Tähtitiede

Kuinka kirkas Crab Pulsarin 30 Hz: n modulaatio näkyvässä valossa? Minkä värinen se on?

Kuinka kirkas Crab Pulsarin 30 Hz: n modulaatio näkyvässä valossa? Minkä värinen se on?

Tämä vastaus Onko tähtitieteilijöille tarvittu suurta näkemystä? mainitsee tähtitieteilijä Jocelyn Bell Burnellin kertomuksen todennäköisestä ensimmäisestä visuaalinen havainto pulsarista. Tämä löytyy esimerkiksi Luonnon ilmavoimista oli varhaisvaroitus pulsseista

Työtä edelsi useita kuukausia Bell Burnellin, silloisen Cambridgen yliopistossa, Isossa-Britanniassa tekemät havainnot, jotka johtivat aiheeseen liittyvään ensimmäiseen asiakirjaan. Nobel-palkinto löytöstä jaettiin myöhemmin hänen esimiehelleen Antony Hewishille, mutta kiistanalaisella tavalla ei hänelle. Schisler ei ollut ainoa, joka löysi pulsarin etukäteen, Bell Bellellin mukaan. "Tarinoita on itse asiassa paljon", hän sanoo. 1950-luvulla eräs nainen, joka vieraili Chicagon yliopiston observatoriossa Illinoisissa, huomautti, että rapusumussa oli säännöllisesti sykkivää näkyvän valon lähdettä. Yliopiston tähtitieteilijä Elliot Moore hylkäsi naisen väitteen ja kertoi hänelle, että kaikki tähdet näyttävät välkkyvän. Toinen radiotähtitieteilijä, jonka hän tietää haluavansa, tunnustaa parin juoman jälkeen, että hän on hylännyt sykkivän lähteen havainnot viallisten laitteiden seurauksena. "Hän on nyt hieman hämmentynyt", Bell Bellell sanoo.

Tämä on myös yhteenveto Wikipedian Crab Pulsar:

Jocelyn Bell Burnell, joka löysi ensimmäisen pulsarin PSR B1919 + 21 vuonna 1967, kertoo, että 1950-luvun lopulla nainen katsoi rapun sumun lähdettä Chicagon yliopiston kaukoputkessa, joka oli sitten avoin yleisölle, ja totesi, että se näytti vilkkua. Tähtitieteilijä, jonka kanssa hän puhui, Elliot Moore, ei ottanut huomioon tuikeavaikutusta huolimatta naisen mielenosoituksesta, jonka mukaan hän pätevänä lentäjänä ymmärsi tuikeneen ja tämä oli jotain muuta. Bell Burnell toteaa sen Crab Nebula -optisen pulsarin 30 Hz: n taajuus on monien ihmisten vaikea nähdä.

Rapu Pulsarin näennäinen suuruus (V) on Wikipedian mukaan noin 16,5, mutta en tiedä kuinka suuri osa tästä voimakkuudesta moduloidaan 30 Hz: ssä vai onko modulaatio keskittynyt jossakin tietyssä osassa näkyvää spektriä. Luulisin, että neutronitähden suora näkyvä valo olisi pulsseja lukuun ottamatta melko pieni, mutta en tiedä, mihin 16,5 m viittaa.

Kuvittelen pienen, hiljaisen valodiodin sieppaavan valon alueelta, joka sisältää pulsarin sijainnin, mahdollisesti värisuodattimella, signaalin vahvistamisen ja DC: n poistamisen jälkeen ja digitalisoimalla sitten ADC: llä ja Raspoerry Pi: llä. (oletetaan, että olen lukenut kuinka tämä tehdään parhaiten) ja integroinut sitten muutaman minuutin tai tunnin ajaksi ja etsimässä jonkin verran tehoa lähellä 30 Hz Raspberry Pi: llä.

Mutta ennen kuin ajattelen edelleen, minun on tiedettävä, kuinka syvä näkyvän valon modulaatio on ja onko se vahvempi joillakin aallonpituuksilla tai tasainen spektrin poikki.

Kysymys: Kuinka kirkas Crab Pulsarin 30 Hz: n modulaatio näkyvässä valossa? Minkä värinen se on?


Rapu-pulsarin optisia pulsseja on tutkittu tarkasti vuodesta 1969. Havainnot eivät todellakaan ole niin vaikeita (tein joitain itseäni valosähköisellä fotometrillä opiskelijana) ja ne on saavutettu monilla tekniikoilla.

Fordham et ai. (2002) viipaloi ja kuutioi rapu-pulsarin pulssin muodon hienoksi aika- ja spektrisäiliöiksi optisessa järjestelmässä. Vaiheessa taitettu valokäyrä koko sini-puna-alueelle on esitetty alla. Pulssin muoto on itse asiassa erittäin vakaa ja se näyttää tältä monissa muissa papereissa. Pulssi on "vähennetty taustasta" käyttämällä signaalia pulssin "pois" -vaiheessa. Pulsoimaton komponentti on alle 1% integroidun kirkkauden optisessa, joten olennaisesti "pois" tarkoittaa pois.

