ماذا عن المجرات في 12 & quot مقابل 16 & quot مقابل 22 & quot؟ أتساءل عما إذا كنت ، عند نمذجة توزيع الأمثلة المرئية لكل فئة من فئات الهدف عن طريق السطوع ، ستجد أنه بالنسبة لفئات معينة ، هناك سطوع ونقاط قصوى & quot ؛ بالنسبة لفئة معينة من الهدف ، قم بعمل فتحة أكبر & اقتسم & quot بمعنى أنه لا تظهر عددًا ماديًا للأعضاء الإضافيين لتلك الفئة؟

ما أتخيله هو استخدام برنامج المراقبة للقيام بحساب الكائنات إما من خلال الحجم أو سطوع السطح واستخدام أحد تطبيقات حساب التلسكوب لتحديد حجم التلسكوب لتعيين فتحة التلسكوب لأرقام سطوع الكائن.

بعض الأشياء تحدث من أعلى رأسي:
1) هذا موجه بشدة نحو سطوع السماء. في سماء مظلمة حقًا ، كنت أقدر أن أكثر من 15000 DSOs مرئية في 8 & quot وأكثر من 30.000 في 12.5 & quot. لذا فإن الفتحة المتواضعة قادرة على منحك عمرًا من الأشياء التي يجب مراقبتها.

2) لقد بدأت حقًا في تحقيق الأعماق باستخدام 12.5 & quot - من الخلايا الزجاجية التي تصل إلى 500 مليون سنة ضوئية وحوالي 15 درجة بصريًا. في الظروف اللائقة ، يمكنني تحديد معظم هذا الحجم حول هذا الحجم [هذا إجمالي الحجم المتكامل. عند هذه المسافة ، تظهر معظم المجرات صغيرة جدًا ولا تنطبق حسابات سطوع السطح جيدًا على الرؤية بسبب اختلاف تدرجات السطوع والأحجام الكلية الصغيرة.]

3) يزداد عدد المجرات بشكل كبير بين الفتحات المذكورة ، مع ظهور آلاف المجرات في كل فتحة. حيث يمكن لـ 8 & quot؛ رؤية كل عناقيد النجوم والكواكب وجميع الكواكب وصولاً إلى الحجم النجمي ، فإن الزيادة الهائلة في الكائنات المرئية مع زيادة النطاقات تكون في المجرات. في سماء جيدة ، كل مجرة ​​في RC3 تكون مرئية في نطاق 12-15 & quot (أعتقد حوالي 12000) ثم بعضها. لقد بدأت في تسجيل عدد قليل جدًا من مجرات UGC و ESO و PGC ، الآن ، في 12.5 & quot (3 من 4 في سلسلة Burbidge ، على سبيل المثال) ولم أتعمق كثيرًا في VIR / COM / CVN / UMA ، على الرغم من وجود آلاف المجرات هناك.

4) من غير المحتمل أن يُظهر رسم خرائط المجرات من حيث الحجم أي شيء بخلاف الزيادة الأسية في الفتحات التي يستخدمها معظم الهواة ، والتي تتعلق فقط بمجال الكون المرئي.
ستُظهر أدوات المرصد الكبيرة حقًا تكميمًا للتوزيعات عن طريق المسافة ، مما يشير إلى العناقيد والعناقيد الفائقة ، ولكن بالنسبة لنا نحن مجرد بشر بنطاقات متوسطة ، فمن المؤكد أن كل بوصة من الفتحة ستكشف عن آلاف أخرى.

5) ما هي الحدود الحقيقية ، لا أعرف. بدأ Gottlieb في الوصول إلى الأشياء على بعد مليار سنة ضوئية في 18 & quot ؛ وبدأت في النظر إلى 500 مليون عنصر في السنة الضوئية في 12.5 & quot. أتردد في التكهن بمدى عمق شخص مثل Lowrey مع 48 & quot في أحلك سماء الولايات المتحدة.

