Astronomija

Radialinių greičių skaičiavimas iš kryžminės koreliacijos duomenų

Radialinių greičių skaičiavimas iš kryžminės koreliacijos duomenų


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.

Kaip geriau pritaikyti Gauso kreivę CCF, kad gautų tiksliausią RV vertę? Žemiau pateiktame paveikslėlyje parodytas montavimas, kai aš palyginau montavimą pagal svorį pagal neapibrėžtumus, o ne. Tarp jų nėra didelio skirtumo, nes visų duomenų taškų klaidos yra beveik vienodos.

RV yra $ mu $ o neapibrėžtumas buvo gautas iš kovariacijos matricos pirmą kartą įstrižainėje. Atlikus panašią procedūrą, bet susumavus kelis užsakymus (pvz., Pav. Žemiau), gaunu RV laiko eilutes, kurios yra per daug išplitusios. Turiu rasti būdą kuo labiau sumažinti triukšmą. Nerodau klaidų RV laiko eilutėse, nes maniau, kad jos kyla iš kovariacijos matricos, bet atrodo nerealiai (per didelė).


Kodėl negalima pritaikyti jus dominančių užsakymų atskirai ir tada naudoti standartinę vidurkio paklaidą (galbūt įvertintą pagal signalą-triukšmą kiekviename CCF) kaip tikslumas finale, vidutinis RV.

Kalbant apie tai, kas tinka, aš nesuprantu, kodėl Gausas yra toks blogas? Tikriausiai reikia apsiriboti vidiniu $ sim pm 1 sigma $ kad būtų išvengta triukšmo už smailės ribų, vienaip ar kitaip traukiant tinkamus. Kitos galimybės yra tiesiog naudoti skaitmeninį centroidą (tačiau tam gali turėti įtakos asimetrija), arba galite naudoti sinc funkciją centriniam regionui (kartais geresnis CCF smailės modelis).

Redaguoti: Jūs nesilaikėte mano patarimo, kuris buvo apriboti Gauso atitikimą $ pm 1 $ sigma nuo smailės (darykite tai kartotinai). Šiuo metu Gauso „sparnai“ tik kelia triukšmą.

Tačiau pagal nykščio taisyklę jūs neketinate padaryti daug geriau nei 2,2 USD sigma $ padalijus iš signalo ir triukšmo santykio. Panašu, kad tavo $ sigma sim 2 $ km / s, o jūsų signalo ir triukšmo santykis yra apie 30, todėl nematau, kaip iš tokių duomenų galėjote gauti tokį mažą sklaidą? Toliau pateiktame grafike nėra taškų su verte $-10.76$. Jūsų klausime vis dar kažko trūksta.


Pavadinimas: Radialiniai pietinių vaizdinių kelių žvaigždžių greičiai

Didelės skiriamosios gebos vizualinių kelių žvaigždžių spektrai buvo paimti 2008–2009 m., Siekiant aptikti ar patvirtinti spektroskopinius posistemius ir nustatyti jų orbitas. 93 vėlyvojo tipo žvaigždžių, priklausančių daugybei regimųjų sistemų, radialinis greitis buvo matuojamas skaitmenine kryžmine koreliacija. Pateikiame individualius Gauso greičius, plotį ir amplitudę, kurie priartina koreliacijas. Aptariama nauja šių duomenų gauta informacija apie kelias sistemas. HD 41742B, HD 56593C ir HD 122613AB radome dvigubus dvejetainius failus, patvirtinome keletą kitų žinomų posistemių ir apribojome posistemių egzistavimą kai kuriuose vaizdiniuose dvejetainiuose kompiuteriuose, kur pasirodė, kad abu komponentai turi panašų greitį. Apskaičiuojamos atitinkamai HD 104471 Aa, Ab ir HD 210349 Aa, Ab dvigubo linijos posistemių, kurių periodai yra 148 ir 13 dienų, orbitos. Mes apskaičiuojame atskirus šių trigubų sistemų komponentų dydžius ir mases ir atnaujiname išorinę HD 104471 AB orbitą.


Allenas, C. W .: 1973 m.Astrofiziniai kiekiai (3-asis leidimas), „Athlone Press“, Londonas, Ch. 4.

Ballas, J. A .: 1976, M. L. Meeks (red.),Eksperimentinės fizikos metodai, T. 12, „Academic Press“, Niujorkas, p. 308.

Beckers, J. M., Bridges, C. A. ir Gilliam, L. B .: 1976,Aukštos skiriamosios gebos spektrinis saulės spinduliavimo atlasas nuo 380 iki 700 nanometrų, Res. Pap. Nr. 565, AFGL-TR-76-0126 (II), Sakramento viršukalnės observatorija, „Sunspot“.