Samassa artikkelissa käsitellään integroitua energiaspektriä ja pulsarin aallonpituudesta riippuvaa pulssin muotoa. Integroitu spektri on melkein tasainen (kun tähtien välinen sukupuutto on korjattu) - kuten spektrissä $ F ( nu) propto nu ^ { alpha} $sitten $ alpha sim 0 $; tämä tulos pätee koko pulssiin, tai jos otetaan huomioon vain jompikumpi huipusta (on pieni $<1$Kahden% pulssin suhteen vaihtelu optisella alueella).

Jälkikirjoitus - Huomaan, että rapujen pulsarin Wikipedia-sivulla on hidastettu pulssin animaatio 800 nm: n nähtynä (hyvin lähellä optista). Nämä kaksi pulssiä ja niiden kirkkausero ovat aivan ilmeisiä, samoin kuin "off" -vaihe. Se ei näytä paljon erilaiselta lyhyemmillä, näkyvillä aallonpituuksilla.


Sähkömagneettinen spektri

sähkömagneettinen spektri on sähkömagneettisen säteilyn taajuuksien (spektrin) alue ja niiden vastaavat aallonpituudet ja fotonienergiat.

Sähkömagneettinen spektri kattaa sähkömagneettiset aallot, joiden taajuudet vaihtelevat alle yhden hertsin ja yli 10 25 hertsin välillä, mikä vastaa aallonpituuksia tuhansista kilometreistä pieneen osaan atomin ytimen koosta. Tämä taajuusalue on jaettu erillisiin kaistoihin, ja kunkin taajuuskaistan sähkömagneettisia aaltoja kutsutaan eri nimillä spektrin matalan taajuuden (pitkän aallonpituuden) päästä alkaen: radioaallot, mikroaallot, infrapuna, näkyvä valo, ultravioletti, Röntgensäteet ja gammasäteet korkean taajuuden (lyhyen aallonpituuden) päässä. Kummallakin kaistalla olevilla sähkömagneettisilla aalloilla on erilaiset ominaisuudet, kuten miten ne tuotetaan, miten ne ovat vuorovaikutuksessa aineen kanssa, ja niiden käytännön sovellukset. Pitkien aallonpituuksien raja on maailmankaikkeuden koko, kun taas uskotaan, että lyhyt aallonpituuden raja on Planckin pituuden läheisyydessä. [4] Gammasäteet, röntgensäteet ja voimakas ultravioletti luokitellaan ionisoiva säteily koska niiden fotoneilla on tarpeeksi energiaa atomien ionisoimiseksi aiheuttaen kemiallisia reaktioita.

Suurimmassa osassa yllä olevista taajuuskaistoista tekniikkaa, jota kutsutaan spektroskopiaksi, voidaan käyttää erilaisten taajuuksien aaltojen fyysiseen erottamiseen tuottamalla spektri, joka näyttää muodostavat taajuudet. Spektroskooppia käytetään sähkömagneettisten aaltojen ja aineen vuorovaikutusten tutkimiseen. [5] Muita teknisiä käyttötarkoituksia kuvataan sähkömagneettisen säteilyn alla.


Erot lämpökuvaus- ja infrapunavalaisimien välillä yönäkölaitteilla

Saatat myös tuntea infrapunavalaisimet, joita käytetään yhdessä Night Vision -lasien kanssa.

Tämä kuulostaa samanlaiselta, mutta on itse asiassa hyvin erilainen tapa nähdä yöllä.

IR-valaisin heijastaa lähi-infrapunavaloa & # 8211, joka heijastuu esineistä lyhyellä tai keskipitkällä etäisyydellä.

PVS-14-tyyppinen yönäkölaite saattaa käyttää infrapunavalaisinta parempaan yönäköön & # 8211, mutta se on helppo havaita

Tämä heijastunut (näkymätön) valo voidaan noutaa ja tarkastella yönäkölaitteilla, jotka tarjoavat kuvan (tai valon) tehostumisen.

Siten näitä infrapunavalolähteitä voidaan käyttää käytettävissä olevan ympäristön valon lisäämiseen muuntamista varten yönäkölaitteilla.

Ajattele sitä kuin näkymättömän taskulampun loistaminen kaukaiselle esineelle.

Mutta se ei ole kovin varkain tapa nähdä pimeässä.

Tämä johtuu siitä, että heijastat infrapunavaloa, jonka kaikki muut näkevät yönäkölasilla & # 8211, mukaan lukien vastustajasi.

He pystyvät tunnistamaan sijaintisi helposti.

Tässä artikkelissa puhumme erityisesti lämpökuvantamisesta.

Koska tämä on varkain tapa nähdä yöllä & # 8211 ja täydellisessä pimeydessä.


AstroSat: Konsepti saavutuksiin

AstroSat on saanut viiden vuoden onnistuneen kiertoradan toiminnan 28. syyskuuta 2020. AstroSat on ISRO: n ensimmäinen Intian moniaallonpituussatelliitti, joka toimii avaruuden observatoriona. Se on ainoa satelliitti, joka voi samanaikaisesti havaita kaukana UV-säteilyllä ja laajalla röntgenkaistalla välillä 0,3 - 80 keV käyttäen erilaisia ​​instrumentteja. Tämä tähtitiede suunniteltiin useiden Intian satelliiteilla aiemmin lentettyjen possu-tähtitieteiden kokeiden onnistumisen jälkeen. AstroSat on ISRO: n ja useiden Intian ja ulkomaiden tähtitieteellisten laitosten yhteistyön tulos. Astronomy Telegrams, Circulars and Conference -julkaisujen lisäksi on yli 150 vertaisarvioitua julkaisua, jotka ovat peräisin AstroSatin tiedoista. Tämä artikkeli tarjoaa lyhyen yhteenvedon Astrosat-konseptin evoluutiosta, siitä, miten se toteutettiin, ja tämän tehtävän tieteellisistä tuloksista.