6) بعد الحجم 16 ، تكون المقادير المحسوبة للعديد من الأشياء خاطئة تمامًا. لقد رأيت الكواكب ذات الحجم السادس عشر في 8 & quot ، لكنني واجهت صعوبة مع نفس حجم المجرة الجليدية في 12.5 & quot. أعتقد أن هناك أسبابًا كثيرة لذلك. أ) لا يحتاج المحترفون إلى معلومات حول السطوع البصري ، فقط التصوير الفوتوغرافي. بالإضافة إلى ذلك ، سيحددون أرقامًا دقيقة في دراساتهم للأشياء. ب) غالبًا ما تكون الدراسات المهنية في نطاقات أطوال موجية منفصلة ، لذا فإن الحجم ليس شيئًا مهمًا بشكل خاص. ج) معظم الهواة لا يحاولون البحث عن أشياء باهتة ، لذلك هناك القليل من الحافز لمحاولة إنشاء قاعدة بيانات كبيرة بأحجام بصرية دقيقة للقلة الذين يحاولون ذلك. د) قواعد البيانات الكبيرة مثل NED و SIMBAD وغيرها تذهب أبعد من ذلك ما هو مرئي في آلات الهواة. توجد أخطاء في الحجم ولكن هناك حافزًا ضئيلًا لتصحيحها جميعًا بسبب العوامل الأخرى. هـ) توجد حسابات لتحويل مقادير B إلى مقادير V ، وعلى الرغم من أن هذه الآلات الحاسبة لا تصف حقًا رؤية الكائنات ، إلا أنها موجودة إذا كنت بحاجة إلى التقييم المرئي. و) لا تصف المقادير رؤية المجرة. تخيل مجرتين ذات شكل دائري 1 'عرضًا ، بحجم 16 ، - إحداهما بها نواة لامعة ، والأخرى لا تحتوي على نواة. مع تلك التي تحتوي على نواة لامعة ، ستراها بسهولة ، لكن قد تكون بقية المجرة باهتة جدًا بحيث لا يمكنك رؤيتها. من ناحية أخرى ، لديك فرصة جيدة لرؤية كل ذلك لأنه سيكون لديه متوسط ​​سطوع سطح أكثر إشراقًا في أجزائه الخافتة. كلاهما لهما نفس الحجم المتكامل الكلي وكلاهما لهما نفس سطوع السطح المحسوب. ومع ذلك ، فإنها لن تكون مرئية على قدم المساواة.

7) هناك حوالي 150 كرة كروية ، وحوالي 5500 عناقيد نجمية مفتوحة ، وبضع مئات من السدم الساطعة بما يكفي لأدوات الهواة المستخدمة بصريًا ، وبضعة آلاف من الكواكب (إلا إذا كنت تستمتع حقًا بـ 2 & quot من القوس والقصور & quot) وكل الباقي عبارة عن مجرات.

8) حاسبات الحد من الحجم تنطبق فقط على الأجسام ذات الحجم النجمي. قد أتجاوز قوته 17 درجة مع النجوم ، لكنني لن أرى بأي حال من الأحوال 17 مجرة ​​على مقياس ريختر. لا توجد آلة حاسبة ، وليس من المحتمل وجودها ، تكشف مدى العمق الذي يمكنك رؤيته على الكائنات الممتدة. هناك الكثير من المتغيرات. قبل بضع سنوات ، قامت بعض الخيوط هنا على CN بتجزئة فكرة إنشاء & quot؛ فهرس قابلية & quot للتلسكوبات ، وتوصلنا إلى نتيجة نهائية مفادها أن البيانات المتوفرة لدينا غير ممكنة. يحتوي RC3 على رقم لألمع بضعة آلاف من المجرات التي تحسب متوسط ​​سطوع السطح لألمع 50٪ فقط من المجرات (يتوافق جيدًا إلى حد ما مع ما نراه في النطاق) ، لكن ترتيب هذه الأرقام يشير إلى بعض المجرات التي نعرفها يصعب رؤيتها على أنها أكثر إشراقًا مما نعرف أنه سهل (على سبيل المثال: هل M31 أو M32 أسهل في الرؤية؟ M32 في الواقع أكثر إشراقًا ، لكن.)

