الفلك

كيف أحصل على كثافة التدفق عندما يكون لدي mJy / شعاع وحجم شعاع وحجم بكسل في صورة فلكية

كيف أحصل على كثافة التدفق عندما يكون لدي mJy / شعاع وحجم شعاع وحجم بكسل في صورة فلكية



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

لدي ملف يناسب المجرة m87 من إنتاج SCUBA 2 وأتساءل كيف أحصل على التدفقات عند 450 و 850 ميكرون. تعطي الصورة الناتجة مقادير البكسل في mJy / beam حيث أريد أن أجد تدفق eh لجزء معين من المجرة. أنا على قدر أعلى من قيم جميع وحدات البكسل داخل الفتحة ولكني لست متأكدًا من أين أذهب من هناك للحصول على التدفق حيث يوجد أكثر من بكسل واحد داخل FWHM. لنفترض أن لدي فتحة نصف قطرها 1.5 بكسل والتي تعطي مجموع 6985.04885203 مللي جول / شعاع بحجم بكسل يبلغ 3.99999999 ثانية قوسية وحجم شعاع يبلغ 13 ثانية قوسية ، كيف يمكنني الحصول على التدفق لتلك الفتحة عند هذا الطول الموجي؟


في الأساس ، اقرأ قيمة تدفق الذروة وإذا كان مصدر نقطة ، فسيكون هذا هو نفس التدفق المتكامل الخاص بك.

للتوسع في هذا:

في هذا السؤال ، يبدو أن مصدرك يمكن مقارنته بشعاعك. لذلك سوف أتعامل معها كمصدر نقطة. - لاحظ أنك قد ترغب أيضًا في اعتبار أن العديد من الأشخاص يطبقون "عامل تصفية مطابقة" على بياناتهم إذا كان التعامل مع انبعاث مصدر نقطة خافتة - وهذا يسهل الخريطة - مما يزيد من حجم الحزمة الفعالة داخل الخريطة وقد يكون هناك أيضًا بعض فقدان التدفق ( انظر على سبيل المثال: http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query؟arXiv:1707.00990)

سترى أن هذا (mJy / beam to mJy) تمت مناقشته أيضًا هنا: http://www.eaobservatory.org/jcmt/help/

بالنسبة لمصدر نقطة حقيقي ، فإن قيمة ذروة السطوع المُبلغ عنها بوحدات mJy هي نفس قيمة ذروة السطوع المُبلغ عنها في mJy / beam.

ولكن ماذا يحدث إذا كان لدينا خريطة في mJy / beam وأردنا الحصول على قيمة كثافة متكاملة ، قيمة تدفق إجمالي؟ نجمع أولاً عددًا من وحدات البكسل ونريد الآن تصحيح وحداتنا من mJy / beam إلى mJy ...

إجمالي التدفق = التدفق الذي تم جمعه على عدد من البكسل / (عدد البكسل في الحزمة)

ثم وحداتك هي:

[mJy * بكسل / شعاع] / [بكسل / شعاع] = [mJy].

الآن نحن نعلم أن بالنسبة إلى Gaussian:

منطقة الشعاع = 2 × π × σ² [قوس ثانية]

حيث يمكن حساب σ للشعاع الغاوسي من قيم JCMT FWHM عند 850 و 450 ميكرون (تذكير بمكونات الحزمة موجودة في ورقة Dempsey لعام 2013).

FWHM = 2 σ √ (2 ln 2) [قوس ثانية]

لذلك يمكننا استخدام FWHM للحصول على لحساب منطقة الشعاع والإبلاغ عن منطقة الحزمة من حيث البكسل:

عدد البكسل في الحزمة = منطقة الشعاع [قوس ثانية] / (طول البكسل) ²

أخيرًا ، أود أن أضيف أنك تريد أيضًا إجراء تصحيح للفتحة - راجع ورقة المعايرة Dempsey et al 2013 إذا كنت تستخدم فتحة بحجم مختلف عن 60 ".


آلة حاسبة للحد الأعلى (UL-CALC) للمصادر الممتدة التي لم يتم اكتشافها باستخدام مقاييس التداخل الراديوية: الحدود العليا للهالة الراديوية

الهالات الراديوية هي مصادر منتشرة وممتدة للانبعاثات الراديوية يتم اكتشافها بشكل أساسي في مجموعات مجرات ضخمة ومدمجة. في المجموعات الأصغر و / أو المسترخية ، حيث لا يتم الكشف عن هالات ، يمكن للمرء بدلاً من ذلك وضع حدود عليا لإصدار راديو محتمل. تعتبر الاكتشافات والحدود العليا على حد سواء حاسمة لتقييد النماذج النظرية لتوليد الهالات الراديوية. تعتمد الحدود العليا على نموذج لمقاييس التداخل الراديوية ، وبالتالي فإن عملية الحصول عليها مملة لأداءها يدويًا. في هذا البحث ، نقدم أداة مبنية على بايثون لأتمتة عملية تقدير الحدود العليا. تتيح الأداة للمستخدمين إنشاء هالات راديو مع معلمات محددة مثل الحجم المادي والانزياح الأحمر ونموذج السطوع. يتم بعد ذلك حقن مجموعة من نماذج الهالة الراديوية مع مجموعة من كثافات التدفق ، والتي تم تحديدها بناءً على ضوضاء جذر متوسط ​​التربيع للصورة ، في ملف الرؤية الأصل وتصويرها. ثم تتم مقارنة الصورة المحقونة بالهالة والصورة الأصلية للتحقق من اكتشاف هالة الراديو باستخدام عتبة لكثافة التدفق الزائد المكتشفة. يتم إجراء الحقن المفصولة باختلافات دقيقة في كثافة التدفق بمجرد تحديد النطاق الخشن حيث من المحتمل أن يكون الحد الأعلى موجودًا. يوصي الكود بحد أعلى ويوفر مجموعة من الصور للفحص اليدوي. يمكن للمستخدم بعد ذلك تحديد الحد الأعلى. نناقش مزايا وقيود هذه الأداة. يُقترح استخدام أوسع لهذه الأداة في سياق جميع استطلاعات السماء الجارية والقادمة مع LOFAR و SKA بهدف تقييد فيزياء تشكيل الهالة الراديوية. الأداة متاحة للجمهور على https://github.com/lijotgeorge/UL-CALC.

هذه معاينة لمحتوى الاشتراك ، والوصول عبر مؤسستك.


1 المقدمة

شهد العقد الماضي اتجاهًا متسارعًا نحو علم الفلك تهيمن عليه المسوحات الكبيرة ، ولا سيما لدراسة تكوين النجوم وتراكمها على ثقوب سوداء ضخمة على نطاق كوني. تعد الاستطلاعات الحساسة ، التي تستهدف أعدادًا كبيرة من الكائنات ، مكونًا لا غنى عنه لهذا العمل. تعد المسوحات الراديوية مكونًا أساسيًا لهذه الدراسات متعددة الأطوال الموجية نظرًا لعدم حساسيتها لحجب الغبار ، وبسبب قدرتها على اكتشاف الإشعاع غير الحراري من نوى المجرة النشطة (AGNs).

يعد تحديد النوى المجرية النشطة أمرًا ضروريًا لفهم تطور المجرات ، حيث يُفهم بشكل متزايد أن ردود الفعل النشطة لها تأثير حاسم على تكوين النجوم في المجرات المضيفة ، لا سيما عندما تكون بواعث راديو. حتى إذا كانت دورات نشاطهم قصيرة أو متقطعة ، فيمكنهم إيداع طاقة كافية في الوسط البينجمي لمجرتهم المضيفة لقمع تشكل النجوم (كروتون وآخرون 2006 دي ماتيو وآخرون 2005) ، لكن يمكنهم أيضًا ضغط الغاز بين النجوم عبر التفاعلات الميكانيكية وتحفيز تشكل النجوم (Klamer et al. 2004 Gaibler et al. 2012). ومع ذلك ، فإن تحديد النوى المجرية النشطة أمر صعب ، حتى مع مجموعات البيانات الأكثر شمولاً. يمكن حماية النشاط النووي من وجهة نظرنا في أي طول موجي باستثناء الطرق الطيفية الراديوية باهظة الثمن من حيث الملاحظة لاستخدامها على نطاقات كبيرة مع مئات أو آلاف الكائنات وحتى المسوحات الراديوية لا توفر عادةً معلومات كافية (التحليل الطيفي أو الشكل) بشكل موثوق تحديد النوى المجرية النشطة.

على عكس الطرق المذكورة أعلاه ، فإن الرصدات الراديوية باستخدام تقنية قياس التداخل الأساسي الطويل جدًا (VLBI) لديها القدرة على تحديد تعريفات نواة مجرية نشطة لا لبس فيها. تتطلب الدقة العالية درجات حرارة سطوع تصل إلى 10 6 كلفن لإجراء الكشف ، ولا يمكن الوصول إلى هذا إلا في المصادر غير الحرارية. لذلك يمكن أن تلعب ملاحظات VLBI دورًا مهمًا في تحديد النوى النشطة.

مصادر VLBI الساطعة ذات س & gt 100 mJy نادرة جدًا لدرجة أنه تم تحديدها جميعًا بشكل أساسي في عمليات البحث عن معايرة VLBI (على سبيل المثال ، حملات VLBA Calibrator Series ، انظر Petrov وآخرون .2008 والمراجع الواردة فيها) ، وأعداد كبيرة من المصادر الباهتة في س & lt 1 mJy بدأ الكشف عنها من خلال رصدات VLBI واسعة المجال الحالية لحقول خارج المجرة مدروسة جيدًا (Middelberg et al. 2011 ، 2013). ومع ذلك ، فإن مجموعة المصادر "بين" ذات كثافة تدفق تتراوح من 1 مللي جول إلى 100 مللي جول تم تجاهلها نسبيًا ، ويرجع ذلك أساسًا إلى صعوبات الملاحظة. تفتقر الدراسات الاستقصائية التي تحتوي على مئات الاكتشافات إلى معلومات مورفولوجية ودقيقة حول كثافة التدفق (Porcas et al. 2004 Bourda et al. 2010) ، بينما اقتصرت المسوحات التصويرية الحقيقية على عينات أصغر كثيرًا (Garrington et al. 1999 Garrett et al. 2005 Wrobel et al. 2005 Wrobel et al. 2005 Lenc et al.2008). هناك حاجة إلى مسح تصويري كبير وشامل وغير متحيز لمصادر mJy لسد الفجوة بين المسوح الواسعة / الضحلة والضيقة / العميقة ، مما ينتج عنه مدخلات لدراسات تطور المجرات في المنطقة المحلية (ض العلامة & lt 1) الكون.

يهدف مشروعنا ، mJy Imaging VLBA Exploration على ارتفاع 20 سم (mJIVE-20) ، إلى توصيف مجموعة مصادر الراديو المدمجة بكثافة تدفق تتراوح بين 1 مللي جول و 100 مللي جول من خلال عمل صور عالية الدقة لمصادر الراديو التي تم اكتشافها عبر 200+ درجة 2 بوصة. مسح الصور الباهتة لراديو سكاي على ارتفاع عشرين سم (الأول) (بيكر وآخرون 1995). يضمن تداخله مع مسح Sloan Digital Sky Survey (SDSS York et al.200) توفر القياس الضوئي وفي بعض الحالات الأطياف ، مما يساعد على تفسير البيانات بشكل كبير.

من خلال دمج البيانات من هذا المشروع مع معلومات حول المصادر الساطعة من استطلاعات معايرة VLBA ومعلومات عن المصادر الباهتة من ملاحظات VLBI الميدانية العميقة مثل تلك الخاصة بـ Middelberg et al. (2013) ، سنكون قادرين أيضًا على بناء تعدادات المصادر التفاضلية للمصادر الراديوية النشطة إشعاعيًا على أكثر من أربعة أوامر من حيث كثافة التدفق ، لدراسة تطور مجموعة AGN مع الانزياح الأحمر واللمعان.