Tämä on tilaussisällön esikatselu, pääsy oppilaitoksesi kautta.


Rapu sumu pulsar kuvasekvenssi mahdollista?

Törmäsin siistiin elokuvaan rapusumun pulsarin sykkimisestä:

Kyseinen elokuva / gif on puolivälissä sivua.

"Taittamalla nopean Lucky-kuvasarjan voimme rakentaa elokuva pulsarista rapusumun ytimeen. Se vaihtelee 30 millisekunnin syklillä, kirkkaalla salamalla ja heikossa pulssissa."

Ihmettelen, onko tällainen pulsar-kuvasekvenssin sieppaus mahdollista mahdollisuutta käyttää Firecapture, ZWO asi 224 -kamera ja 10 "tai 14" SCT?

Kiitos ajatuksista etukäteen. Haluaisin myös nähdä kaikki kaappaukset, jotka osoittavat liikettä.

Muokattu Thomas Ashcraft, 29. marraskuuta 2016 - 18.21.

# 2 jhayes_tucson

Mielenkiintoista. Epäilen, että C14: lle olisi tarpeeksi valoa samalla tekniikalla. Siitä huolimatta olisi hauskaa yrittää saada elokuva ja ajattelin ajatusta jonkin aikaa sitten. Mielestäni onnekas kuvantaminen ei ole välttämätöntä elokuvan tekemiseksi. Koska taajuus tunnetaan, mielestäni temppu saattaa olla synkronisen hakkurin käyttö, jotta jokainen kehys voidaan integroida aikaan. Jokainen elokuvan ruutu otettaisiin eri vaiheessa. Kuvittelin juuri tuon tähden ja se on helppo nähdä 20 minuutin valotuksella, joten sen pitäisi olla mahdollista. Oikein asennettuna voi kestää vain yhden illan sen vetämiseksi.

# 3 Thomas Ashcraft

Toivon, että yrität onnistua. Toivottavasti näet mitä saat. - Tom

# 4 freestar8n

Tunnen jonkun, joka kokeili tätä EdgeHD14: llä muutama vuosi sitten, mutta signaalia ei vain ollut tarpeeksi. Mutta nykyisillä kameroilla ja matalammalla lukuhinnalla se saattaa olla mahdollista. Tarvitset hyvät aikaleimat altistuksille, vähän värähtelyvirheitä.

# 5 jhayes_tucson

John,

Toivon, että yrität onnistua. Toivottavasti näet mitä saat. - Tom

En ole sitoutunut kokeilemaan sitä, mutta kuten sanoin, niin voi on mahdollista oikein asennettuna. Chopper-idean avulla yksittäiset valotukset saattavat vaatia paljon valotusta kehystä kohden - ehkä välillä 100-200 minuuttia / ruutu 1:10 -jaksolla. Aikaisempi lausuntoni siitä, että kaikki tiedot saattaisi olla mahdollista saada yhdessä yössä, on todennäköisesti liian optimistinen. Kehysten synkronointi 1/30 sekunnin tarkkuudella erillisten istuntojen välillä olisi haastavaa. Se voitaisiin tehdä GPS-signaalilla, mutta se lisää monimutkaisuutta hieman enemmän. Silti se on mielenkiintoinen idea.

# 6 Rick J

En tiedä käytettyä koon laajuutta, mutta O: nooppi synkronoituna oikeaan nopeuteen ja kytkettynä valomonistinputkeen antoi huipun skannata säätämällä hitaasti ikkunan alkua ja skannaamalla sitä huippuintensiteetin ajan. Uskon, että näin Don Taylor selitti kerran, kuinka hänen oppilaat tekivät minulle optisen löydön. Ensimmäisenä iltana heillä oli väärä synkronointinopeus, joten ne epäonnistuivat, mutta onnistuivat, kun heillä oli oikea nopeus. En muista, jos he ottivat toissijaisen huippunsa.

Luulisin, että nykypäivän 14 ": n kamerat voisivat helposti löytää sen Johnin menetelmällä. Toimintajakso ei todellakaan ole mukana. Voin nostaa sen 10 sekunnissa korkean lukemisen kamerani kanssa ja se on luonnollisesti pois päältä suurimman osan ajasta. Sarjan hienonnettuja 1 minuutin ikkunoita, jotka skannataan hitaasti ruuhka-ajan aikana, pitäisi valita, nousevatko ne ja putoavat. Tarkan ohjaimen ohjaaman pyörivän sulkimen pitäisi tehdä mielestäni tehtävä työ. Ajan löytäminen voi olla vaikeinta. ei ole tällaista suljinta tai kokeilisin sitä, jos nämä pilvet ja lumi koskaan menevät.

