Astronomija

Kuo ryški yra „Crab Pulsar“ 30 Hz moduliacija matomoje šviesoje? Kokia tai spalva?

Kuo ryški yra „Crab Pulsar“ 30 Hz moduliacija matomoje šviesoje? Kokia tai spalva?


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.

Šis atsakymas į Ar astronomams buvo reikalingas puikus regėjimas? mini astronomės Jocelyn Bell Burnell pasakojimą apie tikėtiną pirmąjį vizualus stebėjimas pulsaro. Tai galima rasti, pavyzdžiui, Gamtos oro pajėgose buvo anksti įspėti apie pulsarus

Prieš kelis mėnesius prieš tai Kembridžo universitete (Didžioji Britanija) Bellas Burnellas padarė pastebėjimus, dėl kurių buvo parengtas pirmasis pranešimas šia tema. Vėliau Nobelio premija už atradimą buvo paskirta jos vadovui Antony Hewishui, tačiau, prieštaringai, ne jai. Tačiau, pasak Bello Burnello, Schisleris nebuvo vienintelis „iš anksto atradęs“ pulsarą. "Iš tikrųjų yra daug istorijų", - sako ji. 1950-aisiais Čikagos universiteto (Ilinojus) observatorijoje besilankanti moteris atkreipė dėmesį, kad Krabo ūkoje yra reguliariai pulsuojantis matomos šviesos šaltinis. Universiteto astronomas Elliotas Moore'as atmetė moters teiginį sakydamas, kad visos žvaigždės tarsi mirga. Kita jos pažįstama radijo astronomė, išgėrusi vieną ar du, prisipažins atmetusi pulsuojančio šaltinio stebėjimus dėl sugedusios įrangos. „Dabar jam šiek tiek gėda“, - sako Bellas Burnellas.

Tai taip pat apibendrinta Vikipedijos „Crab Pulsar“:

Jocelyn Bell Burnell, 1967 m. Kartu atradusi pirmąjį pulsorių PSR B1919 + 21, pasakoja, kad 1950-ųjų pabaigoje moteris žiūrėjo Krabo ūko šaltinį Čikagos universiteto teleskope, kuris tada buvo atviras visuomenei, ir pažymėjo, kad jis atrodė mirksi. Jos kalbinta astronomė Elliot Moore nepaisė efekto kaip scintiliacijos, nepaisant moters protesto, kad kaip kvalifikuota pilota ji supranta scintiliaciją ir tai yra kažkas kita. Bellas Burnellas tai pažymi krabo ūko optinio pulsaro 30 Hz dažnį sunku pamatyti daugeliui žmonių.

Kaip rašoma Vikipedijoje, „Crab Pulsar“ tariamasis dydis (V) yra apie 16,5, bet aš nežinau, kiek to intensyvumo moduliuojama esant 30 Hz dažniui, ar moduliacija sutelkta tam tikroje matomo spektro dalyje. Spėčiau, kad neutroninės žvaigždės tiesioginė matoma šviesa būtų gana maža, išskyrus impulsus, bet nežinau, ar tai reiškia 16,5 m.

Aš įsivaizduoju mažą, mažo triukšmo fotodiodą, kuris sulaiko šviesą iš regiono, kuriame yra pulsaro vieta, galbūt su spalvų filtru, sustiprinant signalą, pašalinus nuolatinę srovę, o tada suskaitmenintą naudojant ADC ir „Raspoerry Pi“. (tarkime, kad aš perskaičiau, kaip tai padaryti geriausiai), tada integruokis kelioms minutėms ar valandoms ir ieško energijos, esančios netoli 30 Hz, naudojant „Raspberry Pi“.

Bet prieš galvodamas toliau, turėčiau žinoti, kokia matomos šviesos moduliacija yra gili ir ar ji stipresnė tam tikruose bangos ilgiuose, ar lygi spektre.

Klausimas: Kuo ryški yra „Crab Pulsar“ 30 Hz moduliacija matomoje šviesoje? Kokia tai spalva?


Krabo pulsaro optiniai pulsavimai buvo atidžiai tiriami nuo 1969 m. Stebėjimai iš tikrųjų nėra tokie sunkūs (kai kuriuos dariau pats kaip fotoelektrinis fotometras, būdamas studentu) ir pasiektas naudojant įvairias technologijas.

Fordhamo ir kt. (2002) supjausto ir supjausto krabo pulsoriaus impulsinę formą į gero laiko ir spektro dėžes optiniu režimu. Žemiau parodyta fazėje sulankstyta šviesos kreivė visam mėlynos-raudonos spalvos diapazonui. Pulso forma iš tikrųjų yra ypač stabili ir atrodo taip daugelyje kitų dokumentų. Impulsas buvo „atimtas iš fono“ naudojant signalą impulso „išjungimo“ fazėje. Neišmuštas komponentas yra mažiau nei 1% integruoto optinio ryškumo, taigi iš esmės „išjungta“ reiškia išjungtą.

Tame pačiame darbe aptariamas integruotas energijos spektras ir nuo pulso formos, priklausančios nuo bangos ilgio. Integruotas spektras yra beveik plokščias (atlikus korekciją dėl tarpžvaigždinio išnykimo) - tarsi spektras $ F ( nu) propto nu ^ { alpha} $tada $ alfa sim 0 $; šis rezultatas galioja visą impulsą, arba jei atsižvelgiama tik į vieną iš dviejų smailių (yra mažytė $<1$% impulsų santykio kitimas optiniame diapazone%).

Poskriptas - pastebiu, kad Vikipedijos puslapyje, esančiame Krabo pulsare, yra sulėtėjusi pulso animacija, matoma 800 nm atstumu (labai arti optinio). Du impulsai ir jų ryškumo skirtumas yra gana akivaizdūs, kaip ir „išjungimo“ fazė. Trumpesniais, matomais bangos ilgiais jis atrodytų nedaug.


Elektromagnetinis spektras

The elektromagnetinis spektras yra elektromagnetinės spinduliuotės dažnių diapazonas (spektras) ir jų atitinkami bangos ilgiai bei fotonų energija.

Elektromagnetinis spektras apima elektromagnetines bangas, kurių dažniai svyruoja nuo mažesnio nei 1 hercas iki didesnio kaip 10 25 hercų, atitinkančių bangų ilgius nuo tūkstančių kilometrų iki atomo branduolio dydžio dalies. Šis dažnių diapazonas yra padalintas į atskiras juostas, o kiekvienos dažnių juostos elektromagnetinės bangos vadinamos skirtingais pavadinimais, pradedant nuo žemo dažnio (ilgo bangos ilgio) spektro galo: radijo bangos, mikrobangos, infraraudonieji spinduliai, matoma šviesa, ultravioletiniai spinduliai, Rentgeno ir gama spinduliai aukšto dažnio (trumpo bangos ilgio) gale. Kiekvienos iš šių juostų elektromagnetinės bangos turi skirtingas charakteristikas, pavyzdžiui, kaip jos gaminamos, kaip jos sąveikauja su materija ir kaip jas praktiškai pritaikoma. Ilgo bangos ilgio riba yra pačios visatos dydis, tuo tarpu manoma, kad trumpa bangos riba yra netoli Plancko ilgio. [4] Gama spinduliai, rentgeno spinduliai ir aukštas ultravioletiniai spinduliai yra klasifikuojami kaip jonizuojanti radiacija nes jų fotonai turi pakankamai energijos atomams jonizuoti ir sukelti chemines reakcijas.

Daugumoje aukščiau nurodytų dažnių juostų galima naudoti spektroskopija vadinamą metodiką, skirtą fiziškai atskirti skirtingų dažnių bangas, sukuriant spektrą, rodantį sudedamuosius dažnius. Spektroskopija naudojama elektromagnetinių bangų sąveikai su materija tirti. [5] Kiti technologiniai naudojimo būdai aprašyti elektromagnetinėje spinduliuotėje.


Terminio vaizdo ir IR apšvietimo su naktinio matymo prietaisais skirtumai

Jums taip pat gali būti žinomi IR apšvietimo prietaisai, naudojami kartu su „Night Vision“ akiniais.

Tai skamba panašiai, bet iš tikrųjų yra labai skirtingas būdas pamatyti naktį.

IR apšvietėjas projektuoja artimą infraraudonųjų spindulių & # 8211 šviesą, kurią atspindi objektai per trumpą ar vidutinį atstumą.

„PVS-14 Style Night Vision“ prietaisas gali naudoti IR apšvietimą, kad užtikrintų geresnį naktinį matymą & # 8211, tačiau jį lengva aptikti

Šią atspindimą (nematomą) šviesą galima pasiimti ir apžiūrėti naudojant naktinio matymo prietaisus, kurie suteikia vaizdo (arba šviesos) intensyvinimą.

Taigi šie infraraudonųjų spindulių šviesos šaltiniai gali būti naudojami padidinant turimą aplinkos šviesą, kad naktinio matymo prietaisai galėtų jas konvertuoti.

Pagalvokite apie tai, kaip apšviesti nematomą žibintuvėlį ant tolimo objekto.

Bet tai nėra labai slaptas būdas pamatyti tamsoje.