تطبيق آخر لمجموعة البيانات هذه هو تحديد المصادر الراديوية المناسبة لاستخدامها كمعايرة داخل الحزمة أو قريبة من خارج الحزمة لدراسات أخرى. عادةً ما يكون تماسك الطور لملاحظات VLBI محدودًا بالفصل بين جهاز المعاير والهدف ، لذلك من المستحسن أن يكون لديك جهاز معاير أقرب ما يمكن إلى الهدف. على وجه الخصوص ، هناك حاجة متزايدة لشبكة كثيفة من المصادر الراديوية المدمجة لحملات القياس الفلكي الكبيرة ، خاصة عند الترددات المنخفضة (على سبيل المثال ، Chatterjee وآخرون 2009 Deller et al. 2011a). سيعزز كتالوج mJIVE-20 بشكل كبير عدد أجهزة المعايرة المتاحة عبر المنطقة المدروسة ، لصالح ملاحظات VLBI الأخرى التي تم إجراؤها في المنطقة التي تم مسحها.

أخيرًا ، قد يكون فهرس كبير من المصادر المدمجة مفيدًا كنقطة انطلاق لعمليات البحث عن أنظمة غريبة أخرى. على سبيل المثال ، يمكن فحص الأنظمة متعددة المكونات للبحث عن نوى مجرية نشطة ثنائية (على سبيل المثال ، Tingay & amp Wayth 2011 Burke-Spolaor 2011) ، والتي من المتوقع أن تقدم نوى مضغوطة ذات أطياف مسطحة أو مقلوبة. وبالمثل ، يمكن التعرف على أنظمة عدسات الجاذبية المرشحة من مكونات VLBI المنفصلة على نطاق واسع ذات الأطياف المتطابقة والتي يتم تعويضها عن مجرة ​​إهليلجية ساطعة.

نصف مسح mJIVE-20 في القسم 2 وكتالوج المصدر الحالي في القسم 3. ونفصل بعض النتائج الأولية المستخرجة من منتجات بيانات الكتالوج في القسم 4 ، ونقدم استنتاجاتنا في القسم 5.


علم الفلك 12 - ربيع 1999 (إس تي مايرز)

تأكد من أن عملك أنيق ومقروء وكامل. إذا لم نتمكن من قراءتها ، فلن تحصل على رصيد. من المهم أن تعرض كل عملك ، وأن تخبر أين حصلت على أي أرقام استخدمتها في المسألة (مذكورة في السؤال ، من بعض صفحات النص ، أو من الجداول في الملحق ، إلخ). تتعلق مجموعات الواجبات المنزلية هذه بتعليمك كيفية استخدام معرفتك الفلكية لحل المشكلات بقدر ما تتعلق بالحصول على الإجابة الصحيحة. سيكون هناك ائتمان جزئي ، ولكن إذا لم نتمكن من متابعة عملك ، فلن نمنحك رصيدًا. يمكنك العمل معًا في مهام الواجبات المنزلية ، ولكن يجب عليك جميعًا المساهمة وليس مجرد نسخ عمل بعضكما البعض. استخدم حكمك الجيد واتبع مدونة الشرف.

لتسهيل حل المشكلات ، أقدم لك بعض التلميحات في هذه المهمة. تتضمن هذه المشكلات نصًا توضيحيًا لوضعها في سياق فلكي ، وليست كل المعلومات ذات صلة مباشرة بالمشكلة ، وقد تضطر إلى البحث عن المعلومات الضرورية - لا يُقصد بذلك أن تكون خدعة ، ولكن لإعطائك إحساسًا لحل المشكلات العلمية الفعلية كما يحدث في البحث. كلما أمكن ، استخدم الرسومات لرسم تخطيطي لمشكلة كأداة مساعدة بصرية (كما أفعل على السبورة في المحاضرة).

الهدف من هذه المشكلة هو توضيح العلاقة بين الشدة وتدفق السطح من جسم أسود. لاحظ أننا في هذه الحالة نحسب الكثافة المشعة والتدفق ، وبالتالي فإن الزاوية الصلبة ذات الصلة هي * pi *.

في محاضرة ، ناقشنا الجسم الأسود كثافة محددة وظيفة

(T) = (2h 3 / c 2) [e h / kT - 1] -1

التي تحتوي على وحدات W m ^ -2 Hz ^ -1 sr ^ -1. درجة حرارة السطوع الفعالة للشمس T = 5770 K. ما هو الطول الموجي (في Angstroms & # 197) الذي يصل عنده انبعاث الجسم الأسود إلى ذروته؟ (تلميح: استخدم قانون فيينا.)

ما هو التردد (بالهرتز) المطابق للحد الأقصى للجسم الأسود؟ عند ذروة الطول الموجي (التردد) ، ما هي قيمة الكثافة النوعية B_nu لانبعاث الجسم الأسود؟ (تأكد من استخدام التدفق لكل وحدة تردد B_nu ، وليس التدفق لكل وحدة طول موجة B_lambda.)

بعد تحويل هذا إلى كثافة تدفق السطح المنبعث

تقدير التدفق الكلي للسطح (في W / m ^ 2) بضربه بالتردد

(nu * F_nu هو التدفق التقريبي لكل فاصل زمني لوغاريتم التردد أو في النطاق من nu +/- nu / 2 ، حيث nu هو تردد الحد الأقصى للجسم الأسود).

يجب تحديد التدفق السطحي لجسم أسود مثل الشمس بالضبط بواسطة معادلة ستيفان بولتزمان

حيث = 5.67 x 10 ^ -8 W / m ^ 2 / K ^ 4 هو ثابت ستيفان بولتزمان. قارن هذه النتيجة الدقيقة بالتقدير الذي حصلنا عليه فوق pi * nu * B_nu. غالبًا ما نرسم nu F_nu عندما نريد رسم بياني لكثافة التدفق من الشدة.

في بعض الأحيان ، بدلاً من حساب الشدة المشعة (حيث تكون الزاوية الصلبة فعالة pi steradians) ، نحتاج إلى حساب تم الاستلام التدفق ، حيث يتم تحديد الزاوية الصلبة بالحجم الزاوي الظاهر لمصدر الانبعاث.

نظرًا لأن كثافات التدفق المصادفة في علم الفلك صغيرة جدًا ، في علم الفلك الراديوي ، نحدد الوحدة القياسية لكثافة التدفق (التدفق أحادي اللون أو التدفق المحدد) لتكون Jansky (Jy) ، حيث

(لاحظ أنه عند استخدام صيغ الجسم الأسود ، تكون النتائج بشكل طبيعي بوحدات MKS من W m ^ -2 Hz ^ -1 sr ^ -1. ستحتاج إلى ضرب هذا في الزاوية الصلبة (للتخلص من sr) ثم عامل التحويل 10 ^ 26 للحصول على Jy.)

إذا لاحظنا جسمًا فلكيًا ، مثل نجم بعيد ، فنحن بحاجة إلى معايرة قياسنا. تعتمد درجات حرارة كواكب النظام الشمسي على بعدها عن الشمس (كما وجدنا في ASTR011) ، حيث تبلغ درجة حرارة كوكب المشتري حوالي 122 كلفن (انظر الملحق A3 من النص). في أقرب اقتراب له من الأرض ، يقع كوكب المشتري على بعد 4.2 وحدة فلكية ويبلغ قطر كوكب المشتري 71400 كم. ما هو نصف القطر الزاوي الظاهر (بالثواني القوسية) والزاوية الصلبة الظاهرة (بالثواني sr) لقرص المشتري على هذه المسافة كما تُرى من الأرض؟ (تلميح: تأكد من التحويل بين الراديان والثواني القوسية بشكل صحيح ، حيث

واستخدم تقريب الزاوية الصغير D = d

للقطر الفيزيائي D مقابل القطر الزاوي ثيتا راديان والمسافة د.)

افترض أنك تقوم بالمراقبة بطول موجة 1 سم (التردد 30 جيجاهرتز). بالنسبة لكوكب المشتري عند T = 122 K ، احسب قيمة عامل بولتزمان ذو الجسم الأسود

يجب أن تجد أن هذا أقل بكثير من 1 (في الواقع أقل من 0.1) ، وبالتالي يمكنك استخدام تقريب Rayleigh-Jeans لكثافة الجسم الأسود:

(T) 2 k T (/ c) 2 = 2 k T / 2 for h / kT

استخدم هذا لحساب كثافة الجسم الأسود B_nu لكوكب المشتري عند 30 جيجاهرتز ، بوحدات Jy / sr (لاحظ اعتماد الزاوية الصلبة).

استخدم الزاوية الصلبة لقرص المشتري في أقرب نهج موجود في المشكلة السابقة لحساب كثافة التدفق الملحوظ (في Jy) = =

ثم بالتردد nu للحصول على تقديرنا للتدفق المستلم

كما فعلنا مع تدفق السطح المنبعث في المشكلة 1. القوة (بالواط) التي يتلقاها التلسكوب لدينا تعطى بضرب التدفق في المنطقة المادية أ للتلسكوب

التي سنفترض أن لها مقطعًا عرضيًا يُعطى بواسطة قرص دائري قطره 10 أمتار (نصف قطر 5 أمتار) - هذا في الواقع تلسكوب راديو صغير نوعًا ما. أكبرها ، Arecibo ، يبلغ قطرها أكثر من 300 متر! قارن الطاقة P_rec التي تم جمعها من كوكب المشتري بمستويات الطاقة التي اعتدنا عليها ، مثل 1 واط أو حتى 1 ميغاواط (0.001 واط) كما هو الحال في معظم دوائر الكمبيوتر. هذا هو السبب في أن علم الفلك الراديوي صعب للغاية - مستويات الطاقة ضئيلة!

لاحظ أنه الآن لدينا معايرة ، يمكننا الآن مقارنة قياس مصدر راديو مع سطوع كوكب المشتري للحصول على كثافة تدفقه الفعلية!

النجم سيريوس (Alpha Canis Majoris) هو ألمع نجم (بخلاف الشمس) في السماء. لها اختلاف ملحوظ من p = 0.377 ". ما هي المسافة بينه وبين الشمس في الفرسخ؟

سيريوس هو في الواقع نجم ثنائي ، مع رفيق خافت. المقدار البوليومتري الواضح لنقطة سيريوس A الأولية الساطعة هو m_bol ، A = -1.55. ما هو مقدارها البوليومتري المطلق M_bol؟ بافتراض أن للشمس مقدار بوليومتري مطلق +4.75 ، احسب لمعان سيريوس (بالوحدات الشمسية Lsun).

يحتوي الجزء الثانوي Sirius-B على مقدار بولومتري واضح m_bol ، B = +5.69. احسب المقدار البوليومتري المطلق والسطوع لـ Sirius-B.

إن مدار نظام سيريوس يكاد يكون على حافة خط بصرنا ، وله فترة مدارية ملحوظة تبلغ 49.94 سنة. المدار النسبي للنجمين له محور شبه رئيسي واضح أ من 7.62 ". احسب المحور المداري شبه الرئيسي أ في أستراليا ، وبالتالي استخدم قانون كبلر الثالث

(M / Msun) (P / 1 سنة) 2 = (a / 1 AU) 3

لإيجاد الكتلة الكلية M للنظام (في Msun).

بعد المراقبة الفلكية الدقيقة للنظام ، يتم قياس المدارات الفردية لـ A و B حول مركز barycenter للنظام ، بنسبة محاور شبه رئيسية من a_A / a_B = 0.466. ما هي نسبة الكتل M_A / M_B؟ استخدم الكتلة الكلية الموجودة أعلاه للعثور على كتل المكونات الفردية M_A و M_B (في الكتل الشمسية Msun).

بحكم التعريف ، فإن شمسنا لها كتلة 1 Msun والسطوع 1 Lsun ، وبالتالي فإن نسبة الكتلة إلى الضوء لشمسنا M / L = 1 Msun / Lsun. استخدم الحسابات أعلاه لتحديد M / L لـ Sirius-A و Sirius-B. إذا استهلكت جميع النجوم الوقود بنفس المعدل ، فقد تتوقع أن يكون M / L هو نفسه بالنسبة لجميع النجوم. تكهن بما وجدته للتو ، سواء من حيث استخدام اللمعان L لاستنتاج الكتلة M ، وعمر النجم ، إذا كان يحرق الوقود بالمعدل المعطى بواسطة L ولديه وقود resevoir يتناسب مع M. (تلميح : أطلب منك التفكير في بعض الآثار المترتبة. سأفعل ذلك في معظم مجموعات المشكلات. لا أبحث عن "إجابة صحيحة" ، ولكن يجب عليك كتابة فقرة أو محاولة استخدام الحساب الذي قمت به للتو ونرى ما قد يعنيه ذلك في الصورة الأكبر).