Borchersas, H. ir Schmidtas, E .: 1964, Landolt-Börnstein (red.),Skaitmeniniai duomenys ir funkciniai ryšiai fizikoje, astronomijoje, geofizikoje ir technologijoje IV, 2b, Springer-Verlag, Berlynas, p. 46.

Braultas, J. M. ir White'as, O. R .: 1971 m.Astronas. Astrofijos. 13, 169.

Diego, F .: 1985 m.Publ. Astronas. Soc. Ramiojo vandenyno 97, 1209.

Enardas, D., Lundas, G. ir Tarenghi, M .: 1983,ESO Messenger 33, 32.

Hearnshaw, J. B .: 1977 m.Proc. Astronas. Soc. Australija 3, 102.

Hearnshaw, J. B .: 1978 m.„Sky Telesc“. 56, 6.

Graham, G. ir Tobin, W .: 1991, (parengtinis).

Kershaw, G. M. ir Hearnshaw, J. B .: 1989,Pietų žvaigždės 33, 89.

Kurucz, R. L .: 1979 m.Astrofijos. J. Suppl. Ser. 40, 1.

Latham, D. W .: 1985, A. G. D. Philip ir D. W. Latham (red.), „Žvaigždžių radialiniai greičiai“,IAU „Colloq“.88, 21.

MacQueenas, P. J .: 1986, daktaras Disertacija, Kenterberio universitetas.

Meras, M .: 1985, A. G. D. Philip ir D. W. Latham (red.), „Žvaigždžių radialiniai greičiai“,IAU „Colloq“. 88, 299.

Murdoch, K. A. ir Hearnshaw, J. B .: 1991,Astrofijos. Kosmoso mokslai. 186, 137 (I dokumentas).

Nankivell, G. R. ir Rumsey, N. J .: 1986, J. B. Hearnshaw ir P. L. Cottrell (red.), „Instrumentavimo ir tyrimų programos mažiesiems teleskopams“,IAU Symp. 118, 101.

Spauda, ​​W. H., Flannery, B. P., Teukolsky, S. A. ir Vetterling, W. T .: 1988,Skaitmeniniai receptai, Kembridžo universiteto leidykla, Niujorkas, Ch. 14.

Simkinas, S. M .: 1974 m.Astronas. Astrofijos. 31, 129.

Walker, G. A. H., Yang, S., Campbell, B. ir Irwin, A. W .: 1989,Astrofijos. Dž. 343, L21.


1. Įvadas

Dvejetainės žvaigždės yra visur galaktikoje ir yra svarbus astrofizinių parametrų šaltinis. Fotometriniai ir spektroskopiniai užtemusių dvejetainių tyrimų rezultatai visų pirma atskleidžia pagrindinius žvaigždės parametrus, tokius kaip masės ir spinduliai, kurie padeda suprasti žvaigždes ir varžo žvaigždžių evoliucinius modelius. Dvejetainių failų dažnis ir jų savybės taip pat yra žvaigždžių susidarymo teorijų bandomieji stalai, būtini norint apriboti dabartinius žvaigždžių ir planetų formavimosi teorinius modelius. Žinoma saulės tipo žvaigždžių lauko populiacijos statistika rodo, kad mažiausiai 40% yra dvinariai, su

12% aukštesnės eilės kartotiniais (Raghavan et al. 2010). Stebėjimo įrodymai vis dėlto parodė, kad daugelis tokių dvejetainių failų iš tikrųjų yra trigubai (Eggleton ir kt., 2007 Tokovinin 2014a, 2014b), ypač trumpalaikiai dvejetainiai failai, kurių atskyrimai palyginami su žvaigždžių spinduliais (Tokovinin ir kt. 2006). Šis tretinių kompanionų, skriejančių aplink artimus dvejetainius kompiuterius, paplitimas daro didelę įtaką žvaigždžių susidarymo mechanizmams, nes protostellariniai spinduliai būtų per dideli, kad tilptų į jų dabartines orbitas (Rappaport et al. 2013). Tačiau teoriniai tyrimai rodo, kad buvimas trečiąja žvaigžde gali sukelti didelius ekscentrikos sužadinimus į vidinę orbitą, dėl kurio potvynio jėgos susitraukia ir cirkuliuoja vidinę orbitą per ekscentrinį Kozai – Lidovo mechanizmą (Fabrycky & amp Tremaine 2007 Naoz 2016). Šis mechanizmas taip pat buvo pasiūlytas planetos migracijai, būtent siekiant paaiškinti karštų Jupiterių buvimą ekscentrinėmis ir neteisingai išdėstytomis orbitomis, nes tolimi žvaigždžių ar planetų palydovai su labai linkusiomis orbitomis gali sutrikdyti planetos orbitą ir sukelti jos nykimą (Naoz ir kt., 2012 ).