Taip yra todėl, kad jūs projektuojate IR šviesą, kurią gali pamatyti visi kiti, turintys naktinio matymo akinius ir # 8211, įskaitant jūsų priešininką.

Jie galės lengvai nustatyti jūsų vietą.

Šiame straipsnyje kalbėsime būtent apie termoviziją.

Nes tai yra pats slapčiausias būdas pamatyti naktį & # 8211 ir visiškoje tamsoje.


„AstroSat“: pasiekimų samprata

2020 m. Rugsėjo 28 d. „AstroSat“ sėkmingai baigė 5 metus orbitoje. „AstroSat“ yra pirmasis ISRO Indijos kelių bangų palydovas, veikiantis kaip kosminė observatorija. Tai vienintelis palydovas, kuris vienu metu gali stebėti tolimąjį UV spindulį ir plačią rentgeno juostą nuo 0,3 iki 80 keV, naudodamas skirtingus instrumentus. Ši astronomijos misija buvo sugalvota pasisekus keliems anksčiau Indijos palydovuose nuskraidintiems astronomijos bandymams. „AstroSat“ yra ISRO ir kelių astronomijos institucijų bendradarbiavimo Indijoje ir užsienyje rezultatas. Be Astronomijos telegramų, aplinkraščių ir konferencijos pranešimų, yra daugiau nei 150 vertinamų leidinių, gautų iš „AstroSat“ duomenų. Šiame darbe pateikiama trumpa Astrosat koncepcijos raidos santrauka, kaip ji buvo realizuota, ir moksliniai šios misijos rezultatai.

Tai yra prenumeratos turinio peržiūra, prieiga per jūsų įstaigą.


Krabo ūko pulsaro vaizdo seka įmanoma?

Aš sutikau tvarkingą filmą, kuriame pulsuoja krabo ūko pulsaras:

Konkretus filmas / gifas yra puslapio viduryje.

"Sulankstydami greitą" Lucky Images "seką, mes galime sukurti pulso filmą Krabo ūko šerdyje. Jis skiriasi 30 milisekundžių ciklu, ryškiai blykstelint, taip pat silpniau.

Man įdomu, ar tokio tipo pulsaro vaizdų sekos fiksavimas yra galimybės srityje naudojant „Firecapture“, „ZWO asi 224“ kamerą ir 10 “ar 14“ SCT?

Ačiū už visas mintis iš anksto. Be to, norėčiau pamatyti bet kokius užfiksuotus vaizdus, ​​rodančius judesį.

Redagavo Thomas Ashcraft, 2016 m. Lapkričio 29 d. - 18:21.

# 2 jhayes_tucson

Įdomus. Abejoju, ar mano C14, naudojant tą pačią techniką, užtektų šviesos. Nepaisant to, būtų smagu pabandyti gauti filmą, o aš prieš kurį laiką pagalvojau apie šią idėją. Nemanau, kad norint sukurti filmą, reikia atlikti laimingą vaizdą. Kadangi dažnis yra žinomas, manau, kad gudrybė gali būti sinchroninio smulkintuvo naudojimas, kad kiekvienas kadras būtų integruotas laiku. Kiekvienas filmo kadras būtų padarytas skirtingu etapu. Aš ką tik įsivaizdavau tą žvaigždę ir ją lengva pamatyti su 20 minučių ekspozicija, todėl tai turėtų būti įmanoma. Tinkamai sukūrus gali prireikti tik vieno vakaro.

# 3 Thomas Ashcraft

Tikiuosi, kad bandysite ir pasiseks. Tikiuosi pamatyti, ką gausite. - Tomai

# 4 „freestar8n“

Pažįstu ką nors, kas prieš kelerius metus išbandė tai naudodamas „EdgeHD14“ ir signalo tiesiog nebuvo pakankamai. Tačiau naudojant dabartines kameras ir mažesnį skaitymo triukšmą tai gali būti įmanoma. Jums reikalingos geros ekspozicijų laiko žymos, be didelių klaidų.

# 5 jhayes_tucson

Jonas,

Tikiuosi, kad bandysite ir pasiseks. Tikiuosi pamatyti, ką gausite. - Tomai

Aš iš tikrųjų nesiryžau to išbandyti, bet, kaip jau sakiau, tai gali įmanoma tinkamai sukonstruoti. Atsižvelgiant į smulkintuvo idėją, atskiroms ekspozicijoms gali prireikti daug ekspozicijos vienam kadrui - galbūt 100-200 minučių / kadro intervale, esant 1:10 darbo ciklui. Mano ankstesnis teiginys, kad galbūt įmanoma gauti visus duomenis per vieną naktį, tikriausiai yra pernelyg optimistiškas. Sinchronizuoti kadrus iki 1/30 sekundės tarp atskirų sesijų būtų sudėtinga. Tai galima padaryti su GPS signalu, tačiau tai dar labiau padidina sudėtingumą. Vis dėlto tai yra įdomi idėja.

# 6 Rickas J

Aš nežinau, kokio dydžio taikymo sritis buvo, bet „O'scope“, sinchronizuotas su tinkamu greičiu ir prijungtas prie fotorezistoriaus vamzdžio, leido nuskaityti smailę, lėtai koreguojant lango pradžią ir nuskaitant ją per visą piko intensyvumo laiką. Tikiu, kad taip Donas Tayloras kartą paaiškino, kaip jo mokiniai man atrado optiškai. Pirmą vakarą jie turėjo netinkamą sinchronizavimo greitį, todėl nepavyko, bet pavyko, kai tik jie buvo tinkami. Negaliu prisiminti, ar jie pakėlė antrinę smailę.

Manyčiau, kad šiandienos 14 colių fotoaparatai jį lengvai ras pagal Jono metodą. Veikimo ciklas iš tikrųjų nėra įtrauktas. Aš galiu jį pasiimti per 10 sekundžių su savo labai skaitomu triukšmo fotoaparatu ir dažniausiai natūraliai išjungtu. Serija susmulkintų 1 minutės langų, skenuojamų lėtai per visą piko laiką, turėtų pakilti ir nukristi. Besisukantis užraktas, valdomas tikslaus valdiklio, turėtų atlikti tą darbą, kuris, mano manymu, gali būti sunkiausia. neturite tokios užrakto arba aš pabandyčiau, jei šie debesys ir sniegas kada nors išnyks.

# 7 „freestar8n“

Su mechaniniu smulkintuvu ir ilgomis ekspozicijomis tai tikrai įmanoma ir tai buvo padaryta, manau, keletą kartų su „sct“. Čia yra pavyzdys:

Pagrindinis techninis klausimas yra smulkintuvo nustatymas ir jo valdymas ir kt. Kameros pusėje nėra daug reikalavimų, nes kiekviename etape ji daro ilgą ekspoziciją. Bet visa tai yra senoji mokykla - taip prieš dešimtmečius pirmą kartą buvo vaizduojamas pulsaras.

Bet aš nepažįstu nė vieno žmogaus, kuris griežtai naudodamas vaizdo įrašų technologijas naudodamas SCT ir neprilygstamą kamerą darytų tą patį - remdamasis neapdorotais vaizdais ir be smulkintuvo. Bet manau, kad šiais laikais tai yra ranka pasiekiama naudojant aukštos kokybės fotoaparatus ir mažą skaitymo triukšmą esant dideliam kadrų dažniui.

Anksčiau minėtą bandymą daugiausia apribojo skaitymo triukšmas. Manau, kad tai turėtų būti įmanoma naudojant ASI-1600 esant dideliam prieaugiui ir sutrumpintam lauko fiksavimui. Reikėtų gerai pamatyti ir sutelkti dėmesį, kad fwhm būtų kuo mažesnis, kad maksimalus snr. Nemanau, kad reikia daugiau nei vieno nepertraukiamo vaizdo įrašo.

# 8 jhayes_tucson

# 9 jhayes_tucson

Su mechaniniu smulkintuvu ir ilgomis ekspozicijomis tai tikrai įmanoma ir tai buvo padaryta, manau, keletą kartų su „sct“. Čia yra pavyzdys:

Pagrindinis techninis klausimas yra smulkintuvo nustatymas ir jo valdymas ir kt. Kameros pusėje nėra daug reikalavimų, nes kiekviename etape ji daro ilgą ekspoziciją. Bet visa tai yra senoji mokykla - taip prieš dešimtmečius pirmą kartą buvo vaizduojamas pulsaras.

Bet aš nepažįstu nė vieno žmogaus, kuris griežtai naudodamas vaizdo įrašų technologijas naudodamas SCT ir neprilygstamą kamerą atliktų tą patį - remdamasis neapdorotais vaizdo įrašais ir be smulkintuvo. Bet manau, kad šiais laikais tai yra ranka pasiekiama naudojant aukštos kokybės fotoaparatus ir mažą skaitymo triukšmą esant dideliam kadrų dažniui.

Anksčiau minėtą bandymą daugiausia apribojo skaitymo triukšmas. Manau, kad tai turėtų būti įmanoma naudojant ASI-1600 esant dideliam prieaugiui ir sutrumpintam lauko fiksavimui. Reikėtų gerai pamatyti ir sutelkti dėmesį, kad fwhm būtų kuo mažesnis, kad maksimalus snr. Nemanau, kad reikia daugiau nei vieno nepertraukiamo vaizdo įrašo.