حتى هذا الفحص السريع لألمع نجم في السماء ، سيريوس ، يُظهر لنا شيئًا غريبًا جدًا: رفيق سيريوس ب يشبه في كتلته الشمس ولكنه أقل إضاءة بكثير. من الواضح أن هناك فئات مختلفة جدًا من النجوم في الفناء الخلفي لمجرتنا!


كيف أحصل على كثافة التدفق عندما يكون لدي mJy / شعاع وحجم شعاع وحجم بكسل في صورة فلكية - علم الفلك

يُنشئ مسح FIRST نوعين من الصور ، صور الشبكة الأصلية من كل تلسكوب يشير والصورة الممتلئة. يتم تشغيل HAPPY على مجموعتي الصور.يعتمد الكتالوج الأساسي على الصور الممتلئة التي توفر أكبر قدر من الحساسية والتوحيد. يتم استخدام كتالوج ثانوي مصنوع من صور الشبكة للتحقق من الاتساق الذاتي بين الصور المتداخلة ويجعل البحث عن مصادر متغيرة ممكنًا ([Helfand et al. 1996]). نُبلغ هنا عن النسخة العامة من الكتالوج المشتق من الصور الممتلئة.

تتضمن عملية إنشاء الفهرس حذف المصادر المكررة والمصادر التي يحتمل أن تكون زائفة من قائمة أولية تضم ما يقرب من 500000 مصدر أنشأتها HAPPY. يتم حساب ضوضاء RMS المحلية في كل موقع مصدر من خلال نفس الإجراء المستخدم لإنشاء خريطة التغطية (& # 167 2): قيمة RMS لكل صورة شبكة ساهمت في هذا الموقع يتم ترجيحها بشكل مناسب وتجميعها في التربيع. يتم حذف جميع المصادر ذات كثافة تدفق الذروة المجهزة التي تكون أضعف من 5 أضعاف قيمة RMS هذه من الكتالوج. يتم أيضًا حذف المصادر ذات كثافة تدفق الذروة المجهزة التي تكون أكثر خفوتًا من 0.75 & # 160 مللي جول / شعاع ، مما ينتج عنه كتالوج بحد أدنى أكثر اتساقًا لا يتأثر باختلافات RMS الصغيرة بين الغالبية العظمى من الصور.

المصادر ذات المحاور الثانوية المجهزة أصغر من 3. "5 تم حذفها أيضًا من الفهرس. وكشف فحص هذه المصادر أن جميع هذه المصادر` `الضيقة '' ، والتي هي أضيق بكثير من الحزمة 5.4 بوصة ، هي عبارة عن فصوص جانبية من مصادر مضيئة قريبة .

الخطوة التالية هي حذف الإدخالات المكررة للمصادر المجهزة في المناطق المتداخلة للخرائط المحملة. نظرًا لأن المناطق المتداخلة للصور المحملة متطابقة عمليًا ، حيث تم تشكيلها من نفس مجموعة صور الشبكة مع جزء صغير من إزاحة البكسل على الأكثر ، فإن تحديد المصادر المكررة يكون في معظم الحالات مباشرًا. في عدد قليل من الحالات ، قد ينتهي الأمر بالمصدر بمعلمات مختلفة إلى حد كبير في مجالات مختلفة (على سبيل المثال ، لأنه مناسب كغاوس واحد في حقل واحد وكغاوس مزدوج في الآخر). تتشكل المجموعات من خلال إيجاد أزواج من المصادر التي تتطابق في حدود 5 "، ثم دمج كل الأزواج ذات المصادر المشتركة في مجموعات أكبر.

بمجرد تحديد مجموعة من المصادر المكررة ، يلزم استخدام رقمين للاختيار لكل مصدر في المجموعة. `` عدد الجزر '' هو عدد المكونات (من 1 إلى 4) التي تم تركيبها في وقت واحد في جزيرة المصدر بواسطة HAPPY. (لاحظ أنه عادةً لا تقع جميع المكونات من الجزيرة في مجموعة واحدة.) `` عدد الحقول '' هو عدد المصادر في المجموعة التي تأتي من نفس الحقل (الصورة الممتلئة) مثل هذا المصدر. نعتمد المعايير التالية لتحديد المصدر (المصادر) للاحتفاظ به من مجموعة مكررة معينة:

  1. يتم تحديد أصغر عدد الجزر للمجموعة. يتم تجاهل جميع المصادر التي تحتوي على عدد أكبر من الجزر من الكتالوج.
  2. يتم تحديد أصغر عدد للمجموعة. يتم تجاهل جميع المصادر ذات عدد الحقول الأكبر من الكتالوج.
  3. أخيرًا ، يتم تحديد مسافة كل مصدر من مركزه الميداني. أقرب مصدر إلى المركز الميداني وجميع المصادر الأخرى من نفس الحقل يتم الاحتفاظ بها ، ويتم تجاهل جميع المصادر من الحقول الأخرى من الكتالوج.

بالنسبة للغالبية العظمى من المصادر ، لا يوجد سوى مصدر واحد من كل حقل والمعيار الثالث فقط المذكور أعلاه له أي تأثير: نحن ببساطة نختار المصدر الأقرب إلى مركز المجال. بالنسبة للحالات الأكثر تعقيدًا ، تم تصميم هذا الإجراء لتفضيل نماذج المصدر البسيطة على النماذج المعقدة.

يؤدي تطبيق هذه الإجراءات على قائمة مخرجات HAPPY الكاملة إلى ظهور كتالوج يحتوي على 138665 إدخالاً منفصلاً. لا يحتوي هذا الكتالوج على إدخالات مكررة وهو مكتمل لأكبر 0.75 & # 160mJy / حزمة أو مستوى التدفق المشار إليه بواسطة خريطة التغطية. ومع ذلك ، فهو يحتوي على عدد صغير من المصادر الزائفة التي هي عبارة عن فصوص جانبية من مصادر مشرقة نظيفة وقريبة بشكل غير كامل. من الواضح أن فحص جميع المصادر بالعين أمر غير عملي وعرضة للخطأ ، لذا فقد اعتمدنا طريقة التعلم الآلي لتحديد أكبر عدد ممكن من المصادر الزائفة ووضع علامة عليها. قمنا بفحص عدة مئات من الحقول التي تحتوي على مصادر لامعة ومن خلال مصادر كتالوج مرصودة بالعين والتي بدت وكأنها فصوص جانبية. تم استخدام القائمة الكاملة للمصادر في هذه الحقول ، المحددة وغير المميزة ، كمجموعة تدريب لبرنامج شجرة القرار المائل OC1 ([Murthy، Kasif، & amp Salzberg 1994] المتاح عبر بروتوكول نقل الملفات مجهول من http: //www.cs.jhu .edu / salzberg / announce-oc1.html). لكل كائن في مجموعة التدريب ، قمنا بتوفير معلمات الكتالوج (كثافة تدفق الذروة ، والأحجام ، وما إلى ذلك) وأيضًا المعلمات التي تعطي السطوع والمسافة والاتجاه لمصادر الإضاءة القريبة. ثم حاول برنامج شجرة القرار تحديد سلسلة من الاختبارات بناءً على مجموعات خطية من المعلمات التي من شأنها تقسيم كائنات مجموعة التدريب إلى الفصوص الجانبية وغير الفصوص الجانبية. انظر Murthy et al. لمزيد من التفاصيل حول طرق شجرة القرار المائل [Salzberg et al. 1995] وصف تطبيق آخر لهذه الطريقة على البيانات الفلكية.

بعد تطوير شجرة قرار موثوقة وبسيطة بشكل معقول ، تم تطبيقها على جميع المصادر في الكتالوج لتحديد الكائنات التي قد تكون فصوصًا جانبية. في مجموعة التدريب ، نجحت الشجرة المحددة (التي تتطلب 5 مستويات قرار فقط) في تحديد٪ من الفصوص الجانبية بينما تم وضع علامة غير صحيحة على٪ من المصادر الحقيقية. حتى في هذا المستوى من الدقة ، على الرغم من ذلك ، فإن جزءًا كبيرًا (10-20٪) من الكائنات التي تم وضع علامة عليها ليست فصوصًا جانبية ، لذلك اخترنا عدم حذف مثل هذه الكائنات من الكتالوج ولكن بدلاً من ذلك تضمين علامة تحذير الفص الجانبي لجميع المصادر المحددة. يعد فحص الصور ضروريًا لتحديد ما إذا كان أي مصدر تم وضع علامة عليه يمثل فصًا جانبيًا أم لا.

في المجمل ، تم وضع علامة على 4813 مصدرًا (3.5٪ من الإجمالي) على أنها كائنات جانبية محتملة في الكتالوج. نحن نقدر أن 1000 من هذه هي مصادر راديو حقيقية وأن هناك فصوص جانبية إضافية غير معلمة باقية في الكتالوج. يحتوي كتالوج FIRST الناتج ، المعروض أدناه ، على 138665 إدخالًا منفصلاً ، منها 133852 بدون علامات. نناقش دقة معلمات المصدر واكتمال الكتالوج في الأقسام اللاحقة.

تعاني جميع الصور المأخوذة من لقطات VLA من عيب في القياس الضوئي أصبح يُعرف باسم "التحيز النظيف" (انظر [Condon et al. 1994] ، [BWH95]). نتيجة لذلك ، يتم التقليل من كثافة التدفق لجميع المصادر في الصور الأولى. إحدى ميزات التحيز النظيف غير المعترف بها في ورقتنا الأولية ([BWH95]) هي أن حجم التأثير يختلف باختلاف الزاوية خارج المحور داخل صورة شبكة واحدة ، ويبلغ ذروته في مركز المجال ويتناقص بشكل رتيب مع زيادة المسافة من مركز المجال. الشكل الوظيفي لهذا الاعتماد الشعاعي مشابه بشكل ملحوظ لشكل استجابة الحزمة الأولية (الشكل رقم 1602). في المركز الميداني ، تنخفض كثافة تدفق الذروة بمقدار 160 مللي جول / شعاع ، بغض النظر عن حجم المصدر أو السطوع. يتم تقليل كثافة التدفق المتكامل بنفس النسبة المئوية لكثافة تدفق الذروة ، مما يجعل التأثير أكثر خطورة بالنسبة للمصادر الممتدة التي تغطي العديد من مناطق الحزمة. في الكتالوج الأولي الصادر في يناير 1995 ، لم يتم تصحيح كثافات التدفق المبلغ عنها لهذا التأثير. في جميع إصدارات الكتالوج التي تم إصدارها بعد أكتوبر 1995 ، تم تصحيح كثافة التدفق.

  
الشكل: التحيز في كثافة تدفق الذروة كدالة لمسافة المصدر من المركز الميداني في صور الشبكة النظيفة ، المستمدة من المصادر الاصطناعية المدرجة في البيانات ومقارنات المصادر التي لوحظت في صور الشبكة المتداخلة. التحيز هو القيمة التي يجب إضافتها إلى كثافة تدفق الذروة للحصول على التدفق الصحيح. يظهر شكل استجابة الحزمة الأولية أيضًا لأن التحيز متطابق بشكل أساسي في شكل الحزمة ، والتحيز في الصور الممتلئة يكون موحدًا عبر المجال.

يتم إجراء هذا التصحيح بشكل أبسط من خلال الاعتماد الشعاعي للتحيز النظيف. عندما يتم تصحيح صور الشبكة الفردية لاستجابة الحزمة الأولية لإنشاء الصور الممتلئة ، يختفي الاعتماد الشعاعي وبالتالي يكون التحيز في الصور الممتلئة لـ & # 160mJy / beam ([BWH95]) مستقلًا عن موضع المصدر.

لسوء الحظ ، يعتمد حجم التحيز أيضًا على الصورة RMS ويمكن أن يكون ضعف الحجم في الصور الصاخبة جدًا. غالبًا ما تكون حقول RMS العالية نتيجة لوجود مصدر ساطع جدًا (S & gt 1 & # 160Jy) لا تتم إزالة الفصوص الجانبية بشكل كافٍ من الصورة. ترتبط مشكلات مماثلة بمصادر ممتدة جدًا يتم تنظيفها أيضًا بشكل غير كامل. يوضح توزيع قيم RMS لصورة الشبكة ، الموضح في الشكل رقم 1603 ، أن تحيز CLEAN الكبير الذي يقلل من التقدير نادر الحدوث. فقط 2٪ من صورنا الشبكية البالغ عددها 11000 لها قيم RMS أعلى بنسبة 30٪ من متوسط ​​RMS. يمكن تحديد مواقع السماء الإشكالية هذه بسهولة من خريطة تغطية المسح.

