Astronomija

Pretvorite navidezno velikost v filtru v svetilnost

Pretvorite navidezno velikost v filtru v svetilnost


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.

Imam podatke v Johnsonovih B & V filtrih in bi rad pretvoril opažene velikosti, m$ _x $, v svetilnosti, L$ _x $, preko pasovnega pasu, kjer že poznam razdaljo d do predmeta. x je pas, npr. U, B, G. To želim storiti z uporabo:

$ m_x = M_x + 5 log_ {10} Big ( dfrac {d} {10 text {pc}} Big) $

$ M_x = -2,5 log_ {10} Velika ( dfrac {L_X} {L _ { odot}} Velika) + text {konstantna} $

Reši za L$ _X $. Zdaj, če želim resnično razumeti svetilnost npr. območje valovnih dolžin 500-700nm, ali moram popraviti profil prenosa filtra? najdete tukaj http://svo2.cab.inta-csic.es/theory/fps/index.php?id=Generic/Johnson.V&&mode=browse&gname=Generic&gname2=Johnson#filter

Kako bi bilo najbolje to narediti? Na koncu želim ugotoviti del svetilnosti, ki ga najdemo v B & V pasu, v primerjavi s skupno svetilnostjo črnega telesa SED


Pretvorbe med velikostmi in pretokom

Spodaj vnesite vrednost velikosti ali pretoka skupaj z valovno dolžino ali imenom filtra in ta obrazec bo vrnil pretvorbe med temi količinami.

Pri srednji infrardeči & quotmonochromatic & quot možnosti pretvorbe temeljijo na Cohen et al. Kalibracija spektralnega obsevanja v infrardeči svetlobi serija prispevkov. & Quotystem & quot je opisan v prispevku Cohen, Walker, Barlow in Deacon, 1992, Astronomical Journal, vol. 104, 1650-1657. Vrednosti toka ničelne magnitude so izpeljane iz Cohenove spektralne predloge za alfa CMa in navedene vrednosti magnitude iz tega članka. Formalne negotovosti vrednosti so približno 2%.

Za filtre T-ReCS in Michelle so bile vrednosti ničelne velikosti izračunane iz spektralne predloge alfa CMa in profilov filtrov, pri čemer so se zmanjšale od predvidenih velikosti alfa CMa, kot so jih podali Cohen et al. do 0,0. Če so filtrirni profili natančni, so tukaj negotovosti spet približno 2%.

Pri optičnih in bližnjih infrardečih filtrih se vrednosti nič vzamejo iz različnih virov, kot je navedeno spodaj.

Vrednost magnitude lahko dobite za enega od različnih filtrov Mid-IR Gemini, ki ga je treba izbrati zgoraj. Druga možnost je uporaba vrednosti & quotmonochromatic & quot, ki jo najdemo neposredno iz predloge alfa CMa spektralne porazdelitve energije, ki jo je dal Martin Cohen. V tem primeru se vrednost ničelne magnitude interpolira na določeno valovno dolžino.

Kjer je določen eden od srednjih infrardečih filtrov Gemini, se vrednost gostote pretoka ničelne velikosti najde z integracijo Cohenove spektralne predloge v predpostavljeni profil filtra, ponderirano s številom fotonov, saj so običajni detektorji srednje infrardeče naprave za štetje fotonov. V tem postopku je nekaj negotovosti, ker so bile krivulje odziva filtra izmerjene pri temperaturi tekočine N, 77 K, vendar se uporabljajo pri temperaturah tekočine He, okoli 8 K. To je potencialno resen problem. Kjer je mogoče, so vključeni učinki okna instrumenta in morebitni blokirajoči elementi. Kakršna koli odbojnost, odvisna od valovne dolžine v ogledalih teleskopa, ali drugi učinki, odvisni od valovne dolžine v sistemu, vključno z atmosferskim prenosom, pri teh izračunih niso bili upoštevani.

Če določite filter T-ReCS ali Michelle, se vrne efektivna valovna dolžina (za vročo zvezdo, kot v primeru alfa CMa), vendar mora biti v zgornjem polju & quotwavevangth & quot še nekaj vrednosti, čeprav se ne bo uporabljala .

Vrednosti so podane na več decimalnih mest natančno, kot jih natančnost kalibracij dejansko omogoča. Po potrebi zaokroži.

