Astronomija

Neaiškumo radimas spektro linijoje

Neaiškumo radimas spektro linijoje


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.

Šiuo metu mokykloje darau atominės spektroskopijos laboratoriją. Atlikęs stiprių įvairių elementų emisijos linijų rodmenis, duomenis pritaikiau naudodamas „Voigt Profile“ funkciją iš „lmfit“. Funkcija sumažina sumažintą chi kvadratą ir grąžina geriausią tinkamumą kartu su pritaikymo parametrų vertėmis (centras, amplitudė, sigma, gama). Mane labiausiai domina linijos profilio centras. Bet kokia yra šio pranešimo centro netikrumas? Arba kaip pranešti apie matavimą ir jo neapibrėžtumą.


Jei atliekate chi kvadrato pritaikymą, neapibrėžties vertę (arba įvertį) turėjo grąžinti programinė įranga. Jei ne, galėtumėte rankiniu būdu įvertinti, nustatydami linijos centrą įvairiomis vertėmis, leisdami pritaikyti kitus parametrus ir matydami, kur mažiausias chi kvadratas padidėja 1 daugiau nei pasaulinis minimumas.

Nepavykus, išleisk savo spektrą kaip ASCII failą ir pritaikyk jį tokiems dalykams, kurie suteikia neaiškumų, pavyzdžiui, „gnuplot“.

Nepavykus to padaryti, laikomasi taisyklės. Linijos centras nustatomas tikslumu, kurį suteikia FWHM, padalijus iš signalo ir triukšmo santykio pikselyje.

Atkreipkite dėmesį, kad nė viename iš aukščiau išvardytų dalykų neatsižvelgiama į bangos ilgio kalibravimo neapibrėžtumus.

EDIT: Atrodo, kad „lmfit“ įvertina neapibrėžtumą. https://lmfit.github.io/lmfit-py/confidence.html


Neaiškumo radimas spektro linijoje - astronomija

Žvelgiant į šios lygties reikšmę, sakoma, kad elektronams leidžiamos tik tam tikro (kiekybiškai įvertinto) spindulio orbitos, kur n = 1, 2, 3. Po to akimirksniu pažvelgsime į tai.

    rkZe 2 dr
    U == - kZe 2 / r
    infr 2
    E = 1/2 mv 2 - kZe 2 / r
    E(n) = - (2 p 2 4 k 2 Z 2 )/n 2 h 2 .
    R '= (2 p 2 4 k 2 )/h 2 = 13,6 eV.
    E(n) = - R 'Z 2 /n 2 .
    Fotonai yra „šviesos dalelės“, tačiau šviesa, be abejo, taip pat turi bangų charakteristikas. Šie du skirtingi požiūriai, banga ir dalelė, yra susiję su fotonų energijos išraiškomis ( E = h n) ir fotonų impulsas ( p = h/ l). de Broglie teigė, kad šie fotonų santykiai taip pat tinka masyvioms dalelėms ir kad dažnį bei bangos ilgį galima nustatyti iš:
    • n = E / h
    • l = h / p
      l = mvr = nh/ 2 psl. kur n yra pagrindinis kvantinis skaičius.
      r = aon 2 = n 2 h 2 / (4 p 2 ke 2 m)
      E n = - R ' [1/n 2 ]
      1 / l ab = n ab /c = (Eb - Ea )/ch = RH [1/nb 2 - 1/na 2 ]
    Čia yra vandenilio atomo orbitų mastelio modelis, kurio spinduliai tolsta toliau n 2 :

    Nepaisant to, kad orbitos vis labiau nutolsta erdvėje, jos artėja energijoje pagal 1 / n 2. Bet kokia energijos lygio diagrama parodyta žemiau:

    h/ 2 psl
    D E D t

    h/ 2 pD t = 1,05 x 10 -19 erg => Dl

    l 2/2 pD t c = 0,014 mA

    Panašiai galime paklausti, kokia greičio neapibrėžtis reikalinga elektronui, kuris yra uždarytas vandenilio atome (pagrindinės būklės orbitoje, Bohro spinduliu) a o = 5,29 x 10 - 11 m).
    Pavyzdys: Įsivaizduokite elektroną, susidedantį iš vandenilio atomo dydžio erdvės srities. Koks yra minimalus elektrono greitis ir energija, apskaičiuota naudojant Heisenbergo neapibrėžtumo principą? Mes žinome D x

    h/ 2 psl a o = 6,62 x 10 - 34 J s / 2 p (5,29 x 10 - 11 m) = 1,99 x 10 - 24 kg m / s.


    Taigi jūs norite būti astronomu?