# 7 freestar8n

Mekaanisella hakkurilla ja pitkillä valotuksilla se on varmasti mahdollista ja on tehty mielestäni useita kertoja sct: n kanssa. Esimerkki on täällä:

Tärkein tekninen kysymys on hakkurin asennus ja hallinta - jne. Kameran puolella on vähän vaatimuksia, koska se tekee pitkiä valotuksia kussakin vaiheessa. Mutta se on kaikki vanhaa koulua - ja näin pulsaria kuvitettiin ensimmäisen kerran vuosikymmeniä sitten.

Mutta en tiedä ketään, joka käyttäisi pelkästään videotekniikoita SCT-kameran ja hienon kameran kanssa samaan asiaan - perustuen siepattuun videoon eikä pilkkomaan. Mutta luulen, että se on nykyään ulottuvilla korkean QE-kameran ja matalan lukumelun kanssa suurilla kuvataajuuksilla.

Aikaisemmin mainitsemani yritys rajoitti lähinnä lukuhäiriöitä. Mielestäni sen pitäisi olla mahdollista ASI-1600: lla suurella vahvistuksella ja rajatulla kenttätallennuksella. Se vaatii hyvää näkemistä ja keskittymistä, joten fwhm on mahdollisimman pieni maksimaalisen snr: n saavuttamiseksi. En usko, että tarvitaan enemmän kuin yksi jatkuva videotallennus.

# 8 jhayes_tucson

# 9 jhayes_tucson

Mekaanisella hakkurilla ja pitkillä valotuksilla se on varmasti mahdollista ja on tehty mielestäni useita kertoja sct: n kanssa. Esimerkki on täällä:

Tärkein tekninen kysymys on hakkurin asennus ja hallinta - jne. Kameran puolella on vähän vaatimuksia, koska se tekee pitkiä valotuksia kussakin vaiheessa. Mutta se on kaikki vanhaa koulua - ja näin pulsaria kuvitettiin ensimmäisen kerran vuosikymmeniä sitten.

Mutta en tiedä ketään, joka käyttäisi pelkästään videotekniikkaa SCT: n ja hienon kameran kanssa samaan asiaan - perustuen siepattuun videoon eikä pilkkomiseen. Mutta luulen, että se on nykyään ulottuvilla korkean QE-kameran ja matalan lukumelun kanssa suurilla kuvataajuuksilla.

Aikaisemmin mainitsemani yritys rajoitti lähinnä lukuhäiriöitä. Mielestäni sen pitäisi olla mahdollista ASI-1600: lla suurella vahvistuksella ja rajatulla kenttätallennuksella. Se vaatii hyvää näkemistä ja keskittymistä, joten fwhm on mahdollisimman pieni maksimaalisen snr: n saavuttamiseksi. En usko, että tarvitaan enemmän kuin yksi jatkuva videotallennus.

Kiitos viitteestä Frank! Minulla oli vihdoin aikaa lukea se ja se kuvaa tarkalleen mitä ajattelin. Se on erinomainen paperi ja kirjailija teki hienon työn käydä läpi ajoituksen yksityiskohdat (joita en todellakaan ollut ottanut huomioon.) Missä se julkaistiin?

Muokattu jhayes_tucson, 1. joulukuuta 2016-11: 21.

# 10 freestar8n

Sain juuri viittauksen google-hausta - joten en tiedä siitä paljon. Mutta vuosien saatossa uskoakseni useat ihmiset ovat käyttäneet sct: itä yhdessä optisen hakkurin kanssa tarttumaan taskurapupulsarin vilkkumiseen.

OP: n tarjoama linkki on erilainen, koska hakkuria ei ole mukana. Se on vain raakaa videota ja hyvin lyhyitä valotuksia - erittäin kalliilla kameroilla. Toisin kuin hakkurin käyttö yhdessä erikoiskameran kanssa.

Mutta nykyään uutta on, että melko edulliset kamerat pystyvät ottamaan pulsarin vilkkumaan - ja ilman silppuria. Tallennat vain videovirran ja pinot sen sitten eri tavoin kaapataksesi kirkkaat ja pimeät jaksot. Sitä OP: n viite teki.

Nykyaikaisella videokameralla käyttöjakso on periaatteessa 100%. Joten jos pulsari on noin 30 Hz, voit kokeilla 60 kuvaa sekunnissa videota ja nähdä, mitä saat. Valotat vain videovirran noin 60 kuvaa sekunnissa ja 15 ms valotuksella - ja sitten jälkikäsitelet ja pinot videovirran eri vaiheet.

Pyrin tekemään tämän muutama vuosi sitten - mutta aikaisemmalla videokameralla, jolla oli kohtuullinen määrä lukuhäiriötä. ASI: n avulla - kaikki nämä asiat ovat mahdollisia - koska kaikki, mikä todella merkitsee, on QE ja lukuhälytys. Joten mielestäni sen pitäisi olla mahdollista EdgeHD14: n ja ASI-1600: n kanssa - ja vain videon sieppaus jonkin aikaa - useita minuutteja - mutta ei tunteja.

Ainoa vaatimus on, että yksittäisten kehysten tulee paljastaa tähti - mikä tahansa tähti - jota voidaan käyttää kohdistamiseen ja pinoamiseen. Mutta mielestäni 14 "aukon ja 15ms: n pitäisi olla kunnossa.

# 11 Thomas Ashcraft

Frank kirjoitti: "Joten mielestäni sen pitäisi olla mahdollista EdgeHD14: n ja ASI-1600: n kanssa - ja vain jonkin aikaa - monien minuuttien - mutta ei tuntien videotallennus.