Vienas iš kelių būdų rasti tokias trigubų žvaigždžių sistemas apima ilgalaikį dvejetainių užtemimų stebėjimą dėl periodinių trikdžių, kuriuos sukelia trečios žvaigždės buvimas. Beveik ištisinė daugiau nei 150 000 žvaigždžių ir daugiau nei 2000 užtemdančių dvinarių fotometrija (Kirk ir kt., 2016), kurią surinko NASA Kepler misija (Borucki ir kt., 2010) sukūrė idealų duomenų rinkinį užtemimo laiko variacijoms nustatyti ir leido atrasti šimtus trigubų žvaigždžių kandidatų (Gies ir kt., 2012, Rappaport ir kt., 2013, Conroy ir kt., 2014, Gies ir kt.) 2015 m. Borkovits ir kt., 2016).

Gies et al. (2012, 2015), mes pranešėme apie užtemimo laiko variantus 41 užtemimo dvejetainio failo pogrupiui, kurie buvo pasirinkti siekiant optimizuoti trečiojo sistemos kūno atradimo galimybes ir įgalinti tolesnę antžeminę spektroskopiją. Iš viso mes nustatėme septynias galimas trigubas sistemas ir septynias papildomas sistemas, kurios gali būti trigubos, o orbitos yra ilgesnės nei Kepler pradinė padėtis (Gies ir kt., 2015). Vėliau baigėme didelį šios imties spektroskopinių stebėjimų rinkinį, kad galėtume nustatyti spektroskopines orbitas, įvertinti žvaigždžių savybes, palyginti su evoliucijos kodais (Matson ir kt. 2016) ir ištirti pulsacines savybes (Guo ir kt., 2016, 2017a, 2017b) komponentų žvaigždžių.

Iš 41 užtemimo dvejetainio failo, pasirinkto užtemimo laiko analizei per Keplertik neseniai buvo pranešta, kad maždaug du trečdaliai buvo užtemdyti remiantis automatizuotais kintamumo tyrimais, tokiais kaip Vengrijoje pagamintas automatizuotų teleskopų tinklas (HATnet), kurio tikslas yra aptikti tranzitu vykstančias ne Saulės planetas naudojant mažos apertūros robotinius teleskopus (Hartman ir kt. ) ir „All Sky Automated Survey“ (ASAS), kuris stebi Vjuostų kintamumas tarp ryškesnių nei 14-os žvaigždžių žvaigždžių (Pigulski ir kt., 2009). Dauguma likusių dvejetainių failų buvo žinomi nuo ankstesnių epochų, tačiau paprastai jų paskelbta nedaug daugiau nei užtemimo minimumų ir orbitinių efemeridų laikai.

Norėdami toliau apibūdinti šį užtemdančių dvinarių rinkinį ir gauti spektroskopinius orbitinius elementus, surinkome vidutiniškai 11 antžeminių optinių spektrų viename dvejetainyje. Geriausia, kai matuojant radialinius greičius, reikalingi didelės skiriamosios gebos spektrai ir visiškas orbitos fazinis aprėptis. Tačiau vidutinės skiriamosios gebos () optiniai spektrai, kurių bangos ilgių diapazonas yra 3930–4600 Å, suteikė didelį astrofiziškai svarbių atominių linijų ir molekulinių juostų (tradiciškai naudojamų žvaigždžių klasifikacijai) tankį, kuris leido mums gauti tikslius tarpinės masės radialinius greičius (

1–5) žvaigždės. Be to, užtemimo laiko analizėje nustatyti efemeridai (Gies ir kt., 2015) leido mums sutelkti savo stebėjimą greičio ekstremalumo metu, kad geriausiai suvaržytume spektroskopines orbitas su nedideliu spektrų skaičiumi.

Mes aptarėme savo pastebėjimus 2 skyriuje, o po to radialinį greitį ir orbitos parametrus nustatėme 3 skyriuje. 4 dalyje pateikiama radialinio greičio rezultatų, masės santykio tendencijų ir įtariamų trigubų sistemų aptarimas. Galiausiai trumpas mūsų rezultatai pateikti 5 skyriuje.


Pavadinimas: Protospektroskopinių dvejetainių šaltinių paieška: tikslūs 7 protostarų radialiniai greičiai Rho-Ophiuchus

60000) kelių epochų 7 YSO radialinio greičio tyrimas žvaigždžių formavimo regione (SFR) rho-Ophiuchus. Kiekvieno šaltinio radialiniai greičiai buvo gauti naudojant dvimatę kryžminės koreliacijos funkciją, kaip atskaitos tašką naudojant Žemės atmosferos nustatytą nulinį tašką. Norint apskaičiuoti galutinius rezultatus, kryžminėje koreliacijoje su LTE atmosferos modeliais buvo naudojama daugiau kaip 14 spektrinių linijų CO (0-2) juostos langelyje. Mes nustatėme, kad mūsų imties protostarų spektrai gerai sutampa su prognozuojamais žvaigždžių fotosferos profiliais, o tai rodo, kad gauti radialiniai greičiai iš tikrųjų yra žvaigždinio pobūdžio. Trys iš analizuotų taikinių turi tris radiacijos greičio pokyčius per tris stebėjimo epochas. Šie objektai - laukiant tolesnio patvirtinimo ir orbitos charakteristikų - gali tapti pirmaisiais protospektroskopinių dvejetainių dokumentų įrodymais ir sudarys svarbius suvaržymus jų formavimui. Mūsų preliminari dvejetainė trupmena (BF)

