Astronomie

Wie man den inversen Steradiant aus $ ext{arcmin}^{-2}$ für die Dichte der Galaxie ermittelt

Wie man den inversen Steradiant aus $	ext{arcmin}^{-2}$ für die Dichte der Galaxie ermittelt

Ich verwende einen Code für die zukünftige EUCLID-Mission. Der ursprüngliche Autor dieses Codes hat einen Wert für die Dichte der Galaxie gleich gesetzt:

ng = 3545430085.80106884

Ich denke, dies wird in inversem Steradiant ausgedrückt. Ich denke, dass die EUCLID-Mission eine $30 ext{ arcmin}^{-2}$ Wert für die Dichte von Galaxien.

Stimmt die Umrechnung zwischen $30 ext{ arcmin}^{-2}$ und $354543085.8010688 ext{ sr}^{-1}$ ?

und wie macht man diese Konvertierung?

Tatsächlich würde ich gerne ng mit einer Dichte von calculate berechnen $48 ext{ arcmin}^{-2}$.

Grüße


Ein Grad hat 60 Bogenminuten und 180 $/ pi$ Grad im Bogenmaß.

1 Radiant entspricht also 57,2957795 Grad oder 3437,746771 Bogenminuten.

Solange Sie über Einheiten sprechen, können Sie jede dieser Winkeleinheiten quadrieren, um Raumwinkeleinheiten zu erhalten.

1 Steradiant ist also 3282,80635 Quadratgrad oder 11818102,860 Quadratbogenminuten.

Versuchen wir deine Theorie:

1/354543085.801 Steradiant ist 9,259259E-06 Quadratgrad oder 0,0333333 Quadratbogenminuten.

Die Antwort ist, dass es 1/30 einer Quadratbogenminute ist, also JA, es sind 30 inverse Quadratbogenminuten!

Dann ist 48 pro Quadratbogenminute:

$$48 imes 60^2 imes frac{180^2}{pi^2} approx 567268937.282 ext{sr}^{-1}.$$


So finden Sie das inverse Steradiant von $ ext{arcmin}^{-2}$ für die Dichte der Galaxie - Astronomie

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Licht um uns herum und wie man es misst

Licht umgibt uns überall. Dies ist eine elektromagnetische Welle, die die schnellste in der Umgebung ist. Für die Erde ist die Sonne die Hauptlichtquelle. Eine weitere Quelle sind künstliche Blitze, die von Menschenhand geschaffen wurden. In diesem Artikel möchte ich relevante Informationen über die Essenz des uns umgebenden Lichts und die Möglichkeiten, es zu messen, liefern. Dieser Artikel behandelt nicht alle Fragen und Phänomene im Zusammenhang mit Licht, daher finden Sie am Ende dieser Lektüre viele Links.

Bevor ich die Methoden der Lichtpegelmessung beschreibe, möchte ich noch etwas zu den Lichtphänomenen im Allgemeinen sagen. Es gibt zumindest einige wenige, für uns wissende Lichtphänomene, die uns im täglichen Leben allgegenwärtig sind. Einige von ihnen werden mit anderen verwechselt. Deshalb habe ich beschlossen, sie für alle zu klären.

Beleuchtungsstärke und Lichtstrom

Die Beleuchtungsstärke ist ein auf die Oberfläche einfallender Gesamtlichtstrom pro Flächeneinheit. Der Lichtstrom (auch Lichtleistung genannt) ist das Maß für die wahrgenommene Lichtleistung. Wichtig ist, dass der Lichtstrom der unterschiedlichen Empfindlichkeit des menschlichen Auges gegenüber unterschiedlichen Lichtwellenlängen angepasst wird. Lichtstrom ist also ein quantitativer Ausdruck, der sich nur auf sichtbares Licht bezieht. Der Lichtstrom wird als objektives Maß für das von einer Lichtquelle abgegebene Nutzlicht verwendet. Die Messessenz zeigt an, wie hell der Strahl in eine bestimmte Richtung ist. Der Lichtstrom bestimmt den Beleuchtungsstärkewert.

Die Beleuchtungsstärke ist ein Maß dafür, wie viel Lichtstrom über eine bestimmte Fläche verteilt wird. Es bezieht sich auf die gesamte „Menge“ des vorhandenen sichtbaren Lichts und die gesamte Oberfläche, was ebenfalls wichtig ist. Eine bestimmte Lichtmenge beleuchtet eine Oberfläche dunkler, wenn sie sich über eine größere Fläche ausbreitet, so dass die Beleuchtungsstärke umgekehrt proportional zur Fläche ist, wenn der Lichtstrom konstant gehalten wird. Dies ist analog zum umgekehrten Quadratgesetz (Abb. 2). Die Grundeinheit der Beleuchtungsstärke ist Lumen , die die Gesamtmenge des von einer Quelle emittierten sichtbaren Lichts misst. Das Lumen setzt sich zusammen aus Candela – der Basiseinheit von Lichtstärke und Steradiant – der Raumwinkel ist das Verhältnis zwischen der abgedeckten Fläche und dem Quadrat seines Abstands vom Zentrum.

Der wichtigste Punkt ist, dass die Beleuchtungsstärke nie direkt als Lichtmenge sichtbar ist. Wir sehen nur sein reflektiertes Bild als die Leuchtdichte physischer Oberflächen. Unsere Einschätzung, dass Bereiche hell oder schwach beleuchtet sind, basiert tatsächlich auf unserer Wahrnehmung des Lichts, das von vertrauten Oberflächen wie weißen Wänden reflektiert wird.

Wir müssen auch wissen, dass die Beleuchtungsstärke keine Lichtquellen vorgibt. Die Beleuchtungsstärke beschreibt die Lichtleistung, die an einer bestimmten Stelle im Raum auf eine bestimmte Oberfläche einfällt. Aus einer Beleuchtungsstärkemessung allein können wir nicht auf Leistung, Größe oder Anzahl der Lichtquellen schließen. Es ist analog zu dem „blinden“ Wärmeempfinden der Haut an unserem Körper, das durch die ferne Sonne oder eine nahe Glühbirne hervorgerufen werden kann: Das Wärmeempfinden sagt nichts über die Quelle aus. Diese Beispiele zeigen die mehrdeutige Art und Weise, die Beleuchtungsstärke zu messen. Wenn wir zunächst das von einer bestimmten Lichtquelle gelieferte Licht beschreiben wollen, müssen wir alle anderen Lichtquellen von der Messung ausschließen. Wenn wir den Lichteinfall auf einer bestimmten physikalischen Oberfläche bestimmen wollen, müssen wir die Beleuchtungsstärke aller Lichtquellen, die sie beleuchten, aufsummieren. Wir können die Beleuchtung in Lux-Einheiten beschreiben.