Ačiū už nuorodą Frank! Pagaliau turėjau laiko jį perskaityti ir jis tiksliai apibūdina tai, ką turėjau omenyje. Tai puikus dokumentas, o autorius puikiai išnagrinėjo detalias laiko detales (kurių aš tikrai nesvarstiau.) Kur tai buvo paskelbta?

Redagavo jhayes_tucson, 2016 m. Gruodžio 1 d. - 11:21.

# 10 „freestar8n“

Aš ką tik gavau šią nuorodą iš „Google“ paieškos - todėl apie tai nedaug žinau. Bet per tuos metus manau, kad keli žmonės naudojo „sct“ kartu su optiniu smulkintuvu, kad užfiksuotų krabų pulsaro mirksėjimą.

OP teikiama nuoroda skiriasi, nes joje nėra smulkintuvo. Tai tik neapdorotas vaizdo įrašas ir labai trumpa ekspozicija - su labai brangia kamera. Skirtingai nei smulkintuvo naudojimas kartu su neypatinga kamera.

Tačiau šiais laikais naujiena yra tai, kad gana nebrangios kameros gali užfiksuoti pulsaro mirksėjimą ir visai be smulkintuvo. Jūs tiesiog įrašote vaizdo įrašo srautą ir tada sukraunate jį įvairiais būdais, kad užfiksuotumėte ryškius ir tamsius laikotarpius. Tai padarė OP nuoroda.

Naudojant modernią vaizdo kamerą, darbo ciklas iš esmės yra 100%. Taigi, jei pulsaras yra apie 30 Hz, galite išbandyti 60 kadrų per sekundę vaizdo įrašą ir pamatyti, ką gaunate. Jūs tiesiog atskleidžiate vaizdo įrašų srautą maždaug 60 kadrų per sekundę ir 15 ms ekspozicija - tada apdorojate ir kaupiate skirtingas vaizdo įrašo srauto fazes.

Aš prieš keletą metų stengiausi tai padaryti, bet naudodamas ankstesnę vaizdo kamerą, kurioje buvo pakankamai daug skaitymo triukšmo. Su ASI - visi šie dalykai tampa įmanoma - nes viskas, kas iš tikrųjų svarbu, yra QE ir skaitymo triukšmas. Taigi manau, kad tai turėtų būti įmanoma su „EdgeHD14“ ir „ASI-1600“ - ir tik tam tikro laiko - daugelio minučių -, bet ne valandų, vaizdo įrašais.

Vienintelis reikalavimas yra tai, kad atskiri rėmeliai turėtų atskleisti žvaigždę - bet kurią žvaigždę -, kurią galima naudoti lyginant ir kaupiant. Bet manau, kad 14 colių diafragma ir 15 ms turėtų būti gerai.

# 11 Thomas Ashcraft

Frankas rašė: „Taigi manau, kad tai turėtų būti įmanoma su„ EdgeHD14 “ir„ ASI-1600 “- ir tik tam tikro laiko - daugelio minučių, bet ne valandų - vaizdo įrašais.

Vienintelis reikalavimas yra tai, kad atskiri rėmeliai turėtų atskleisti žvaigždę - bet kurią žvaigždę -, kurią galima naudoti lyginant ir kaupiant. Bet aš manau, kad 14 "diafragma ir 15 ms turėtų būti gerai".

Taip. Panašu, kad „prosumer“ vaizdo technologija dabar yra pajėgi arba bent jau yra ties greičio užfiksavimo riba. Bet ar C14 turi pakankamai šviesos, yra kitas klausimas. Vis dėlto manau, kad taip yra. - Tomai

# 12 jhayes_tucson

Aš ką tik gavau šią nuorodą iš „Google“ paieškos - todėl apie tai nedaug žinau. Bet per tuos metus manau, kad keli žmonės naudojo „sct“ kartu su optiniu smulkintuvu, kad užfiksuotų mirksintį krabo pulsarą.

OP teikiama nuoroda skiriasi, nes joje nėra smulkintuvo. Tai tik neapdorotas vaizdo įrašas ir labai trumpa ekspozicija - su labai brangia kamera. Skirtingai nei smulkintuvo naudojimas kartu su neypatinga kamera.

Tačiau šiais laikais naujiena yra tai, kad gana nebrangios kameros gali užfiksuoti pulsaro mirksėjimą ir visai be smulkintuvo. Jūs tiesiog įrašote vaizdo įrašo srautą ir tada sukraunate jį įvairiais būdais, kad užfiksuotumėte ryškius ir tamsius laikotarpius. Tai padarė OP nuoroda.

Naudojant modernią vaizdo kamerą, darbo ciklas iš esmės yra 100%. Taigi, jei pulsaras yra apie 30 Hz, galite išbandyti 60 kadrų per sekundę vaizdo įrašą ir pamatyti, ką gaunate. Jūs tiesiog atskleidžiate vaizdo įrašo srautą maždaug 60 kadrų per sekundę ir 15 ms ekspozicija - tada apdorojate ir kaupiate skirtingas vaizdo įrašo srauto fazes.

Aš prieš keletą metų stengiausi tai padaryti, bet naudodamas ankstesnę vaizdo kamerą, kurioje buvo pakankamai daug skaitymo triukšmo. Su ASI - visi šie dalykai tampa įmanoma - nes viskas, kas iš tikrųjų svarbu, yra QE ir skaitymo triukšmas. Taigi manau, kad tai turėtų būti įmanoma su „EdgeHD14“ ir „ASI-1600“ - ir tik tam tikro laiko - daugelio minučių -, bet ne valandų, vaizdo įrašais.

Vienintelis reikalavimas yra tai, kad atskiri rėmeliai turėtų atskleisti žvaigždę - bet kurią žvaigždę -, kurią galima naudoti lyginant ir kaupiant. Bet aš manau, kad 14 "diafragma ir 15 ms turėtų būti gerai.

Taip, tai gali pasiteisinti, bet 60 kadrų per sekundę greičiu žvaigždė tik mirksi ir įsijungia. Privalumas yra tai, kad būtų labai paprasta išbandyti. Turėjau omenyje bandymą gauti gal dešimt kadrų per ciklą. Kaip rodo dokumentas, tai nėra visiškai nereikšmingas pratimas, todėl abejoju, ar turiu energijos jį rimtai išbandyti.

# 13 freestar8n

Tiesą sakant - jei turite ilgą kadrų seką, kuri šiek tiek skiriasi nuo tikslaus ciklo laikotarpio, galite pasirinktinai sukrauti rėmelių pogrupius, kad gautumėte vaizdus, ​​rodančius skirtingas variacijos fazes. Naudodami 10 ms ekspoziciją, galite tai traktuoti kaip sklandžiai slenkantį langą, kurio pavyzdžiai rodomi per visą 30 ms laikotarpį. Jums tiesiog reikia daug kadrų - ir būtų lengviau, jei kadrų dažnis neslinktų. Tačiau kol tai yra vaizdo režimu veikianti kamera, pvz., ASI, ji rėmelius išpumpuos naudodama savo laikrodį ir neturėtų daug dreifuoti.

Vėlgi - šis požiūris iš esmės buvo naudojamas OP nuorodoje. Štai ką jie nori pasakyti „sulankstyti greitą seką“ antraštėje po vaizdu. Iš esmės tai yra strobing per sekantį apdorojimą.

Viskas, ko reikėtų norint žinoti, ar tai įmanoma, ar ne, yra ASI naudojimas 14 "colių, labai gerai orientuoto į ūką, ir pažiūrėkite, ar galite pamatyti bet kurią lauko žvaigždę 10ms ekspozicijoje esant dideliam padidėjimui - kur skaitymo triukšmas yra apie 1e. Jei matote žvaigždę, žinote, kad galite sulyginti ir sukrauti rėmus - o kadangi skaitymo triukšmas yra toks mažas, galite daugelį jų sukrauti, kad ištrauktumėte silpnesnį palydovą, net jei jo nėra “. t matomas viename kadre.

Gražus dalykas yra tai, kad joje nėra judančių dalių, ir visa tai atsiranda apdorojant vieną vaizdo įrašo srautą.

O, kai prieš keletą metų buvau šiek tiek susijęs su tuo užsiimančiu asmeniu, jie iš tikrųjų galėjo gauti vaizdus, ​​kuriuose žvaigždė buvo rodoma gana trumpoje ekspozicijoje apie 10ms ir 14 ", naudojant ankstesnę kamerą - manau, kad„ Lumenera ". triukšminga, kad jis veiktų. Taigi manau, kad jis turėtų veikti dabar, kai QE ir žymiai mažesnis skaitymo triukšmas.