Ainoa vaatimus on, että yksittäisten kehysten tulee paljastaa tähti - mikä tahansa tähti - jota voidaan käyttää kohdistamiseen ja pinoamiseen. Mutta mielestäni 14 "aukon ja 15 ms: n pitäisi olla kunnossa."

Joo. Näyttää siltä, ​​että prosumer-videotekniikka pystyy nyt tai ainakin on kykenemässä kaappaamaan tätä nopeasti. Mutta onko C14: llä riittävästi valoa, on toinen kysymys. Luulen kuitenkin, että kyllä. - Tom

# 12 jhayes_tucson

Sain juuri viittauksen google-hausta - joten en tiedä siitä paljon. Mutta vuosien saatossa uskoakseni useat ihmiset ovat käyttäneet sct: itä yhdessä optisen hakkurin kanssa tarttumaan taskurapupulsarin vilkkumiseen.

OP: n tarjoama linkki on erilainen, koska hakkuria ei ole mukana. Se on vain raakaa videota ja hyvin lyhyitä valotuksia - erittäin kalliilla kameroilla. Toisin kuin hakkurin käyttö yhdessä erikoiskameran kanssa.

Mutta nykyään uutta on, että melko edulliset kamerat pystyvät ottamaan pulsarin vilkkumaan - ja ilman silppuria. Tallennat vain videovirran ja pinot sen sitten eri tavoin kaapataksesi kirkkaat ja pimeät jaksot. Sitä OP: n viite teki.

Nykyaikaisella videokameralla käyttöjakso on periaatteessa 100%. Joten jos pulsari on noin 30 Hz, voit kokeilla 60 kuvaa sekunnissa videota ja nähdä, mitä saat. Valotat vain videovirran noin 60 kuvaa sekunnissa ja 15 ms valotuksella - ja sitten jälkikäsitelet ja pinot videovirran eri vaiheet.

Pyrin tekemään tämän muutama vuosi sitten - mutta aikaisemmalla videokameralla, jolla oli kohtuullinen määrä lukuhäiriötä. ASI: n avulla - kaikki nämä asiat ovat mahdollisia - koska kaikki, mikä todella merkitsee, on QE ja lukuhälytys. Joten mielestäni sen pitäisi olla mahdollista EdgeHD14: n ja ASI-1600: n kanssa - ja vain videon sieppaus jonkin aikaa - useita minuutteja - mutta ei tunteja.

Ainoa vaatimus on, että yksittäisten kehysten tulee paljastaa tähti - mikä tahansa tähti - jota voidaan käyttää kohdistamiseen ja pinoamiseen. Mutta mielestäni 14 "aukon ja 15ms: n pitäisi olla kunnossa.

Jep, se saattaa toimia, mutta 60 kuvaa sekunnissa, tähti vilkkuu vain päälle ja pois. Etuna on, että se olisi hyvin yksinkertainen kokeilla. Minulla oli mielessä yrittää saada ehkä kymmenen kuvaa per jakso. Kuten paperi osoittaa, se ei ole täysin triviaali harjoitus, joten epäilen, onko minulla energiaa kokeilla sitä vakavasti.

# 13 freestar8n

Oikeastaan ​​- jos sinulla on pitkä kehyssekvenssi, joka on hieman poissa syklin tarkasta ajanjaksosta, voit pinota kehysten osajoukot valikoivasti saadaksesi kuvia, jotka näyttävät muunnelman eri vaiheet. 10 ms: n valotuksilla voit kohdella sitä tasaisesti liukuvana ikkunana, joka näyttää koko 30 ms: n jakson. Tarvitset vain paljon kehyksiä - ja olisi helpompaa, jos kuvataajuus ei ajaudu. Mutta niin kauan kuin se on videotilassa toimiva kamera, kuten ASI, se pumppaa kehyksiä omalla kellollaan eikä sen pitäisi ajautua paljon.

Jälleen kerran - tätä lähestymistapaa käytettiin periaatteessa toimenpideohjelman viitteessä. Sitä he tarkoittavat sanalla "taittaa nopea sekvenssi" kuvan alla olevassa kuvatekstissä. Se on lähinnä välkkyvä sekvenssin läpi jälkikäsittelyssä.

Ainoa, mitä tarvitsee tietää, onko tämä mahdollista vai ei, on ASI: n käyttö 14 ": n sct: ssä, joka on hyvin keskittynyt sumuun - ja katso, näetkö kenttätähtiä 10 ms: n altistuksessa suurella vahvistuksella - missä lukuhälytys on noin 1 e. Jos näet tähden, tiedät, että voit kohdistaa ja pinota kehykset - ja koska lukuhälytys on niin vähäistä, voit pinota monet niistä vetääksesi heikomman kumppanin, vaikka sitä ei olisikaan t näkyvissä yhdessä kehyksessä.

Hienoa siinä on - ei liikkuvia osia - ja kaikki tulee esiin käsittelemällä yksi videovirta.

Voi - ja kun olin jonkin verran tekemisissä jonkun kanssa, joka teki tämän muutama vuosi sitten, he voisivat itse asiassa saada kuvia, joissa tähti näkyy melko lyhyillä valotuksilla noin 10 ms ja 14 "tuumalla aikaisemmalla kameralla - mielestäni Lumeneralla. Mutta pinot olivat liian Joten mielestäni sen pitäisi toimia nyt korkeamman QE: n ja paljon pienemmän lukuhälyn kanssa.