Reference za ničelne točke magnitude:

  • M. S. Bessel, Pub.Astron.Soc.Pacific., Letn. 91, 589, 1979
  • H. Champins, G. H. Reike, M. J. Lebofsky, Astron.J., Letn. 90, 896, 1985
  • A. T. Tokunaga & amp W. B. Vasa, Pub.Astron.Soc.Pacific., Letn. 117, 421, 2005: Price et al. Astron.J, letn. 128,889, 2004. Forque et al., Astron.Asph.Supp., Zv. 141, 313, 2000
  • na naslednji strani so vrednosti za sistem ESO
  • Stran za umerjanje IRAC in stran za umerjanje MIPS
  • razprava o fotometrični kalibraciji IRAS na teh straneh se tokovi ničelne magnitude popravijo ob predpostavki zvezdanega zvezda vroče zvezde (z interno ustvarjenimi barvnimi popravki)
  • Vrednosti & quotCIT & quot so podane tukaj. Nisem zasledil, od kod prihajajo
  • Schneider, Gunn in Hoessel (1983) za sistem griz
  • vrednosti so vzete tudi iz A. Coxa, Alenovi astrofizični kvanititi 4. izdaja (2000) in prejšnja izdaja D. Allen, Astrofizične količine (1973)

Stran je bila nazadnje spremenjena 2. oktobra 2008.

Udeleženci observatorija Gemini

Observatorij Gemini astronomskim skupnostim v šestih sodelujočih državah ponuja najsodobnejše astronomske zmogljivosti, ki čas opazovanja razporejajo sorazmerno s prispevkom vsake države. Poleg finančne podpore vsaka država prispeva tudi pomembne znanstvene in tehnične vire. Nacionalne raziskovalne agencije, ki tvorijo partnerstvo Gemini, vključujejo: ameriško nacionalno znanstveno fundacijo (NSF), kanadski nacionalni raziskovalni svet (NRC), čilsko Comisión Nacional de Investigación Cientifica y Tecnológica (CONICYT), brazilsko Ministério da Ciência, Tecnologia e Inovação, argentinski Ministerio de Ciencia, Tecnología e Innovación in Korejski inštitut za astronomijo in vesolje (KASI). Observatorij upravlja Združenje univerz za raziskave v astronomiji, Inc. (AURA) v skladu s sporazumom o sodelovanju z NSF. NSF je tudi izvršilna agencija za mednarodno partnerstvo.


HR diagram: razmerje velikosti in svetilnosti

Danes sem samo neumen, ker ne morem ugotoviti, kako je sestavljen HR diagram, upam, da boste lahko pomagali. Recimo, da opazovanje opravite v več različnih filtrih in da morate določiti svetilnost in temperaturo za vsak predmet v vašem vidnem polju.

Zdaj za temperaturo lahko samo narišete instrumentalno velikost glede na valovno dolžino filtra in mu prilepite profil črnega telesa, vrh krivulje, ki prikazuje efektivno temperaturo zvezde.

Kaj pa svetilnost? Ali je smiselno vzeti površino ene slikovne pike in jo ob poznavanju povprečne hitrosti števila fotonov integrirati v 4π steradianov? Potem, ko bi pomnožil s tipično fotonsko energijo (ob predpostavki, da so filtri precej ozki), bi dobil svetilnost iz določenega vira? Tu se zdi nekaj narobe, vendar ne morem ugotoviti, kaj. Je to zato, ker se atmosferska absorpcija ne upošteva? Če je odgovor pritrdilen, kako to storiti pravilno?


Pretvorba navidezne velikosti v opazovani tok pri senzorju kamere

Zanimalo me je, če kdo ve, kako pretvoriti navidezno velikost objektov globokega neba v opaženi tok, ki doseže senzor kamere. V spletu sem našel veliko informacij, a zdi se, da je to precej zapleteno vprašanje z veliko spremenljivkami, ki jih je treba upoštevati, in vse informacije težko zberem v uporabno enačbo ali niz enačb. V bistvu poskušam ugotoviti, kako šibek predmet lahko teoretično zajamem z določenega opazovalnega mesta (na podlagi znanega pretoka nebesnega ozadja).

# 2 NJScope

Kmalu pred izvedbo preizkusa mislim, da ni enostavnega načina za izračun pretoka na senzorju kamere. Glej to povezavo za prejšnjo razpravo o sorodni zadevi

# 3 555aaa

# 4 robin_astro

Obstaja ta kalkulator, ki vam daje razmerje signal / šum za določeno velikost zvezde, osvetlitev, QE senzorja, svetlost neba itd.