Es ist gut, den Unterschied zwischen Beleuchtungsstärke und Leuchtdichte zu erklären, da diese beiden Begriffe nicht austauschbar verwendet werden können. Die Beleuchtungsstärke beschreibt die Messung der Lichtmenge, die auf eine bestimmte Fläche fällt und sich über diese ausbreitet. Beleuchtungsstärke bezieht sich dann auf eine bestimmte Art der Lichtmessung. Die Leuchtdichte beschreibt die Messung der Lichtmenge, die aus einem festen Winkel von einer bestimmten Oberfläche emittiert, durchdringt oder von dieser reflektiert wird. Es gibt auch an, wie viel Lichtleistung vom menschlichen Auge wahrgenommen werden kann. Dies bedeutet, dass die Leuchtdichte die Helligkeit des von einer Oberfläche emittierten oder reflektierten Lichts angibt. Die Leuchtdichte ist somit ein Indikator dafür, wie hell die Oberfläche erscheinen wird.

Beleuchtungsstärke vs. Bestrahlungsstärke

Die Bestrahlungsstärke ist ein Maß für den radiometrischen Fluss pro Flächeneinheit oder Flussdichte. Die SI-Einheit der Einstrahlung ist Watt pro Quadratmeter (W/m2). In der Astronomie wird oft die CGS-Einheit erg pro Quadratzentimeter pro Sekunde (erg.cm-2.s-1) verwendet. Die Bestrahlungsstärke hat die gleichen physikalischen Dimensionen wie die Intensität und wird daher oft als Intensität bezeichnet, diese Verwendung kann jedoch zu Verwechslungen mit der Strahlungsintensität führen. Ein Watt ist eine Leistungseinheit, die ein Maß für den Strahlungsfluss ist. Die Leistung gibt an, wie viel Energie die Glühbirne verbraucht. Grundsätzlich liefert das 1/683 Watt oder 555 Nanometer grüne Licht ein Lumen. Diese Abhängigkeit sagt uns, dass 1 Watt reines grünes 555 nm Licht 683 Lumen umfasst. Das Verhältnis Lumen zu Watt hängt von der Wellenlänge ab, je nachdem wie sichtbar die Wellenlänge ist. Infrarot- und Ultraviolettstrahlung sind beispielsweise sichtbar und zählen nicht. Weitere Informationen hierzu finden Sie im nächsten Abschnitt weiter unten.

Bild 1 Der Bestrahlungsmechanismus, wobei: 1 Glühbirne 1 Candela erzeugt, die nächste 1 Candela 1 Lumen pro Steradiant in alle Richtungen emittiert. Dieser 1 Steradiant hat eine projizierte Fläche von 1 Quadratmeter in einem Abstand von 1 Meter (Ryer, 1998).

Bild 2 Die Erklärung des inversen Quadratgesetzes am Beispiel einer Glühbirne, bei der sich der Lichtstrahl weiter von der Quelle ausbreitet, aber schwächer ist (Ryer, 1998).

Beleuchtung ist der bewusste Einsatz von Licht, um eine praktische oder ästhetische Wirkung zu erzielen. Die Beleuchtung umfasst sowohl den Einsatz von künstlichen Lichtquellen als auch von Tageslicht. Tageslicht ist tagsüber manchmal die Hauptlichtquelle in Gebäuden. Durch die Tageslichtpraxis können wir unsere Innenbeleuchtung effektiv anpassen, um den Sehkomfort zu maximieren oder den Energieverbrauch zu reduzieren.

Leuchtkraft und Helligkeit

Leuchtkraft ist die Rate der Energieabgabe des Objekts in Form von Licht. Wir können die Leuchtkraft in Watt messen. Helligkeit ist die Lichtmenge, die wir von einem Objekt wahrnehmen. Die Erfassung dieser Energie hängt von der Entfernung zur Lichtquelle ab. Dieser Lichtdetektor kann unser Auge sein, ein digitaler Detektor in einer Kamera oder ein anderes Gerät, das den Lichtempfang aufzeichnet. Denken Sie daran, dass jeder Lichtdetektor Licht auf einem bestimmten Bereich empfängt, über dem er Licht sammelt und erkennt.

2. GRUNDMESSGERÄTE

Die grundlegende, abgeleitete SI-Einheit für Beleuchtungsstärke- und Lichtemissionsmessungen ist Lux (lx). Der Lux wird als Maß für die Lichtintensität verwendet, wie sie vom menschlichen Auge wahrgenommen wird. Darüber hinaus misst der Lux den Lichtstrom pro Flächeneinheit.

1 lx = 1 lm/m2 wo: lx – Lux, lm – Lumen, m2 – Quadratmeter

Lumen – ist eine abgeleitete SI-Einheit für den Lichtstrom. Lumen misst die Gesamtmenge des von einer Quelle emittierten Lichts. Das Lumen wird in Bezug auf die Candela definiert als

1 lm = 1 cd * sr wo: lm – Lumen, CD – Candela, sr – Steradiant

Wie wir wissen, ist ein Steradiant nur ein Raumwinkel auf einer Kugel. Betrachtet man also eine ganze Kugel (Abb. 3) haben wir einen 4π Steradiant. Die Lichtquelle strahlt gemäß der folgenden Formel gleichmäßig eine Candela in alle Richtungen ab:

1 cd * 4π sr = 4π cd * sr ≈ 12, 57 lm wo: CD – Candela, sr – Steradiant, lm – Lumen

Bild 3 Gesamtflussausgabe auf eine ganze Kugel (Ryer, 1998).

Candela ist eine grundlegende SI-Einheit für die Lichtstärke in einer bestimmten Richtung und auch eine Basiseinheit für die Lichtmessung. Candela strahlt 1 Lumen pro Steradiant in alle Richtungen ab.