9) على الرغم من وجود حد للمقدار يمكن حسابه باستخدام الآلات الحاسبة ، إلا أنه يوجد نطاق 5 مقادير تقريبًا في النتائج عن طريق تغيير معلمات الإدخال. إذا كان هناك اختلاف كبير في النتائج على الحدود النجمية للنطاقات ، فكيف يمكنك وضع رقم دقيق على الحد النهائي لأي فتحة للنطاق؟ تقترح الآلات الحاسبة المستوحاة من Schaefer أنني يجب أن أرى بقوة 17.9 في 12.5 & quot إذا كان كل شيء مثاليًا. لقد رأيت ما يزيد قليلاً عن 17.1 في مناسبات قليلة ، لكن المنظر كان عابرًا وصعبًا للغاية. ما هو الرقم الذي سأستخدمه كحد أقصى لـ 12.5 & quot في تحديد العمق الذي يمكنني الوصول إليه؟ النظري ، أم الفعلي ، أم الحجم 15-16 الذي أراه في كثير من الأحيان مقتبسًا في المجلات؟

إذا كنت تقوم بإنشاء قائمة مراقبة لنفسك ، فلن تعرف مدى العمق الذي يمكنك الوصول إليه حتى تحاول رؤية أشياء أضعف مما كنت قد رأيته سابقًا. سأبدأ بمشاهدة كل كائن في قاعدة بيانات Saguaro Astronomy Club ، ثم أكمل مع جميع المجموعات في كتاب Archinal & amp Hynes أو كتاب Planetaries in Hynes 1991 واستمر في المجرات في Steinecke وكتاب Jakiel لعام 2007. بعد ذلك ، RC3 بالكامل وأبعد. سيتعين عليك العيش لفترة طويلة أو مراقبة الكثير من الساعات لرؤية ما يقرب من كل شيء مرئي في نطاقك. ولكن ، بالنسبة للمبتدئين ، قم بتعيين حد DSO عند 16 في برنامج الكمبيوتر الخاص بك وشاهد ما توصلت إليه. سوف تستغرق مراقبة كل هذه الأشياء سنوات عديدة.
عندما كان لدي 8 & quot ، تخيلت رؤية كل شيء ممكن في 8 & quot. مع 12.5 & quot ، لقد تخليت عن ذلك كمهمة أحمق. إذا كان لدي 16 & quot ، فلن أحاول حتى إعداد قائمة. سأفترض أنه سيكون مرئيًا وأبحث عنه.


محتويات

يساهم الضوء المستخدم لجميع الأغراض في البيئة الخارجية في توهج السماء ، من خلال جوانب يمكن تجنبها في بعض الأحيان مثل ضعف تدريع التركيبات ، ومن خلال الجوانب التي لا يمكن تجنبها جزئيًا على الأقل مثل اللافتات غير المحمية والانعكاس من الأسطح المضاءة عمدًا. ثم ينتشر بعض هذا الضوء في الغلاف الجوي عائدًا نحو الأرض بواسطة الجزيئات والهباء الجوي (انظر § الآلية) ، و (إن وجدت) السحب ، مسببة توهج السماء.

تشير الأبحاث إلى أنه عند النظر إليها من مكان قريب ، فإن حوالي نصف الوهج السماوي ينشأ من انبعاثات صاعدة مباشرة ، ونصفها من انعكاس ، على الرغم من أن النسبة تختلف اعتمادًا على تفاصيل تركيبات الإضاءة والاستخدام ، ومسافة نقطة المراقبة من مصدر الضوء. [4] [5] في معظم المجتمعات ، يبلغ متوسط ​​الانبعاث التصاعدي المباشر حوالي 10-15٪. [4] تقلل الإضاءة المحمية بالكامل (مع عدم انبعاث ضوء مباشر للأعلى) توهج السماء بمقدار النصف تقريبًا عند النظر إليها في مكان قريب ، ولكن بعوامل أكبر بكثير عند النظر إليها من مسافة بعيدة.

يتضخم توهج السماء بشكل كبير بسبب وجود الثلج ، وداخل المناطق الحضرية وبالقرب منها عند وجود السحب. [6] في المناطق النائية ، يضيء الثلج السماء ، لكن السحب تجعل السماء أغمق.

هناك نوعان من تشتت الضوء الذي يؤدي إلى وهج السماء: تشتت من جزيئات مثل N2 و O2 (يسمى تشتت رايلي) ، وذلك من الهباء الجوي ، الذي وصفته نظرية مي. يكون تشتت رايلي أقوى بكثير بالنسبة للضوء ذي الطول الموجي القصير (الأزرق) ، بينما يكون تشتت الهباء الجوي أقل تأثراً بطول الموجة. يجعل نثر رايلي السماء تظهر باللون الأزرق في النهار ، فكلما زاد عدد الهباء الجوي ، كلما قلت درجة اللون الأزرق أو البياض. في العديد من المناطق ، وخاصة في المناطق الحضرية ، يسود نثر الهباء الجوي ، بسبب الحمل الثقيل للهباء الجوي الناجم عن النشاط الصناعي الحديث وتوليد الطاقة والزراعة والنقل.