4.simulaatiot

Jotta kuolleen ajan vaikutukset olisivat täysin johdonmukaisia ​​PDS: ssä ja vastakirjassa, suoritimme suuren määrän simulaatioita. Kussakin simulaatiossa tuotimme kaksi vaihteluväliä sisältävää tapahtumasarjaa, yhden kullekin FPM: lle, ja analysoimme tietoja kospektrilla ja PDS: llä ennen ja jälkeen kuolleen aikaisen suodattimen käytön. Tekemällä näin tutkimme yksityiskohtaisesti kospektrin ominaisuuksia ja verrattiin niitä PDS: n ominaisuuksiin. Seuraavissa kappaleissa selitämme menettelyä yksityiskohtaisemmin ja osoitamme, että valospektriä voidaan pitää erittäin hyvänä valkohäiriöstä vähennetyn PDS: n välityspalvelimena, tosin joitain korjauksia mitattujen tehollisarvojen huomioon ottamiseksi.

4.1. Menettely

Valokäyrän muodostuminen. Käytimme Davies & amp Harten (1987) menettelyä, jonka Timmer & amp Koenig (1995) esittivät tähtitieteilijöille, simuloimaan valokäyriä kahden kerran, t0 ja t1, useista QPO: ita sisältävistä PDS-mallimalleista. Valokäyrien näytteenottotaajuus oli vähintään neljä kertaa suurempi kuin simulaatioon sisältyvien vaihtelukomponenttien maksimitaajuus. Normalisoimme valokäyrät, jotta saisimme halutun keskimääräisen laskentanopeuden ja todellisen tehollisarvon vaihtelun (7% - 10%). Jotta voidaan myöhemmin laskea PDS tietyllä enimmäisaikataululla T (katso alla olevaa "PDS: n ja vastaspektrin laskeminen") simuloimme valokäyriä vähintään 10 kertaa pidempään Timmer & amp; Koenig (1995): n ohjeiden mukaisesti, jotta vältetään aliasing.

Tapahtumaluettelon luominen. Jokaisesta valokäyrästä tuotimme kaksi tapahtumaluetteloa, jotka vastaavat signaalia kahdesta polttotasosta. Jokainen tapahtumaluettelo tuotettiin seuraavasti: ensin laskimme numeron NTallentaa Poisson-jakaumasta satunnaisnäytteeksi muodostettavista tapahtuma-aikoista, jotka keskittyivät odotettujen kokonaisfotonien lukumäärään (summaamalla kaikki odotetut valokäyrämäärät), sitten luotiin NTallentaa tapahtumia käyttämällä a Monte Carlon hyväksymismenetelmä. Tämä on klassinen Monte Carlon tekniikka, ja yleisempi käsittely löytyy useimmista Monte Carlon menetelmiä koskevista oppikirjoista (esim. Gentle 2003). Meidän tapauksessamme käytimme seuraavaa menettelyä: (1) simuloimme jokaiselle tapahtumalle tapahtuman aikaa, te, tasaisesti jakautunut t0 ja t1ja siihen liittyvä satunnaisamplitudi ("todennäköisyys") -arvo Ae 0 ja valokäyrän maksimin (2) välillä hylkäsimme kaikki te arvot, joihin liittyy Ae arvot olivat korkeammat kuin valokäyrä te Porrastetun valokäyrän aiheuttamien mahdollisten vääristymien välttämiseksi käytimme a kuutio spline interpolointi likikäyrän likiarvottamiseksi astioiden (3) välillä lajittelimme tapahtumaluettelon te. Simuloimaan taustan vaikutuksia (putkistolla suodatetut väärät tapahtumat, lähde-alueiden ulkopuolella kirjatut tapahtumat jne.) Tuotimme myös kaksi taustasarjaa, vakiona keskimääräisellä vuolla, yhden kutakin simuloitua lähteen valokäyrää varten.

Kuolleiden aikojen suodatus. Kullekin tapahtumaluettelolle loimme vastaavan kuolleen ajan vaikuttaneen tapahtumaluettelon soveltamalla yksinkertaista kuolleen ajan suodatinta: kullekin tapahtumalle eliminoimme kaikki tapahtumat 2,5 ms: n kuluessa sen jälkeen. Lähde- ja taustatapahtumat vaikuttivat yhtä paljon kuolleeseen aikaan. Käytimme kuolleen ajan suodattimen eri versioita vaihtelemalla hieman kuolleita aikoja tapahtumien välillä (

0,1 ms). Muuttuvan kuolleen ajan tuhoisa vaikutus on kuitenkin pääasiassa valkoisen kohinan vähennykseen. Meidän tapauksessamme (kuva 1), spektrispektri antaa meille mahdollisuuden voittaa tämä ongelma, koska sen valkoinen melu on nolla, ja varmistimme, että muut vaikutukset eivät ole merkittävästi erilaisia ​​vakio- ja vaihtelevan kuolleen ajan tapauksissa. Seuraavassa käsittelemme tapausta jatkuvalla kuolleella ajalla.