1 cd = 1 lm/ 1 sr wo: CD – Candela, lm – Lumen, sr – Steradiant

Eine grundlegende SI-Einheit der Leuchtdichte ist Candela pro Quadratmeter (cd/m2), die durch die Nicht-SI-Einheit – die Nit ersetzt werden kann.

1 nt = 1 cd / m2 wo: nicht – Nix, CD – Candela

Die letzte wichtige SI-Einheit, die in diesem Artikel beschrieben wird, ist Watt, die Einheit der Leistung, und die grundlegende SI-Einheit der Einstrahlung. Die Einstrahlung wird in Watt pro Quadratmeter angegeben.

Watt ist eine Einheit von 1 Joule pro Sekunde.

1 W = 1 j/ 1 s wo: W – Watt, j – Joul

Für uns ist jetzt das Wichtigste zu wissen, was der Unterschied zwischen 1 Watt und 1 Lumen ist. Lumen entspricht je nach Spektralverteilung mindestens 1/683 Watt sichtbarer Lichtleistung. Die Lichtausbeute variiert jedoch je nach Lichtquelle. Beispielsweise:
1 Halogenlampe – 20 Lumen/Watt
1 LED-Lampe – 90 Lumen/Watt
1 Leuchtstofflampe – 60 Lumen/Watt
1 Glühbirne – 17 Lumen/Watt

Der maximale Wert von Lumen pro Watt beträgt 683 und tritt bei 555 nm Wellenlänge auf, was grün ist. Bei anderen monochromatischen Wellenlängen reduziert sich die Blitzausbeute um einen Faktor entsprechend der Empfindlichkeitskurve eines Auges (Abb. 4). Beispielsweise beträgt die Empfindlichkeit des Auges bei der Wellenlänge des Helium-Neon-Lasers bei 633 nm nur 23,5 % (Murphy, 2011). In diesem Fall liegt die Spitze bei 160 lm/W.

Bild 4 Eine Lumenzahl in 1 Watt hängt von der Lichtwellenlänge ab (carbonlighthouse.com)

Wenn wir all diese Werte kennen, können wir die Lichtausbeute berechnen, die eher wie eine elektrische Effizienz ist. Lichtausbeute und Lichtausbeute können nicht austauschbar verwendet werden. Der Unterschied zwischen Lichtausbeute und Lichtausbeute besteht darin, dass die Lichtausbeute die Fähigkeit der Lichtquelle angibt, ein sichtbares Licht unter Verwendung einer gegebenen Energiemenge zu emittieren. Wir können sehen, wie gut die Lichtquelle die Eingangsleistung in die gewünschte Leistung in Lumen umwandelt. Der elektrische Wirkungsgrad ist eine nutzbare Leistungsabgabe geteilt durch die gesamte verbrauchte elektrische Leistung. Der elektrische Wirkungsgrad wird in Prozent angegeben. Typische Beispiele für den elektrischen Wirkungsgrad sind:
– Glühbirne – 2%
– weiße LED – 4-18%

3. MENSCHLICHE VISION DES LICHTS

Die Beleuchtungsstärke korreliert damit, wie Menschen die Helligkeit eines beleuchteten Bereichs wahrnehmen. Das menschliche Sehsystem ist in der Lage, Bilder über einen enormen Beleuchtungsbereich aufzunehmen, jedoch in verschiedenen Modi. Aufgrund der Beleuchtungsstärke unterscheidet sich das menschliche Sehvermögen. Das Auge arbeitet über einen großen Bereich von Lichtstärken. Die Empfindlichkeit unseres Auges kann gemessen werden, indem die absolute Intensitätsschwelle bestimmt wird, die die minimale Leuchtdichte eines Testflecks ist, die erforderlich ist, um eine visuelle Empfindung zu erzeugen (Kalloniatis, Luu, 1995). Dies kann gemessen werden, indem eine Person in die Dunkelkammer gebracht wird und die Leuchtdichte des Testflecks erhöht wird, bis ihre Anwesenheit von der Person gemeldet wird. Folglich bezieht sich die Dunkeladaption darauf, wie das Auge seine Empfindlichkeit im Dunkeln wiedererlangt, nachdem es dem hellen Licht ausgesetzt wurde. Die dunkle Adaptionskurve (Abb. 5) hat einen Duplexcharakter, wobei im ersten Teil Zapfen die Hauptrolle spielen und im zweiten Teil – die Stäbe. Zapfen können sich bis zu 10 Minuten anpassen. Ruten in längerer Zeit, bis zu 30 min.

Bild 5 Eine Dunkeladaptionskurve (Pirenne MH. 1962).

Im vorherigen Artikel über das Lichtverhalten in der Erdatmosphäre habe ich das für das menschliche Auge sichtbare Wellenlängenspektrum erwähnt, es unterscheidet sich jedoch aufgrund der Beleuchtungsstärke, wie ich zuvor geschrieben habe. Grundsätzlich wird das menschliche Sehen durch drei Hauptmodi ermöglicht:
Photopisches Sehen – das Sehen des menschlichen Auges bei guten Lichtverhältnissen mit mindestens 10 Lux mit Farbwahrnehmungszugabe. Das menschliche Auge ist in der Lage, Objekte anhand der Wellenlänge des Lichts zu unterscheiden, das sie reflektieren, emittieren oder übertragen. Die Hauptrolle spielen Zapfenzellen, die Licht in drei Farbbändern wahrnehmen. Die biologischen Pigmente der Zapfen haben maximale Absorptionswerte bei Wellenlängen von ca. 420 nm (blau), 534 nm (blaugrün) und 564 nm (gelbgrün). Ihre Empfindlichkeitsbereiche überlappen, um das Sehen im gesamten sichtbaren Spektrum zu ermöglichen, wobei die maximale Effizienz 683 lm/W bei einer Wellenlänge von 555 nm (grün) beträgt (Stroebel, Zakia, 1993). Das photopische Sehen bietet auch die schnellste Anpassung des Auges, bis zu 5 Minuten, während der Übergang vom photopischen zum skotopischen Sehen sogar 30 Minuten dauern kann.
Mesopisches Sehen – ist eine Kombination aus photopischem und skotopischem Sehen in niedrigen, aber nicht ganz dunklen Situationen (Stockman, Sharpe, 2006). Das mesopische Lichtniveau reicht von 0,001 bis 3 lx und entspricht den meisten nächtlichen Außen- und Verkehrsbeleuchtungsszenarien. Unter diesen Sehbedingungen verwendet das menschliche Auge hauptsächlich Stäbchen, um Licht zu verarbeiten, oder sowohl Zapfen als auch Stäbchen. Der Effekt des Wechsels von Zapfen zu Stäbchen bei der Verarbeitung von Licht wird Purkinje-Effekt genannt. Der Purkinje-Effekt ist die Tendenz, dass sich die Spitzenluminanzempfindlichkeit des menschlichen Auges bei niedrigen Beleuchtungsstärken als Teil der Dunkeladaption zum blauen Ende des Farbspektrums hin verschiebt (Frisby, 1980) (Purkinje, 1825). Praktisch ist dies ein Unterschied im Farbkontrast bei unterschiedlichen Beleuchtungsstärken.
Skopisches Sehen – das Sehen des Auges bei schlechten Lichtverhältnissen. Im menschlichen Auge bleiben Zapfenzellen bei schlechten Lichtverhältnissen nicht funktionsfähig. Das skopische Sehen wird ausschließlich durch Stäbchenzellen erzeugt, die für Wellenlängen um 498 nm (grün-blau) viel empfindlicher sind.