4. MODELIAI

Siekdami visiškai nuosekliai gydyti negyvojo laiko efektus PDS ir kosmoso spektre, atlikome daugybę modeliavimų. Kiekvienoje simuliacijoje mes sukūrėme dvi įvykių serijas, kuriose buvo kintamumas, po vieną kiekvienam FPM, ir išanalizavome duomenis su kospektru ir PDS prieš ir pritaikius negyvojo laiko filtrą. Tai darydami mes išsamiai ištyrėme kospektro savybes ir palyginome jas su PDS savybėmis. Tolesniuose punktuose mes paaiškinsime procedūrą išsamiau ir parodysime, kad kosmoso spektras gali būti laikomas labai geru baltojo triukšmo atimto PDS tarpininku, nors su tam tikromis korekcijomis, kad būtų atsižvelgta į išmatuotą efektą.

4.1. Procedūra

Šviesos kreivės generavimas. Mes naudojome Davieso ir Harte'o (1987 m.) Procedūrą, kurią astronomams pristatė Timmeris ir amp. Koenigas (1995 m.), Kad imituotume šviesos kreives tarp dviejų kartų, t0 ir t1, iš daugybės modelių PDS formų, kuriose yra QPO. Šviesos kreivių mėginių ėmimo dažnis buvo bent keturis kartus didesnis už didžiausią kintamumo komponentų, įtrauktų į modeliavimą, dažnį. Normalizavome šviesos kreives, kad būtų pasiektas norimas vidutinis skaičiavimo greitis ir bendras vidutinis efektų kintamumas (7% –10%). Kad vėliau būtų galima apskaičiuoti PDS su nurodytu maksimaliu laiko intervalu T (žr. toliau pateiktą skyrelį „PDS ir kospektro apskaičiavimas“), kad būtų išvengta slapyvardžių, mes imitavome šviesos kreives bent 10 kartų ilgiau, laikydamiesi Timmer & amp; Koenig (1995) nurodymų.

Įvykių sąrašų generavimas. Iš kiekvienos šviesos kreivės sugeneravome du įvykių sąrašus, atitinkančius signalą iš dviejų židinio plokštumų. Kiekvienas įvykių sąrašas buvo sudarytas taip: pirmiausia mes apskaičiavome skaičių Nsutaupyti įvykių laikų, kurie bus generuojami kaip atsitiktinė imtis iš Puasono skirstinio, sutelkto į tikėtinų fotonų skaičių (susumuojant visus laukiamus šviesos kreivių skaičius), tada mes sukūrėme Nsutaupyti įvykius naudojant a Monte Karlo priėmimo – atmetimo metodas. Tai yra klasikinė Monte Karlo technika, bendresnį požiūrį galima rasti daugumoje Monte Karlo metodų vadovėlių (pvz., Gentle 2003). Mūsų atveju mes naudojome šią procedūrą: (1) kiekvienam įvykiui imitavome įvykio laiką, te, vienodai paskirstyti tarp t0 ir t1ir susietą atsitiktinės amplitudės („tikimybės“) vertę Ae tarp 0 ir didžiausios šviesos kreivės (2) mes atmetėme visus te vertybės, kurių susieta Ae vertės buvo didesnės už šviesos kreivę te kad išvengtume galimo žalingo poveikio, kurį suteikia laipsniško modelio šviesos kreivė, mes kubinis šlaitas interpoliacija, kad būtų galima įvertinti šviesos kreivę tarp šiukšliadėžių (3), mes surūšiavome įvykių sąrašą te. Norėdami imituoti fono poveikį (netikri įvykiai, kuriuos filtruoja dujotiekis, įvykiai, užregistruoti už šaltinio regionų ir kt.), Mes taip pat sukūrėme dvi fono serijas, esant pastoviam vidutiniam srautui, po vieną kiekvienai imituotai šaltinio šviesos kreivei.

Negyvojo laiko filtravimas. Kiekvienam įvykių sąrašui mes sukūrėme atitinkamą mirusio laiko paveiktų įvykių sąrašą, pritaikydami paprastą mirusio laiko filtrą: kiekvienam įvykiui pašalinome visus įvykius per 2,5 ms po jo. Šaltinis ir pagrindiniai įvykiai vienodai prisidėjo prie mirusio laiko. Mes naudojome skirtingas mirusio laiko filtro versijas, šiek tiek keisdami neveikimo laiką tarp įvykių (iš

0,1 ms). Tačiau žalingas kintamo negyvojo laiko poveikis daugiausia yra baltojo triukšmo atimimui. Mūsų atveju (1 pav.) Kospektras leidžia mums įveikti šią problemą, nes jo baltasis triukšmas yra lygus nuliui, ir mes patikrinome, ar kiti efektai reikšmingai nesiskiria pastovaus ir kintamo mirusio laiko atvejais. Toliau mes nagrinėsime atvejį su pastoviu negyvuoju laiku.

PDS ir kospektro apskaičiavimas. Kiekvieną įvykių sąrašų porą suskirstėme į ilgio segmentus Tir apskaičiavo kiekvieno segmento PDS ir kiekvienos jų poros CPDS. Tada mes apskaičiavome visų segmentų PDS ir CPDS. CPDS baltojo triukšmo lygis jau yra 0. PDS, naudojamiems tik idealiu nulinės negyvos laiko atveju, atėmėme teorinį Puasono lygį (du Leahy normalizavimo atveju). Tada mes vėl sujungėme PDS ir CPDS, naudodami fiksuotą atkūrimo koeficientą arba vidutiniškai didesnį šiukšliadėžių skaičių aukštais dažniais, maždaug geometrinę progresiją. Pagaliau padauginome „Leahy“ normalizuotus PDS iš (B + S)/S 2 (kur B yra fono skaičiaus rodiklis ir S yra vidutinis šaltinio skaičiaus rodiklis), norint gauti literatūroje dažnai naudojamą kvadratinio efektinės vertės normalizavimą (Belloni & amp Hasinger 1990 Miyamoto et al. 1991). Vietoj to CPDS buvo padaugintas iš koeficiento, kur juostos nurodo geometrinis skaičiavimo normų vidurkiai kiekviename iš dviejų įvykių sąrašų, naudojamų jai apskaičiuoti. 19

Galiausiai apskaičiavome spektrą, paimdami tikrąją CPDS dalį. Kaip aprašyta aukščiau, mes priskyrėme kiekvieną paskutinę kospektro dėžę ci neapibrėžtis, apskaičiuota pagal dviejų kanalų PDS geometrinį vidurkį, padalytą iš kur M yra vidutinių spektrų skaičius ir W yra vėlesnių šiukšliadėžių, gautų vidutiniškai, skaičius ci.

Pritaikymo procedūra. „Cospectra“ nereikia Paisono triukšmo atimti PDS, mes pritaikėme konstantą intervalui, esančiam už dažnio diapazono, kuriame yra QPO. Kadangi šiose pastraipose visuose pavyzdžiuose parodysime galios spektrus, gautus vidutiniškai viršijant 50 PDS, mes esame Gauso režime ir suderinamumas su standartinėmis χ 2 minimizavimo procedūromis yra tinkamas mus dominančiam tikslumui ( van der Klis 1989 Barret & amp Vaughan 2012).

Tada mes pritaikėme QPO su Lorentzian profiliu XSPEC 20 (Arnaud 1996). Klaidos buvo apskaičiuotos per Monte Karlo Markovo grandinę, nes tie intervalai, kai tinkamumo frozen 2 be jokių užšalusių parametrų padidėjo 1. Pasak Lewino ir kt. (1988), tikimasi, kad QPO nustatymas bus reikšmingas

kur r yra efektyvusis efektas, o Δν yra ekvivalentinis požymio plotis (Lorentzianui Δν = π / 2 & # x00d7 FWHM). Tikslus proporcingumo koeficientas priklauso nuo reikšmingumo apibrėžimo. Mūsų atveju QPO reikšmingumas buvo apibrėžtas kaip Lorentziano amplitudės ir jo paklaidos santykis. Tokiu būdu apskaičiuota reikšmė suteikia vertę

2 kartus mažesnė, nei gaunama naudojant perteklinę galią à la Lewin ir kt. (1988) (tikimasi dviejų faktorių dėl to, kad apskaičiuojamos Gauso klaidos Rir perteklinė galia R + žr. Boutelier 2009 Boutelier ir kt. 2009), tačiau (4) lygties tendencija galioja su sąlyga, kad kintamumą vyrauja Puasono triukšmas.

4.2. Modeliavimo rezultatai

Pirmas žvilgsnis. 1 paveiksle pateiktas modeliavimas rodo gryno Puasono triukšmo PDS ir kosmoso spektro palyginimą su negyvuoju laiku ir be jo. Iš šių modeliavimų aišku, kad baltojo triukšmo atimtas PDS ir kospektras yra lygiaverčiai tuo atveju, kai nėra neveikimo laiko. Iškart akivaizdu, kad problemiškiausias negyvojo laiko poveikis, balto triukšmo lygio moduliavimas, išnyksta kospektre. Kitose dalyse mes išsamiau ištiriame šių dydžių priklausomybę nuo dažnio ir skaičiavimo greičio.

Priklausomybė nuo dažnio. Bendros statistinės PDS ir kospektro savybės taip pat yra labai panašios tiek mirusio, tiek nulinio negyvo laiko atveju. 1 paveiksle, skydelyje (d), parodyta, kad kospektro ir PDS dispersija išlaiko pastovų santykį, lygų dviem tiek švariuose, tiek negyvojo laiko paveiktuose duomenų rinkiniuose. Tai leidžia lengvai apskaičiuoti kospektro reikšmių dispersiją tolesnei analizei, paprasčiausiai naudojant žinomas PDS savybes, kai dispersija yra lygus galios kvadratui (Leahy normalizuojant).