Izračuni temeljijo na toku Vege, ki je standard za mag 0 (Vega proizvaja zelo približno 1000 fotonov / kvadratni cm / sek / Angstrom v pasu V)


Vprašanja o fotometriji

Tu je nekaj vprašanj za začetek. V naslednjih dneh bodo dodana dodatna vprašanja, zato preverite kmalu. Kliknite modre oznake za odgovore, da dobite odgovore (in uporabljene rešitve za nekatera vprašanja).

    Canopus, α Carinae, ima navidezno magnitudo -0,62, medtem ko ima Mimosa, β Crucis, navidezno magnitudo +1,25.
    a) Kateri je najsvetlejši?
    b) Kaj je po naravi bolj svetlobno?

c) Namesto da bi dejansko izračunali natančno razdaljo do vsake zvezde na podlagi njene navidezne in absolutne velikosti, lahko preprosto določimo modul razdalje, m - M za vsakogar. Mintaka ima modul razdalje +2,25 - (- 4,99) = 7,24, medtem ko ima Sargas modul razdalje = +1,86 - (- 2,75) = 4,61. Ker ima Mintaka višji modul razdalje (7,24 & gt 4,61), je bolj oddaljen od Sargasa. Objavljene vrednosti dajejo razdaljo 83 ± 6 parsekov do Sargasa in 281 ± 65 parsekov do Mintake.

a) Prepisovanje enačbe 4.2 dobimo:

b) Navidezna magnituda +0,37 bi omogočila, da bi bilo Sonce na nočnem nebu zlahka vidno s prostimi očmi.
c) Zvezda, ki je pravkar vidna s prostim očesom, ima navidezno velikost približno +6,5. Za zvezdo, kot je Sonce z absolutno magnitudo +4,8, to ustreza razdalji, d od:

Namesto da poskusimo in takoj uporabimo formulo za rešitev tega, razmislimo o osnovnih konceptih.
To je v bistvu uporaba zakona inverzne kvadratne svetlobe.
Če bi bila zvezda na razdalji 10 pc, bi bila dvakrat bližje kot na 20 pc in zato štirikrat svetlejša. Razlika v svetlosti 2,5 × je približno ena velikost in 6,25 × razlika v svetlosti (2,5) 2 ustreza razlikam v dveh velikostih. 4-kratna razlika v svetlosti je tako približno 1½ magnitude razlike. Če je njegova dejanska navidezna velikost pri 20 pc +6, je navidezna velikost pri 10 pc (tj. Absolutna velikost po definiciji) 6 - 1½ = 4½. Upoštevajte, da se razlika v velikosti odšteje, ker je zvezda bližje in zato svetlejša pri 10 pc.
Če uporabimo enačbo 4.3, imamo:

kar je enako kot odgovor, pridobljen z zgornjim obrazložitvijo.

  1. Če vzamemo spekter zvezde, lahko ugotovimo:
    1. Njegov spektralni razred.
    2. Njegov razred svetilnosti.

    c) Spektroskopska paralaksa daje nenatančen rezultat zaradi negotovosti v absolutnih velikostih zvezd posebnih spektralnih in svetilnih razredov približno 0,7 do 1,25 magnitude. Posledica tega je negotovost razdalje od 1,4 do 1,8 × za posamezne zvezde. Tudi druge dejavnike, kot je medzvezdna pordelost, je treba popraviti, če uporabljamo barvni indeks kot osnovo za oceno spektralnega razreda. Absorpcija in sipanje vplivata tudi na izmerjene vrednosti m.


    Bolometrični popravek

    Bolometrična korekcija
    Skoči na: navigacija, iskanje
    V astronomiji je bolometrična korekcija je popravek na absolutno velikost predmeta za pretvorbo vidne magnitude predmeta v njegovo bolometrično velikost.

    Bolometrični popravek
    - popravek navidezne velikosti predmeta, da se velikost vidnega pasu pretvori v bolometrično velikost (ki ustreza skupni svetilnosti na vseh valovnih dolžinah), -.

    Bolometrični popraveks: V astronomiji bolometrična korekcija je popravek na absolutno velikost predmeta, da se njegova vidna velikost pretvori v njegovo bolometrično velikost. Velik je za zvezde, ki veliko svoje energije oddajajo zunaj vidnega območja.

    s za hladne velikane na osnovi infrardeče fotometrije A87
    F. Kerschbaum, T. Lebzelter in L. Mekul
    DOI:.