    Naujas tyrimas, kuriame dalyvavo 478 JAV astronomai, leidžia pažvelgti į tų, kurie šiandien užsiima astronomija, pasaulį. „Ką daro astronomai: JAV astronomų požiūrio, įrankių ir metodų bei socialinės sąveikos, susijusios su jų praktika, apžvalga“Užpildė AUI STEM švietimo plėtros pareigūnas Tim Spuck. Norėdami atsisiųsti visą disertacijos tyrimo kopiją, spustelėkite čia.

    Pagrindinės išvados yra:

    • Didžioji dauguma JAV astronomų yra baltaodžiai, nes 91% respondentų savo tautybę įvardijo kaip baltą.
    • JAV astronomai yra „vyresni“, nes daugiau nei 65% JAV astronomų praktikuojasi daugiau nei 20 metų.
    • Šiandien maždaug 27% JAV astronomų yra moterys, tačiau ši demografija gali kisti. Moterys astronomės sudaro 19% JAV astronomų, turinčių daugiau nei 15 metų patirtį, tačiau moterys sudaro 50% JAV astronomų, turinčių mažiau nei 15 metų patirtį. Svarbu pažymėti, kad ši išvada, bent jau iš dalies, taip pat gali būti siejama su „nesandariu vamzdynu“ astronomijoje.
    • Apskritai astronomijos praktikoje yra minimalūs skirtumai, kuriuos patiria moterys ir vyrai, ir tarp akademinių bei neakademinių institucijų astronomų.
    • Kritiškas mąstymas, pagarba įrodymams, sąžiningumas, objektyvumas, atsidavimas, atvirumas neapibrėžtumui, vaizduotė, neskubėjimas spręsti ir intuicija yra požiūris, kurį JAV astronomai laiko arba labai svarbiu, arba itin svarbiu astronomijos praktikoje.
    • Šiandien JAV astronomai prie prietaiso (pvz., Teleskopo) renka duomenis savo tyrimams vidutiniškai tik 10–20 valandų.
    • JAV astronomai vidutiniškai 70 proc. Laiko praleidžia dirbdami prie kompiuterio, „iPad“ ar panašaus įrenginio.
    • JAV astronomai tuo pačiu metu dalyvauja keliuose tyrimuose / tyrimų projektuose (daugiau nei penkiuose).
    • JAV astronomai naudoja ne tik modelius stebėjimams organizuoti ir paaiškinti, bet ir naudojasi naujais klausimais bei hipoteze.
    • Dažniausiai duomenų tipai, kuriuos JAV astronomai naudoja savo tyrimuose, yra vaizdai ir spektrinės linijos arba kontinuumo duomenys iš matomos šviesos ir infraraudonųjų spindulių teleskopų.
    • Aritmetika, algebra ir statistika yra matematikos rūšys, kurias dažniausiai naudoja JAV astronomai.
    • Astronomijos tyrimų projektai paprastai trunka daugiau nei dvejus metus.
    • Administracinių / valdymo pareigų atlikimą ir kitas biurokratines užduotis JAV astronomai įvardija kaip dažniausią socialinę sąveiką, su kuria jie užsiima, taip pat tai, ko jie norėtų atlikti mažiau.
    • JAV astronomai norėtų užsiimti daugiau švietimu ir visuomenės informavimo veikla, ir tai vienodai tinka tiek vyrams, tiek moterims.
    • Astronomai daug laiko praleidžia rašydami. Daugiau nei 70% JAV astronomų yra laikomi 40 ar daugiau tyrimų leidinių autoriais ar bendraautoriais.
    • JAV astronomai bendradarbiauja su 6–10 kolegų per savaitę.
    • JAV astronomai bendradarbiauja mažiau tarptautiniu mastu ir su kitų disciplinų mokslininkais. Penkiasdešimt penki procentai kasmet praneša apie tris ar mažiau bendradarbiavimą su kolegomis kitoje šalyje, o 51 proc. Kasmet nebendradarbiauja su mokslo / inžinerijos disciplinos ribomis už astronomijos ribų.
    • JAV neakademinių įstaigų astronomai apskritai turi daugiau bendradarbių, taip pat daugiau bendradarbiauja su žmonėmis, nepriklausančiais astronomijai, palyginti su akademinių įstaigų astronomais.
    • Pagrindiniai veiksniai, turėję įtakos JAV astronomams renkantis karjerą, skirstomi į tris kategorijas: popkultūra, asmeninė patirtis ir mentorius.
    • Astronomijos tiriamasis pobūdis ir atradimai bei dalijimasis (pvz., Mentorystė, mokymas, švietimas ir visuomenės informavimas [EPO]) yra tie dalykai, kurie astronomiją įprasmina JAV astronomams.
    • Didžioji dauguma astronomijos švietimo pokyčių, kuriuos rekomendavo JAV astronomai, atitinka pagrindines JAV mokslo švietimo reformos iniciatyvas.