  
الشكل: رسم بياني لضوضاء RMS في صور الشبكة. الغالبية العظمى من الحقول لها قيم RMS & # 160mJy / beam. الذروة الثانوية حول 0.09 & # 160mJy / الحزمة ترجع إلى الحقول التي تمت ملاحظتها مرتين. الحقول التي تحتوي على مصادر ساطعة للغاية تمثل الذيل عند قيم RMS الأعلى.

الجدول 1 عينة من كتالوج FIRST على الإنترنت. إدخالات العمود هي كما يلي:

1،2: الصعود الصحيح والانحدار لأخطاء موضع المصدر (J2000) تعتمد على حجم المصدر ومدى (انظر & # 167 5.4).

3: الحرف "W" في هذا العمود هو علامة تحذير بأن المصدر قد يكون فصًا جانبيًا لمصدر ساطع قريب (انظر & # 167 4.2).

4،5: كثافة التدفق الذروة والمتكاملة (، مقتبسة في mJy / beam و mJy على التوالي) مشتقة من النوبات الجاوس الإهليلجية (& # 167 3) وتم تصحيحها من أجل التحيز النظيف (& # 167 4.3).

6: تقدير جذر متوسط ​​التربيع المحلي للضوضاء (mJy / الحزمة) المشتق كما هو موصوف في & # 167 2. لاحظ أن أهمية اكتشاف المصدر ليست ، بسبب تصحيح التحيز النظيف لكثافة التدفق القصوى.

7-9: المحاور الرئيسية والثانوية (FWHM بالثواني القوسية) وزاوية الموضع (درجات شرق الشمال) من Gaussian المجهز مع حجم الحزمة المركبة مطروحًا في التربيع. يمكن أن يتسبب الضجيج في أن تكون القيم المجهزة للمحاور قبل deconvolution أصغر من الحزمة للحفاظ على هذه المعلومات في الكتالوج ، وتكون الأحجام المدرجة سالبة عندما يكون الحجم المناسب أصغر من الحزمة. عندما تم تفكيك الحجم المقتبس في الكتالوج ، كان الحجم المناسب عندما ،. بالنسبة لمعظم الأغراض ، يكون أفضل تقدير لحجم المصدر الحقيقي هو إما الحجم المدرج أو صفر ، أيهما أكبر.


الوقت الزائد والوقت الإجمالي

يحتاج كل اقتراح إلى تحديد إجمالي الوقت المطلوب والذي يتضمن عمليات مسح الإعداد ، والدوران ، وملاحظات أجهزة المعايرة. باستخدام المعلومات المقدمة في حقول الإدخال ، تشتق حاسبة التعريض أولاً أ الوقت المستغرق في المصدر. ثم يستخدم تكوين الصفيف ونطاق المراقبة لتقديم أفضل تقدير للنفقات العامة المطلوبة للوصول إلى الوقت الكلي لنوع الإشارة المرجعية للمرحلة للوصول إلى الحساسية المطلوبة. مجموع الوقت الكلي مع النفقات العامة لكتلة الجدولة الثابتة (الجلسة) ، وأي نفقات إضافية موصوفة أدناه ، هي طلب وقت المراقبة الذي يجب تحديده في الاقتراح. ملحوظة. تعتمد حسابات إجمالي النفقات العامة على طول كتلة الجدولة ، مثل هذه الحسابات التي يتم إجراؤها لاحقًا في هذا القسم وفي حاسبة التعريض الضوئي تفترض وجود كتلة مدتها ساعتان.

أنواع النفقات العامة

الأنواع الرئيسية من النفقات العامة هي:

مثبت. يجب أن يكون تسلسل مسح بدء التشغيل 10 دقائق على الأقل (ترددات أقل) أو 13 دقيقة (عند استخدام التأشير المرجعي) لعمليات مسح الإعداد ولوقت كبير من التأشير السابق (غير المعروف). نوع آخر من النفقات العامة الثابتة هو أنه عادة ما يكون هناك حاجة إلى مسح معاير تدفق / ممر النطاق لكل ملاحظة. من الواضح أن هذا الحمل الثابت يؤثر على كتل الجدولة الأقصر (0.5 و 1 ساعة) أكثر من الكتل الأطول.

كسور. يتم تحديد ذلك إلى حد كبير من خلال عمليات المسح الدورية لمعاير الكسب المعقد ، والوقت الطويل بين المصدر المستهدف ومعاير الكسب المعقد ، والوقت الطويل بين المصادر المستهدفة (إذا كان هناك أكثر من مصدر واحد). تتطلب عمليات الرصد عالية التردد تسلسل مصدر / جهاز معاير أكثر تكرارا ، وبالتالي تتطلب المزيد من الحمل الجزئي. تتطلب أيضًا عمليات مسح مرجعية للإشارة ، عادةً مرة كل ساعة.

وبالتالي ، بالنسبة لأي مراقبة تردد ، تتضمن النفقات العامة:

  • كتلة 10- (بدون إشارة مرجعية) أو 12- (إشارة مرجعية) من عمليات مسح الإعداد في بداية الملاحظة لضمان الحصول على المصدر
  • مسح معاير التدفق / النطاق لمدة 5-10 دقائق ، اعتمادًا على سطوعه وموضعه فيما يتعلق بالحقول المستهدفة
  • عمليات فحص معايرة الكسب المعقدة ، كل فترة كافية لاكتشافها (عادةً

للرصد عالي التردد ، بالإضافة إلى جميع النقاط أعلاه، نحن ايضا لدينا:

  • مسح نقطة مرجعية مدته 3-4 دقائق مرة كل ساعة (أثناء الليل) أو مع كل إزاحة زاوية كبيرة (& gt20deg) في السماء ، أو كل 30-40 دقيقة أثناء النهار بسبب التشوه الحراري لهيكل الطبق
  • عمليات مسح معايرة الكسب المعقدة الأكثر تواترًا ، من مرة كل دقيقة (التبديل السريع) إلى مرة كل مرة

ثم هناك حالات خاصة تتطلب المزيد من النفقات العامة ، على سبيل المثال ، معايرة الاستقطاب ، أو عمليات مسح معايرة ممر الموجات المتعددة.

تقدير النفقات العامة

استنادًا إلى تكوين المصفوفة ونطاق المراقبة ، تضاعف حاسبة التعرض للوقت على المصدر بعامل الضرب (عامل في الجدول أدناه) للوصول إلى الوقت الإجمالي وفقًا للجدول التالي:

الجدول 8.1: العوامل العامة في العلاج بالصدمات الكهربائية
يربط)التكوينالتكوين بالتكوين C. التكوين د
4 ، ص 1.250 1.250 1.250 1.250
لام ، اس 1.261 1.261 1.261 1.261
ج ، س 1.464 1.395 1.395 1.395
كو 1.740 1.710 1.650 1.650
ك 2.091 1.832 1.740 1.740
كا 2.440 2.091 1.832 1.740
س 3.332 2.440 2.091 1.832

تم تحديد هذه الأرقام من خلال إنشاء كتل جدولة واقعية مع الافتراضات التالية:

  • مدة الحجز: ساعتان.ستنخفض النفقات العامة بشكل طفيف بالنسبة للكتل ذات الجدولة الأطول ، ولكن يمكن أن تزيد بشكل كبير بالنسبة للكتل الأقصر.
  • الإشارة المرجعية إلى Ku ونطاقات التردد الأعلى.

ملاحظة: تختلف كل حالة عن الأخرى ، والإدخالات الموجودة في الجدول (وبالتالي ملف الوقت الكلي ذكرت بواسطة حاسبة التعرض) هي المبادئ التوجيهية فقط. توصيتنا ، خاصة بالنسبة للترددات الأعلى ، هي تحديد النفقات العامة بشكل تجريبي من خلال إنشاء كتلة جدولة اختبار واقعية في الأراضي الفلسطينية المحتلة مع تحديد وقت المصدر لتحقيق الهدف العلمي. جرب أوقات بدء LST المختلفة واستخدم الوقت الإجمالي الأكثر منطقية الذي تم الإبلاغ عنه بواسطة OPT.


مقدمة

ومع ذلك ، فإن الآلية الفيزيائية للبث الراديوي من مناطق HII و SNRs مختلفة تمامًا. يعود الانبعاث الراديوي من مناطق HII إلى التفاعل بين الإلكترونات والأيونات. يكون الطيف الحراري الناتج مسطحًا تقريبًا (بمؤشر طيفي) عند ترددات أكبر عادةً من GHz وينقلب إلى ما دون هذا التردد بسبب الامتصاص الحر بواسطة المادة المتداخلة. يكشف التصوير عالي الدقة للعديد من مناطق HII المدمجة عن هالة تحيط بنواة مضغوطة (Wood & amp Churchwell1989b). تم تطوير نماذج مفصلة لمناطق HII التي تتضمن تدرجات درجة الحرارة هذه والخروج عن LTE (Wilson & amp Jaeger1987). ومع ذلك ، فقد تم تطبيق هذه النماذج فقط على الكائنات حيث تتوفر الصور التي تم حلها عند عدد من الترددات. الرصدات عالية الدقة متعددة الترددات لمناطق HII ، ولا سيما عينة أكبر من مناطق HII المدمجة ، ستختبر هذه النماذج بشكل أكثر صرامة وتوفر تقديرات محسنة للمعلمات الفيزيائية. معظم مناطق HII هي أيضًا مصادر لانبعاثات خط إعادة التركيب الراديوي (RRL) والتي تم اكتشافها عند ترددات الراديو العالية (Lockman1989 Caswell & amp Haynes1987). يعد الكشف عن انبعاث RRL عالي التردد أحد التوقيعات المستخدمة لتحديد مناطق H II. من ناحية أخرى ، فإن الانبعاث من SNRs هو إشعاع السنكروترون من الإلكترونات الحرة المتسارعة إلى طاقات نسبية في مقدمة صدمة المستعر الأعظم أو بسبب نقل طاقة الدوران من النجم النيوتروني إلى الوسط المحيط. يتم أيضًا تضخيم المجال المغناطيسي الذي تتحرك فيه الإلكترونات. عادةً ما يكون المؤشر الطيفي سالبًا مع عدم وجود انبعاث حراري أو انبعاث RRL.

يتم سرد كثافات التدفق المقاسة لجميع المصادر التي تم اكتشافها عند 327 ميجاهرتز ، جنبًا إلى جنب مع كثافات التدفق 1420 ميجاهرتز من صور NVSS ، هنا. كائنان ، وهما G004.4 0.1 و G003.7 0.1 ، وكلاهما مفهرس كمناطق HII ، يكشفان عن مورفولوجيا الهالة الأساسية في صورة GMRT وتشكل ملاحظات GMRT هذه أول صور منخفضة التردد تم حلها ، ربما تكون مضغوطة أو UC H II المناطق.