    Mbol sonca = 4,72 mag. Delež celotne energije, ki jo oddaja zelo modra ali zelo rdeča zvezda, ki leži v vidnem območju, se lahko od celotne energije razlikuje za 4 ali 5 mag - torej le nekaj odstotkov energije leži v vidni. [H76]

    Za primerjavo resničnih svetilnosti dveh zvezd je primerno

    Najprej je treba dodati vsaki njihovi absolutni velikosti. Nato lahko izračunamo razmerje svetilnosti.
    Izvleček iz Enciklopedije Britannica brez dovoljenja.

    Astrofiziki jo ocenjujejo kot resnično merilo celotne emisije energije predmeta, kot jo vidimo z Zemlje. The

    pove, kako svetlejša je bolometrična magnituda od magnitude V.


    Pretvori navidezno velikost v filtru v svetilnost - astronomija

    Zvezde so goste vroče kroglice plina, zato so njihovi spektri podobni spektrom popolnega toplotnega sevalnika, ki ustvarja nemoten neprekinjen spekter. (Čeprav zvezde niso popolni toplotni sevalniki, so njihovi spektri dovolj podobni gladkemu neprekinjenemu spektru, kar sledi.) Zato je barva zvezd odvisna od njihove temperature - bolj vroče zvezde so modrejše, hladnejše zvezde pa rdeče. Zvezdo lahko opazujete skozi različne filtri da dobite približno temperaturo. Filter omogoča le ozek obseg valovnih dolžin (barv). Z vzorčenjem spektra zvezde v dveh različnih območjih valovnih dolžin ("pasovi") lahko ugotovite, ali je spekter za vročo, toplo, hladno ali hladno zvezdo. Vroče zvezde imajo temperature okoli 60.000 K, hladne zvezde pa okoli 3.000 K. Diagrami filtrov so prikazani spodaj.

    Barvni indeks in temperatura

    1. Izmerite navidezno svetlost (tok) z dvema različnima filtroma (B, V).
    2. Pretok energije skozi filter pove velikost (svetlost) na valovni dolžini filtra.
    3. Izračunajte velikostno razliko obeh filtrov, B - V.

    Program UNL za astronomsko izobraževanje Krivulje črnega telesa in modul UBV filtri omogoča raziskovanje povezave med temperaturo in toplotnim spektrom z manipulacijo različnih parametrov z grafičnim vmesnikom (povezava se bo pojavila v novem oknu). Korelacijo temperature in barve lahko raziščete tudi z različnimi filtri.

    Wienov zakon in temperatura

    Drug način za merjenje temperature zvezde je uporaba Wienovega zakona, opisanega v poglavju o elektromagnetnem sevanju. Hladne zvezde bodo dosegle vrhunec svojega kontinuiranega spektra pri dolgih (rdečih) valovnih dolžinah. Ko se temperatura zvezde povečuje, se vrh njenega neprekinjenega spektra premakne na krajše (modre) valovne dolžine. Končni način merjenja temperature zvezde je natančnejši od prejšnjih dveh metod. Uporablja moč različnih absorpcijskih linij v spektru zvezde. V celoti je opisan nekoliko kasneje v poglavju. Temperature različnih vrst zvezd so povzete v tabeli Lastnosti glavnih zaporednih zvezd.


    Pretvori navidezno velikost v filtru v svetilnost - astronomija

    Katere fizične parametre potrebujete, ko najdete Cefeido, da določite razdaljo do Cefeide?

    Razdaljo do zvezde lahko izračunate, če poznate njeno svetilnost, svetlost in morda dušenje svetlobe zaradi vmesnega plina in prahu.

    Spomnimo se, da je Cefeida posebna v tem, da je obdobje njenih svetlobnih sprememb povezano s svetilnostjo zvezde. Vsakič, ko najdete Cefeido, dobite njeno svetlobno krivuljo, kot je objavljena v Ferrareseju et al. (1996). Krivulja svetlobe je ploskev navidezne velikosti mv je označen z V (DoPHOT) v primerjavi s & quotphase. "

    Navidezne velikosti so merilo svetlosti. Običajno se uporabljajo v astronomiji, vendar nekoliko nerazumljivo. Vsakič, ko določite povprečno navidezno velikost cefeide (glejte spodaj), jo pretvorite v svetlost v sončni svetilnosti na parsek na kvadrat z uporabo enačbe:

    Faze: Morda se sprašujete, zakaj podatki niso narisani kot navidezna velikost v primerjavi z absolutnim časom. Ker so spremembe svetlosti periodične, dobimo boljši občutek določenih sprememb tako, da narišemo vse točke, kot da bi se pojavile v enem ciklu. Fazna razlika 1 ustreza enemu obdobju.