    Toliau pateiktame pavyzdiniame tekste daugiausia remiamasi šio tyrimo išvadomis. Jis buvo sukurtas naudoti šaltiniuose, kurie padeda informuoti studentus apie galimą astronomo karjerą.

    Šiandien astronomus įkvepia tiriamasis ir problemų sprendimo pobūdis, jų atlikti atradimai ir gilesnis supratimas apie visatą. Jie atkreipia dėmesį į visatos grožį ir baimę keliančią prigimtį bei ryšį tarp astronomijos ir žmonijos, kaip motyvatorių. Be to, jie randa prasmės dalytis savo darbu su kitais vykdydami mentorystę, mokymą ir įvairias švietimo paslaugas

    Astronomija dažniausiai yra daug matematikos ir skaičiavimų reikalaujantis mokslas. Rengdamiesi karjerai astronomijoje, studentai turėtų įgyti kuo stipresnį fizikos, matematikos ir informatikos išsilavinimą. Be to, beveik visi astronomai yra įgiję mokslų daktaro laipsnį ir, prieš užsitikrindami visą darbo dieną, dirba keliuose doktorantuose. Maždaug 50% astronomų dirba universitete ar kolegijoje, o pusė dirba su observatorijomis susijusiose patalpose ar mokslo centruose, kuriuos remia vyriausybė ar privatus sektorius. Atrodo, kad astronomai taip pat keičia darbą kaip vidutinis JAV darbuotojas.

    Faktinės pareigos, atliekamos darbo vietoje, gali labai skirtis. Universiteto lygiu kai kurie astronomai gali praleisti didžiąją laiko dalį dėstydami pamokas, o kiti sutelkia dėmesį į tyrimus ir nemoka jokių užsiėmimų. Tačiau dauguma astronomų vykdo tyrimus ir kurso instrukcijas. Panašiai kai kurie astronomai, esantys su observatorija susijusiose patalpose, daug laiko praleidžia prie teleskopo ar stebėjimo įrangos kitiems astronomams palaikyti arba projektuoja naują įrangą (pvz., Fotoaparatus ar kitus detektorius ir kt.), O kiti didžiąją laiko dalį praleidžia duomenims surinkimas ir tvarkymas įrenginyje, esančiame tūkstančius mylių nuo pačios observatorijos.

    Nors astronomai savo laiką observatorijoje nurodo kaip motyvuojantį veiksnį, išskyrus kelias išimtis, astronomai šiandien labai mažai laiko praleidžia prie teleskopo ar kitų prietaisų, rinkdami duomenis. Daugiau nei pusė JAV astronomų teigia, kad per pastaruosius metus prie teleskopo nepraleido laiko, o vidutiniškai astronomas teleskopui praleidžia tik 10–20 valandų per metus rinkdamas duomenis. Šiuolaikinės observatorijos yra atokiose planetos vietose arba už planetos kartu. Vietoj to, astronomai didžiąją laiko dalį praleidžia prie kompiuterio. Vidutiniškai šiandien astronomai daugiau nei 70% laiko praleidžia prie kompiuterio, užsiimdami įvairia veikla:

    • ieškoti ir (arba) skaityti literatūrą, susijusią su moksliniais tyrimais ar mokslu,
    • analizuoti ir interpretuoti mokslinius duomenis,
    • rašyti ar modifikuoti kompiuterines programas / scenarijus ar programų kūrimą,
    • gauti ir naudoti duomenis iš esamų duomenų archyvų įvairiems mokslinių tyrimų projektams,
    • kurti kompiuterines simuliacijas,
    • atliekant administracines / valdymo pareigas,
    • mokslinių straipsnių / pranešimų rašymas / peržiūra,
    • - rašyti pasiūlymus dėl dotacijų, kad būtų užtikrintas mokslinių tyrimų (projektų) finansavimas ir
    • bendraujant / bendradarbiaujant su kitais.

    Astronomai šiandien taip pat praktikuoja proto įpročius ar mokslo nuostatas. Svarbu kritiškai mąstyti, išlaikyti pagarbą įrodymams ir išlikti sąžiningam bei objektyviam analizuojant duomenis ir teikiant ataskaitas. Be to, astronomijos praktikoje svarbu būti atviram netikrumui. Astronomo padarytas išvadas riboja duomenys, naudojami įrankiai ir metodai. Taip pat svarbus įsipareigojimo požiūris. Vidutiniškai vienam mokslinių tyrimų projektui įgyvendinti reikia daugiau nei dvejų metų, o daugelis gali užtrukti trejus metus ar ilgiau. Be to, astronomijos praktikoje svarbios nuostatos yra atvirumas netikrumui ir vaizduotės bei intuicijos panaudojimas. Svarbu pažymėti, kad nors vaizduotė ir intuicija yra svarbios ir gali sukelti naujų mąstymo apie problemą ar naują atradimą būdų, astronomai, kaip ir kiti mokslininkai, yra susieti su duomenimis. Naujoms idėjoms turi būti taikomas griežtas, sąžiningas ir objektyvus duomenų analizės procesas.