71% (sujungiant mūsų rezultatus su ankstesnių tyrimų rezultatais) atitinka nuomonę, kad daugybė jaunystėje yra labai didelė, todėl žvaigždžių susidarymo šalutinis produktas


36 colių teleskopas

Teleskopą pastatė 1951–1955 m. Niukasle prie Taino įsikūrusi sero Howardo Grubbo, „Parsons & amp Co“ įmonė. Jis pakeitė žymiai senesnį tos pačios diafragmos teleskopą, kuris į Kembridžą buvo atvežtas iš Pietų Kensingtono, kai 1913 m. Čia persikėlė Saulės fizikos observatorija. Tas teleskopas buvo grąžintas jo savininkams (Mokslo muziejui) prieš įrengiant naują. to meto observatorijos (profesorius RO Redmanas), jaunystėje iš esmės naudojęsis senuoju teleskopu, visada teigė, kad jis niekada neturėjo palikti muziejaus!

36 colių, kuris, manoma, yra didžiausias teleskopas šalyje, turi tris galimas židinio stotis. Yra pagrindinis židinys, kurio židinio santykis yra f / 4,5, pagrindinis veidrodis yra paraboloidas, todėl norint gauti gerus vaizdus ant optinės ašies nereikia korektoriaus. Praktiškai pagrindinis židinys buvo mažai naudojamas: teleskopas yra pakankamai didelis, kad būtų sunku pasiekti židinį iš vamzdžio šono. Kiti galimi židiniai yra bendri, pasirinkus du židinio santykius - f / 18 ir f / 30. „Coude“ išdėstymas yra neįprastas, nes šviesos pluoštas yra nukreiptas aukštyn į polinę ašį, o ne į apačią: tai leidžia trumpesniam židinio santykiui būti išskirtinai trumpam, o židinys yra fokusuojamas lygiu šalia teleskopo, kuris yra šiek tiek patogu vienišam stebėtojui, kuriam reikia valdyti ir teleskopą, ir bet kokią pagalbinę įrangą, esančią židinyje. Kita vertus, išdėstyme trūksta dalies įprasto „coude“ fokusavimo pranašumo, kuris dažnai būna rūsyje, kuris pasižymi geru pasyviu šiluminiu stabilumu (o asmeniškai stebėtojo požiūriu - apsauga nuo vėjo ir šalčio) !). Iki šiol f / 18 fokusavimas buvo palankiausias pasirinkimas, tačiau dabar buvo pradėta naudoti nauja įranga, kuri pirmą kartą naudoja f / 30 išdėstymą. F / 30 židinys yra tik kupole, aukštai į šiaurę nuo teleskopo, ir jo naudojimas apima tolesnį atspindį. Šioje paraiškoje tas atspindys vyksta arti židinio, o spindulys pasisuka vertikaliai žemyn dviem vidiniais atspindžiais stačiakampio kvarco prizmėmis, sutvirtintomis tarpusavyje. Pradinis vaizdas pakartotinai vaizduojamas židinio santykiu f / 14,5 pagalbinei įrangai reikalingoje vietoje. Paprastas išgaubto kvarco lauko objektyvas yra sutvirtintas prie kvarco prizmės jungties išėjimo paviršiaus, kad būtų galima atvaizduoti teleskopo angą ant pakartotinio vaizdo objektyvo.

Pirmaisiais jo veikimo metais teleskopas buvo naudojamas žvaigždės šviesai siųsti į spektrometrą, kuriame šviesos intensyvumas buvo keliuose bangos ilgio regionuose. kuriuos tiksliai apibrėžė kaukės fokusavimo spektro plokštumoje, galima būtų tarpusavyje palyginti. Tikslas (tik iš dalies įgyvendintas dėl anksčiau nepripažinto įvairių žvaigždžių individualumo) buvo gauti astrofiziškai reikšmingą informaciją apie tirtų žvaigždžių cheminę gausą ir atmosferos charakterius. Tam buvo naudojami trys vienas po kito einantys spektakliai, kurių dydis, skiriamoji geba ir rafinuotumas buvo vis didesni.