    V svetlobni krivulji C46, ​​prikazani zgoraj, se faza giblje od 0 do 2. Fazno območje 1-2 je preprosto ponovitev faznega območja 0-1. Celoten cikel se ponovi, tako da oko lahko bolje zazna obliko svetlobnih sprememb.

    Obdobje Cefeide

    Če želite določiti lastno svetlost cefeide, morate vedeti njeno obdobje. Obdobje vsake cefeide je natisnjeno na vrhu svetlobne krivulje. Za C46 je P = 25,3 (dni). V poznejšem delu laboratorija boste izvedeli, kako povezati obdobje z notranjo svetlostjo cefeide.

    Povprečna navidezna velikost Cefeide

    Nato morate vedeti navidezno svetlost zvezde. To je malce zapleteno, saj se navidezna svetlost spreminja. Na oko morate določiti povprečno navidezno velikost cefeide. Za pomoč očesu boste uporabili košček niti ali robni trak papirja. Držite nit vodoravno čez ploskev, dokler ni enakega števila podatkovnih točk (črni krogi) nad in pod nitjo. Pri določanju povprečja ne upoštevajte vrstic napak, povezanih s podatkovnimi točkami. Odčitajte navidezno velikost mv od navpične osi.

    Povprečna navidezna velikost V za C46 je približno mv= 25,3, kot je prikazano spodaj. (Dejstvo, da je tudi P = 25,3, je povsem naključje.) Opomba: številke na navpični osi zmanjšanje ko greš navzgor po osi.

    Na koncu to pretvorite v svetlost v enotah sončne svetilnosti na kvadrat parsec, tako da uporabite:


    Čudno vprašanje. zvezdna velikost do lumnov / m ^ 2?

    Poskus, da se zavijem okoli izračuna in na žalost najdem vire, kako hudiča to dejansko storiti, je izgubljen razlog na Googlu - čeprav samo zato, ker so zvezdna velikost, lumni, luksi itd. Ali zelo splošni izrazi ali pa so tako specifični v tem primer uporabe, ki ga preprosto ne vem, kaj vprašati.

    V bistvu glede na navidezno velikost m kako bi izvlekel potrebne podatke, da bi dosegel vrednost l / m ^ 2?

    Velikost se & # x27m zavedam, da je logaritemska, brez enote lestvica, zato ne pričakujem enostavne ceste, vendar ugotovim, ali imam osnovno vrednost, ki jo moram oddelati (morda navidezna velikost sonca od zemlje?) matematika je izvedljiva?

    Prosim, ne ustreli tega idiota. & # X27m poskušam narediti nekaj pretvorb za CG delo v Blenderju in resnično boli žogo. Ne boji se neprijetne matematike in fizike. Hvala!

    Mislim, da vam bo to pomagalo, saj lahko oblikujejo stvari bolje kot na Redditu.

    Hvala, bral bom.

    Menim, da je del težave, s katero se srečujete, ta, da je sistem velikosti povezan z obsevanjem, torej so vse valovne dolžine enakomerno tehtane, lumeni pa merijo osvetljenost, pri čemer se valovna dolžina tehta glede na to, kako dobro jo vidi človeško oko . Pretvorba iz W / m 2 v Lux bi bila za vsako valovno dolžino drugačna.

    Nisem še popolnoma preučil tega, vendar bi tako začel:

    Če poznate razdaljo do svojega predmeta, lahko izračunate absolutno velikost z navidezno velikostjo in modulom razdalje (enota razdalje bo parsecs)

    Nato lahko pretvorite iz absolutne velikosti v svetilnost (vati), pri čemer uporabite absolutno velikost in svetilnost Sonca kot svoji relativni konstanti (upoštevajte, da je absolutna velikost Sonca odvisna od valovne dolžine, filtri B ali V bodo najpogostejši)

    Pretvorbo iz vatov v lumene morate ugotoviti glede na valovno dolžino, verjetno s pomočjo funkcije svetilnosti. To mora biti enaka valovna dolžina, v kateri je bila velikost, vendar upoštevajte, da so filtri lahko široki - zajamejo vso svetlobo, ki se oddaja v območju valovnih dolžin, ki ga pokrivajo, in vsak del tega območja ima drugačen pretvorbeni faktor, zato morate uporabite funkcijo.