    Astronomijos karjera taip pat reiškia bendradarbiavimą. Vidutiniškai įprastos darbo savaitės metu JAV astronomai bendradarbiauja su 6–10 kolegų. Dauguma šių kolegų yra JAV ir patys astronomai. Tačiau vyksta tam tikras tarptautinis bendradarbiavimas ir bendradarbiavimas su kitų mokslo ir inžinerijos sričių mokslininkais.

    Bendradarbiavimas dažnai vyksta kaip mokslinių tyrimų projektų ir publikacijų dalis. Kaip astronomas šiandien gali tikėtis, kad vienu metu dalyvaus vidutiniškai penkiuose skirtinguose tyrimuose / tyrimų projektuose ir parašys daugybę mokslinių publikacijų. Septyniasdešimt procentų astronomų šiandien yra arba daugiau nei 40 mokslinių publikacijų autorius. Akivaizdu, kad tie, kurie renkasi astronomo karjerą, daug rašo.

    Be dalijimosi savo darbu per rašytines publikacijas, astronomai dalyvauja susitikimuose, kur jie dalijasi savo tyrimais per pristatymus. Astronomai paprastai kasmet dalyvauja nuo dviejų iki trijų profesinių susitikimų ar konferencijų ir per metus pateikia tris ar keturis oficialius pranešimus apie savo tyrimus.

    Svarstant apie astronomijos karjerą, taip pat svarbu pagalvoti apie tai, kas jus įkvepia. Ar jus motyvuoja nežinomybės ieškojimas? Ar jums patinka spręsti problemas ir tuo pačiu metu dirbti su keliomis problemomis vienu metu? Ar netikrumas kelia jums nepatogumą? Be to, kokios jūsų stipriosios pusės? Ar jums patinka matematika ir darbas su kompiuteriais? Kokie yra jūsų bendravimo raštu ir žodžiu įgūdžiai? Ar socialiai jums patinka dirbti su kitais? Atsakymai į tokius klausimus gali padėti asmeniui atsakyti į klausimą: „Ar astronomo karjera man tinka?“

    Norėdami gauti daugiau informacijos ar klausimų apie tyrimą, nedvejodami susisiekite su Timu Spucku adresu [email & # 160protected].

    Panašus vaizdas (puslapio viršuje): AUI STEM švietimo plėtros pareigūnas Timas Spuckas lankosi ALMA 2016 m. Čilės astronomijos ambasadorių programoje (ACEAP).


    Poruri Sai Rahul

    Kalbant apie programavimą, technologijas, politiką ir visa kita po saule.

    Prenumeruokite šį tinklaraštį

    Sekite elektroniniu paštu

    Būdingi spektrinės linijos plotiai ir neapibrėžtumo principas

    • Gauti nuorodą
    • Facebook
    • „Twitter“
    • „Pinterest“
    • El
    • Kitos programos

    Štai jums klausimas. Pagal atomo bohro modelį energijos skirtumas tarp dviejų lygių yra kvantuojamas, ty tai yra sveikasis skaičius. Todėl absorbcijos arba emisijos kvantai, susiję su šiais dviem lygiais, turėtų turėti unikalią energijos / dažnio vertę, t. Y. Intensyvumo ir dažnio profilyje, emisija arba absorbcijos linija turėtų būti puiki diracinės delta funkcija. Tačiau yra žinomas faktas, kad spektrinės linijos, em / abs, turi ribotą plotį. Profilis nėra delta funkcija, bet lorentzianas. Kaip tai?

    Atsakymas slypi neapibrėžtumo principe. Neapibrėžtumas, kurį dauguma žino, yra santykis tarp netikrumo padėtyje ir rūšies impulsų neapibrėžtumo. Tai taip pat gali būti parašyta kaip energijos neapibrėžtumas, palyginti su rūšies neapibrėžtumu laike. Kaip apibrėžta „Wiki“, natūralus išsiplėtimas atsiranda dėl to, kad sužadintų rūšių gyvenimas yra specifinis ir kuo didesnis šio gyvenimo neapibrėžtumas, tuo mažesnė perėjimo energijos neapibrėžtis ir atvirkščiai.