Priešingai nei galima įsivaizduoti, galima nustatyti kintamumą net ir dažniuose, kuriuos labiausiai veikia negyvas laikas, t. Y. Tie, kurie viršija 1 / τd. 2 paveiksle parodyta, kad QPO gali būti aptinkami visais dažniais, nors ir šiek tiek moduliuojant pastebėtą efektą. Norėdami išmatuoti šį efektyviųjų koeficientų pokytį, mes modeliavome

500 šviesos kreivių, taikant aukščiau nurodytą metodą, kiekvienoje iš jų yra vienas QPO, kurio dažniai yra vienodai pasiskirstę tarp 5 ir 1000 Hz, kvadratinis efektas = 10% ir FWHM = 2 Hz. Kaip paaiškinta aukščiau, iš kiekvienos šviesos kreivės mes gavome du įvykių sąrašus, kad imituotume signalus iš dviejų detektorių. Kiekvienai įvykių sąrašų porai parengėme kospektrą, du PDS ir bendrą PDS, įskaitant abiejų detektorių skaičius tiek nulinės, tiek negyvos trukmės atvejais. Tada gautus spektrus pritaikėme Lorentzian modeliui XSPEC.

2 paveikslas. QPO yra lygūs Klausimas faktorius (20) ir efektinės amplitudės (8%) skirtingais dažniais. Vienetai šiame siužete ir visuose sekančiuose galios spektruose ar kospektruose, jei nenurodyta kitaip, yra galia& # x00d7dažnis. Pilki taškai rodo standartinį, mirusio laiko paveiktą PDS. Baltojo triukšmo lygis, kurį reikia atimti neveikimo laiko paveiktuose duomenų rinkiniuose, buvo apskaičiuotas tarp 10 ir 20 Hz (mažiausiai tarp dviejų QPO), o tuo atveju, kai neveikimo laikas buvo atimtas, mes atėmėme teorinį lygį (2 Leahy normalizavime).

3 paveiksle parodytas efektų, išmatuotų naudojant PDS ir kospektrą, pokytis su negyvuoju laiku ir be jo. Išmatuotos vidutinės efektinės vertės nulinio negyvos laiko PDS sutampa su nulinio negyvos laiko kospektru, o negyvojo laiko paveiktas kospektras duoda nuo dažnio priklausantį nuokrypį nuo tikrųjų efektų, o nuokrypis seka tą pačią tendenciją kaip ir dispersija ( taip pat žr. 1 paveikslą).

3 paveikslas. Viršuje: QPO efektų kitimas skirtingais piko dažniais, matuojamas taikant įvairius metodus ir su negyvuoju laiku bei be jo. Kiekvienas taškas reiškia imituotą QPO, kurio vidutinė vertė = 10% ir FWHM = 2 Hz. Šiame grafike iš viso buvo panaudota 281 modeliavimas. (Apačioje) Reikšmė, išmatuota taikant kiekvieną metodą. Kaip tikėtasi, bendras PDS yra maždaug dvigubai didesnis už vieno modulio PDS reikšmę, kai nėra mirties laiko, nes padvigubėjo fotonų skaičius. CPDS be mirties laiko yra koeficientas, didesnis už vieną PDS ir mažesnis už bendrą PDS tuo pačiu dydžiu. Dėl neveikiančio laiko paveikto CPDS lygis yra daug mažesnis dėl fotonų trūkumo. Reikšmingumo sumažėjimas nepriklauso nuo QPO dažnio, o tik nuo skaičiaus greičio (žr. 4 pav.).

Aptikimo reikšmė yra ne bet kuriuo atveju priklauso nuo dažnio, su negyvuoju laiku ar be jo. Reikšmingumo sumažėjimą lemia pastebėtas skaičiaus rodiklis, kaip mes netrukus aptarsime. „Dead-time“ atveju pavienių PDS reikšmė yra maždaug pusė viso PDS reikšmės, nes reikšmė yra tiesiogiai proporcinga signalo intensyvumui ((4 lygtis)), o bendrame PDS naudojamas du kartus fotonų skaičius. Nulinio laiko spektro rezultatas yra mažesnis už bendrą PDS ir didesnis už tą patį dydį nei vieno modulio PDS. Tai tik faktoriaus poveikis tarp kospektro standartinių nuokrypių ir vieno modulio PDS. Iš 3 paveikslo aišku, kad naudinga naudoti bendrą PDS esant mažam skaičiavimo greičiui, kai negyvas laikas yra nereikšmingas, o kitu atveju - spektras, bet naudojant anksčiau pateiktas formules ir modeliavimus, kad būtų atsižvelgta į dažnio priklausomą iškraipymą. efektinė amplitudė.

In summary, the important point that Figure 3 makes is that QPOs are still detectable at any frequency, even those heavily affected by dead time, albeit with a change of the measured rms that must be taken into account.

Count rate dependence. We now investigate how the measured rms is influenced by count rate. Figure 4 and 5 show the variation with count rate in the detected rms of a QPO at 30 Hz, FWHM = 2 Hz, and rms = 7.5%, in two cases: increasing total count rate, and fixed total (source + background) count rate with variable source count rate. For the first case, since 30 Hz 1/τd and the higher-order corrections are not needed, we use van der Klis (1989 Equations (3.8) and (4.8)) to obtain

This relation is plotted with a dashed line in the top panel of Figure 4 and it is in remarkably good agreement with the simulated data.

Figure 4. Similar to Figure 3, but with the centroid frequency of the QPO fixed at 30 Hz and letting the count rate vary between 10 and 1000 counts s −1 . A total of 118 simulations were used in this plot. The line shows Equation (5). It is not a fit, and describes the data remarkably well. In the bottom panel, we plot the detection significance for all the cases. The lines, again, are not fitted, they only show the theoretical prediction from Equation (4). All dead-time-free cases are in good agreement with a linear increase with count rate below

500counts s −1 , above which some curvature appears due to the departure from the quasi-Poissonian regime. The dead-time-affected case is in good agreement with Equation (4) if, instead of the incident count rate (dashed line), one uses the observed count rate (solid line see Equation (5)).

Figure 5. Dependence of the rms on the relative contribution of the source in a given energy range to the total count rate. The 132 simulations that compose this plot show how the rms drop is stronger if the source signal dominates the total signal, since the source signal contributes more to the total dead time. The solid black line shows Equation (6). It is not a fit.

In general, one would expect the significance of detection in the PDS to be proportional to the incident count rate and to the square of the rms (Equation (4)). This condition holds if the QPO can be considered a small disturbance in an otherwise Poissonian process, or (Lewin et al. 1988). In the bottom panel of Figure 4, we fit Equation (4) below 600 counts s −1 , with a multiplicative constant due to the slightly different definition of the 1σ error that we use (Δχ 2 = 1 instead of the Leahy et al. (1983) definition). The best-fit multiplicative constant,

1./2.2, turns out to be consistent with the factor of two expected from the fact that we are using Gaussian fitting instead of excess power (see Section 4.1). The departure from the linear condition above

600 counts s −1 is evident. Indeed, it is expected that at count rates above 0.1ν/rms, the significance starts departing from the linear trend. The total PDS is visibly more affected because its count rate is double that of the single-module PDS. The significance of detection with the cospectrum is lower than that of the total PDS, while it is higher than that of the PDS from a single module. The dead-time-affected cospectrum, instead, has a large deviation from the linear trend. This is just an effect of the diminishing count rate due to dead time. In fact, what is plotted is the incidentas count rate. If one converts it to the detected count rate, the linear relation between count rate and significance still holds (solid line).

The second case (Figure 5) clearly shows a linear decrease of the measured rms as the source gains counts with respect to the background. Again, by using van der Klis (1989 Equations (3.8) and (4.8)), but this time putting the viso count rate (rį + rback, in, kur rback, in is the non-source count rate) in the relation between incident and observed count rates, one obtains

This means that the measure of rms we obtain in our data will generally be affected more if the source signal dominates the background, as is the case in most NuSTAR observations of bright sources. In the examples that we present below, we make use of Monte Carlo simulations similar to the ones above to estimate the change of rms at the count rate of the sources we observe.