Trečiasis spektrometras buvo sukurtas dar prieš kokius 30 metų, kad būtų galima išmatuoti su juo pastebėtų žvaigždžių spektro doplerio poslinkį. Tai padarė naudodama žymiai įmantresnę kaukę židinio plokštumoje: užuot turėjusi tik kelis langus, kad išskirtų atskiras matuojamas bangos ilgio juostas, kurios buvo matuojamos atskirai, ji turėjo kaukę su šimtais siaurų langų, kad atitiktų sugerties linijas. žvaigždžių spektruose visų jų šviesa matuojama kartu vienu fotoradikliu. Spektro padėtis galėjo būti nujausta ir taip tiksliai išmatuotas jo doplerio poslinkis, nuskaitant kaukę bangos ilgio koordinatėje ir ieškant daugiau ar mažiau dramatiško šviesos pralaidumo sumažėjimo, kuris įvyksta, kai kiekvieną langą užima jo atitinkama absorbcijos linija. Skleidžiamosios šviesos diagrama prieš kaukės pasislinkimą yra kryžminė kaukės ir žvaigždės spektro koreliacijos funkcija. Registro padėtyje ji turi ryškų minimumą.

Tas instrumentas, pradinis & # 39radialinio greičio spektrometras & # 39, buvo pirmasis kryžminės koreliacijos taikymas su radialinio greičio (arba, tiesą sakant, bet kokio kito astronominio) matavimu. Metodas dabar buvo pritaikytas beveik neįtraukiant ankstesnės procedūros, susijusios su atskirų sugerties linijų padėties matavimu, ir pakeitė radialinio greičio lauką, leidžiantį stebėjimus atlikti nepaprastai tiksliai ir jautriai, nei buvo įmanoma anksčiau. Likus keleriems metams iki prietaiso veikimo, visų žinomų žvaigždžių radialinių greičių rinkinyje buvo tik apie 70 žvaigždžių, kurių dydis 7,0 arba silpnesnis, kurių radialiniai greičiai turėjo būti žinomi 1 km / s tikslumu ir silpnesnės žvaigždės nei kurie kartais buvo pastebimi bent jau tokiu tikslumu atskiromis naktimis Kembridže - vietoje, kuri paprastai nepasižymėjo puikia stebėjimo kompetencija. Originalus instrumentas veikė 25 metus, per kuriuos pateikė daugiausia duomenų apie 200 paskelbtų mokslinių straipsnių, o kai jis buvo nutrauktas, jis kaip istorinis instrumentas pateko tiesiai į mokslo muziejų. Buvo pavėluota atiduoti įpėdinį, kuris vis dėlto veikia dabar ir suteikia jautrumo, tikslumo ir patogumo, toli gražu ne tik novatoriško instrumento.


Turinys

Jei n = 1 < displaystyle n = 1>, (2) pateikia vienos dalelės tankį, kuris kristalui yra periodinė funkcija su aštriomis maksimomis grotelių vietose. (Homogeniniam) skysčiui jis nepriklauso nuo padėties r 1 < displaystyle textstyle mathbf _ <1>> ir lygus visam sistemos tankiui:

Atėjo laikas įvesti koreliacijos funkciją g (n) < displaystyle g ^ <(n) >> by

Nuo (3) ir (2) tai seka

Struktūros koeficientas Redaguoti

Suspaudžiamumo lygtis Redaguoti

Vidutinės jėgos potencialas Redaguoti

Galima parodyti [2], kad radialinio pasiskirstymo funkcija yra susijusi su vidutinės jėgos w (2) (r) < displaystyle w ^ <(2)> (r)> dviejų dalelių potencialu:

Skiedimo riboje vidutinės jėgos potencialas yra tikslus poros potencialas, kuriam esant pusiausvyros taško konfigūracija turi duotą g (r) < displaystyle g (r)>.

Energijos lygtis Redaguoti

Būsenos slėgio lygtis Redaguoti

Sukūrus virusinę lygtį gaunama slėgio būsenos lygtis:

Termodinaminės 3D redagavimo savybės

Radialinio pasiskirstymo funkcija yra svarbi priemonė, nes iš jos galima apskaičiuoti keletą pagrindinių termodinaminių savybių, tokių kaip potenciali energija ir slėgis.

3-D sistemai, kai dalelės sąveikauja per porinius potencialus, potencialią sistemos energiją galima apskaičiuoti taip: [4]

Sistemos slėgį taip pat galima apskaičiuoti susiejant 2-ąjį virusinį koeficientą su g (r) < displaystyle g (r)>. Slėgį galima apskaičiuoti taip: [4]

Šis panašumas nėra atsitiktinis, pakeičiantis (12) termodinaminių parametrų (lygtys 7, 9 ir 10) duoda atitinkamus virusinius išplėtimus. [5] Pagalbinė funkcija y (r) < displaystyle y (r)> yra žinoma kaip ertmės pasiskirstymo funkcija. [3]: 4.1 lentelė. Parodyta, kad klasikiniams skysčiams esant fiksuotam tankiui ir fiksuotai teigiamai temperatūrai, efektyvusis poros potencialas, generuojantis tam tikrą g (r) < displaystyle g (r)> esant pusiausvyrai, yra unikalus iki priedo konstanta, jei ji egzistuoja. [6]