    Kažkas man seniai uždavė šį klausimą. Yra keletas kitų priežasčių, kodėl spektrinės linijos yra plečiamos, pavyzdžiui, susidūrimo ar slėgio išplėtimas ir Doplerio išplėtimas. Aš sužinojau apie šį būdingą linijos plotį maždaug prieš metus ir vis dar stebiuosi šia koncepcija! Maniau, kad pasidalysiu su jumis, nes tai pasikartojo mano kursuose per pastarąsias porą dienų.


    Delta E delta t = h/ (2 pi) (kur h = Plankso konstanta)

    Rašymas E = h v ir pateikdami tai aukščiau, gauname

    Delta v delta t = 1 / (2 pi) arba

    Delta v delta w = 1 (tai elektros inžinierių versija)

    ir ar ne delta E delta t = h / (4 pi)? coz tai h-bar / 2 ir h-bar = h / (2 pi)?

    ir ar ne delta E delta t = h / (4 pi)? coz tai h-bar / 2 ir h-bar = h / (2 pi)?

    ARBA, jei norite tai pajusti ir suprasti, atsargiai formuluojama:

    Būklės gyvenimo trukmė (viena per jos skilimo greitį), padauginta iš jos energijos plitimo, yra hbar. Pavyzdys: Jei turite vieno kanalo molekulę ir užmezgate puikius kontaktus su ja (jei ją puikiai sujungsite su rezervuarais), skilimo greitis bus be galo didelis. Tai reiškia, kad jūsų elektronas beveik akimirksniu pateks į jūsų kontaktus (ir jūs galite tiksliai apibrėžti savo elektrono gyvenimą toje konkrečioje būsenoje), tačiau tada tas vienas lygis išsiplės begaliniame diapazone ir jis nebebus aštriu lygiu. Taigi jūs prarasite informaciją būsenų tankyje (turėjote delta funkciją, bet dabar ji ištepta visame energijos diapazone). Iš esmės todėl žmonės nemato „juokingų“ kvantinių efektų lauko tranzistoriuose, nors kanalų plotis šiomis dienomis yra maždaug 45 nms (apie 100 atomų). Nes jie užmezga labai gerai laidžius kontaktus, o energijos lygis įrenginyje plečiasi.

    Atitinka tai, kad jei turite vandenilio atomą, kuris sėdi pats (visiškai izoliuotas nuo aplinkos), būsenos gyvavimo laikas eina į begalybę (skilimo greitis eina į nulį), nes turite tikslią informaciją apie jo energiją.


    Neaiškumo radimas spektro linijoje - astronomija

    Pateikiame absoliutų paralaksą ir santykinį tinkamą judesį pagrindinio atstumo skalės kalibratoriui RR Lyrae. Juos gauname su astrometriniais duomenimis iš „Hubble“ kosminio teleskopo baltosios šviesos interferometro FGS 3. Mes randame π abs = 3,82 +/- 0,2 mas. Spektrinė klasifikacija ir VR LH supančios astrometrinės atskaitos rėmo fotometrija VRIJHKT 2 M ir DDO 51 rodo, kad laukas išnyksta išilgai šios regėjimo linijos. Įvertinome šių etaloninių žvaigždžių & ltA V & gt = 0,07 +/- 0,03. Išnykimas, kurį patyrė RR Lyras, tampa vienu iš dominuojančių veiksnių, lemiančių jo absoliutaus dydžio neapibrėžtumą. Pritaikius vidutinį lauko sugėrimą & ltA V & gt = 0,07 +/- 0,03, gauname M RR V = 0,61 -0,11 +0,10. Tai suteikia didelio magelano debesies (LMC) atstumo modulį m-M = 18,38-18,53 -0,11 +0,10, o vidutinis išnykimu koreguotas RR Lyrae kintamųjų dydis LMC, & ltV (RR) & gt, lieka reikšminga neapibrėžtis. Palyginame šį rezultatą su daugiau nei 80 kitų LMC atstumo modulio nustatymų. Remiantis NASA / ESA Hablo kosminiu teleskopu stebėjimais, gautais Kosminio teleskopo mokslo institute, kurį valdo Astronomijos tyrimų universitetų asociacija, Inc., pagal NASA sutartį NAS 5-26555.


    Išvada

    Šiame tyrime eksperimentiniai buvo patikrinti teoriniai vandenilio Balmerio serijos poilsio bangos ilgiai, numatyti pagal Balmerio serijos formulę. Stebimi bangos ilgiai buvo apskaičiuoti pagal galaktikų elektromagnetinį spektrą, paimtą iš internetinių duomenų bazių. Tada buvo apskaičiuoti raudoni poslinkiai.