Bild 6 Photopische und skotopische Empfindlichkeitskurven mit photopischem Peak bei 555 nm markiert, was der Gleichung entspricht, wobei 1 W = 683 lm (Ryer, 1998).

Die Sonne liefert eine Beleuchtungsmenge, die 500 Millionen hellen Planeten oder 400000 Vollmonden entspricht, aber unser Sehvermögen kann sich überall in diesem Bereich an die Lichtumgebung anpassen.

4. LICHTMESSGERÄTE UND APPS

Der einfachste Weg, um Licht zu messen, besteht darin, einen Belichtungsmesser (auch Luxmeter genannt) zu kaufen oder Android-Apps zur Lichtmessung zu installieren, von denen die meisten kostenlos sind. Bevor ich mich frage, wie Luxmeter-Apps im Vergleich zu herkömmlichen Messgeräten funktionieren, bringe ich ein paar Informationen zu den typischen Instrumenten.

Ein typisches Instrument, das die Lichtstärke misst, ist der Belichtungsmesser. Dieses Instrument enthält den Sensor, der die Lichtenergie in eine elektrische Ladung umwandelt, die dem Benutzer Messwerte liefern kann. Der Belichtungsmesser ist normalerweise klein genug, um in der Hand gehalten und leicht mitgenommen zu werden.

Bild 7 A Lux Belichtungsmesser (atp-instrumentation.co.uk).

Der Belichtungsmesser ist einfach zu bedienen. Nachdem wir eine Kappe vom Sensor genommen haben, sollten wir ihn einfach auf eine Oberfläche legen, auf der eine Aufgabe ausgeführt wird, z. B. den Boden. Es ist wichtig, dass der Sensor auf der Oberfläche platziert wird, da hier das Licht in das Auge des Benutzers reflektiert wird und die wahre Lichtstärke darstellt, die er empfängt. Der Lux-Wert sollte auf dem Bildschirm angezeigt werden. Es gibt viele Belichtungsmesser mit unterschiedlicher Skalierung und Auflösung. Denken Sie daran, dass das Luxmeter nur auf sichtbares Licht reagiert.

Ein weiteres Instrument ist ein LED-Belichtungsmesser für LED-Blitze (Abb. 8).

Bild 8 LED-Belichtungsmesser (atp-instrumentation.co.uk).

LED-Leuchten erzeugen weißes Licht ganz anders als Glühlampen. Glühlampen kommen von der klassischen Glühbirne, bei der Licht durch Erhitzen eines Drahtfadens auf die richtige Temperatur erzeugt wird. Die Glühlampen sind im Gegensatz zu LEDs omnidirektional, die Licht in eine bestimmte Richtung emittieren. LED besteht aus zwei Elektroden (einer Anode und einer Kathode), durch die Strom nur in eine Richtung fließt. Dioden bestehen im Allgemeinen aus halbleitenden Materialien wie Silizium oder Selen, die unter bestimmten Umständen Strom leiten und unter anderen nicht. Wenn Strom durch das Halbleitermaterial fließt, emittiert das Gerät sichtbares Licht. Der LED-Belichtungsmesser ist nützlich zum Messen und Optimieren des Umgebungslichtpegels in einer Vielzahl von Umgebungen, einschließlich einer Vielzahl von anthropogenen Objekten.

Betrachten wir nun die Android-Apps zur Lichtmessung. Es gibt zumindest einige Lichtmesssoftware, die Sie auf Ihrem Mobiltelefon installieren können. Die Frage ist: Haben sie die gleiche Genauigkeit wie ihre traditionellen Gegenstücke? Es hängt von der Hard- und Software ab. Die beste Software hängt von der Hardware ab. Es ist hauptsächlich Galactica und LightMeter. Bei älteren Mobiltelefonen waren die Abweichungen von der Referenzleuchtdichte teilweise extrem hoch. Für neuere waren die Ergebnisse besser, aber immer noch unzureichend. Den besten Wert brachte das iPhone 5 mit max. 3% Abweichung. Das Schlimmste ist das Samsung Galaxy S5 mit 113% Abweichung (Abb. 9).

Bild 9 Die Anpassung von Smartphones an Helligkeitsmessungen. Die Handyabweichungen wurden mit den Referenzwerten 100 Lux (oben), 500 Lux (Mitte) und 2000 Lux (unten) verglichen. Die besten Werte erhält das iPhone 5 mit 3% Abweichungen unter dem Referenzwert. Die schlechtesten Werte erhält das Samsung Galaxy S5 mit 113% Abweichung vom Referenzwert (dial.de).

Eine von allen Apps auf den Android-Smartphones gemessene mittlere Abweichung vom Referenzwert lag im Durchschnitt 60 % über dem Referenzwert. Sie können Ihre Messungen nur dann recht gut durchführen, wenn Sie ein Smartphone mit derselben App verwenden und bereits die prozentuale Abweichung vom Referenzwert kennen. Denken Sie daran, dass Sie dennoch mit einigen Unklarheiten rechnen können, da diese prozentualen Abweichungen auch innerhalb der Beleuchtungsstärke variieren können, insbesondere wenn der Referenzwert niedrig ist (zB 100 lx), wie oben beschrieben (Abb. 9).