على الرغم من الاعتماد القوي على الطول الموجي لتشتت رايلي ، فإن تأثيره على وهج السماء لمصادر الضوء الحقيقي ضئيل. على الرغم من أن الأطوال الموجية الأقصر تعاني من تشتت متزايد ، فإن هذا التشتت المتزايد يؤدي أيضًا إلى زيادة الانقراض: تتوازن التأثيرات تقريبًا عندما تكون نقطة المراقبة بالقرب من مصدر الضوء. [7]

من أجل الإدراك البصري البشري لتوهج السماء ، بشكل عام السياق المفترض في إطار مناقشات توهج السماء ، تنتج المصادر الغنية بأطوال موجية أقصر توهجًا أكثر إشراقًا للسماء ، ولكن لسبب مختلف (انظر § الاعتماد على مصدر الضوء).

يستخدم علماء الفلك المحترفون والباحثون في مجال التلوث الضوئي مقاييس مختلفة لشدة الإضاءة أو الإشعاع لكل وحدة مساحة ، مثل المقادير لكل ثانية قوسية مربعة ، أو واط لكل متر مربع لكل ستيراديان ، أو لامبيرت (نانو) ، أو (ميكرو-) شمعة لكل متر مربع. [8] يتم إنتاج خرائط كل السماء لسطوع الوهج السماوي بكاميرات تصوير احترافية مع كاشفات CCD وباستخدام النجوم كمصادر للمعايرة. [9] [10] استخدم علماء الفلك الهواة مقياس Bortle Dark-Sky Scale لتقدير توهج السماء تقريبًا منذ نشره في سكاي & تلسكوب مجلة في فبراير 2001. [11] يصنف المقياس ظلام سماء الليل الذي يمنعه الوهج السماوي بتسعة فئات ويقدم وصفًا تفصيليًا لكل موضع على المقياس. يستخدم الهواة أيضًا بشكل متزايد عدادات جودة السماء (SQM) التي تقيس اسميًا بوحدات القياس الضوئي الفلكية للمقادير المرئية (جونسون الخامس) لكل ثانية قوسية مربعة [الملاحظة 1].

ينخفض ​​سطوع وهج السماء الناجم عن مصادر الضوء الاصطناعية بشكل حاد مع المسافة من مصدر الضوء ، بسبب التأثيرات الهندسية التي تتميز بقانون التربيع العكسي مع امتصاص الغلاف الجوي. يتم إعطاء علاقة تقريبية بواسطة

والذي يُعرف باسم "قانون ووكر". [13]

تم التحقق من قانون ووكر من خلال الملاحظة [13] [9] لوصف قياسات سطوع السماء في أي نقطة أو اتجاه معين في السماء بسبب مصدر الضوء (مثل مدينة) ، وكذلك التدابير المتكاملة مثل سطوع "قبة النور" فوق مدينة ، أو السطوع المتكامل لسماء الليل بأكملها. على مسافات كبيرة جدًا (أكثر من 50 كم) ، ينخفض ​​السطوع بسرعة أكبر ، ويرجع ذلك إلى حد كبير إلى الانقراض والتأثيرات الهندسية الناجمة عن انحناء الأرض.

تنتج مصادر الضوء المختلفة كميات مختلفة من وهج السماء المرئي. ينشأ التأثير المهيمن من تحول Purkinje ، وليس كما يُدعى بشكل شائع من تشتت Rayleigh للأطوال الموجية القصيرة (انظر § الآلية). [7] [15] عند مراقبة السماء ليلاً ، حتى من المناطق الملوثة بالضوء المعتدل ، تصبح العين تقريبًا أو بالكامل متكيفة مع الظلام أو مظلمة. تعتبر العين الإسكتلندية أكثر حساسية للضوء الأزرق والأخضر ، وأقل حساسية للضوء الأصفر والأحمر ، من العين المتكيفة مع الضوء أو العين الضوئية. في الغالب بسبب هذا التأثير ، يمكن أن تنتج مصادر الضوء الأبيض مثل معدن هاليد أو فلورسنت أو LED أبيض ما يصل إلى 3.3 ضعف سطوع توهج السماء المرئي لمصباح الصوديوم عالي الضغط الأكثر شيوعًا حاليًا ، وما يصل إلى ثمانية أضعاف السطوع من الصوديوم منخفض الضغط أو العنبر الألومنيوم الغاليوم الإنديوم فوسفيد الصمام.