    Santykinių atstumų, apskaičiuotų statistiškai naudojant galaktikų sankaupas prieš raudonąjį poslinkį, braižymas rodo mums stiprią teigiamą koreliaciją, kuri palaiko Hablo dėsnį, kuris savo ruožtu palaiko Didžiojo sprogimo kosmologijos modelį. Tada didelės 635 galaktikų imties šviesumo atstumai buvo pavaizduoti atsižvelgiant į jų recesijos greičius, ir tai parodė teigiamą koreliaciją su PPMCC, kuris buvo 0,664. Tendencija akivaizdžiai tampa nelinijinė didesniais atstumais mažėjant gradientui, kurį galima interpretuoti kaip tamsiosios energijos egzistavimo įrodymą.

    Hablo parametro, gauto iš cefeido kintamųjų, vertė pagal linijinę artimesnių galaktikų tendenciją yra , tuo tarpu didžiausių ir mažiausių verčių vidurkinimas duoda . Tai artima Riess ir kt. Gautiems rezultatams. 8 naudojant cefeido kintamuosius, tačiau jo neapibrėžtumas didesnis. Neapibrėžtumo skirtumas atsiranda dėl dviejų tipų cefeido kintamųjų klasifikavimo Riess et al 8 ir jų cefeidų kalibravimo naudojant kitus atstumo matavimo metodus, kurie pagerina gautos vertės tikslumą.

    Norint pažvelgti į tendencijas didesniais atstumais, buvo naudojami Ia tipo Supernovų duomenys , kuris patenka į paskelbtų verčių diapazoną. Tendencija, kurią rodo Ia tipo supernovų duomenys didesniais atstumais, vėlgi yra nelinijinė, o gradientas mažėja kartu su atstumu, o tai rodo potencialų išsiplėtimo pagreitį.

    Išsiplėtimo greičio neapibrėžtumo diapazonas rodo, kad vien iš šių duomenų negalėjome nustatyti tikslaus visatos modelio, o visi visatos likimo modeliai buvo galimi. Tačiau ekspansijos pagreičio buvimas rodo tamsiosios energijos egzistavimą, o tai rodo, kad greičiausiai esame tamsos energijos dominuojamos ekspansijos eroje. Remiantis pastebėtu materijos tankiu visatoje, labai tikėtina, kad mūsų visata nesustos plėstis & # 8211 tai nesibaigtų „dideliu krizė“, nes normalios materijos gravitacinio poveikio nepakanka, kad sustabdytume plėtrą, ir erdvė tik plėsis amžinai. Tačiau atsižvelgiant į dar neatrasto tamsiosios materijos poveikį, vis tiek įmanoma.

    Norint patobulinti šį projektą, būtų galima ištirti prietaisus, naudojamus duomenų bazių duomenims matuoti, ir įvertinti neapibrėžties skaitinę vertę. Šis įvertinimas leistų piešti klaidų juostas diagramose, o tai savo ruožtu palengvintų tendencijų linijos pritaikymą. Šiuo metu, kadangi tendencinės linijos braižomos be klaidų juostų, tai yra tik subjektyvaus įvertinimo klaidų juostos, galinčios suteikti objektyvią galimų tendencijų diapazono ribą, kuri pagerintų įvertinimo tikslumą.


    Spektrinės linijos atsiranda dėl to, kad atomų elektronams leidžiama užimti tik tam tikrus energijos lygius, kurie būdingi tam tikram elementui. y. tam tikro elemento elektronai gali turėti tik tam tikras energijas. Kai atomus elektronus sužadina didesnės energijos, jie galiausiai nukrenta žemesniam energijos lygiui, atiduodami savo energiją kaip fotonus (šviesą).

    Dabar vieno iš šių elektronų skleidžiamo fotono dažnį lemia:

    kur E yra fotono energija, o f - jo dažnis.

    Kadangi elektronai gali duoti tik tam tikrus energijos kiekius (energijos skirtumus tarp dviejų leistinų energijos lygių), elektronai galės išskirti tik tam tikrus šviesos dažnius, atitinkančius perėjimus tarp leistinų energijos lygių. Šios specifinės energijos / dažniai skirtingiems elementams skiriasi ir yra skirtingų atomų spektrinių linijų priežastis (kai kiekviena linija atitinka skirtingą dažnį ar bangos ilgį).

    Ar šis paaiškinimas viską paaiškina?

    Spektrinės linijos atsiranda dėl to, kad atomų elektronams leidžiama užimti tik tam tikrus energijos lygius, kurie būdingi tam tikram elementui. y. tam tikro elemento elektronai gali turėti tik tam tikras energijas. Kai atomus elektronus sužadina didesnės energijos, jie galiausiai nukrinta žemesniam energijos lygiui, atiduodami savo energiją kaip fotonus (šviesą).