Die Antwort auf diese Frage ist, dass Sie für seriöse Messungen die professionelle Hardware benötigen, die dafür sorgt, dass die Auswertung der einfallenden Strahlung nach der Helligkeitsempfindlichkeitskurve des menschlichen Auges bei Tageslicht erfolgt. Die Lichtmessung mit dem Smartphone kann als Orientierung bei Änderungen der Lichtstärke über einen bestimmten Zeitraum verwendet werden. Der Austausch eines professionellen Luxmeters ist leider nicht die Absicht des App-Herstellers. Daher sind Apps für die Messung der professionellen Beleuchtungsstärke nicht wirklich hilfreich und auch nicht hilfreich, um sich einen Überblick über den Beleuchtungsstärkewert zu verschaffen. Wie auch immer, wenn jemand einige Amateurlichtmessungen in verschiedenen Umgebungen üben möchte, möchte ich ein paar Beispiele der Android-App zeigen, wie sie funktionieren (Bild 9 – 13).

Bild 9 Es gibt viele “Lux Meter”-Apps, die im Google Play Store angeboten werden.

Bild 10 Die App Light Meter 2.0 im Einsatz. Ein kleiner Baumstamm wird bis max. 20 Messungen.

Bild 11 Diejenige der “Lux Light Meter”-App, die verwendet wird, ohne Protokolloption.

Neben dem Belichtungsmesser selbst ist auch eine Log-Option wichtig. In jeder Luxmeter-App, die ich bisher benutzt habe, gab es keine vernünftige Log-Option. Ich hatte ein Ergebnis von Änderungen in Echtzeit. Nur die obere mittlere App “ Lux Light Meter Free (The Lux Meter v. 18.08.29) ” enthält einige Protokolle in der kostenlosen Version, wo die ersten 100 Messungen im temporären Speicher abgelegt werden (Abb. 12, 13) . Jede einzelne Messung erfolgt, wenn sich der Lx-Wert ändert.

Bild 12, 13 Die Luxmeter 18.08.29 App mit der besten Log-Option, die ich bisher gesehen habe. Das Protokoll kann bis zu 100 Einzelmessungen speichern.

5. GEMEINSAME LICHTSTUFEN

Wenn wir die Grundlagen der Lichtmessung kennen, können wir uns über die üblichen Lichtstärken in unserem täglichen Leben Gedanken machen. Ich werde zumindest in diesem Artikel nur einige Beispielwerte mitbringen, da ich es in Zukunft gerne ausführlich beschreiben möchte. Bevor ich dies tue, möchte ich eine große Darstellung der wichtigsten natürlichen Lichtquellen zeigen, wie wir sie in unserem täglichen Leben sehen können (Abb. 14). Dieses Diagramm basiert auf den Footcandles – eine Nicht-SI-Einheit der Beleuchtungsstärke, wobei 1 Footcandle etwa 10,76 lx entspricht.

Bild 14 Ein Diagramm natürlicher Beleuchtungsquellen (Sonne, Mond) gegen ihre Höhe über oder unter dem Horizont, dargestellt in der Footcandle-Einheit der Beleuchtungsstärke (Fenn et all., 1985).

Ein weiteres natürliches Licht, das in diesem Plot nicht abgedeckt wird, stammt von den hellsten Planeten (z. B. Venus, Jupiter), vom interstellaren Staub (Zodiaklicht) und Sternen (Sternenlicht).

Zur Vereinfachung bringe ich einige Beispiele für Beleuchtungsstärken aus dem täglichen Leben mit:

  • Direktes Sonnenlicht – bis 120000 lx,
  • Sonnenaufgang oder Sonnenuntergang – ca. 400 lx
  • Bewölkter Tag – ca. 1000-1500 lx
  • Flutlichtbereiche – ca. 50 lx
  • Vollmond – bis zu 0,3 lx

Die Beleuchtungsstärke, die von der Lichtquelle auf einer Fläche senkrecht zur Richtung zur Quelle bereitgestellt wird, ist ein Maß für die Stärke dieser Quellen, wie sie von diesem Ort aus wahrgenommen wird. Zum Beispiel liefert ein Stern der scheinbaren Helligkeit 0 2,08 Mikrolux an der Erdoberfläche. Ein kaum wahrnehmbarer 6-Sterne-Stern liefert 8 Nanolux (Schyler, 2009). Im Vergleich zu der Sonne, die sich am gegenüberliegenden Ende dieser Linie befindet, beträgt die Sonnenbeleuchtungskonstante 129000 lx. Der tatsächliche Wert der Sonneneinstrahlung variiert je nach atmosphärischen Bedingungen, Breitengrad und Jahreszeit.

Die Leuchtdichte der Oberfläche hängt davon ab, wie die Oberfläche in Bezug auf die Quelle geneigt ist. Wenn Sie beispielsweise eine Taschenlampe haben und sie senkrecht auf die Wand richten, wird eine volle Beleuchtungsstärke erzeugt. Wenn Sie Ihre Taschenlampe schräg zur Oberfläche stellen, werden die beleuchteten Punkte größer und erhalten daher weniger Licht. Es wird durch das Lambertsche Kosinusgesetz beschrieben, bei dem die Beleuchtungsstärke und Bestrahlungsstärke, die auf eine Oberfläche fallen, als Kosinus des Einfallswinkels variiert (Abb. 15).

Bild 15 Lambertsches Kosinusgesetz mit obiger Formel (Ryer, 1998).

Wie auch immer, die üblichen Lichtstärken können wir auf natürliche und diese durch industriell hergestellte Quellen aufteilen. Für den Alltag haben wir empfohlene Lichtstärken, die wir auch auf Außen (Straßen, Gehwege) und Innen (Lager, Wohnungen, Büros usw.) aufteilen können.

Die Außenhelligkeit beträgt an einem klaren Tag etwa 10000 Lux. Im fensternahen Gebäude kann die Lichtstärke auf ca. 1000 Lux reduziert werden. Im mittleren Bereich kann sie nur 25-50 lx betragen. Um die niedrigen Pegel auszugleichen, sind oft zusätzliche Beleuchtungseinrichtungen erforderlich. Die übliche Lichtstärke liegt je nach Aktivität im Bereich von 500-1000 lx. Für Präzisions- und Detailarbeiten kann die Lichtstärke sogar 1500-2000 lx erreichen.