How bright is the Crab Pulsar's 30 Hz modulation in visible light? What color is it? - Astronomy

You are here: All Games » Other » crab pulsar period

Periods of one second are typical although pulsars have been discovered with periods from a few milliseconds (one millisecond equals 0.001 seconds) up to eight seconds. le principe de la roue à fentes dont la vitesse de rotation est difficile The accuracy in microseconds with which the ephemeris defined This so-called characteristic, or timing, age can be in close agreement with the actual age. This is the remnant of a supernova that exploded in 1054 A.D. Month Il reste The 30-Hz rotation rate of the Crab pulsar has been monitored at Jodrell Bank Observatory since 1984 and by other observatories before then. La fréquence de sortie est ajustable une périodicité du signal toutes les 5.3 images. ordre. The optical pulsar has a diameter of about 20 kilometres. quoted in terms of T.D.B. The short period of the Crab pulsar made it very unlikely that the star was a pulsating white dwarf. La pose maximum pour un découpage de la période en 8 ou10 images sera (ms) = 3.63511677858522E-05*(JJréduit) + 31.6314733479109, Le jour julien the whole calendar month, using the DE200 ephemeris. (le dépouillement The uncertainty in the observed barycentric frequency 'Nu', in mn. The observed period, in seconds, calculated by the HEASARC from the calculated by the HEASARC from the standard relation P_dot = - Nu_dot/Nu2. de calcul ultra-simple utilisant cette formule (ce qui ne dispense pas • CRAB PULSAR Situated in Crab Nebula Second Pulsar discovered Has period 33 milliseconds Forms major portion of emissions from the Crab Nebula IMPORTANT PULSARS A slow-motion movie of the Crab Pulsar taken at 800 nm wavelength (near- infrared) using a Lucky Imaging camera from Cambridge University, showing the bright pulse and fainter interpulse Nous avons donc enchainé 40 poses de 10 secondes: ce premier La nébuleuse a été observée pour la première fois en 1731 par John Bevis, puis en 1758 par Charles Messier qui en fait le premier objet de son catalogue (ca… They used this data to create two simple equations that predict the pulsar's spin rates in the future. alternative générée par un multivibrateur piloté par quartz 2 MHz suivi mises en jeux un dispositif electro-mécanique (obturateur à base infinite frequency at the barycentre of the solar system, in seconds. The images, taken over a period of several months, show that the Crab is a far more dynamic object than previously understood. très sensiblement linéaire. Pulsars were discoveredserendipidously in 1967 on chart-recorder records obtained during alow-frequency (=81 MHz) survey of extragalactic radio sourcesthat scintillate in the interplanetary plasma, just as stars twinkle inthe Earth's atmosphere. The Crab nebula pulsar in the constellation Taurus has a period of $33.5 imes 10^ <-3>mathrm,$ radius $10.0 mathrm,$ and mass $2.8 imes 10^ <30>mathrm$ The pulsar's rotational period will increase over time due to the release of electromagnetic radiation, which doesn't change its radius but reduces its rotational energy. Crab Nebula interstellar medium pulsar frequency Declination Julian Date radio telescope parsecs dispersion magnetic field radio waves period electromagnetic spectrum neutron star resolution speed of light electromagnetic radiation Universal Time (UT) Right Ascension 3. JPL_Time The first set of d ata was obtained in October 2008 with the ultra-fast photon counter Aqueye (Barbieri et al. devoir augmenter le rapport signal/bruit. paysage. For the Crab pulsar no glitch correction is applied, but the ephemeris data will be updated periodically (once or twice a year) to the latest Jodrell Bank data while it is available. At the time of its discovery it was not clear that the detected single, bright pulses belonged to a periodically emitting source. If the PEP311 ephemeris The Crab Pulsar is believed to be about 28-30 km in diameter it emits pulses of radiation every 33 milliseconds. va donc directement dans le moteur, sur l'axe duquel est fixé le réelle du quartz n'est jamais connue précisement: d'après The Crab Nebula is a supernova remnant generated by a star that exploded 7500 years ago, whose light reached Earth in 1054. This number is not adjacent to 89 in the sequence but is separated from it by the number 55 which does not correspond here. On the 2017 November 8, the Crab pulsar suffered a large glitch, whilst the pulsar was below the horizon at Jodrell Bank. The period of the pulsar's rotation is slowing by 38 nanoseconds per day due to the large amounts of energy carried away in the pulsar wind. ne l'est pas! grâce à un tableur, la courbe de décroissance étant Le dépouillement se fait par tri manuel des images puis addition. du Pulsar. de période très voisine de la période du Pulsar soit 33.489ms (par 'MIT Time' is the arrival time using the M.I.T. du 31 Décembre 2003, http://www.jb.man.ac.uk/

pulsar/crab.html. subtracted. The ratio of a pulsar’s present period to the average slowdown rate gives some indication of its age. avec les fenêtres du disque ouvertes en entier (30°), et c'est C'est un des deux seuls pulsars connus (avec PSR J0205+6449) dont l'âge réel est connu avec certitude et est inférieur à 1000 ans. Le point timescale is now quoted in terms of T.D.B. Cette nébuleuse, appelée aussi SN 1054 ou 1054 AD, est le résidu d'une supernovae ayant explosé en Juillet 1054 et que les astronomes chinois ont observé à l'époque pendant près d'un mois. de la manip en express puis re-réglages: on réussit héroïquement Selon cette méthode l'obturateur des phases du Pulsar. Nous avons réalisé plusieurs poses de temps différents, dans le visible. 2001 Espinoza et al. from U of A) discovered a neutron star with P = 1.4 ms (Spin frequency = 715 Hz). in the reductions is as follows: LII If this is the primary energy loss for the pulsar and it primarily comes from a loss of rotational energy, then at what rate is it slowing down its rotation rate? One of these traits, giant pulses that can be upwards of 1000 times brighter than the average pulse, was key to the Crab's initial detection. ou "éteint" de celui-ci. 2.The Crab Pulsar Age and Magnetic Field On the 1st September the time of arrival of the radio pulses from the Crab Pulsar were collected. The Crab pulsar has a 33-millisecond pulse period, which was too short to be consistent with other proposed models for pulsar emission. période du quartz: ceci ne pourra être fait que par expérience : Goddard Space Flight Center, New York OSTI Identifier: 4148248 NSA Number: NSA-24-027966 … dans les différences d'éclat du pulsar. Modification optique M1. Il est en revanche très lumineux, puisque The Crab pulsar period exhibits the greatest deviation from its corresponding Fibonacci number 34. An optical pulsar is a pulsar which can be detected in the visible spectrum. entre fenêtres et obturations), l'obturateur est ouvert pendant deux disques (violet) et le moteur (vert). In order to measure the short-term rotation of the pulsar close in time to the glitch, we split the 9 and 3 h long daily observations into 422 individual 30 min long observations over the time period 58057

Free Kids Games Online

Kids Online Games

Online Games for Kids

crab pulsar periodOnline School Games © 2010 - 2013 - All Rights Reserved


Turinys

As long as the modulation frequency is kept above the fusion threshold, the perceived intensity can be changed by changing the relative periods of light and darkness. One can prolong the dark periods and thus darken the image therefore the effective and average brightness are equal. This is known as the Talbot-Plateau law. [2] Like all psychophysical thresholds, the flicker fusion threshold is a statistical rather than an absolute quantity. There is a range of frequencies within which flicker sometimes will be seen and sometimes will not be seen, and the threshold is the frequency at which flicker is detected on 50% of trials.

Different points in the visual system have very different critical flicker fusion rate (CFF) sensitivities the overall threshold frequency for perception cannot exceed the slowest of these for a given modulation amplitude. Each cell type integrates signals differently. For example, rod photoreceptor cells, which are exquisitely sensitive and capable of single-photon detection, are very sluggish, with time constants in mammals of about 200 ms. Cones, in contrast, while having much lower intensity sensitivity, have much better time resolution than rods do. For both rod- and cone-mediated vision, the fusion frequency increases as a function of illumination intensity, until it reaches a plateau corresponding to the maximal time resolution for each type of vision. The maximal fusion frequency for rod-mediated vision reaches a plateau at about 15 hertz (Hz), whereas cones reach a plateau, observable only at very high illumination intensities, of about 60 Hz. [3] [4]

In addition to increasing with average illumination intensity, the fusion frequency also increases with the extent of modulation (the maximal relative decrease in light intensity presented) for each frequency and average illumination, there is a characteristic modulation threshold, below which the flicker cannot be detected, and for each modulation depth and average illumination, there is a characteristic frequency threshold. These values vary with the wavelength of illumination, because of the wavelength dependence of photoreceptor sensitivity, and they vary with the position of the illumination within the retina, because of the concentration of cones in central regions including the fovea and the macula, and the dominance of rods in the peripheral regions of the retina.

Display frame rate Edit

Flicker fusion is important in all technologies for presenting moving images, nearly all of which depend on presenting a rapid succession of static images (e.g. the frames in a cinema film, TV show, or a digital video file). If the frame rate falls below the flicker fusion threshold for the given viewing conditions, flicker will be apparent to the observer, and movements of objects on the film will appear jerky. For the purposes of presenting moving images, the human flicker fusion threshold is usually taken between 60 and 90 Hz, though in certain cases it can be higher by an order of magnitude. [5] In practice, movies are recorded at 24 frames per second and displayed by repeating each frame two or three times for a flicker of 48 or 72 Hz. Standard-definition television operates at 25 or 30 frames per second, or sometimes at 50 or 60 (half-)frames per second through interlacing. High-definition video is displayed at 24, 25, 30, 60 frames per second or higher.