الجدول 6.1: قائمة المصادر النقطية وكثافة تدفقها 327 و 1400 ميغاهيرتز في مجال G003.7 0.1
اسم
( ) ( ) (ملي جول) (ملي جول)
1756-2549 17 56 41.4 -25 49 10.9
1756-2542 17 56 38.1 -25 42 15.0
1755-2540 17 55 39.2 -25 40 44.0
1755-2535 17 55 22.3 -25 35 44.0
1755-2537 17 55 08.4 -25 37 24.0
1754-2539 17 54 56.3 -25 39 31.8
1755-2543 17 55 10.2 -25 43 59.9
1754-2534 17 54 39.4 -25 34 43.4
1754-2536 17 54 27.6 -25 36 23.2
1754-2540 17 54 10.7 -25 40 22.7
1754-2544 17 54 10.4 -25 44 06.6
1754-2556 17 54 46.4 -25 56 03.6
1755-2557 17 55 19.9 -25 57 20.0
1755-2556 17 55 19.0 -25 56 56.0
1755-2551 17 55 09.6 -25 51 27.9
1755-2549 17 55 40.4 -25 49 52.0
1754-2609 17 54 38.9 -26 13 47.5
1754-2609 17 54 36.4 -26 13 26.5
الجدول 6.2: قائمة المصادر النقطية وكثافة تدفقها 327 و 1400 ميغاهيرتز في مجال G004.8 6.2
اسم
( ) ( ) (ملي جول) (ملي جول)
1732-21 17 32 53.7 -21 24 43.3
1732-22 17 32 19.4 -22 06 43.8
1734-21 17 34 04.0 -21 46 25.8
1733-21 17 33 56.2 -21 42 41.3
الجدول 6.3: قائمة المصادر النقطية وكثافة تدفقها 327 و 1400 ميغاهيرتز في مجال G356.2 4.5
اسم
( ) ( ) (ملي جول) (ملي جول)
1715-29 17 15 04.7 -29 12 21.1
1716-29 17 16 11.6 -29 20 01.6
1715-29 17 15 14.3 -29 43 17.1
1715-29 17 16 52.5 -29 48 59.4
1757-30 17 17 57.6 -30 00 43.17
1757-30 17 18 12.6 -30 01 43.97
1719-29 17 19 46.4 -29 52 49.1
1721-29 17 21 43.5 -29 35 16.9
الجدول 6.4: قائمة المصادر النقطية وكثافة تدفقها 327 و 1400 ميجاهرتز في مجال G356.2 1.5
اسم
( ) ( ) (ملي جول) (ملي جول)
1740-3228 17 40 53.6 -32 28 13.9
1740-3334 17 40 56.3 -33 34 44.8
1741-3141 17 41 54.1 -32 41 30.1
1741-3227 17 41 38.7 -32 27 29.9
1741-3245 17 41 38.6 -32 45 30.0
1741-3314 17 41 31.3 -33 14 00.0
1742-3313 17 42 49.0 -33 13 44.8
1742-3222 17 42 27.2 -32 22 14.9
1742-3333 17 42 32.4 -33 33 30.4
1743-3309 17 43 04.5 -33 09 59.0
1743-3313 17 43 05.8 -33 13 14.3
1744-3251 17 44 22.4 -32 51 19.3
1746-3259 17 46 18.8 -32 59 44.0
1740-3251 17 40 26.9 -32 51 02.7
1748-3241 17 48 31.1 -32 41 00.8
1743-3238 17 43 06.6 -32 38 06.4
1742-3241 17 42 26.9 -32 41 00.7
الجدول 6.5: قائمة المصادر النقطية وكثافة تدفقها 327 و 1400 ميجاهرتز في مجال G358.3 3.8
اسم
( ) ( ) (ملي جول) (ملي جول)
1728-28 17 28 28.9 -28 46 03.5
1727-28 17 27 01.9 -28 15 55.5
1725-28 17 25 20.3 -28 05 19.8
1724-28 17 24 17.7 -28 06 05.6
1724-29 17 24 19.5 -29 01 05.8
1727-28 17 27 39.8 -28 59 06.2
1727-28 17 27 42.3 -28 40 42.1
1727-28 17 27 22.9 -28 19 42.9
1727-28 17 27 34.6 -28 15 18.4

معلمات الصورة

قبل التصوير ، يجب عليك تعيين بعض المعلمات الأساسية التي ستستخدمها في بقية البرنامج النصي.

عيّن معرّف الحقل للهدف العلمي الذي تهتم بتصويره. يمكنك استخدام ملف listobs الذي تم إنشاؤه أثناء خطوة إعداد التصوير للعثور على هذه المعلومات. إذا كنت تقوم بتصوير فسيفساء ، فسيتعين عليك تحديد جميع الحقول. على سبيل المثال ، الحقل = "3

25 '. يمكنك أيضًا تعيين متغير الحقل على اسم المصدر ، طالما أنه يتطابق مع الاسم الموجود في ملف listobs. لا تترك حقل المعلمة فارغًا. إذا تركت معلمة الحقل فارغة ، فستحاول tclean تصوير جميع المصادر في مجموعة القياس.

قم بإلغاء التعليق على الشبكة ذات الصلة بمجموعة البيانات الخاصة بك. اضبط مركز الطور حسب معرف الحقل أو الإحداثيات إذا كنت تقوم بتصوير فسيفساء. تحقق من الإعداد المكاني في مدونة الويب (لمعايرة خطوط الأنابيب) أو تقرير qa2 (للمعايرات اليدوية) للعثور على مركز المرحلة. يجب عليك اختيار الحقل المركزي لمركز الطور للحصول على أفضل النتائج.

إذا لم تكن متأكدًا من الحقل الذي يجب استخدامه لمركز الطور بعد النظر في مدونة الويب ، فيمكنك استخدام أمر أدوات التحليل التالي:

سيؤدي هذا إلى إرجاع مصفوفة مكونة من أربعة عناصر تحتوي على حجم الخلية المحسوب ، وعدد وحدات البكسل للمحور X ، وعدد وحدات البكسل للمحور Y ، ورقم الحقل الأكثر تمركزًا في الفسيفساء. يمكنك استخدام هذا كمعرف حقل مركز المرحلة في البرنامج النصي الخاص بك. إذا لم تكن قد قمت بتثبيت أدوات التحليل المساعدة ، فراجع الحصول على أدوات التحليل للحصول على الإرشادات.

طريقة أخرى لإيجاد رقم الحقل المركزي تستخدم مخطط أدوات التحليل au.plotmosaic ("calibrated_final.ms"). ستنتج هذه الطريقة مخططًا لجميع الحقول مع أرقام الحقول المقابلة المرسومة في السماء. يمكنك أيضًا تعيين مركز الطور مع الإحداثيات في وسط هذه المؤامرة.

بالنسبة إلى كائنات التقويم الفلكي مثل الكواكب ، يجب تعيين الإطار الخارجي على "مركز طوري" = "TRACKFIELD" ، وليس رقم حقل كما هو مذكور أعلاه.

بعد ذلك ، حدد حجم الخلية (أو البكسل). للقيام بذلك ، تحتاج إلى تحديد الدقة التقريبية لملاحظاتك. ثم تقوم بتقسيم الدقة في قوس ثانية على 5 إلى 8 لتجربة PSF بشكل مناسب. يمكن تقدير دقة ملاحظات مقياس التداخل من طول خط الأساس الأطول:

إذا تم قياس خط الأساس بالأطوال الموجية ، يصبح هذا

للتحويل من الراديان إلى قوس ثانية ، قمنا بالضرب في 206265.0 للحصول على:

لتحديد أطول خط أساس في الأطوال الموجية ، استخدم مخططات مع xaxis = "uvwave" و yaxis = "amp" في ملف ms الخاص بك. يوضح الشكل 6 مثالاً على هذه المؤامرة. من الأفضل عمومًا الإفراط في أخذ عينة من الحزمة بدلاً من العينة السفلية ، خاصة بالنسبة للملاحظات ذات التغطية الضعيفة للأشعة فوق البنفسجية.

الخطوة التالية هي تحديد حجم الصورة بالبكسل. هناك طريقتان للقيام بذلك بناءً على ما إذا كنت تقوم بتصوير حقل واحد أو فسيفساء.

إذا كان هذا حقلاً منفردًا ، فيمكن عادةً تقريب حجم الصورة ليكون بنفس حجم الحزمة الأولية للتلسكوب. الحزمة الأولية ALMA 12m في مقاييس arcsec مثل 6300 / nu [GHz] والشعاع الأساسي ALMA 7m في مقاييس قوسية مثل 10608 / nu [GHz] ، حيث nu [GHz] هو تردد السماء. ومع ذلك ، إذا كان هناك مصدر نقطي مهم و / أو انبعاث ممتد يتجاوز حواف صورك الأولية ، فيجب عليك زيادة الحجم لدمج المزيد من الانبعاثات.

بالنسبة للفسيفساء ، اجعل الصورة أكبر بكثير من أثر الفسيفساء. استخدم au.plotmosaic (finalvis) للعثور على بصمة الفسيفساء بالثواني القوسية. يؤدي حشو الصورة إلى تجنب التشوهات الموجودة في الصورة إلى حد كبير. يجب أن تكون قادرًا على رؤية حواف الحقول الخارجية مقطوعة في صورة مبطنة بشكل مناسب. في الشكل 7 ، سترى حقل فسيفساء أسفل مبطن مع حواف غير مرئية. يوضح الشكل 8 صورة مصنوعة بحجم أكبر من نفس الفسيفساء مع ظهور الحواف بوضوح.

لاحظ أن معلمة imsize موجودة في PIXELS ، وليس arcsec ، لذلك ستحتاج إلى تقسيم حجم الصورة في قوس ثانية على حجم البكسل لتحديد قيمة لـ imsize.

إذا كنت ترغب في التحقق من أي من هذه الحسابات ، يمكنك استخدام الأمر التالي ، au.pickCellSize ('calibrated_final.ms'، imsize = True) ، في CASA. إذا لم تكن قد قمت بتثبيت أدوات التحليل المساعدة ، فراجع الحصول على أدوات التحليل للحصول على الإرشادات. سيؤدي هذا إلى إرجاع مصفوفة مكونة من أربعة عناصر من حجم الخلية المحسوب ، وحجم المحور x ، وحجم المحور y ، ورقم معرف الحقل المركزي.

عند تصوير الخطوط ، ستحتاج إلى تعيين معلمتين محددتين للسرعة تسمى الإطار الخارجي ونوع السرعة. الإطار الخارجي هو نظام الإحداثيات المستخدم للرصد. إذا كان لديك حق الوصول إلى الاقتراح الأصلي ، فيمكن العثور عليه في أداة المراقبة (OT) ضمن إعداد الحقل. يمكن العثور على قائمة بالإطارات الخارجية المقبولة التي يمكن استخدامها في CASA على https://help.almascience.org/kb/articles/what-are-the-frequency-reference-frames-in-casa. ملاحظة: تم إهمال مركزية الشمس (hel) في CASA. استخدم barycentric (bary) في هذه الحالة. أكثر الخيارات شيوعًا هي "bary" و "lsrk". عادةً ما يتم استخدام "bary" للمصادر حيث يتم استخدام z & gt0.2 ("extragalactic") و "lsrk" لمصادر "المجرة". بالنسبة للكائنات التقويمية ، يجب تعيين الإطار الخارجي على سلسلة فارغة ، على سبيل المثال outframe = "، مثل من المحتمل أنك قد أعدت تصنيفك بالفعل إلى سرعة المصدر في cvel () أو يمكنك السماح لـ tclean بالقيام بذلك بسرعة.

سيكون عليك أيضًا ضبط veltype لأمر tclean. هذا المتغير لديه خياران فقط متاحان ، الراديو والبصري. نظرًا للتفاعل بين أداة المراقبة ALMA و CASA ، اضبط الملف على الراديو. حتى إذا كان للجسم سرعة محددة بصريًا ، فإن حساب الحساسية يستخدم تعريف الراديو. سيؤدي ذلك إلى تجنب الالتباس في مقارنة الحساسية المحققة بالحساسية المتوقعة.

ترتبط المعلمات الأربعة الأخيرة التي يجب تعيينها بكيفية وزن tclean وتنظيف البيانات. أثناء عملية التصوير ، يتم وضع الرؤى الفردية على شبكة الأشعة فوق البنفسجية ثم دمجها. يحدد الترجيح كيف ستجمع tclean شبكة الأشعة فوق البنفسجية لإنتاج صورة. هناك العديد من أنظمة الترجيح التي يمكن استخدامها:

  • طبيعي: يتم وزن كل خلية في مستوى الأشعة فوق البنفسجية بعدد النقاط في الخلية. مخطط الترجيح هذا هو الإعداد الافتراضي في tclean. ينتج عنه صورة ضوضاء أقل على حساب دقة الزوايا الأسوأ.
  • منتظم: كل خلية في مستوى الأشعة فوق البنفسجية لها نفس الوزن. في هذه الحالة ، سيتم تقليل الفصوص الجانبية لأن مستوى التصوير يتم ملؤه بشكل أكثر اتساقًا. يعطي مخطط الترجيح هذا أيضًا وزنًا أكبر لخطوط الأساس الأطول مما يؤدي إلى دقة أعلى على حساب الضوضاء العالية. يمكن أن تؤكد الرؤية مع أخطاء المعايرة.
  • بريجز: مخطط الترجيح هذا هو مزيج من الترجيح الطبيعي والموحد. يتم التحكم في الترجيح بواسطة المعلمة القوية. تعطي المعلمة القوية 2 ترجيحًا طبيعيًا ، و -2 وزنًا موحدًا ، ورقمًا بين مزيج من الطبيعي والموحد. الرجوع إلى أطروحة بريج لمزيد من المعلومات. في الوقت الحالي ، تم تعيين "قوي" على 0.5 ، مما يوفر حل وسط جيد بين الترجيح الطبيعي والموحّد. قد تجد ، بعد التصوير ، أنه يتعين عليك تقليل الضوضاء أو الدقة الزاوية بناءً على الأهداف العلمية. يمكن أن يؤثر اللعب بالمعامل القوي على التشويش النهائي في الصورة وكذلك الدقة الزاوية. إذا كنت تقوم بعمل صورة فسيفساء ، فلا تستخدم قيمة قوية أصغر من 0 لأن هذا قد يؤدي إلى حدوث عيوب كبيرة في الصور بما في ذلك التشويش غير المتكافئ عبر الصورة. إذا اخترت القيام بأي شكل من أشكال uvtapering على البيانات في tclean () ، فقم بتعيين قوي إلى 2 (الوزن الطبيعي) لتجنب نقاط زيادة الوزن التي سيتم تقليل وزنها بواسطة uv-taper.