Pastaraisiais metais tam tikras dėmesys buvo skiriamas erdvinių diskrečių duomenų, tokių kaip grotelės ar tinklai, porų koreliacijos funkcijoms kurti. [7]

Galima nustatyti g (r) < displaystyle g (r)> netiesiogiai (per jo ryšį su struktūros faktoriumi S (q) < displaystyle S (q)>), naudojant neutronų sklaidos arba rentgeno spindulių sklaidos duomenis. Metodas gali būti naudojamas labai trumpomis skalėmis (iki atomo lygio [8]), tačiau apima reikšmingą erdvės ir laiko vidurkį (atitinkamai per imties dydį ir įsigijimo laiką). Tokiu būdu radialinio pasiskirstymo funkcija buvo nustatyta labai įvairioms sistemoms, pradedant skystaisiais metalais [9] ir baigiant įkrautais koloidais. [10] Pereiti nuo eksperimentinio S (q) < displaystyle S (q)> prie g (r) < displaystyle g (r)> nėra paprasta ir analizė gali būti gana įtraukta. [11]

Taip pat galima tiesiogiai apskaičiuoti g (r) < displaystyle g (r)>, išskiriant dalelių padėtį iš tradicinės ar konfokalinės mikroskopijos. [12] Ši technika taikoma tik dalelėms, kurios yra pakankamai didelės optiniam aptikimui (mikrometrų diapazone), tačiau jos pranašumas yra laiko išsiskyrimas, todėl, be statinės informacijos, jis taip pat suteikia prieigą prie dinaminių parametrų (pvz., Difuzijos) konstantos [13]) ir taip pat išspręstos erdvėje (iki atskiros dalelės lygio), leidžiančios atskleisti vietinių struktūrų morfologiją ir dinamiką koloidiniuose kristaluose, [14] stikluose, [15] [16] geliuose, [17 ] [18] ir hidrodinaminė sąveika. [19]

Tiesioginė pilnos (nuo atstumo ir nuo kampo) porų koreliacijos funkcijos vizualizacija buvo pasiekta nuskaitymo tunelio mikroskopija 2D molekulinių dujų atveju. [20]

Pažymėta, kad vien radialinio pasiskirstymo funkcijų nepakanka struktūrinei informacijai apibūdinti. Skirtingų taškų procesai gali turėti identiškas arba praktiškai nesiskiriančias radialinio pasiskirstymo funkcijas, žinomas kaip degeneracijos problema. [21] [22] Tokiais atvejais, norint toliau apibūdinti struktūrą, reikalingos aukštesnės eilės koreliacijos funkcijos.


„Python“

Nuoroda ir # 8211
Koreliacijos koeficientas ir # 8211 Vikipedija
Prie šio straipsnio prisidėjo Dharmendra Kumar. Jei jums patinka „GeeksforGeeks“ ir norite prisidėti, taip pat galite parašyti straipsnį naudodami „contrib.geeksforgeeks.org“ arba išsiųsti savo straipsnį adresu [email protected] Peržiūrėkite savo straipsnį „GeeksforGeeks“ pagrindiniame puslapyje ir padėkite kitiems „Geeks“.
Parašykite komentarus, jei radote ką nors neteisingo arba norite pasidalinti daugiau informacijos aukščiau aptarta tema.

Dėmesio skaitytojas! Don & rsquot nustokite mokytis dabar. Susipažinkite su visomis svarbiomis matematinėmis sąvokomis konkurenciniam programavimui su Esminė matematika CP kursui už studentams palankią kainą. Norėdami baigti pasirengimą nuo kalbos mokymosi iki „DS Algo“ ir daugelio kitų, skaitykite Baigti interviu rengimo kursus.


Allenas, C. W .: 1973 m.Astrofiziniai kiekiai (3-asis leidimas), „Athlone Press“, Londonas, Ch. 4.

Baranne, A., meras, M., ir Poncet, J. L .: 1979,„Vistas Astron“. 23, 279.

Beckers, J. M., Bridges, C. A. ir Gilliam, L. B .: 1976,Aukštos skiriamosios gebos spektrinis saulės spinduliavimo atlasas nuo 380 iki 700 nanometrų, Res. Dokumentas Nr. 565 AFGL-RE-76-0126 (II), Sakramento viršukalnės observatorija, „Sunspot“.

Borchers, H. ir Schmidt, E .: 1964, Landolt-Börnstein (red.),Skaitmeniniai duomenys ir funkciniai ryšiai fizikoje, chemijoje, astronomijoje, geofizikoje ir technologijoje IV, 2b, Springer-Verlag, Berlynas, p. 46.