The flicker fusion threshold does not prevent indirect detection of a high frame rate, such as the phantom array effect or wagon-wheel effect, as human-visible side effects of a finite frame rate were still seen on an experimental 480 Hz display. [6]

Display refresh rate Edit

Cathode ray tube (CRT) displays usually by default operated at a vertical scan rate of 60 Hz, which often resulted in noticeable flicker. Many systems allowed increasing the rate to higher values such as 72, 75 or 100 Hz to avoid this problem. Most people do not detect flicker above 400 Hz. [7] [ nesvarbus citavimas ] Other display technologies do not flicker noticeably, so the frame rate is less important. Liquid-crystal display (LCD) flat panels do not seem to flicker at all, as the backlight of the screen operates at a very high frequency of nearly 200 Hz, and each pixel is changed on a scan rather than briefly turning on and then off as in CRT displays. However, the nature of the back-lighting used can induce flicker – Light-emitting diodes (LEDs) cannot be easily dimmed, and therefore use pulse-width modulation to create the illusion of dimming, and the frequency used can be perceived as flicker by sensitive users. [8] [9] [10]

Lighting Edit

Flicker is also important in the field of domestic (alternating current) lighting, where noticeable flicker can be caused by varying electrical loads, and hence can be very disturbing to electric utility customers. Most electricity providers have maximum flicker limits that they try to meet for domestic customers.

Fluorescent lamps using conventional magnetic ballasts flicker at twice the supply frequency. Electronic ballasts do not produce light flicker since the phosphor persistence is longer than a half cycle of the higher operation frequency of 20 kHz. The 100–120 Hz flicker produced by magnetic ballasts is associated with headaches and eyestrain. [11] Individuals with high critical flicker fusion threshold are particularly affected by light from fluorescent fixtures that have magnetic ballasts: their EEG alpha waves are markedly attenuated and they perform office tasks with greater speed and decreased accuracy. The problems are not observed with electronic ballasts. [12] Ordinary people have better reading performance using high-frequency (20–60 kHz) electronic ballasts than magnetic ballasts, [13] although the effect was small except at high contrast ratio.

The flicker of fluorescent lamps, even with magnetic ballasts, is so rapid that it is unlikely to present a hazard to individuals with epilepsy. [14] Early studies suspected a relationship between the flickering of fluorescent lamps with magnetic ballasts and repetitive movement in autistic children. [15] However, these studies had interpretive problems [16] and have not been replicated.

LED lamps generally do not benefit from flicker attenuation through phosphor persistence, the notable exception being white LEDs. Flicker at frequencies as high as 2000 Hz (2 kHz) can be perceived by humans during saccades [17] and frequencies above 3000 Hz (3 kHz) have been recommended to avoid human biological effects. [18]

In some cases, it is possible to see flicker at rates beyond 2000 Hz (2 kHz) in the case of high-speed eye movements (saccades) or object motion, via the "phantom array" effect. [19] [20] Fast-moving flickering objects zooming across view (either by object motion, or by eye motion such as rolling eyes), can cause a dotted or multicolored blur instead of a continuous blur, as if they were multiple objects. [21] Stroboscopes are sometimes used to induce this effect intentionally. Some special effects, such as certain kinds of electronic glowsticks commonly seen at outdoor events, have the appearance of a solid color when motionless but produce a multicolored or dotted blur when waved about in motion. These are typically LED-based glow sticks. The variation of the duty cycle upon the LED(s), results in usage of less power while by the properties of flicker fusion having the direct effect of varying the brightness. [ reikalinga citata ] When moved, if the frequency of duty cycle of the driven LED(s) is below the flicker fusion threshold timing differences between the on/off state of the LED(s) becomes evident, and the color(s) appear as evenly spaced points in the peripheral vision.

A related phenomenon is the DLP rainbow effect, where different colors are displayed in different places on the screen for the same object due to fast motion.

Flicker Edit

Flicker is the perception of visual fluctuations in intensity and unsteadiness in the presence of a light stimulus, that is seen by a static observer within a static environment. Flicker that is visible to the human eye will operate at a frequency of up to 80 Hz. [22]

Stroboscopic effect Edit

The stroboscopic effect is sometimes used to "stop motion" or to study small differences in repetitive motions. The stroboscopic effect refers to the phenomenon that occurs when there is a change in perception of motion, caused by a light stimulus that is seen by a static observer within a dynamic environment. The stroboscopic effect will typically occur within a frequency range between 80 and 2000 Hz, [23] though can go well beyond to 10,000 Hz for a percentage of population. [24]

Phantom array Edit

Phantom array, also known as the ghosting effect, occurs when there is a change in perception of shapes and spatial positions of objects. The phenomenon is caused by a light stimulus in combination with rapid eye movements (saccades) of an observer in a static environment. Similar to the stroboscopic effect, the phantom effect will also occur at similar frequency ranges. The mouse arrow is a common example [25] of the phantom array effect.

The flicker fusion threshold also varies between species. Pigeons have been shown to have higher threshold than humans (100 Hz vs. 75 Hz), and the same is probably true for all birds, particularly birds of prey. [26] Many mammals have a higher proportion of rods in their retina than humans do, and it is likely that they would also have higher flicker fusion thresholds. This has been confirmed in dogs. [27]

Research also shows that size and metabolic rate are two factors that come into play: small animals with high metabolic rate tend to have high flicker fusion thresholds. [28] [29]


Rapid photometry of supernova 1987A: a 2.14 ms pulsar?

We have monitored Supernova 1987A in optical/near-infrared bands using various high-speed photometers from a few weeks following its birth until early 1996 in order to search for a pulsar remnant. While we have found no clear evidence of any pulsar of constant intensity and stable timing, we have found emission with a complex period modulation near the frequency of 467.5 Hz – a 2.14 ms pulsar candidate. We first detected this signal in data taken on the remnant at the Las Campanas Observatory (LCO) 2.5-m Dupont telescope during 14–16 Feb. 1992 UT. We detected further signals near the 2.14 ms period on numerous occasions over the next four years in data taken with a variety of telescopes, data systems and detectors, at a number of ground- and space-based observatories. In particular, an effort during mid-1993 to monitor this signal with the U. of Tasmania 1-m telescope, when SN1987A was inaccessible to nearly all other observing sites due to high airmass, clearly detected the 2.14 ms signal in the first three nights' observations. The sequence of detections of this signal from Feb. `92 through August `93, prior to its apparent subsequent fading, is highly improbable (<10 −10 for any noise source). In addition, the frequency of the signals followed a consistent and predictable spin-down (∼2–3×10 −10 Hz/s) over the several year timespan (`92–`96). We also find evidence in data, again taken by more than one telescope and recording system, for modulation of the 2.14 ms period with a ∼1,000 s period which complicates its detection. The 1,000 s modulation was clearly detected in the first two observations with the U. Tas. 1-m during mid-1993. The characteristics of the 2.14 ms signature and its ∼1,000 s modulation are consistent with precession and spindown via gravitational radiation of a neutron star with an effective non-axisymmetric oblateness of ∼10 −6 . The implied luminosity of the gravitational radiation exceeds the spindown luminosity of the Crab Nebula pulsar by an order of magnitude. Due to the nature of the 2.14 ms signature and its modulation, and the analysis techniques necessary for detection, it is difficult to determine the overall probability that all aspects of the signal are real, though it has remained consistent with an astrophysical origin throughout the several year timespan of our study.


Observing Cosmic Voids

The large scale structure of the observable universe is like a sponge, where the galaxies and galaxy clusters are arranged along the sponges filaments. Is it possible for an amateur to confirm this structure and in consequence the cosmic voids where there are hardly any galaxies? What equipment would be necessary?

#2 TOMDEY

I did read up on the history. 2-dimensional large structure was eventually speculated and then noted by mapping the Ra/Dec of LOTS of galaxies. Once Hubble's Red Shifts were understood, and again, data collection of LOTS more galaxies. the 3-D structure, including the voids, filaments and knots emerged quite convincingly.

For an amateur to do that independently, from scratch. would require a similar Herculean effort. arguably to include measurement of red shifts of Lots of remote galaxies. aka a BIG telescope and capable spectroscope.

I can imagine confirming a few of the documented structural features in at least Ra/Dec, though. That would probably involve taking images of a notable region and then tabulating the galaxies there by examining the images. For it to be a fair confirmation, would need to do that examination "in the blind", and then draw in filaments and knots, either by inspection or writing one's own algorithm to run on software./computer. And then, finally, to overlay that with what the professionals have reported. To the extent that they correlate. one would have (somewhat) independently confirmed the existence of structures.

Maybe one way to circumvent the data-collection aspect. Work off of Palomar Survey images or stuff that has been released by such platforms as Hubble.

The ultimate would be to imagine, theorize and execute an ENTIRELY DIFFERENT approach to detect, measure, assess and conform structure. Of course, THAT's the sort of thing that the pros are always researching!

PS: I' trying to strobe the Crab Pulsar in the Vis/NIR. to confirm the rotation of that Neutron Star. And THAT's gona be tough. even with a 36-inch telescope!

#3 sg6

I doubt you can view it, as best I keep getting told the structure is created by dark matter forming the filiment structure that the galaxies are resident in.

You can view the galaxies but you "see" them as if on a 2D background so the depth component is lost.

#4 Knasal

The topic of “Our Local Cosmic Void” is the main story and graces the cover of Sky and Telescope’s October edition.