PDS: iden ja vastaspektrin laskeminen. Jaimme jokaisen tapahtumaluetteloparin pituussegmentteihin Tja laski PDS: n kussakin segmentissä ja CPDS: n kustakin segmenttiparista. Sitten keskiarvoistimme kaikkien segmenttien PDS: t ja CPDS: t. CPDS: n valkoisen kohinan taso on jo 0. PDS: ille, joita käytetään vain ihanteellisessa nollakuollut-aikatapauksessa, vähennettiin teoreettinen Poisson-taso (kaksi Leahy-normalisoinnissa). Sitten yhdistimme PDS: t ja CPDS: t joko kiinteällä uudelleenkerroinkertoimella tai keskimäärin suuremmalla määrällä roskia korkeilla taajuuksilla, noin geometrisen etenemisen jälkeen. Lopuksi kerroimme Leahy-normalisoidut PDS: tB + S)/S 2 (missä B on taustalaskentanopeus ja S on lähteen keskimääräinen lukumäärä) saadakseen kirjallisuudessa usein käytetyn neliösumman efektiivisen normalisoinnin (Belloni & amp Hasinger 1990 Miyamoto et ai. 1991). CPDS kerrottiin sen sijaan kertoimella, jossa palkit osoittavat geometrinen laskennanopeuksien keskiarvot molemmissa tapahtumaluetteloissa, joita käytetään sen laskemiseen. 19

Lopuksi laskimme valon spektrin ottamalla CPDS: n todellisen osan. Kuten edellä on kuvattu, osoitimme jokaiselle loppupisteen kospektrille ci epävarmuus, joka lasketaan kahden kanavan PDS: ien geometrisesta keskiarvosta jaettuna luvulla, missä M on keskimääräisten spektrien lukumäärä ja W on saatujen keskimääräisten astioiden lukumäärä ci.

Asennusmenettely. Cospectra ei tarvitse Poisson-kohinan vähennystä PDS: ille, sovitimme vakion QPO: ta sisältävän taajuusalueen ulkopuolelle. Koska seuraavissa kappaleissa näytämme kaikissa esimerkeissämme yli 50 PDS: n keskiarvolla saadut tehospektrit, olemme Gaussin järjestelmässä ja sopivuus standardien χ 2 minimointirutiinien kanssa on sopiva kiinnostavamme tarkkuuden kanssa ( van der Klis 1989 Barret & amp Vaughan 2012).

Sitten sovitimme QPO: t Lorentzian-profiililla XSPEC 20: een (Arnaud 1996). Virheet laskettiin Monte Carlo Markov -ketjun kautta, sillä ne välit, joissa sovituksen χ 2 ilman jäätyneitä parametreja kasvoi yhdellä. Lewin et ai. (1988), QPO: iden havaitsemisen merkityksen odotetaan olevan

missä r on rms ja Δν on ominaisuuden vastaava leveys (lorentzilaiselle Δν = π / 2 & # x00d7 FWHM). Tarkka suhteellisuuskerroin riippuu merkityksen määritelmästä. Meidän tapauksessamme QPO: iden merkitys määriteltiin Lorentzianin amplitudin ja sen virheen välisenä suhteena. Tällä tavalla laskettu merkitsevyys antaa arvon

2 kertaa pienempi kuin saatu yliteholla à la Lewin et ai. (1988) (tekijän kaksi odotetaan johtuvan siitä, että Gaussin virheet lasketaan yli Rja ylimääräinen teho R + katso Boutelier 2009 Boutelier ym. 2009), mutta yhtälön (4) kehitys pätee edellyttäen, että vaihtelevuutta hallitsee Poissonin melu.

4.2. Simulointitulokset

Ensimmäinen katsaus. Kuvion 1 simulaatio näyttää vertailun PDS: n ja spektrin välillä kuolleen ajan kanssa tai ilman puhdasta Poissonin kohinaa. Näistä simulaatioista on selvää, että valkoisesta kohinasta vähennetty PDS ja kospektri ovat ekvivalentit siinä tapauksessa, että ei ole kuollutta aikaa. On heti selvää, että kuolleen ajan ongelmallisin vaikutus, valkoisen kohinatason modulointi, häviää vastakirjassa. Seuraavissa kappaleissa tutkitaan näiden määrien taajuuden ja laskentanopeuden riippuvuutta yksityiskohtaisemmin.

Taajuusriippuvuus. PDS: n ja cospectrumin yleiset tilastolliset ominaisuudet ovat myös hyvin samankaltaisia ​​sekä kuolleen ajan että nolla-kuolleen ajan tapauksessa. Kuvio 1, paneeli (d) osoittaa, että valospektrin ja PDS: n varianssi ylläpitää vakiosuhdetta, joka on yhtä suuri kuin kaksi sekä puhtaassa että kuolleen ajan vaikuttavissa tietojoukoissa. Tämä helpottaa cospectrum-arvojen varianssin laskemista myöhempää analyysiä varten yksinkertaisesti käyttämällä PDS: n tunnettuja ominaisuuksia, joissa varianssi on vain yhtä suuri kuin tehon neliö (Leahy-normalisoinnissa).