    Na koncu lahko ugotovite, kakšna energija je razporejena po površini krogle, ki je centrirana na vaš predmet in se razteza do vas, tj. Lumen / (4 pi D 2), kjer je D razdalja do vašega predmeta v metrih, kar naj vam da enote lumena / m 2

    To je nekako krožno križišče, vendar si ne morem omisliti dobrega načina za pretvorbo navidezne velikosti v tok, ne da bi šel skozi pretvorbo razdalje.


    Pretvori navidezno velikost v filtru v svetilnost - astronomija

    Bayesov algoritem za vgradnjo funkcije svetilnosti (BALFF)

    README za Bayesov algoritem za prilagajanje svetilnosti (BALFF), predstavljen v Schmidt et al. (2014) in razširjena tako, da vključuje pristranskost povečave v Mason et al. (2015)

    Če se vam zdi ta koda koristna, navedite

    Bayesov algoritem za prilagajanje svetilnosti (BALFF), predstavljen v Schmidt et al. (2014) je algoritem, ki funkcijo (UV) svetilnosti prilega vzorcu galaksij (npr. Fotometrično izbrane galaksije Lyman Break, LBG), izbranim iz sklopa opazovanj. BALFF uporablja Schechterjevo funkcijo, ki se je izkazala za dober približek osnovne porazdelitve pri nizkem in visokem rdečem premiku kot model funkcije svetilnosti. Bayesov formalizem, na katerem temelji BALFF, se izogiba zbiranju (in s tem razmazovanju) vzorcev predmetov, vključuje verjetnost, ki temelji na formalno pravilni binomski porazdelitvi v nasprotju s pogosto uporabljeno približno Poissonovo porazdelitev, in modelira fotometrične negotovosti vsakega predmeta v vzorec neposredno, pri čemer v celoti izkoristite vse informacije, ki zagotavljajo strožje rezultate. V Mason et al. (2015) je bila privzeta nastavitev BALFF razširjena, da se upošteva pristranskost povečave galaksij v vhodnem vzorcu iz močne in šibke gravitacijske leče iz virov v ospredju.

    Funkcije svetilnosti, pridobljene z BALFF (ali katero koli drugo metodo vgradnje), lahko uporabimo za razpravo o fiziki reionizacije, kot je predstavljena tudi v Schmidt et al. (2014). Skripti, ki spremljajo jedro orodja BALFF, omogočajo takšno razpravo in primerjavo. Učinek nevtralnega hidrogena pri usmerjenem rdečem premiku se oceni ob predpostavki teoretično motiviranih prednostnih lastnosti faktorja strjevanja in frakcije uhajanja fotona.

    Upoštevajte, da v trenutnem okviru BALFF p (z) pred rdečim premikom posameznih predmetov (kandidati LBG) ni izrecno upoštevan.

    Za podrobne informacije o Bayesovem okviru ter formalni izpeljavi in ​​opisu izrazov v Bayesovih izrazih glejte Schmidt et al. (2014) in Mason et al. (2015).

    V nadaljevanju so navedeni in prikazani skripti s kodo BALFF

    • balff_run_commands.sh
      • Skript lupine s privzetimi ukazi za izvajanje vseh potrebnih korakov v popolni analizi BALFF.
      • Zavitek za nastavitev vzorca pymc MCMC, uporabljen za pridobitev celotne ocene in negotovosti funkcije svetilnosti BALFF.
      • Glavni razred, ki se uporablja za nalaganje vhodnih podatkov, nastavitev ogrodja in izračun mejne posteriorne porazdelitve v središču okvira za vgradnjo funkcije svetilnosti BALFF.
      • Ocenjevanje normalizacije funkcije svetilnosti (phi *) za funkcijo svetilnosti, ki jo je za vhodne podatke določil BALFF.
      • Ocenjevanje gostote svetilnosti (epsilon) za določeno mejo integracije, ki ustreza funkciji svetilnosti, ki jo je za vhodne podatke določil BALFF.
      • Ocenjevanje nevtralne vodikove frakcije IGM ob predpostavljenih privzetih vrednostih (porazdelitvah) za uhajajočo frakcijo, faktor strjevanja in pretvorbo med gostoto svetilnosti in ionizirajočimi fotoni. Ustvarijo se diagnostične ploskve.
      • Ustvarjanje diagnostičnih grafikonov vzorcev in funkcije svetilnosti, ki izhajajo iz zagona BALFF na vhodnem podatkovnem polju.
      • Ustvarjanje podatkovne matrike v ustreznem formatu, ki ga pričakuje BALFF iz danih imen predmetov, imen polj, svetilnosti in omejevalnih svetilnosti.
      • Ustvarjanje podatkovnega polja za simulirani vzorec podatkov. Tj. Podatki z znano vhodno porazdelitvijo Schechterjeve funkcije. Uporabno za testiranje in odpravljanje napak.
      • Ustvarjanje iskalnih tabel tabelaričnih vrednosti v binarnem formatu .npz, ki ga pričakuje BALFF. Ta iskalna tabela se lahko uporabi za pospešitev izvajanja BALFF s pomočjo interpolacije vrednosti, namesto da bi izvedla popolno integracijo za vsak korak MCMC.
      • Shranjevanje funkcij za izbiro in popolnost v datotečni obliki .npz, ki jo pričakuje BALFF. Lahko se uporablja tudi za risanje in oceno vrednosti le-teh. Če je popolnost C (m) vključena v izbirno funkcijo S (m, z), lahko za vhod BALFF ustvarite datoteke funkcij popolnosti konstante 1.
      • Različni pripomočki, ki se uporabljajo v kodi BALFF.