Campbellas, B. ir Walkeris, G. A. H .: 1979 m.Publ. Astronas. Soc. Ramiojo vandenyno 91, 540.

Connesas, P .: 1984 m.Astrofijos. Kosmoso mokslai. 110, 211.

Diego, F .: 1985 m.Publ. Astronas. Soc. Ramiojo vandenyno 97, 1209.

Pilka, D. F .: 1976,Žvaigždžių fotosferų stebėjimas ir analizė, Wiley and Sons, Niujorkas, Ch. 11.

Griffin, R. ir Griffin, R .: 1973,Mėnesio pranešimai Roy. Astronas. Soc. 162, 243.

Kurucz, R. L .: 1979 m.Astrofijos. J. Suppl. Ser. 40, 1.

MacQueenas, P. J .: 1986, daktaras Disertacija, Kenterberio universitetas.

Merline, W. J .: 1985, A. G. D. Philip ir D. W. Latham (red.), „Žvaigždžių radialiniai greičiai“,IAU „Colloq“.88, 87.

Murdoch, K. A. ir Hearnshaw, J. B .: 1991,Astrofijos. Kosmoso mokslai. 186, 169.

Spauda, ​​W. H., Flannery, B. P., Teukolsky, S. A. ir Vetterling, W. T .: 1988,Skaitmeniniai receptai, Taurė, Niujorkas, Ch. 14.


Literatūra

Almagro Vidal C, Draganov D, van der Neut J, Drijkoningen G, Wapenaar K (2014) Aplinkos triukšmo atspindžių atkūrimas naudojant apšvietimo diagnozę. Geophys J Int 198 (3): 1572–1584. doi: 10.1093 / gji / ggu164

Almendros J, Ibáñez J M, Alguacil G, Del Pezzo E (1999) Masyvo analizė naudojant žiedinės bangos-priekio geometriją: programa netoliese esančiam seismo-vulkaniniam šaltiniui surasti. Geophys J Int 136 (1): 159–170. doi: 10.1046 / j.1365-246x.1999.00699.x

Bensen G D, Ritzwoller M H, Barmin M P, Levshin A L, Lin F, Moschetti M P, Shapiro N M, Yang Y (2007) Seisminio aplinkos triukšmo duomenų apdorojimas, norint gauti patikimus plačiajuosčio paviršiaus bangų sklaidos matavimus Geophys J Int 169 (3): 1239–1260. doi: 10.1111 / j.1365-246x.2007.03374.x

Birtill J W, Whiteway F E (1965) Fazinių masyvų taikymas analizuojant seisminio kūno bangų filosofinius sandorius iš Londono karališkosios draugijos serijos A. Math Phys Sci 258 (1091): 421–493. doi: 10.1098 / rsta.1965.0048

Boone M M, Kinneging N, Van Den Dool T (2000) Dvimatis triukšmo šaltinio vaizdas su T formos mikrofono kryžminiu matricu. J Acoust Soc Am 108 (6): 2884–2890. doi: 10.1121 / 1.1320477

Brownas D J, Katz C N, Le Bras R, Flanagan M P, Wang J, Gault A K (2002) Infragarsinis signalo aptikimas ir šaltinio vieta Tarptautiniame duomenų centre „Prototype“. Pure Appl Geophys 159 (5): 1081–1125. doi: 10.1007 / s00024-002-8674-2

Cansi Y (1995) Automatinis seisminių įvykių apdorojimas aptikimui ir vietai nustatyti: P.M.C.C. metodas. Geophys Res Lett 22 (9): 1021–1024. doi: 10.1029 / 95gl00468

Cros E, Roux P, Vandemeulebrouck J, Kedar S (2011) Hidroterminių akustinių šaltinių nustatymas „Old Faithful Geyser“ naudojant suderintą lauko apdorojimą. Geophys J Int 187 (1): 385–393

Draganov D, Campman X, Thorbecke J, Verdel A, Wapenaar K (2013) Seisminio tyrimo mastelio greičiai ir struktūra iš aplinkos seisminio triukšmo (1 Hz). J Geophys Res Solid Earth 118 (8): 4345–4360

Frankel A, Hough S, Friberg P, Busby R (1991) „Loma Prieta“ pošokių stebėjimas iš tankio masyvo Sunnyvale, Kalifornijoje. Bull Seismol Soc Am 81 (5): 1900–1922

Gal M, Reading A M, Ellingsen S P, Koper K D, Gibbons S J, Näsholm S P (2014) Patobulintas fk ir Capon metodų įgyvendinimas seisminio triukšmo analizei. Geophys J Int 198 (2): 1045–1054. doi: 10.1093 / gji / ggu183