توفر المعلمات niter و threshold طريقتين لإيقاف عملية tclean. المعلمة niter هي أقصى عدد مسموح به من التكرارات. بعد الوصول إلى هذا الحد ، سيتم إنهاء tclean. تحدد معلمة العتبة حد كثافة التدفق لـ tclean. عندما يكون الذروة المتبقية أقل من هذه القيمة ، ينتهي tclean. عند التنظيف بشكل تفاعلي ، نوصي بتعيين معلمة niter إلى قيمة كبيرة (على سبيل المثال 1000) ، ولكن ليس قيمة كبيرة جدًا (لنقل 10000 أو 100000) بحيث ينتهي tclean في النهاية في حالة حدوث خطأ بشري. يمكن ترك القيمة الافتراضية 0.0mJy للتشغيل التفاعلي. بالنسبة لـ tclean غير التفاعلي ، فإن التوصية هي تعيين العتبة إلى عدة أضعاف الضوضاء في الصورة النهائية. لتحديد الحد الأدنى للصور المكعبة ، قم بتشغيل tclean مع ضبط niter على الصفر وفحص الصورة الناتجة في العارض. في قناة خالية من الخطوط ، حدد منطقة وانظر إلى لوحة الإحصائيات لتحديد مستوى الضوضاء. للحصول على تعليمات أكثر تفصيلاً ، راجع قسم "صورة بيانات الخط الطيفي" في EVLA Spectral Line Imaging Analysis IRC + 10216.

لمزيد من المعلومات حول الخيارات المختلفة المتاحة في tclean ، ارجع إلى العرض التقديمي لديفيد ويلنر للتصوير والتفكيك من ورشة التصوير التجميعي لعام 2016. يوفر الجدول أدناه مؤشرات مفيدة للشرائح ذات الصلة.


3 من اختيار المرشح والملاحظات الراديوية عالية الدقة

كانت الملاحظات الراديوية عالية الدقة ، بالضرورة ، مقصورة على أفضل المرشحين FR I ذو الانزياح الأحمر العالي فقط. وبالتالي ، كانت الخطوة التالية هي اختيار هذه المصادر المرشحة من العينة. كانت المعايير المرشحة ، أولاً ، هي أن انزياحها الأحمر (أو الانزياحات الحمراء المقدرة) كانت 1.0 ، وثانيًا ، أن الانبعاث الممتد كان مرئيًا في صورتهم الراديوية ، تم تعريف هذا الامتداد ، من خلال الفحص ، على أنه هيكل ينحرف عن النموذج المضغوط. نظرًا لأن الملاحظات عالية الدقة حدثت باستخدام أداتين مختلفتين ، رابط VLA + PieTown (VLA + Pt) (القسم 3.1) ومجموعة MERLIN (مقياس التداخل المرتبط بالراديو متعدد العناصر) (القسم 3.2) ، بخصائص مختلفة قليلاً ، مثل الموصوفة أدناه ، تمت ملاحظة نموذجين فرعيين مختلفين من هؤلاء المرشحين. حيثما أمكن ، تم تضمين المصادر المرشحة في كلتا الملاحظات لزيادة إمكانية اكتشاف وتصنيف الانبعاثات الموسعة الكبيرة. لم يكن من الممكن تضمين ثلاثة من المرشحين ذوي الانزياح الأحمر العالي في أي من الملاحظتين بسبب قيود الوقت ، وكانت هذه 53w081 في Hercules و 55w155 و 55w166 في Lynx.

3.1 ملاحظات VLA A + PieTown

يمكن ربط 27 هوائيًا لاسلكيًا لمحرك VLA بأحد الهوائيات الخاصة بمصفوفة خط الأساس الطويل جدًا ، والتي تقع على بعد 50 كم من مركز المصفوفة في بيتاون. تعني خطوط الأساس الإضافية التي يضيفها ذلك أن VLA + Pt يمكن أن تصل إلى دقة أقل من ثانية عند 1.4 جيجاهرتز.

تمت ملاحظة المصادر المرشحة في مجال Hercules ، المدرجة في الجدول 3 ، بشكل فردي في عام 2004 في 26 سبتمبر مع VLA + Pt عند 1.4 جيجا هرتز (إل حافظة مسافة). تمت ملاحظة مصادر Lynx المرشحة بالمثل في فبراير 2006 تم استخدام قنوات 18.50-MHz عند 1.385 و 1.465 جيجاهرتز لكلا الملاحظة. يمكن العثور على تفاصيل أوقات التعرض لكل مصدر في الجدول 3. كان معاير التدفق والنقطة لكلا الحقلين 3C 286 وكانت أجهزة معايرة الطور 1727 + 455 لـ Hercules و 0832 + 492 لحقل Lynx.

تفاصيل أوقات التعرض VLA + Pt لمصادر Lynx و Hercules المرشحة ذات الانزياح الأحمر العالي ، جنبًا إلى جنب مع كثافات التدفق وحدود الضوضاء الناتجة.

اسم المصدر وقت (أوقات) التعرض س1.4 جيجاهرتز (ملي جول) جذر متوسط ​​التربيع (μJy)
هرقل
53w054a 2600 1.82 ± 0.07 29
53w054b 2600 2.58 ± 0.07 29
53w059 2580 21.23 ± 0.21 30
53w061 2580 1.68 ± 0.06 28
53w065 2590 6.26 ± 0.09 33
53w069 2570 3.50 ± 0.18 36
53w087 2600 4.19 ± 0.17 28
53w088 2590 14.11 ± 0.09 30
حيوان الوشق
55w116 2550 0.91 ± 0.16 49
55 واط 120 2570 0.98 ± 0.13 47
55w121 2560 1.32 ± 0.11 43
55 واط 128 2570 2.94 ± 0.45 47
55 واط 132 2560 1.02 ± 0.19 45
55w133 2570 2.23 ± 0.14 44
55w136 2580 0.76 ± 0.17 44
55w138 2570 1.74 ± 0.18 45
اسم المصدر وقت (أوقات) التعرض س1.4 جيجاهرتز (ملي جول) جذر متوسط ​​التربيع (μJy)
هرقل
53w054a 2600 1.82 ± 0.07 29
53w054b 2600 2.58 ± 0.07 29
53w059 2580 21.23 ± 0.21 30
53w061 2580 1.68 ± 0.06 28
53w065 2590 6.26 ± 0.09 33
53w069 2570 3.50 ± 0.18 36
53w087 2600 4.19 ± 0.17 28
53w088 2590 14.11 ± 0.09 30
حيوان الوشق
55w116 2550 0.91 ± 0.16 49
55 واط 120 2570 0.98 ± 0.13 47
55w121 2560 1.32 ± 0.11 43
55 واط 128 2570 2.94 ± 0.45 47
55 واط 132 2560 1.02 ± 0.19 45
55w133 2570 2.23 ± 0.14 44
55w136 2580 0.76 ± 0.17 44
55w138 2570 1.74 ± 0.18 45

تفاصيل أوقات التعرض VLA + Pt لمصادر Lynx و Hercules المرشحة ذات الانزياح الأحمر العالي ، جنبًا إلى جنب مع كثافات التدفق وحدود الضوضاء الناتجة.

اسم المصدر وقت (أوقات) التعرض س1.4 جيجاهرتز (ملي جول) جذر متوسط ​​التربيع (μJy)
هرقل
53w054a 2600 1.82 ± 0.07 29
53w054b 2600 2.58 ± 0.07 29
53w059 2580 21.23 ± 0.21 30
53w061 2580 1.68 ± 0.06 28
53w065 2590 6.26 ± 0.09 33
53w069 2570 3.50 ± 0.18 36
53w087 2600 4.19 ± 0.17 28
53w088 2590 14.11 ± 0.09 30
حيوان الوشق
55w116 2550 0.91 ± 0.16 49
55 واط 120 2570 0.98 ± 0.13 47
55w121 2560 1.32 ± 0.11 43
55 واط 128 2570 2.94 ± 0.45 47
55 واط 132 2560 1.02 ± 0.19 45
55w133 2570 2.23 ± 0.14 44
55w136 2580 0.76 ± 0.17 44
55w138 2570 1.74 ± 0.18 45
اسم المصدر وقت (أوقات) التعرض س1.4 جيجاهرتز (ملي جول) جذر متوسط ​​التربيع (μJy)
هرقل
53w054a 2600 1.82 ± 0.07 29
53w054b 2600 2.58 ± 0.07 29
53w059 2580 21.23 ± 0.21 30
53w061 2580 1.68 ± 0.06 28
53w065 2590 6.26 ± 0.09 33
53w069 2570 3.50 ± 0.18 36
53w087 2600 4.19 ± 0.17 28
53w088 2590 14.11 ± 0.09 30
حيوان الوشق
55w116 2550 0.91 ± 0.16 49
55 واط 120 2570 0.98 ± 0.13 47
55w121 2560 1.32 ± 0.11 43
55 واط 128 2570 2.94 ± 0.45 47
55 واط 132 2560 1.02 ± 0.19 45
55w133 2570 2.23 ± 0.14 44
55w136 2580 0.76 ± 0.17 44
55w138 2570 1.74 ± 0.18 45

تمت معايرة البيانات مرة أخرى باستخدام حزمة NRAO aips. تم تحرير كل ملاحظة مصدر تمت معايرتها لإزالة البيانات السيئة ثم تنظيفها باستخدام 10000 تكرار ، بحجم بكسل يبلغ 0.15 قوسًا ووزنًا موحدًا تقريبًا لتجنب تقليل الوزن الأطول ، وخطوط الأساس ، وبالتالي تحقيق صور عالية الدقة. يرد في الجدول 3 أعلاه مستوى الضوضاء الذي تم الوصول إليه لكل مراقبة مصدر ، وكانت استبانة الصور عادةً 1.1 × 0.6 قوس ثانية 2 مع أعلى اتجاه للاستبانة يحدده موقع هوائي PieTown.

تم الكشف عن جميع المصادر المرشحة المدرجة في ملاحظات VLA + Pt وتم قياس كثافة التدفق الخاصة بها باستخدام tvstat ويمكن العثور عليها في الجدول 3. يمكن العثور على مخططات الكنتور المقابلة في الشكلين B1 و B2.

3.2 ملاحظات ميرلين

تم إجراء ملاحظات MERLIN في وضع المجال الواسع ، مع حجم مجال فردي يبلغ حوالي 2.5 arcmin نصف قطر عند هذه المسافة من مركز التأشير ، يكون تلطيخ عرض النطاق الترددي & lt10٪. تم استخدام ثلاثة من هذه الحقول الفرعية في حقل Hercules وأربعة في حقل Lynx. تم تصميم مواقف التأشير بحيث يمكن أيضًا ملاحظة الحد الأقصى لعدد المصادر غير المرشحة مع الاستمرار في تضمين أكبر عدد ممكن من المرشحين. في حين لم يتم اختيار هذه المصادر الإضافية على أنها مرشحة ذات انزياح أحمر مرتفع لـ FR I ، فإن مراقبتها بدقة أعلى قد تساعد في تصنيف بعض كائنات الانزياح الأحمر الأقل في العينة. تم أيضًا تضمين 53w091 ، وهو أحد المصادر غير المدرجة في العينة الكاملة ، في ملاحظات MERLIN نتيجة لهذه العملية.