      Odvisnosti in zahteve

      Koda je napisana v pythonu in uporablja širok nabor privzetih paketov, vključenih v standardne namestitve pythona. Nekaj ​​posebnih paketov, kot je opisano spodaj, je treba namestiti poleg tega, da se BALFF zažene.

      Naslednji standardni paketi so uvoženi v BALFF-ove skripte ali več: os, sys, pdb, čas, glob, numpy, pylab, scipy, vrste, mpmath, pyfits, ukazi, argparse, datetime, cosmocalc, matplotlib, mpl_toolkits, večprocesorska obdelava ,

      • pymc: Privzeti vzorčevalnik MCMC je pymc, ki ga je treba namestiti. Za zagon pymc mora biti na voljo prevajalnik FORTRAN in C. Npr. Gfortran in gcc sta na voljo na spletnem mestu http://hpc.sourceforge.net. Prevajalnike lahko namestite tudi na MacOSX prek aplikacije Xcode. Navodila za pymc najdete na https://pymc-devs.github.io/pymc/INSTALL.html.
      • pymc_steps: robusten prilagodljiv algoritem metropils (RAM) za vstopanje v prostor parametrov v verigah pymc. Na voljo na https://github.com/brandonckelly/pymc_steps
      • astropysics: Suite of astronomy utility. Na voljo tukaj na https://pythonhosted.org/Astropysics/
      • fast_kde: Uporablja se za risanje balff_plot_epsilonQCf.confcontours (). Na voljo v repozitoriju BALFF GitHub.

      V tem oddelku sta opisana privzeta izvedba BALFF (Schmidt et al. 2014) in niz BALFF, ki upoštevata pristranskost povečave virov (Mason et al. 2015).

      Za zagon programa BALFF in ustvarjanje diagnostičnih grafikonov in izhodnih datotek je potreben nabor podatkovnih vhodov, kot je opisano spodaj. BALFF predpostavlja, da so podatki shranjeni v imeniku ./balff_data/. Izhodni podatki in grafi, ustvarjeni z izvajanjem BALFF, bodo shranjeni v ./balff_output in ./balff_plots. Oba imenika bosta ustvarjena, če ne obstajata.

      Privzeti zagon BALFF ustreza zagonu kode, ki so jo opisali Schmidt et al. (2014). Ta zagon zahteva naslednji vnos podatkov (spodaj uporabljena imena se nanašajo samo na privzeti nabor datotek, ki jih vsebuje imenik BALFF GitHub):

      • fields_info.txt: Te datoteke vsebujejo minimalni nabor informacij, potrebnih za BALFF. Stolpci datoteke so:
        • fieldname: niz vsebuje enolično ime polja
        • filter: Filter, pri katerem je bilo polje opaženo (ustreza filtru, ki se uporablja za sestavljanje funkcije svetilnosti)
        • maglim5sigma: 5sigma, ki omejuje velikost polja (vključno z galaktičnim izumrtjem) polja
        • Av: vrednost A_V za polje
        • fieldarea: Območje polja v ločnih minutah
        • magmedfield: Mediana opažene velikostne napake nad poljem
        • OBJNAME: Niz, ki vsebuje enolično ime predmeta
        • POLJE: Ime polja (iz fields_info.txt), v katerem se nahaja objekt
        • LOBJ: Svetilnost predmeta v enotah [] 1e-44 erg / s]. To vključuje informacije o rdečem premiku pri pretvorbi navidezne velikosti v absolutno velikost in nato v svetilnost (te pretvorbe lahko izvedemo z orodji v balff_utilities.py)
        • LOBJERR: Napaka na svetilnosti predmeta
        • LFIELDLIM: Nsigma omejuje svetilnost polja, v katerem je bil najden predmet (ustreza maglimNsigma iz fields_info.txt)
        • LFIELDLIMERR: Napaka pri mejni svetilnosti polja