Die empfohlene Lichtstärke in verschiedenen Arbeitsbereichen variiert je nach Bedarf und wird wie in den folgenden Beispielen angegeben:

  • Easy office works – 250 lx
  • Supermärkte – 750 lx
  • Normale Zeichenarbeiten und detaillierte mechanische Werkstätten – 1000 lx
  • Ausführung sehr langer und anspruchsvoller Sehaufgaben – 5000-10000 lx

Es gibt auch noch weitere Beispiele für die empfohlene Lichtstärke in Innenräumen, die ich jedoch in Zukunft beschreiben werde.


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Papierinformationen

Zeitschrifteninformationen

Internationale Zeitschrift für Astronomie

p-ISSN: 2169-8848 e-ISSN: 2169-8856

Eingegangen: 9. Februar 2021 Angenommen: 9. März 2021 Veröffentlicht: 20. März 2021

Die Rotationsgeschwindigkeit von Balkenspiralgalaxien in der Lösung der Allgemeinen Relativitätstheorie

Elektro- und Kommunikationstechnik der Universidad Iberoamericana, Santa Rosa 719, Querétaro, Mexiko

Korrespondenz mit: Adrián G. Cornejo , Elektro- und Kommunikationstechnik von Universidad Iberoamericana, Santa Rosa 719, Querétaro, Mexiko.

Email:

Copyright © 2021 Der/die Autor(en). Herausgegeben von Scientific & Academic Publishing.

Dieses Werk ist unter der Creative Commons Attribution International License (CC BY) lizenziert.
http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/

Diese Arbeit beschreibt die Hypothese, in der die Erklärung der Rotationsgeschwindigkeit von Balkenspiralgalaxien auf der relativistischen Lösung basiert. Betrachtet man eine frühere relativistische Lösung für die unvergitterten Spiralgalaxien, so geht diese Lösung davon aus, dass sich die gesamte Spiralgalaxiescheibe wie ein starrer (oder fester) Körper drehen würde. Es wird angenommen, dass sich sowohl das Sonnensystem als auch die Spiralgalaxien bei Rotation wie ein starrer Körper verhalten. Wenn beide Systeme dann das gleiche dynamische Verhalten haben, das durch die gleiche relativistische Lösung erklärt werden kann, werden diese beiden scheinbar unterschiedlichen Fälle in der gleichen Lösung vereint. Daher müssen die Sterne und das Gas in der Spiralgalaxie mit dem System mit einer fast gleichen und gleichmäßigen Winkelgeschwindigkeit rotieren. Dennoch müssen nach der Kerr-Metrik für das rotierende Schwarze Loch im Bereich des Balkens der Balkenspiralgalaxien Sterne und Gas ihre Richtung zu den Rotationspolen des Schwarzen Lochs ändern. Unter diesen Annahmen wenden wir die Gleichung basierend auf der relativistischen Lösung auf die Balkenspiralgalaxien an. Genauer gesagt präsentieren wir Beispiele für die Rotationskurven von unvergitterten Spiralgalaxien: NGC 4378 und NGC 4594 und den vergitterten Spiralgalaxien: Milchstraße und NGC 7541. Wenn wir unsere Berechnungen mit den Beobachtungen vergleichen, finden wir eine gute Näherung.

Schlüsselwörter: Galaxien: Spirale, Kinematik und Dynamik, Allgemeine Relativitätstheorie


Reise durch die verborgene Physik des kosmischen Netzes

Der Großteil der gewöhnlichen Materie im lokalen Universum wurde durch starke Strukturbildungsschocks erhitzt und befindet sich in einem weitgehend unerforschten heißen, diffusen, Röntgenstrahlen emittierenden Plasma, das die Halos von Galaxien, Galaxiengruppen und -haufen sowie das kosmische Netz durchdringt. Wir schlagen einen „Cosmic Web Explorer“ der nächsten Generation vor, der ein vollständiges und umfassendes Verständnis dieser unsichtbaren Baryonen ermöglicht. Dies wird die erste Mission sein, die in der Lage ist, die Akkretionsschocks zu erreichen, die um ein Vielfaches weiter als die Virialradien von Galaxienhaufen liegen, und die außerhalb des Gleichgewichts befindlichen Teile des Intra-Cluster-Mediums aufzudecken, die lebende Zeugen der Physik der kosmischen Akkretion sind. Es wird auch einen Einblick in die Thermodynamik, Kinematik und chemische Zusammensetzung des zirkumgalaktischen Mediums in Galaxien mit milchstraßenähnlichen Massen ermöglichen, und zwar mit dem gleichen Detaillierungsgrad wie EINthaeneinein wird sich für die virialisierten Regionen massereicher Galaxienhaufen auflösen und ein transformatives Verständnis der Entwicklung jener Galaxien liefern, in denen die meisten Sterne und Metalle im Universum entstanden sind. Schließlich wird der vorgeschlagene Röntgensatellit die Punkte der großräumigen Struktur verbinden, indem er mit hoher spektraler Auflösung bis zu 100 % des diffusen Gases abbildet, das heißer als 10 6 K ist, das die Filamente des kosmischen Netzes bei niedriger Rotverschiebungen bis zu einer Überdichte von 1 sowohl in der Emission als auch in der Absorption gegenüber dem allgegenwärtigen kosmischen Röntgenhintergrund, wobei über 5 Jahre im Orbit mindestens 1600 Quadratgrad vermessen werden. Dies erfordert eine große effektive Fläche ( (sim ) 10 m 2 bei 1 keV) über ein großes Sichtfeld ( (sim 1) Grad 2 ), ein kryogenes Megapixel-Mikrokalorimeter-Array, das integrale Feldspektroskopie mit einer Auflösung von Leistung E/ΔE = 2000 bei 0,6 keV und einer räumlichen Auflösung von 5 (^) im weichen Röntgenband und ein niedriger und stabiler instrumenteller Hintergrund, der eine hohe Empfindlichkeit gegenüber schwacher, ausgedehnter Emission gewährleistet.

Dies ist eine Vorschau von Abonnementinhalten, auf die Sie über Ihre Institution zugreifen können.