يتكون MERLIN من ما يصل إلى سبعة هوائيات منتشرة في جميع أنحاء المملكة المتحدة ، مما يعطي خطوطًا أساسية تصل إلى 217 كم ودقة ، في إل النطاق ، ∼0.15 قوس ثانية. تمت ملاحظة المصادر مع MERLIN في 2005 مارس 11 لـ Hercules وفي 13 مايو 2006 ، 19 و 20 و 28 و 29 لحقل Lynx ، كلاهما يستخدم 32 قناة ، مع عرض نطاق مجمع يبلغ 15.5 ميجا هرتز. وتجدر الإشارة إلى أنه بسبب المشاكل التقنية ، تم تضمين تلسكوب لوفيل ، أكبر هوائي في المصفوفة ، فقط في ملاحظات Lynx B و C و D ، مما زاد من حساسية هذه الحقول الفرعية بمعامل ∼2.2.

بالنسبة للحقول الفرعية Hercules ، كانت معايرات التدفق المستخدمة هي 3C 286 و OQ208 وكان معاير الطور 1734 + 508. بالنسبة لثلاثة من حقول Lynx الفرعية (B و C و D) ، كانت معايرات التدفق مرة أخرى 3C 286 و OQ208 لـ Lynx A ، ومع ذلك ، تم استخدام 3C 286 و 2134 + 004. كان معاير طور Lynx 0843 + 463. من الضروري وجود اثنين من معايرة التدفق حيث يتم حل 3C 286 على جميع خطوط الأساس MERLIN باستثناء أقصرها. تمت ملاحظة جميع الحقول الفرعية لمدة 12 ساعة.

تم إجراء التحرير والمعايرة الأولية للبيانات في Jodrell Bank باستخدام برنامج محلي مكتوب خصيصًا لمجموعة MERLIN. بعد ذلك ، تم تحميل البيانات في aips ثم تم استخدام خط أنابيب MERLIN (Diamond et al. 2003) ، الذي يستخدم مهام معايرة aips مع مدخلات محددة من MERLIN ، لإكمال المعايرة. ثم أعيد وزن البيانات التي تضمنت تلسكوب لوفيل لحساب الحساسيات المختلفة للأجهزة في المصفوفة.

أخيرًا تم تحويل كل حقل فرعي وفك ارتباطه لتشكيل الصورة النهائية النظيفة. لتقليل تأثيرات المصفوفة غير المستوية ، تم تحويل مركز كل حقل فرعي مرة أخرى إلى موضع كل مصدر تم احتوائه ومعالجته بشكل منفصل. كانت كل واجهة مصدر 512 × 512 بكسل مع 0.045 بكسل قوسي -1. كانت ضوضاء rms التي تم الوصول إليها لكل مصدر بين 27 و 49 μJy ، ويمكن العثور عليها في الجدولين 4 و 5. ثم تكررت هذه العملية بعد ذلك لحقول Lynx الفرعية B و C و D ، مع إزالة جميع خطوط الأساس بما في ذلك تلسكوب Lovell من البيانات. تم إجراء ذلك لأنه بدون Lovell ، طبق بقطر 76 مترًا ، فإن هوائيات MERLIN كلها قابلة للمقارنة في الحجم (مماثلة لتلك الموجودة في VLA) وبالتالي يمكن تطبيق طريقة بسيطة لتصحيح الحزمة الأولية. لذلك تم استخدام الصور غير Lovell لقياس كثافة التدفق المصححة للحزمة الأولية للمصادر ، ولكن تم استخدام الصور الأعمق ، بما في ذلك Lovell ، للتصنيف المورفولوجي. يمكن أيضًا العثور على ضوضاء rms التي يتم الوصول إليها في الصور غير Lovell في الجدول 5.

كثافات التدفق المصححة بالحزمة الأولية ومستويات الضوضاء المصححة بالحزمة غير الأولية الموجودة من ملاحظات Hercules MERLIN. A * يشير إلى مصدر تم حله. تم قياس جميع كثافة التدفق باستخدام tvstat. تم دمج خطأ في تصحيح الحزمة الأولية بنسبة 20 في المائة من الفرق بين كثافة التدفق المصححة وغير المصححة في الأخطاء المقتبسة.

حقل فرعي اسم س1.4 جيجاهرتز (ملي جول) جPBجذر متوسط ​​التربيع (μJy)
أ 53w054a 1.47 ± 0.13 1.03 41
أ 53w054b 1.83 ± 0.13 1.02 41
أ 53w057 2.04 ± 0.14 1.00 40
ب 53w059 18.87 ± 0.62 1.06 46
أ 53w061 1.06 ± 0.10 1.03 34
ب 53w065 4.62 ± 0.18 1.05 46
ب 53w066 3.32 ± 0.18 1.00 47
ب 53w070 2.29 ± 0.15 1.08 46
ج 53w087 * 43
ج 53w088 10.80 ± 0.18 1.05 49
مصادر اضافية
ج 53w082 2.40 ± 0.15 1.09 45
ج 53w089 * 42
ج 53w091 32.81 ± 1.00 1.04 47
حقل فرعي اسم س1.4 جيجاهرتز (ملي جول) جPBجذر متوسط ​​التربيع (μJy)
أ 53w054a 1.47 ± 0.13 1.03 41
أ 53w054b 1.83 ± 0.13 1.02 41
أ 53w057 2.04 ± 0.14 1.00 40
ب 53w059 18.87 ± 0.62 1.06 46
أ 53w061 1.06 ± 0.10 1.03 34
ب 53w065 4.62 ± 0.18 1.05 46
ب 53w066 3.32 ± 0.18 1.00 47
ب 53w070 2.29 ± 0.15 1.08 46
ج 53w087 * 43
ج 53w088 10.80 ± 0.18 1.05 49
مصادر اضافية
ج 53w082 2.40 ± 0.15 1.09 45
ج 53w089 * 42
ج 53w091 32.81 ± 1.00 1.04 47

كثافات التدفق المصححة بالحزمة الأولية ومستويات الضوضاء المصححة بالحزمة غير الأولية الموجودة من ملاحظات Hercules MERLIN. A * يشير إلى مصدر تم حله. تم قياس جميع كثافة التدفق باستخدام tvstat. تم دمج خطأ في تصحيح الحزمة الأولية بنسبة 20 في المائة من الفرق بين كثافة التدفق المصححة وغير المصححة في الأخطاء المقتبسة.

حقل فرعي اسم س1.4 جيجاهرتز (ملي جول) جPBجذر متوسط ​​التربيع (μJy)
أ 53w054a 1.47 ± 0.13 1.03 41
أ 53w054b 1.83 ± 0.13 1.02 41
أ 53w057 2.04 ± 0.14 1.00 40
ب 53w059 18.87 ± 0.62 1.06 46
أ 53w061 1.06 ± 0.10 1.03 34
ب 53w065 4.62 ± 0.18 1.05 46
ب 53w066 3.32 ± 0.18 1.00 47
ب 53w070 2.29 ± 0.15 1.08 46
ج 53w087 * 43
ج 53w088 10.80 ± 0.18 1.05 49
مصادر اضافية
ج 53w082 2.40 ± 0.15 1.09 45
ج 53w089 * 42
ج 53w091 32.81 ± 1.00 1.04 47
حقل فرعي اسم س1.4 جيجاهرتز (ملي جول) جPBجذر متوسط ​​التربيع (μJy)
أ 53w054a 1.47 ± 0.13 1.03 41
أ 53w054b 1.83 ± 0.13 1.02 41
أ 53w057 2.04 ± 0.14 1.00 40
ب 53w059 18.87 ± 0.62 1.06 46
أ 53w061 1.06 ± 0.10 1.03 34
ب 53w065 4.62 ± 0.18 1.05 46
ب 53w066 3.32 ± 0.18 1.00 47
ب 53w070 2.29 ± 0.15 1.08 46
ج 53w087 * 43
ج 53w088 10.80 ± 0.18 1.05 49
مصادر اضافية
ج 53w082 2.40 ± 0.15 1.09 45
ج 53w089 * 42
ج 53w091 32.81 ± 1.00 1.04 47

كثافات التدفق المصححة بالحزمة الأولية ومستويات الضوضاء المصححة بالحزمة غير الأولية ، مع وبدون تلسكوب لوفيل في المصفوفة ، وجدت من ملاحظات Lynx MERLIN. A * يشير إلى مصدر تم حله. تم دمج خطأ في تصحيح الحزمة الأولية بنسبة 20 في المائة من الفرق بين كثافة التدفق المصححة وغير المصححة في الأخطاء المقتبسة. يشير الحرف "T" إلى قياس tvstat بينما يشير الحرف "I" إلى القياس المناسب.

حقل فرعي اسم س1.4 جيجاهرتز (ملي جول) جPBيقيس جذر متوسط ​​التربيع (لوفيل) (μJy) rms (لا لوفيل) (μJy)
ج 55w116 1.68 ± 0.34 1.06 تي 30 68
ج 55w121 0.97 ± 0.14 1.05 أنا 32 71
ب 55 واط 128 1.52 ± 0.32 1.04 تي 29 67
ب 55 واط 132 1.29 ± 0.31 1.01 تي 28 65
د 55w133 1.63 ± 0.17 1.04 أنا 30 68
د 55w136 0.44 ± 0.19 1.04 تي 28 68
ب 55w138 1.16 ± 0.26 1.01 تي 30 67
د 55w143a 1.73 ± 0.20 1.05 تي 37 62
أ 55w159a 4.71 ± 0.18 1.04 أنا 98
مصادر اضافية
ج 55w118 0.77 ± 0.19 1.01 أنا 32 68
ج 55 واط 122 0.32 ± 0.15 1.07 أنا 30 67
ج 55w123 1.01 ± 0.12 1.03 أنا 33 70
ج 55 واط 124 3.26 ± 0.14 1.05 أنا 32 76
ب 55 واط 127 1.31 ± 0.31 1.08 تي 27 64
ب 55w131 * 28 65
ب 55w137 1.14 ± 0.17 1.02 تي 28 63
د 55w141 0.26 ± 0.10 1.02 أنا 32 66
د 55w143b 0.31 ± 0.11 1.04 أنا 33 67
أ 55 واط 150 * 102
أ 55 واط157 2.51 ± 0.30 1.04 أنا 108
أ 55w159b * 1.04 96
ج 60w016 0.48 ± 0.16 1.02 تي 33 72
حقل فرعي اسم س1.4 جيجاهرتز (ملي جول) جPBيقيس جذر متوسط ​​المربع (لوفيل) (μJy) rms (لا لوفيل) (μJy)
ج 55w116 1.68 ± 0.34 1.06 تي 30 68
ج 55w121 0.97 ± 0.14 1.05 أنا 32 71
ب 55 واط 128 1.52 ± 0.32 1.04 تي 29 67
ب 55 واط 132 1.29 ± 0.31 1.01 تي 28 65
د 55w133 1.63 ± 0.17 1.04 أنا 30 68
د 55w136 0.44 ± 0.19 1.04 تي 28 68
ب 55w138 1.16 ± 0.26 1.01 تي 30 67
د 55w143a 1.73 ± 0.20 1.05 تي 37 62
أ 55w159a 4.71 ± 0.18 1.04 أنا 98
مصادر اضافية
ج 55w118 0.77 ± 0.19 1.01 أنا 32 68
ج 55 واط 122 0.32 ± 0.15 1.07 أنا 30 67
ج 55w123 1.01 ± 0.12 1.03 أنا 33 70
ج 55 واط 124 3.26 ± 0.14 1.05 أنا 32 76
ب 55 واط 127 1.31 ± 0.31 1.08 تي 27 64
ب 55w131 * 28 65
ب 55w137 1.14 ± 0.17 1.02 تي 28 63
د 55w141 0.26 ± 0.10 1.02 أنا 32 66
د 55w143b 0.31 ± 0.11 1.04 أنا 33 67
أ 55 واط 150 * 102
أ 55 واط157 2.51 ± 0.30 1.04 أنا 108
أ 55w159b * 1.04 96
ج 60w016 0.48 ± 0.16 1.02 تي 33 72

كثافات التدفق المصححة بالحزمة الأولية ومستويات الضوضاء المصححة بالحزمة غير الأولية ، مع وبدون تلسكوب Lovell في المصفوفة ، وجدت من ملاحظات Lynx MERLIN. A * يشير إلى مصدر تم حله. تم دمج خطأ في تصحيح الحزمة الأولية بنسبة 20 في المائة من الفرق بين كثافة التدفق المصححة وغير المصححة في الأخطاء المقتبسة. يشير الحرف "T" إلى قياس tvstat بينما يشير الحرف "I" إلى القياس المناسب.