نسب سطوع Sky Glow لأنواع المصابيح المختلفة [الملاحظة 2]
نوع المصباح وصف توهج السماء نسبة إلى LPS توهج السماء نسبة إلى HPS
LPS صوديوم منخفض الضغط 1.0 0.4
NBA-LED العنبر الجاينب LED 1.0 0.4
HPS الصوديوم ذات الضغط العالي 2.4 1.0
PCA-LED الصمام الكهرماني المحول إلى الفوسفور 2.4 1.0
FLED [الملاحظة 3] 5000K CCT LED مع مرشح أصفر 3.6 1.5
2400K CCT LED LED أبيض دافئ 4.3 1.8
3000K CCT LED LED أبيض دافئ 5.4 2.1
4100K CCT LED LED أبيض محايد 6.4 2.7
5100K CCT LED LED أبيض بارد 7.9 3.3

بالتفصيل ، التأثيرات معقدة ، اعتمادًا على المسافة من المصدر وكذلك اتجاه المشاهدة في سماء الليل. لكن النتائج الأساسية للبحث الأخير لا لبس فيها: بافتراض تدفق ضوئي متساوٍ (أي كميات متساوية من الضوء المرئي) ، وخصائص بصرية متطابقة للتركيبات (لا سيما كمية الضوء المسموح لها بالإشعاع مباشرة لأعلى) ، ومصادر بيضاء غنية بالمواد الأقصر. تنتج الأطوال الموجية (الزرقاء والخضراء) وهجًا سماويًا أكبر بشكل كبير من المصادر ذات اللون الأزرق والأخضر القليل. [14] تأثير تشتت رايلي على تأثيرات الوهج السماوي لأطياف مصدر الضوء المختلفة ضئيل جدًا.

الكثير من النقاش في صناعة الإضاءة وحتى من قبل بعض منظمات الدفاع عن السماء المظلمة (مثل الرابطة الدولية للسماء المظلمة) حول عواقب الوهج السماوي لاستبدال أنظمة إضاءة طريق الصوديوم عالية الضغط السائدة حاليًا بمصابيح LED بيضاء يهمل القضايا الحرجة المتعلقة بالطيف البصري البشري حساسية ، [17] أو تركز حصريًا على مصادر ضوء LED البيضاء ، أو تركز الاهتمامات بشكل ضيق على الجزء الأزرق (& lt500 نانومتر) من الطيف. [18] [19] كل هذه العيوب تؤدي إلى استنتاج غير صحيح مفاده أن الزيادات في سطوع وهج السماء الناتجة عن التغيير في طيف مصدر الضوء هي ضئيلة ، أو أن لوائح تلوث الضوء التي تقصر CCT للمصابيح البيضاء على ما يسمى الأبيض الدافئ "(مثل CCT & lt4000K أو 3500K) سيمنع زيادات وهج السماء. [14] تحسين الكفاءة (الكفاءة في توزيع الضوء على المنطقة المستهدفة - مثل الطريق - مع تقليل "النفايات" التي تقع خارج المنطقة المستهدفة [20] وأنماط توزيع أكثر اتساقًا [ بحاجة لمصدر ]) يمكن أن يسمح للمصممين بتخفيض كميات الإضاءة. [ بحاجة لمصدر ] ولكن لم يتم إثبات تحسين الكفاءة الكافي للتغلب على تضاعف وهج السماء أو تضاعف ثلاث مرات الناتج عن التبديل إلى LED الأبيض الدافئ من الصوديوم عالي الضغط (أو زيادة 4-8x مقارنة بالصوديوم منخفض الضغط).