Entdeckungen und Konzepte

Jack B. Zirker , Oddbjørn Engvold , in The Sun as a Guide to Stellar Physics , 2019

6.4 Wiederverbindung magnetischer Felder

Die Wiederverbindung von Magnetfeldern ist ein wichtiger Prozess in der Astrophysik. Es wird angenommen, dass es in der Sonne, im Erdmagnetfeld und im magnetischen Dynamo auftritt. Es wird in Laborplasmen und speziell in kontrollierten Fusionsexperimenten beobachtet. Der Prozess beinhaltet einen Fluss von Plasma und eingebettetem Feld zu einem neutralen Punkt, wo die magnetische Feldstärke verschwindet und Feldlinien geschnitten und neu konfiguriert werden können, wobei kinetische, thermische und beschleunigte Teilchenenergie freigesetzt werden.

1958 schlug Peter Sweet (University of London Observatory) ein Modell vor, bei dem zwei bipolare Sonnenfleckengruppen kollidieren und ihre Magnetfelder zwingen, sich an einem neutralen Punkt zu berühren. Die weitere Entwicklung hängt von der Leitfähigkeit des Solarplasmas an dieser Stelle ab. In einem perfekt leitenden Plasma ist keine Verschmelzung von Feldern möglich. In Plasma mit einem kleinen, aber endlichen elektrischen Widerstand können Feldlinien entgegengesetzter Polarität sich aufheben und große Energiemengen freisetzen.

Sweet präsentierte eine Theorie zur Entwicklung der Kontaktregion, die er als dünnes lineares Stromblatt endlicher Länge visualisierte ( Abb. 1.4A ). Plasma und eingebettete Feldlinien mit entgegengesetzten Richtungen nähern sich dem Blatt von der linken und rechten Seite mit einer geringen Geschwindigkeit, die durch die Aufhebungsrate der Feldlinien bestimmt wird, die wiederum durch die Diffusionsrate über das dünne Blatt bestimmt wird. Die entscheidende Transformation findet an den Blattenden im Punkt X statt, wo die ursprünglichen Feldlinien zu U-förmigen Linien umkonfiguriert werden. Diese wiederum werden durch ihre magnetische Spannung schnell von den Enden weggezogen. Zur Beschreibung dieser Strömung wurde ein heuristisches hydrodynamisches Modell ( Abb. 1.4 ) verwendet. Die Abflussgeschwindigkeit könnte sich der Alfvén-Geschwindigkeit annähern. Im Prinzip konnte ein stationärer Zustand erreicht werden, solange die Versorgung mit Plasma und Feld aufrechterhalten wurde.

Abbildung 1.4. Sweet's Reconnection-Modell (Sweet, 1958). A U-förmige Linien die sich zurückziehen und Plasma wie in (C) nach oben und unten ziehen.

Sweet nahm eine plausible Chromosphärentemperatur (10 4 K), Blattlänge (10 4 km) und Feldstärke (10 3 Gauss) an. Er berechnete, dass die freigesetzte Gesamtenergie 10 33 erg in einer Flare-Lebensdauer von 10 4 s erreichen könnte, was er für vernünftig hielt. Darüber hinaus schien das elektrische Feld in der Stromschicht ausreichend zu sein, um die Beschleunigung geladener Ionen zu erklären.

Angeregt durch die Sweet-Theorie verwendet E. N. Parker (1957) dimensionale Argumente, um zu ähnlichen Schlussfolgerungen zu gelangen, und die Theorie wurde als Sweet-Parker-Theorie bekannt.

Tatsächlich war Sweets Flare-Modell um einen Faktor von 10 3 oder mehr zu langsam, um den Beobachtungen zu entsprechen, und er entfachte eine intensive Anstrengung, es zu verbessern. Parker (1963) zeigte, dass der Sweet-Mechanismus nur dann effizient ist, wenn entgegengesetzt gerichtete Feldlinien exakt ausgerichtet sind. In the following decades, theorists have explored a variety of possible models of reconnection in the context of flares ( Petchek, 1964 Sturrock, 1968 ), but many details remain unresolved.

A current sheet is predicted to be only a few meters thick and perhaps some 100 km long, far below the resolution of current telescopes. However, after a flare, observations of the reconfiguration of large-scale fields are seen as compelling evidence for reconnection. Flare observers therefore often apply some form of reconnection theory to analyze their observations ( Shibata and Magara, 2011 Vilmer, 2012 ).

The frontier in reconnection theory is the extension to three dimensions. Magnetic reconnection is described in Chapter 7 .


Mixture Density Networks with Edward, Keras and TensorFlow

In the previous blog post we looked at what a Mixture Density Network is with an implementation in TensorFlow. We then used this to learn the distance to galaxies on a simulated data set. In this blog post we'll show an easier way to code up an MDN by combining the power of three python libraries.

You are likely familiar with number 2 and 3 so let me tell you a bit about the first. Edward is a python library for probabilistic modelling, inference, and criticism. It's goal it to fuse the related areas of Bayesian Statistics, Machine Learning, Deep Learning and Probabilistic Programming. Edward is developed by the group of David Blei at Columbia University with the main developer being Dustin Tran. The example we discuss here is based on the example in the Edward repo that was written by Dustin and myself.

Edward implements many probability distribution functions that are TensorFlow compatible, this makes it attractive to use for MDN's. In the previous blog post we had to roll our own $Beta$ distribution, with Edward this is no longer necessary. Keep in mind, if you want to use Keras and TensorFlow like we will do in this post you need to set the backend of Keras to TensorFlow, here it is explained how to do that.

Here are all the distributions that are currently implemented in Edward, there are more to come:

Which all can be used to make a Mixture Density Networks. Let start by doing the imports.