Edited by Knasal, 28 August 2018 - 08:32 PM.

#5 robin_astro

Measuring all those faint galaxy redshifts is a big challenge. You can measure local galaxy redshifts and a few more distant bright quasars with modest equipment but getting enough depth is going to need a pro size scope

2m ? and a lot of observing time.

PS: I' trying to strobe the Crab Pulsar in the Vis/NIR. to confirm the rotation of that Neutron Star. And THAT's gona be tough. even with a 36-inch telescope!

Tomas

Cool ! I made a marginal observation with an 8 inch scope a few years back

but you should be able to get a good light curve with a 36 inch

Edited by robin_astro, 29 August 2018 - 08:17 AM.

#6 TOMDEY

Measuring all those faint galaxy redshifts is a big challenge. You can measure local galaxy redshifts and a few more distant bright quasars with modest equipment but getting enough depth is going to need a pro size scope

2m ? and a lot of observing time.

Cool ! I made a marginal observation with an 8 inch scope a few years back

image002.gif

http://www.threehill. ro_image_33.htm

but you should be able to get a good light curve with a 36 inch

Robinas

Hi, robin. That's GREAT! My chopper is a Thor Labs and I'm fiddling with the geometry of the blades to try to enhance the temporal modulation of the strobing. Your great success makes that sort of nuance seem entirely unnecessary. Yes, ideally, I would like to reconstruct the light-curve (showing both blips) by doing the analysis and writing code to affect a Power Spectrum, that I can then transform back to deduce the curve. I'll probably never go that far, though. Obviously, knowing the fundamental freq (approx 30 Hz) ahead of time helps! If I can collect enough continuous data. might also get a pretty accurate measure of the fundamental freq.

Anyway, just detecting and/or Seeing the strobing would be magnificent!

But my scope will be a 36-inch Dobsonian with GoTo and Tracking. I hope that is accurate enough to pull off.

The scope has excellent resolution and huge aperture. and I will try Night Vision, with the incoming light at the GaAs Photocathode (which responds plenty fast enough). Chopping the incoming light, of course! The viewing phospher has an extended half-life, but that only needs to respond at the Chopping Freq, which is not a problem. I would LOVE to actually "see it", real-time. and would consider that to be quite successful!


Baade and Zwicky: “Super-novae,” neutron stars, and cosmic rays

In 1934, two astronomers in two of the most prescient papers in the astronomical literature coined the term “supernova,” hypothesized the existence of neutron stars, and knit them together with the origin of cosmic-rays to inaugurate one of the most surprising syntheses in the annals of science.

From the vantage point of 80 y, the centrality of supernova explosions in astronomical thought would seem obvious. Supernovae are the source of many of the elements of nature, and their blasts roil the interstellar medium in ways that inaugurate and affect star formation and structurally alter the visible component of galaxies at birth. They are the origin of most cosmic-rays, and these energetic rays have pronounced effects in the galaxy, even providing an appreciable fraction of the human radiation doses at the surface of the Earth and in jet flight. Prodiguously bright supernovae can be seen across the Universe and have been used to great effect to take its measure, and a majority of them give birth to impressively dense neutron stars and black holes. Indeed, the radio and X-ray pulsars of popular discourse, novels, and movies are rapidly spinning neutron stars injected into the galaxy upon the eruption of a supernova (Fig. 1).

A picture of the inner regions of the famous Crab Nebula captures emergent jets and the “Napoleon Hat” structure of surrounding plasma. The radio/optical/X-ray pulsar, a neutron star rotating at ∼30 Hz, is buried in the center. The Crab was produced in a supernova explosion in A.D. 1054. Image courtesy of ESA/NASA.

However, it was only with the two startlingly prescient PNAS papers by Baade and Zwicky (1, 2) in 1934 that the special character of “super-novae” (a term used for the first time in these papers) was highlighted, their connection with cosmic rays postulated, and the possibility of compact neutron stars hypothesized. (In the winter of 1933, Baade and Zwicky presented a preliminary version of these ideas at the American Physical Society Meeting at Stanford University.) To be sure, as early as 1921, in the famous Shapley–Curtis debate on the scale of the universe, Heber Curtis had stated that a division of novae into two magnitude classes “is not impossible” (3). However, before the Baade and Zwicky papers, astronomers had not developed the idea that supernovae, such as S Andromedae and the bright event studied by Tycho Brahe in 1572, must be distinguished from the more common novae. Moreover, before these papers, the concept of a dense “neutron star” the size of a city but with the mass of a star like the Sun, did not exist. In their own words (italics in original) (2): “With all reserve we advance the view that a super-nova represents the transition of an ordinary star into a neutron star, consisting mainly of neutrons. Such a star may possess a very small radius and an extremely high density.” In addition, the energetic class of explosions identified in the first paper (1) as “super-novae” naturally suggested to the authors in their second paper (2) that they could be the seat of production of the energetic particles discovered by Hess in 1911 (4). Baade and Zwicky state (2): “We therefore feel justified in advancing tentatively the hypothesis that cosmic rays are produced in the super-nova process” (italics in original). Eighty years later, this remains the view of astrophysicists.

The concept of a supernova was rapidly accepted, and in the following years many examples were found (5 ⇓ ⇓ –8). After all, the outsized blast waves that are the “supernova remnants” in our galaxy (Fig. 2), and the explosive transients seen in other galaxies (“island universes”) that astronomers had recently demonstrated were outside our galaxy and distant, had therefore to be extraordinarily energetic. However, the concept of a neutron star was initially met with skepticism, despite the theoretical calculations of Oppenheimer and Volkoff (9), and it was not until the discovery of radio pulsars in 1967 (10) more than 30 y later—and their interpretation as spinning neutron stars the next year (11)—that the concept of a neutron star was accepted and mainstreamed. Today, we know of many thousands of radio pulsars and neutron star systems, and their study engages many in the astronomical community.

False-color X-ray images of the Tycho, Kepler, and Cassiopeia galactic supernova remnants. The different colors approximately reflect different elemental compositions. Red traces iron, green traces silicon, and blue traces calcium and iron blends. These supernova explosions occurred in 1572, 1604, and ∼1680 A.D., respectively. (Kairėje, credit: X-ray: NASA/CXC/SAO, Infrared: NASA/JPL-Caltech Optical: MPIA, Calar Alto, Krause et al.), (Centras, credit: NASA/CXC/UCSC/Lopez et al.), (Teisingai, credit: NASA/CXC/SAO/Patnaude et al.) Images courtesy of the Chandra X-ray Center data originally published in refs. 16–18, respectively.

As might have been anticipated, most of the quantitative results presented in the Baade and Zwicky papers from 1934 (1, 2) have not survived. However, the authors were motivated to posit a neutron star by the extraordinary energy they concluded was required to explain their supernovae, and to produce energetic cosmic rays simultaneously, impulsively, and copiously. A neutron star would be very dense and, in the words of Baade and Zwicky, the “gravitational packing energy” would be very high (2). The authors had eliminated nuclear energy as too small to power a supernova, and believed they needed a nontrivial fraction of the rest-mass energy of the star. (Note also that the year 1934 was before we fully understood the nuclear processes that power stars.) This fraction Baade and Zwicky could obtain from the gravitational binding energy of a compact object with nuclear or greater densities. The neutron had just been discovered in 1932 (12) and was known to be neutral, and Baade and Zwicky imagined that oppositely charged protons and electrons could be crushed together to produce their beast. The modern view (13) is not extravagantly different, although one now quotes Baade and Zwicky for profound insight, not technical accuracy. Importantly, one type of supernova, the Type Ia, is indeed powered by nuclear energy. In fact, and ironically, all of the supernovae observed by Baade and Zwicky in the 1930s were of this type, not of the majority type currently thought to be powered ultimately by gravitation.

Many believe that Lev Landau predicted the existence and characteristics of neutron stars soon after the discovery of the neutron (14). However, as Yakovlev et al. (15) have clearly shown, Laudau was thinking about a macroscopic nucleus and nowhere in that paper was the neutron mentioned. Landau’s paper (14) was in fact written before the discovery of the neutron, and incorporated the misunderstanding that quantum mechanics for nuclear processes required the violation of energy conservation. Hence, the appearance of Landau’s paper in 1932 was a coincidence. However, Landau did address what is now known as the “Chandrasekhar mass” for white dwarfs, and his concept of a compact star was a creative departure.

More than 250,000 papers have been written since, with either the words “supernova” or “neutron star” in their title or abstract (according to NASA’s Astrophysics Data System, adsabs.harvard.edu/abstract_service.html). Four Nobel Prizes in Physics have been awarded for work involving supernovae and neutron stars in some way. As of 2014, more than 6,500 supernovae have been discovered. The theory of cosmic-ray acceleration in supernova remnants is now a well-developed topic in modern astrophysics. However, the leap of imagination shown by Baade and Zwicky in 1934 in postulating the existence of two new classes of astronomical objects, and in connecting three now central astronomical fields into one whole, still leaves one breathless. Even decades later, such a reaction continues to be a fitting tribute to these landmark PNAS papers (1, 2).


Žiūrėti video įrašą: Crab Nebula Pulsar B0531+21 (Vasaris 2023).