    Dabar vieno iš šių elektronų skleidžiamo fotono dažnį lemia:

    kur E yra fotono energija, o f - jo dažnis.

    Kadangi elektronai sugeba pateikti tik tam tikrus energijos kiekius (energijos skirtumus tarp dviejų leistinų energijos lygių), elektronai galės išskirti tik tam tikrus šviesos dažnius, atitinkančius perėjimus tarp leistinų energijos lygių. Šios specifinės energijos / dažniai skirtingiems elementams skiriasi ir yra skirtingų atomų spektrinių linijų priežastis (kai kiekviena linija atitinka skirtingą dažnį ar bangos ilgį).


    Santrauka

    Išspręsta kinematinė informacija, pavyzdžiui, iš molekulinių dujų žvaigždžių formavimo regionuose, gaunama stebint spektrines linijas. Tačiau šiuose stebėjimuose dažnai yra keli matymo linijos komponentai, todėl sunkiau gauti įvertinimus ir juos interpretuoti. Pateikiame visiškai automatinį metodą, kuris, pasirinkdamas Bajeso modelį, nustato komponentų skaičių išilgai regėjimo linijos arba spektrinį daugumą. Pagrindinė atvirojo kodo sistema, pagrįsta įdėtu mėginių ėmimu ir įprastu spektro linijų modeliavimu, yra išbandyta naudojant didelio ploto amoniako žemėlapius NGC 1333 Perseus molekuliniame debesyje, gautą Green Bank Amoniako tyrime (GAS). Palyginti su klasikiniais požiūriais, pateiktas metodas riboja greičius ir greičio dispersijas didesniame plote. Be to, mes nustatėme, kad greičio sklaidos pasiskirstymas tarp daugelio komponentų iš esmės nepasikeitė, palyginti su vienkartinio GAS duomenų analizės dalimi. Šie rezultatai rodo montavimo ir modelio pasirinkimo metodo galią ir santykinį paprastumą, todėl tai yra unikalus įrankis, leidžiantis išgauti maksimalią informaciją iš sudėtingų spektrinių duomenų.

    Eksportuoti citatą ir santrauką BibTeX UIP


    11 IŠVADOS

    Yra daugybė spektrų atrankos į pikselius pasekmių, ir šis dokumentas skirtas iliustruoti pagrindinius tokių atrinktų duomenų galutiniams vartotojams rūpimus padarinius. Apibendrinant:

    (1) Atsitiktinės triukšmo bangos ilgio paklaidos padidinamos imant mėginius (3 skirsnis). Neaiškumų paprastai yra

    10–20% blogiau, kai atrankos dažnis yra 2 pikseliai FWHM −1, tačiau priklauso nuo LSF funkcinės formos. Svarbus projekcinio apskritimo atvejis, sujungtas su Gauso (vaizduojančiu projektuojamą daugiamodį pluoštą su tam tikromis spektrografo aberacijomis), rodo stiprią priklausomybę nuo pikselių fazės (ty spektro požymio padėties pikselių centro atžvilgiu), padidėjus neapibrėžtumui. 20% esant 2 taškų FWHM −1 ir tam tikroms pikselių fazėms.

    (2) Jei reikia nustatyti spektro požymio plotį, pikseliacijos poveikis atsitiktinėms triukšmo paklaidoms yra žymiai stipresnis nei bangos ilgiui (4 skirsnis), ypač mažesnis nei 2 pikseliai FWHM −1, ir jie labai priklauso nuo pikselių fazė.

    (3) Pikseliacija sukelia tik nežymiai padidėjusį neišspręsto spektro požymio sumontuotos didžiausios amplitudės atsitiktinį triukšmą (5 skyrius). Tikimasi, kad padidės 5% ar mažiau esant 2 pikseliams FWHM −1, tačiau tam tikra priklausomybė nuo pikselių fazės.

    (4) Pikseliavimas linkęs išlyginti santykinį minimumą tarp dviejų arti nutolusių emisijos linijų (arba lygiavertį santykinį maksimumą tarp dviejų absorbcijos linijų). Jei norima pamatyti santykinai mažiausiai 81% smailės (lygi Rayleigh kriterijaus atskyrimui dviem smulkiai atrinktiems sinc 2 LSF), tada reikalingas atskyrimas žymiai padidėja imant mėginius, tačiau kompleksiškai dėl pikselių fazė (8 skyrius).