The Habitability of Our Evolving Galaxy

Michael G. Gowanlock , Ian S. Morrison , in Habitability of the Universe Before Earth , 2018

6 Transient Radiation Events

Research on the GHZ has focused on SNe events. However, there are other transient radiation events that may inhibit life on planets in the Milky Way. In particular, GRBs have a beamed emission that can affect planets on the order of 1 kpc, potentially causing mass extinction events to many planets in the Milky Way ( Thorsett, 1995 Thomas et al., 2005a,b Melott and Thomas, 2011 Piran and Jimenez, 2014 Li and Zhang, 2015 Gowanlock, 2016 ). For overviews on the origin of GRBs, see Mészáros (2002) Woosley and Bloom (2006) , and Gehrels et al. (2009) , and references in the above mentioned articles. Furthermore, AGN may be dangerous to planets in the inner Galaxy and bulge ( Clarke, 1981 ). Both AGN and GRBs have not been modeled with SNe in studies of the GHZ rather, these dangers have often been modeled separately, for instance to study the dangers of GRBs to the Earth ( Melott et al., 2004 Thomas et al., 2005a,b Melott and Thomas, 2009 Thomas et al., 2015 ). AGN are likely not very dangerous to planets in the Milky Way, as the range in which their radiation would impact the habitability of planets is limited to the innermost regions of the Galaxy. Here, we briefly summarize recent findings on the effect of GRBs to the habitability of planets in the Milky Way.

Piran and Jimenez (2014) modeled the effects of GRBs to planets within the disk of the Milky Way. They find that long GRBs are the most dangerous GRB type, and that short GRBs are a fairly negligible source of transient radiation. Long GRBs have a metallicity dependence, as they are predominantly found in low metallicity galaxies ( Fruchter et al., 2006 ), and thus are typically likely to occur at high redshift. Using the metallicity-dependent GRB rate and moderate GRB fluence lethality threshold values, Piran and Jimenez (2014) find that over the past 1 Gyr leading up to the present day, there is a 60% chance of a planet at the Earth's galactocentric radius to be irradiated by a long GRB. Li and Zhang (2015) find that there is roughly one long GRB at Earth's radius every 500 Myr, and Gowanlock (2016) reports that ∼35% of planets at the solar radius are within the beam of a long GRB over the past 1 Gyr.

Without comparing the individual model assumptions of these works we simply note that the chemical evolution of the Milky Way may be sufficiently advanced to quench long GRB formation, as these GRBs are found in low-metallicity environments ( Fruchter et al., 2006 ), and have primarily been found in galaxies less massive than the Milky Way ( Jimenez and Piran, 2013 ). Thus, it may be the case that long GRBs may not strongly contribute to the sources of transient radiation hazards in the Galaxy. Furthermore, assuming a linear dependence between metallicity and GRB formation (low metallicity produces more GRBs), Gowanlock (2016) reports that the only environment that would produce GRBs at the present day is the galactic outskirts. However, at higher redshift, there are likely to be more long GRBs at lower galactocentric radii that may reduce the habitability of planets at that time. Fig. 7 plots the area density of stars that survive a long GRB over the past 1 Gyr and 5 Gyr from Model 2 in Gowanlock (2016) . From the plot, the inner Galaxy has the highest number density of stars that survive a long GRB event, in part because the chemical evolution has quenched GRB formation in the region. The overlap in the 1 Gyr and 5 Gyr curves at R ≲ 4 kpc, indicates that no GRB formation has occurred in that region over the past 5 Gyr. GRB events should be incorporated into calculations of the habitability of the Milky Way however, SNe may still be the dominant source of transient sterilizing radiation in the Galaxy.

Fig. 7 . The surface density of stars that are not within the beam of a GRB over the past 1 Gyr and 5 Gyr, as a function of galactocentric radius (Model 2 from Gowanlock, 2016 ).


Thought Questions

Describe how you might use the color of a galaxy to determine something about what kinds of stars it contains.

Suppose a galaxy formed stars for a few million years and then stopped (and no other galaxy merged or collided with it). What would be the most massive stars on the main sequence after 500 million years? After 10 billion years? How would the color of the galaxy change over this time span? (Refer to Evolution from the Main Sequence to Red Giants.)

Given the ideas presented here about how galaxies form, would you expect to find a giant elliptical galaxy in the Local Group? Why or why not? Is there in fact a giant elliptical in the Local Group?

Can an elliptical galaxy evolve into a spiral? Explain your answer. Can a spiral turn into an elliptical? Wie?

If we see a double image of a quasar produced by a gravitational lens and can obtain a spectrum of the galaxy that is acting as the gravitational lens, we can then put limits on the distance to the quasar. Explain how.

The left panel of Figure 1 of Introduction to Active Galaxies, Quasars, and Supermassive Black Holes shows a cluster of yellow galaxies that produces several images of blue galaxies through gravitational lensing. Which are more distant—the blue galaxies or the yellow galaxies? The light in the galaxies comes from stars. How do the temperatures of the stars that dominate the light of the cluster galaxies differ from the temperatures of the stars that dominate the light of the blue-lensed galaxy? Which galaxy’s light is dominated by young stars?

Suppose you are standing in the center of a large, densely populated city that is exactly circular, surrounded by a ring of suburbs with lower-density population, surrounded in turn by a ring of farmland. From this specific location, would you say the population distribution is isotropic? Homogeneous?

Astronomers have been making maps by observing a slice of the universe and seeing where the galaxies lie within that slice. If the universe is isotropic and homogeneous, why do they need more than one slice? Suppose they now want to make each slice extend farther into the universe. What do they need to do?

Human civilization is about 10,000 years old as measured by the development of agriculture. If your telescope collects starlight tonight that has been traveling for 10,000 years, is that star inside or outside our Milky Way Galaxy? Is it likely that the star has changed much during that time?

Given that only about 5% of the galaxies visible in the Hubble Deep Field are bright enough for astronomers to study spectroscopically, they need to make the most of the other 95%. One technique is to use their colors and apparent brightnesses to try to roughly estimate their redshift. How do you think the inaccuracy of this redshift estimation technique (compared to actually measuring the redshift from a spectrum) might affect our ability to make maps of large-scale structures such as the filaments and voids shown in Figure 9 of The Distribution of Galaxies in Space?

Examples


The Exercise

Professor Chris Mihos at CWRU has a nice java applet that lets you put in different values for H, (Omega Matter), and (Omega Lambda), and plots graphs of the age of the universe, the lookback time (i.e. how far back in time are you looking when you observe an object at a given redshift), and scale factor of the universe, all as a function of redshift.

To get to the applet, go to the Dynamical Astronomy JavaLab, (Note you will probably want to open another browser window for the JavaLab, so you can see the graphs and these instructions at the same time). From the main JavaLab page, select applets from the buttons along the side, and then select Cosmo. Important Note: before running the applet, it is a good idea to read the "Background" page, that describes what the applet does, and the "Controls" page, so you have some idea of how you will control the simulation.