Päinvastoin kuin mitä voidaan kuvitella, vaihtelu on mahdollista havaita jopa taajuuksilla, joihin kuollut aika vaikuttaa eniten, ts. Yli 1 / τd. Kuvio 2 osoittaa, että QPO: t kaikilla taajuuksilla ovat havaittavissa, vaikkakin havaittujen rms: n jonkin verran moduloimalla. Simuloimme tämän rms-muutoksen mittaamista

500 valokäyrää käyttäen yllä olevaa menetelmää, joista kukin sisältää yhden QPO: n taajuuksilla, jotka ovat jakautuneet tasaisesti välillä 5 - 1000 Hz, rms = 10% ja FWHM = 2 Hz. Kuten edellä selitettiin, saimme jokaisesta valokäyrästä kaksi tapahtumaluetteloa kahden ilmaisimen signaalien simuloimiseksi. Tuotimme jokaiselle tapahtumaluetteloparille kospektrin, kaksi PDS: ää ja kokonais-PDS: n, sisältäen molempien ilmaisimien lukumäärät sekä nolla-kuollut-aika- että kuolleen-aika-tapauksissa. Sitten sovitimme saadut spektrit Lorentzian-mallilla XSPEC: ssä.

Kuva 2. QPO: t yhtä suuret Q kerroin (20) ja efektiivinen amplitudi (8%) eri taajuuksilla. Tämän juoniyksiköt ja kaikki seuraavat voimaspektrit tai cospektrit, ellei toisin mainita, ovat voimaa& # x00d7taajuus. Harmaat pisteet osoittavat tavallisen, kuolleen ajan vaikuttaman PDS: n. Kuolleisen ajan vaikutusalaan kuuluvissa tietojoukoissa vähennettävä valkoisen kohinan taso laskettiin välillä 10 ja 20 Hz (vähintään kahden QPO: n välillä), kun taas kuolleen ajan vapaassa tapauksessa vähennimme teoreettisen tason (2 Leahy-normalisoinnissa).

Kuvio 3 esittää PDS: llä ja valospektrillä mitatun tehollisarvon muutoksen kuolleen ajan kanssa tai ilman. Mitatut rms nolla-dead-time-PDS: ssä ovat yhtä mieltä nolla-dead-time-kospektrin kanssa, kun taas dead-time-vaikuttanut cospectrum tuottaa taajuudesta riippuvan poikkeaman todellisesta rms: stä, ja poikkeama seuraa samaa suuntausta kuin varianssi ( katso myös kuva 1).

Kuva 3. Yläosa: QPO: n tehollisarvojen vaihtelu eri huipputaajuuksilla mitattuna eri tekniikoilla ja ilman kuolleita aikoja. Jokainen piste edustaa simuloitua QPO: ta, jonka rms = 10% ja FWHM = 2 Hz. Tähän käyrään käytettiin yhteensä 281 simulaatiota. (Pohja) Jokaisella menetelmällä mitattu merkitys. Kokonais-PDS: llä on noin kaksinkertainen yksimoduulisen PDS: n merkitys ei-kuolleen-ajan tapauksessa, kuten odotettiin, fotonien määrän kaksinkertaistamisen vuoksi. CPDS ei-kuolleena-aikatapauksessa on kerroin, joka on suurempi kuin yksittäinen PDS ja pienempi kuin kokonais-PDS samalla määrällä. Kuolleen ajan vaikutus CPDS: llä on sen sijaan paljon matalampi taso fotonien puutteen vuoksi. Merkitsevyyden lasku ei riipu QPO: n taajuudesta, vaan vain laskentanopeudesta (katso kuva 4).

Havaitsemisen merkitys on ei riippuvat taajuudesta joka tapauksessa, joko kuolleen ajan kanssa tai ilman. Merkityksen vähenemistä ohjaa havaittu laskentanopeus, kuten keskustelemme pian. Ei-kuolleen-ajan tapauksessa yksittäisten PDS-laitteiden merkitys on noin puolet PDS-kokonaismäärästä, koska merkitsevyys on suoraan verrannollinen signaalin voimakkuuteen (yhtälö (4)), ja kokonais-PDS: ssä käytetään kahdesti fotonien lukumäärä. Nollakuollut-ajan spektrispektri tuottaa sen sijaan merkitsevyyden, joka on pienempi kuin kokonais-PDS, ja suurempi yhtä suurella määrällä kuin yksimoduulinen PDS. Tämä on vain tekijä kosmospektrin keskihajonnan ja yksimoduulisen PDS: n välillä. Kuviosta 3 on selvää, että on edullista käyttää PDS-kokonaismäärää matalilla laskentanopeuksilla, joissa kuollut aika on merkityksetön, ja vastakappaletta muuten, mutta yllä esitettyjen kaavojen ja simulaatioiden avulla huomioon taajuusriippuvainen vääristymä rms amplitudi.

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 incident 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 total count rate (rsisään + rback, in, missä 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? - Tähtitiede

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


Sisällys

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] [ irrelevant citation ] 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. [ viite Tarvitaan ] 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!

Tom

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

Robin

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. (Left, credit: X-ray: NASA/CXC/SAO, Infrared: NASA/JPL-Caltech Optical: MPIA, Calar Alto, Krause et al.), (Center, credit: NASA/CXC/UCSC/Lopez et al.), (Right, 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).


Katso video: Modified Bajaj Pulsar Into CafeRacer By Dirt Machine Custom MotorcyclesTop Modified Bajaj Pulsar (Lokakuu 2021).