    (5) Kaip įrodyta Robertson (2013 m. 1 dokumentas), FWHM yra prastas spektrinės skiriamosios gebos matas, kai reikia palyginti skirtingų formų LSF. 6 skirsnyje skiriamosios galios apskaičiavimo metodas nuoseklioje skalėje, pagrįstas bangos ilgio tikslumu, yra išplėstas nuo pateikto 1 dokumente, kad apimtų pikseliacijos efektus.

    (6) Spektrų pikseliacija gali sukelti sistemines bangų ilgio paklaidas, kurios priklauso nuo pikselių fazės ir bangos ilgio nustatymo metodo, tačiau jų nemažina aukšti signalo / triukšmo duomenys. Kaip parodyta 7 skirsnyje, tokios klaidos gali būti nereikšmingos gerai atrinktų simetriškų LSF atveju. Tačiau juos labai padidina asimetrija LSF ir (arba) aukšto erdvinio dažnio komponentai, kurių detektorius nėra tinkamai atrinktas. Taigi, bet kokia gera vidinio LSF struktūra (ty neatrinktas vaizdas, krentantis ant detektoriaus plokštumos) turės svarbų vaidmenį sukeldamas bangos ilgio paklaidos klaidas, o norint, kad detektorius būtų sklandus, simetriškas PSF yra pageidautinas. precizinis darbas.

    (7) MTF (normalizuota LSF Furjė transformacijos amplitudė) gali parodyti, kiek erdviniai dažniai, sudarantys LSF, yra slapyvardžiai dėl netinkamo mėginių ėmimo dažnio. Bet koks „Furier“ komponentas, kuris yra slapyvardis, sugadins kitą komponentą, kuris yra žemesnis už „Nyquist“ dažnį ir kitaip būtų teisingai įrašytas. Pikselių fazių priklausomybė vystosi erdviniams dažniams, kuriuos sugadino slaptas signalas iš viršaus „Nyquist“ dažnio.

    (8) Literatūroje yra sukurta praktika, kai dviejų FWHM mėginių ėmimo dažnis nurodomas kaip Nyquist riba. Tai neteisinga, nes tai nėra tas pats, kas du mėginiai per sinusoido ciklą, o dažniausiai pasitaikančiose LSF yra suskirstyti aukšto dažnio komponentai, kai imami 2 taškų FWHM −1 mėginiai. Nepaisant to, tiesa, kad daugumai LSF formų, gaunamų iš spektrografų, du mėginiai / FWHM yra pagrįstas minimumas, jei nereikia didelio tikslumo. Difrakcijos riboto plyšio įvesties atveju dviejų mėginių / FWHM yra šiek tiek daugiau nei reikia, kad būtų išvengta slapyvardžių (tačiau tai daro prielaidą, kad į analizę galima įtraukti difrakcijos modelio pagalbines skiltis - o tai mažai tikėtina spektruose su triukšmu ir daugybė funkcijų). Atliekant didelio tikslumo darbus su tipinėmis nedifrakcijos ribotomis LSF, turėtų būti naudojamas didesnis mėginių ėmimo dažnis. Pvz., „Chance“, „Kurosu“ ir „amp Sioris“ („Reference Chance“, Kurosu ir Sioris 2005) rekomenduoja 4,5–6,5 pikselio FWHM –1 Gauso LSF po pikselių konvoliucijos, kad būtų išvengta bet kokio reikšmingo pablogėjimo, ir HARPS planetos ieškiklio spektrografas (Mayor ir kt. ., Reference Mayor 2003) naudoja 3,2 taško FWHM −1.

    (9) Šio darbo rekomendacija yra tai, kad spektrografinių prietaisų projektuotojams pageidautina atlikti modeliavimą naudojant apskaičiuotas LSF (tinkamas išlyginti, kad būtų pašalintos netikros aukšto dažnio savybės, pvz., Iš riboto atsekamų spindulių skaičiaus, tačiau išlaikant visus „tikrus“ „daili struktūra“. Tada bet kokiam siūlomam fotoaparato greičiui ir detektoriaus žingsniui galima nustatyti, kiek padidėja triukšmas parametrų įverčiuose, priklausomybė nuo pikselių fazių ir šališkumo klaidos.

    (10) Prietaisams, kurių galutiniai vartotojai gali pasirinkti mėginių ėmimo dažnumą (pvz., Sujungiant lustą arba naudojant skirtingas spektrografo konfigūracijas), labai pageidautina, kad prietaisų komanda atliktų modeliavimą naudodama tikrąjį LSF ir tai pateiktų vartotojo vadove. duomenys apie poveikį triukšmui, šališkumą, smailių atskyrimą, priklausomybę nuo pikselių fazių ir kt., kurie gali padėti vartotojui nuspręsti, kurią konfigūraciją naudoti.