توهج السماء ، والتلوث الضوئي بشكل عام ، له تأثيرات سلبية مختلفة: من التقليل الجمالي لجمال السماء المليئة بالنجوم ، من خلال الطاقة والموارد المهدرة في إنتاج الإضاءة المفرطة أو غير الخاضعة للرقابة ، إلى التأثيرات على الطيور [21] وغيرها من المواد البيولوجية. أنظمة ، [22] بما في ذلك البشر. توهج السماء مشكلة رئيسية لعلماء الفلك ، لأنها تقلل التباين في سماء الليل إلى الحد الذي يجعل من المستحيل رؤية جميع النجوم باستثناء ألمع النجوم. [الملاحظة 4]

يُعتقد أن العديد من الكائنات الليلية تتنقل باستخدام إشارة الاستقطاب لضوء القمر المتناثر. [24] نظرًا لأن الوهج السماوي غير مستقطب في الغالب ، فإنه يمكن أن يغرق الإشارة الأضعف من القمر ، مما يجعل هذا النوع من التنقل مستحيلًا. [25]

بسبب الوهج السماوي ، يرى الأشخاص الذين يعيشون في المناطق الحضرية أو بالقرب منها عددًا أقل من النجوم بآلاف النجوم مقارنة بالسماء غير الملوثة ، ولا يمكنهم عادةً رؤية مجرة ​​درب التبانة. [26] يكاد يكون من المستحيل تمييز المشاهد الخافتة مثل ضوء البروج ومجرة المرأة المسلسلة حتى باستخدام التلسكوبات.

لوحظ أن تأثيرات وهج السماء فيما يتعلق بالنظام الإيكولوجي ضارة بمجموعة متنوعة من الكائنات الحية المختلفة. تتأثر حياة النباتات والحيوانات على حد سواء (خاصة تلك التي تكون ليلية) حيث تتعرض بيئتها الطبيعية لتغير غير طبيعي. يمكن الافتراض أن معدل تكنولوجيا التنمية البشرية يتجاوز معدل التكيف الطبيعي غير البشري لبيئتهم ، وبالتالي ، فإن الكائنات الحية مثل النباتات والحيوانات غير قادرة على مواكبة ذلك ويمكن أن تعاني نتيجة لذلك. [27] على الرغم من أن توهج السماء يمكن أن يكون نتيجة لحدوث طبيعي ، إلا أن وجود وهج السماء الاصطناعي أصبح مشكلة ضارة مع استمرار ازدهار التحضر. آثار التحضر ، والتسويق ، والاستهلاك هي نتيجة التنمية البشرية ، وهذه التطورات بدورها لها عواقب بيئية. على سبيل المثال ، تؤدي أساطيل الصيد المضاءة ومنصات النفط البحرية والسفن السياحية إلى تعطيل الإضاءة الليلية الاصطناعية إلى محيطات العالم. كما تنتشر مشكلات مماثلة تتعلق بتعطيل البيئة والمحيط الحيوي بها بشكل كبير فيما يتعلق بموارد الطاقة مثل تركيب توربينات الرياح والتداخل الذي يحدث ليس فقط مع مسارات رحلة الطيور ، ولكن أيضًا مع علم الأعصاب البشري [ بحاجة لمصدر ] .

بشكل عام ، هذه التأثيرات مستمدة من التغيرات في الاتجاه ، أو الارتباك ، أو سوء التوجيه ، والجاذبية أو النفور من بيئة الضوء المتغيرة ، والتي بدورها قد تؤثر على البحث عن الطعام ، والتكاثر ، والهجرة ، والتواصل. يمكن أن تؤدي هذه التغييرات إلى موت بعض الأنواع مثل بعض الطيور المهاجرة والمخلوقات البحرية والحيوانات المفترسة الليلية. [28]

إلى جانب التأثير على الحيوانات ، فإن المحاصيل والأشجار أيضًا معرضة جدًا للتدمير. إن التعرض المستمر للضوء له تأثير على عملية التمثيل الضوئي للنبات ، حيث يحتاج النبات إلى توازن بين كل من الشمس والظلام من أجل البقاء على قيد الحياة. في المقابل ، يمكن أن تؤثر تأثيرات وهج السماء على معدلات إنتاج الزراعة ، خاصة في المناطق الزراعية القريبة من مراكز المدن الكبيرة.


شاهد الفيديو: هل تعلم أين تقع السماوات السبع وأين السماء (يونيو 2022).


تعليقات:

  1. Stefn

    اعجبني! انا اخذت ....)))))))

  2. Nephthys

    يمكنني أن أوصي بزيارة موقع يحتوي على قدر كبير من المعلومات حول موضوع يهمك.

  3. Guljul

    أعتذر ولكن في رأيي أنت مخطئ. أدخل سنناقش.

  4. Padriac

    يمكنني البحث عن الرابط على الموقع مع عدد كبير من المقالات حول موضوع الاهتمام لك.



اكتب رسالة