        Dejanski nabor ukazov, ki jih je treba zagnati, so povzeti / ponazorjeni v skriptu lupine balff_run_commands.sh, ki ga lahko uporabimo za izvedbo celotnega izvajanja BALFF, vključno z načrtovanjem s preprostim izvajanjem ./balff_run_commands.sh v ukazni vrstici bash.

        Zavreta minimalna različica ukazov bash za zagon programa BALFF in generiranje diagnostičnih grafikonov je:

        Obračunavanje pristranskosti povečave

        Izvajanje BALFF-a, ki upošteva šibko in močno pristranskost povečave leče funkcije svetilnosti, kot je opisano v Mason et al. (2015) izvedemo s preprosto uporabo --errdist magbias namesto privzetega --errdist normal pri izvajanju ukaza ./balff_run.py. Zagon magbije BALFF zahteva enak vnos podatkov kot privzeti postopek, opisan zgoraj. Poleg tega zagon magbias zahteva, da je v ./balff_data/ na voljo naslednja datoteka:

        • fields_magbiaspdf.txt: Ta datoteka opisuje porazdelitev verjetnosti povečav p (mu) za vsako od polj, naštetih v fields_info.txt. Za p (mu) s se šteje, da so parametrizirani kot vsota 1, 2 ali 3 Gaussovcev. Datoteka vsebuje naslednje stolpce:
          • Polje: ime polja, ki mu ustreza p (mu)
          • pomeni: Srednja povečava polja
          • p1: Teža prve Gaussove komponente p (mu). Upoštevajte, da je p1 + p2 + p3 = 1
          • pomeni1: Povprečna povečava prve Gaussove komponente p (mu)
          • std1: Standardni odklon prve Gaussove komponente p (mu)
          • p2: teža druge Gaussove komponente p (mu). Upoštevajte, da je p1 + p2 + p3 = 1
          • pomeni2: Povprečna povečava druge Gaussove komponente p (mu)
          • std2: Standardni odklon druge Gaussove komponente p (mu)
          • p3: Teža tretje Gaussove komponente p (mu). Upoštevajte, da je p1 + p2 + p3 = 1
          • pomeni3: Povprečna povečava tretje Gaussove komponente p (mu)
          • std3: Standardni odklon tretje Gaussove komponente p (mu)

          Posamezni p (mu) za polja_magbiaspdf.txt lahko ustvari model leče po vaši izbiri. Glej Mason et al. (2015) za primer ocene močnega in vmesnega lečenja p (mu) s iz fotometrije virov v ospredju. Šibko lečo p (mu) s lahko ocenimo po Panglossovi kodi, čeprav šibko leče zanemarljivo prispeva k pristranskosti povečave pri z & lt

          Če polje nima leče, lahko p (mu) v fields_magbiaspdf.txt nastavite na:

          ki ustrezajo eni funkciji delta pri 1,0.

          Če je vir verjetno močno posojen, je treba polje, ki gosti ta vir, razdeliti na dva dela: 1) a

          nekaj ločnih sekund izrezanega območja okoli vira, ki ima močne lečeče parametre p (mu) in 2) preostali del polja, ki nima močnega lečenja in bo zato povprečna povečava polja 1,0 Nova področja teh podpolj je treba vključiti v field_info.txt. Ta območja so opazovana območja in jih mu ne sme pripisovati, saj je to upoštevano v zadnji oceni porazdelitve v balff_mpd.py.

          Kot primer, če polje (fieldX) vključuje močno lenšen vir (objX1), je treba polje razdeliti na dva dela, tako da izrežemo območje okoli objX1, ki ima močno lečo p (mu), in field_info.txt, objects_info .fits in fields_magbiaspdf.txt je treba spremeniti iz

          Tu je fieldareaX_strong območje izreza okoli objX1. In potem je meanX_nostrong vedno 1, ker to polje nima močnega lečenja.