Gibbons S J, Schweitzer J, Ringdal F, Kværna T, Mykkeltveit S, Paulsen B (2011) Europos Arkties seisminio stebėjimo patobulinimai naudojant trijų komponentų masyvų apdorojimą SPITS. Bull Seismol Soc Am 101 (6): 2737–2754. doi: 10.1785 / 0120110109

Gibbons SJ, Asming V, Eliasson L, Fedorov A, Fyen J, Kero J, Kozlovskaya E, Kværna T, Liszka L, Näsholm SP, Raita T, Roth M, Tiira T, Vinogradov Y (2015). Europos arktika: laboratorija seismoakustinėms studijoms. Seismol Res Lett 86 (3): 917–928

Hillers G, Campillo M, Ben-Zion Y, Roux P (2014) seisminio gedimo zona sulaikė triukšmą. J Geophys Res Solid Earth 119 (7): 5786–5799

Landès M, Hubans F, Shapiro N M, Paul A, Campillo M (2010) Giluminių vandenynų mikroseizmų kilmė naudojant teleseismines kūno bangas. „J Geophys Res Solid Earth 115“ (B5)

Larose E, Margerin L, Derode A, van Tiggelen B, Campillo M, Shapiro N, Paul A, Stehly L, Tanter M (2006) Atsitiktinių bangų laukų koreliacija: tarpdisciplininė apžvalga. Geofizika 71 (4): SI11 – SI21. doi: 10.1190 / 1.2213356

Muirhead K (1968) Netikrų pavojaus signalų pašalinimas automatiškai nustatant seisminius įvykius. Gamta 217: 533–534

Mykkeltveit S, Ringdal F, Kværna T, Alewine R W (1990) Regioninių masyvų taikymas seisminio patikrinimo tyrimuose. Bulas Seismolis Soc Am 80 (6B): 1777–1800

Posmentier E S, Herrmann R W (1971) Cophase: ad hoc masyvo procesorius. J Geophys Res 76 (9): 2194–2201. doi: 10.1029 / jc076i009p02194

Rost S, Thomas C (2002) Masyvo seismologija: metodai ir taikymai. Rev Geophys 40 (3): 1–27. doi: 10.1029 / 2000rg000100 10.1029 / 2000rg000100

Ruigrok E, Campman X, Wapenaar K (2012) baseino apibrėžimas su 40 valandų pasyviu seisminiu rekordu. Bull Seismol Soc Am 102 (5): 2165–2176

Saccorotti G, Del Pezzo E (2000) Tikimybinis požiūris į seisminio masyvo duomenų inversiją ir jų pritaikymą vulkaniniams signalams. Geophys J Int 143 (1): 249–261

Schimmel M, Paulssen H (1997) Triukšmo mažinimas ir silpnų, nuoseklių signalų aptikimas per fazėmis įvertintus kaminus. Geophys J Int 130 (2): 497–505

Stehly L, Campillo M, Shapiro N M (2006) seisminio triukšmo tyrimas dėl jo tolimojo koreliacijos savybių. J Geophys Res 111 (B10): B10,306. doi: 10.1029 / 2005jb004237

VanDecar J C, Crosson R S (1990) Telemezės santykinių fazių atvykimo laiko nustatymas naudojant daugiakanalę kryžminę koreliaciją ir mažiausius kvadratus Bulas Seismolis Soc Am 80 (1): 150–169. http://www.bssaonline.org/cgi/content/abstract/80/1/150

van Veen B D, Buckley K M (1988) Šviesos formavimas: universalus požiūris į erdvinį filtravimą. IEEE ASSP Mag 5 (2): 4–24

Wapenaar K, Draganov D, Snieder R, Campman X, Verdel A (2010) seisminės interferometrijos pamoka: 1 dalis. Pagrindiniai principai ir taikymai. Geofizika 75 (5): 75A195–75A209. doi: 10.1190 / 1.3457445

Wapenaar K, van der Neut J, Ruigrok E, Draganov D, Hunziker J, Slob E, Thorbecke J, Snieder R (2011) Seisminė interferometrija kryžminiu ryšiu ir daugialypė dekonvoliucija: sistemingas palyginimas. Geophysical Journal International 185: 1335–1364

Wassermannas J, Ohrnbergeris M (2001) Automatinis ugnikalnio sukeltų seisminių pereinamųjų procesų nustatymas hipocentru, remiantis bangų lauko darna - taikymas 1998 m. merapi, Indonezija. J Volcanol Geotherm Res 110 (1): 57–77

Yao H, Campmanas X, de Hoopas M V, van der Hilstas R D (2009) Paviršiaus bangos Green'o funkcijų įvertinimas iš tiesioginių bangų, coda bangų ir aplinkos triukšmo koreliacijos VT Tibete. Fizinė Žemės planeta Inter 177 (1-2): 1–11. doi: 10.1016 / j.pepi.2009.07.002