حقل فرعي اسم س1.4 جيجاهرتز (ملي جول) جPBيقيس جذر متوسط ​​التربيع (لوفيل) (μJy) rms (لا لوفيل) (μJy)
ج 55w116 1.68 ± 0.34 1.06 تي 30 68
ج 55w121 0.97 ± 0.14 1.05 أنا 32 71
ب 55 واط 128 1.52 ± 0.32 1.04 تي 29 67
ب 55 واط 132 1.29 ± 0.31 1.01 تي 28 65
د 55w133 1.63 ± 0.17 1.04 أنا 30 68
د 55w136 0.44 ± 0.19 1.04 تي 28 68
ب 55w138 1.16 ± 0.26 1.01 تي 30 67
د 55w143a 1.73 ± 0.20 1.05 تي 37 62
أ 55w159a 4.71 ± 0.18 1.04 أنا 98
مصادر اضافية
ج 55w118 0.77 ± 0.19 1.01 أنا 32 68
ج 55 واط 122 0.32 ± 0.15 1.07 أنا 30 67
ج 55w123 1.01 ± 0.12 1.03 أنا 33 70
ج 55 واط 124 3.26 ± 0.14 1.05 أنا 32 76
ب 55 واط 127 1.31 ± 0.31 1.08 تي 27 64
ب 55w131 * 28 65
ب 55w137 1.14 ± 0.17 1.02 تي 28 63
د 55w141 0.26 ± 0.10 1.02 أنا 32 66
د 55w143b 0.31 ± 0.11 1.04 أنا 33 67
أ 55 واط 150 * 102
أ 55 واط157 2.51 ± 0.30 1.04 أنا 108
أ 55w159b * 1.04 96
ج 60w016 0.48 ± 0.16 1.02 تي 33 72
حقل فرعي اسم س1.4 جيجاهرتز (ملي جول) جPBيقيس جذر متوسط ​​التربيع (لوفيل) (μJy) rms (لا لوفيل) (μJy)
ج 55w116 1.68 ± 0.34 1.06 تي 30 68
ج 55w121 0.97 ± 0.14 1.05 أنا 32 71
ب 55 واط 128 1.52 ± 0.32 1.04 تي 29 67
ب 55 واط 132 1.29 ± 0.31 1.01 تي 28 65
د 55w133 1.63 ± 0.17 1.04 أنا 30 68
د 55w136 0.44 ± 0.19 1.04 تي 28 68
ب 55w138 1.16 ± 0.26 1.01 تي 30 67
د 55w143a 1.73 ± 0.20 1.05 تي 37 62
أ 55w159a 4.71 ± 0.18 1.04 أنا 98
مصادر اضافية
ج 55w118 0.77 ± 0.19 1.01 أنا 32 68
ج 55 واط 122 0.32 ± 0.15 1.07 أنا 30 67
ج 55w123 1.01 ± 0.12 1.03 أنا 33 70
ج 55 واط 124 3.26 ± 0.14 1.05 أنا 32 76
ب 55 واط 127 1.31 ± 0.31 1.08 تي 27 64
ب 55w131 * 28 65
ب 55w137 1.14 ± 0.17 1.02 تي 28 63
د 55w141 0.26 ± 0.10 1.02 أنا 32 66
د 55w143b 0.31 ± 0.11 1.04 أنا 33 67
أ 55 واط 150 * 102
أ 55 واط157 2.51 ± 0.30 1.04 أنا 108
أ 55w159b * 1.04 96
ج 60w016 0.48 ± 0.16 1.02 تي 33 72

بالنسبة لمصادر هرقل ، تم حل مرشح واحد وواحد من المصادر "الإضافية" وتم اكتشاف الباقي. في حقول Lynx الفرعية تم الكشف عن جميع المرشحين وتم حل ثلاثة من المصادر "الإضافية". تم بعد ذلك تطبيق تصحيح الحزمة الأولية لتصحيح توهين الحزمة الأولية على المصادر البعيدة عن المركز وتم قياس كثافة التدفق ، ويمكن العثور على القيم الناتجة في الجدولين 4 و 5. ويمكن العثور على خرائط الكنتور المقابلة في الشكلين ب 1 و B2.

3.3 مقارنة النتائج

بمقارنة قيم كثافة التدفق عند مستويات الدقة الراديوية المختلفة ، من الواضح أنه بالنسبة للعديد من المصادر ، تقل كثافة التدفق المقاسة مع زيادة دقة الملاحظات. بالنسبة للمصادر غير الكوازارية ، من المحتمل أن تشير هذه الخسارة إلى وجود انبعاث ممتد ومحلل ، والذي قد يشير في حالة عدم وجود نقاط ساخنة إلى بنية من النوع الأول FR. تكون الكوازارات الأربعة في العينة متغيرة عند مستوى ما ، لذا فإن أي خسارة في كثافة التدفق تظهر بسبب ذلك.

نظرًا لأن قرارات الرصدات الراديوية الأربعة مختلفة تمامًا ، فمن الصعب الحصول على نظرة عامة على هيكل المصادر الفردية في العينة من النظر في الخرائط الكنتورية المعنية بشكل منفصل. لذلك ، يوضح الشكلان B1 و B2 ، بالنسبة للمصادر المضمنة في ملاحظات VLA + Pt أو MERLIN ، جميع الخرائط الكنتورية الراديوية المتاحة على نفس المقياس ، والتي تتمحور حول مواقع المجرة المضيفة الضوئية ، إذا كانت متوفرة ، أو بخلاف ذلك على المصفوفة A وضع. 1 جمع الصور معًا مثل هذا يوضح قوة الملاحظات عالية الدقة في التمييز بين كائنات FR I من FR IIs. على سبيل المثال ، مصدر الحقل Hercules 53w059 هو مرشح FR I في بيانات المصفوفة A ولكنه موجود فقط في خريطة MERLIN ، التي تُظهر نفاثها الداخلي وفصوصها التي تم حلها ، بحيث يمكن تصنيفها بحزم على هذا النحو. من ناحية أخرى ، لا تُظهر صورة المصفوفة A لمصدر حقل Lynx 55w138 أي بنية واضحة ، بينما تشير خريطة VLA + Pt إلى أنها ممتدة ، فإن خريطة MERLIN مطلوبة لإظهار موقع النقاط الساخنة للطائرات.


3. النتائج والمناقشة

تظهر خرائطنا الخاصة بالصور الأربع لـ B1422 + 231 ، والتي تم إجراؤها باستخدام ترجيح منتظم ، في الشكلين 3 و 4. تتمتع أقوى صورتين ، A و B ، بهيكل ممدود للغاية ، مما يؤكد أشكال الصور الأساسية المشتقة من ملاحظات VLBA بسرعة 15 جيجاهرتز بواسطة Patnaik & amp Porcas (1998). لا يوجد سوى ذروة واحدة في توزيعات الكثافة الإجمالية للصور ، لذلك قمنا بتركيب دالة غاوسية بيضاوية واحدة لكل صورة باستخدام مهمة jmfit. أقوى ثلاث صور هي العديد من عناصر الدقة من حيث الطول ، والتلائم ليس جيدًا بشكل خاص ، لكنها تقوم بتحديد بعض خصائص الصورة الأساسية. يتم سرد كثافات التدفق الإجمالية (العمود 2) ، كثافة الاستقطاب (العمود 3) ، الأحجام غير المتشابكة (العمود 4) والمواضع النسبية (العمودين 5 و 6) في الجدول 1. نظرًا لأن أقوى الصور مطولة بدرجة كبيرة ، فقد قمنا أيضًا بعمل تقديرات المواضع (المحلية) للقمم المركزية باستخدام maxfit (العمودين 7 و 8 في الجدول 1). ومع ذلك ، لا توجد ميزة كوم واضحة داخل هياكل الصورة السلسة ، وبالتالي لم يتم تحديد مواضع الذروة جيدًا ، خاصة في اتجاه استطالة الصور. لذلك نقدر عدم اليقين في تحديد مواضع الصورة لحوالي 1/20 من حجم الصورة في الاتجاه المقابل.

خريطة 8.4 جيجا هرتز B1422 + 231 A (يسار) و B (يمين). مستويات الكنتور لجميع الصور هي −2 ، 1 ، 1 ، 2 ، 4 ، 8 ، 16 ، 32 ، 64 ، 128 × فاصل الكفاف الذي تم اختياره على أنه 3σ ضوضاء في الخريطة. بالنسبة للصورة A ، يكون الفاصل الكفافي 0.72 mJy beam 1 وكثافة تدفق الذروة 62.9 mJy beam −1 وللصورة B يكون الفاصل الكنتوري 0.72 mJy beam −1 والذروة 64.6 mJy beam 1. يتم رسم الحزمة الملتفة لـ Gaussian دائري 1-mas في الزاوية اليسرى السفلية في كل خريطة. يتم رسم الاستقطاب على أنه نواقل كهربائية تتناسب مع كثافة الاستقطاب.

خريطة 8.4 جيجا هرتز B1422 + 231 A (يسار) و B (يمين). مستويات الكنتور لجميع الصور هي −2 ، 1 ، 1 ، 2 ، 4 ، 8 ، 16 ، 32 ، 64 ، 128 × فاصل الكفاف الذي تم اختياره على أنه 3σ ضوضاء في الخريطة. بالنسبة للصورة A ، يكون الفاصل الكفافي 0.72 mJy beam 1 وكثافة تدفق الذروة 62.9 mJy beam −1 وللصورة B يكون الفاصل الكنتوري 0.72 mJy beam −1 والذروة 64.6 mJy beam 1. يتم رسم الحزمة الملتفة لـ Gaussian الدائري 1-ماس في الزاوية اليسرى السفلية في كل خريطة. يتم رسم الاستقطاب على أنه نواقل كهربائية تتناسب مع كثافة الاستقطاب.

خريطة 8.4 جيجا هرتز لـ B1422 + 231 C (يمين) و D (يسار). بالنسبة للصورة C ، يكون الفاصل الكفافي 0.62 mJy beam 1 وكثافة ذروة التدفق هي 41.8 mJy beam −1. بالنسبة للصورة D ، يكون الفاصل الكفافي 0.36 mJy beam 1 وكثافة ذروة التدفق هي 3.1 mJy beam −1. يتم رسم الحزمة الملتفة لـ Gaussian دائري 1-mas في الزاوية اليسرى السفلية في كل خريطة. يتم رسم الاستقطاب على أنه نواقل كهربائية تتناسب مع كثافة الاستقطاب.

خريطة 8.4 جيجا هرتز لـ B1422 + 231 C (يمين) و D (يسار). بالنسبة للصورة C ، يكون الفاصل الكفافي 0.62 mJy beam 1 وكثافة ذروة التدفق هي 41.8 mJy beam −1. بالنسبة للصورة D ، يكون الفاصل الكفافي 0.36 mJy beam 1 وكثافة ذروة التدفق هي 3.1 mJy beam −1. يتم رسم الحزمة الملتفة لـ Gaussian دائري 1-mas في الزاوية اليسرى السفلية في كل خريطة. يتم رسم الاستقطاب على أنه نواقل كهربائية تتناسب مع كثافة الاستقطاب.

كثافات التدفق الكلي والاستقطاب والأحجام المنفصلة للصور العدسة لـ B1422 + 231. يتم إعطاء كثافة التدفق في mJy ، ويتم إعطاء الأحجام غير المترابطة من حيث المحاور الرئيسية والثانوية (في mas) من Gaussian الإهليلجي المجهز و PA (بالدرجات) للمحور الرئيسي. تدفق الاستقطاب هو مجموع مساحة الصورة. يتم تقديم فواصل الصور بالقيمة mas فيما يتعلق بالصورة B: تم تحديد الأعمدة (5 و 6) مع الرمز 1 بواسطة jmfit ، والتي تلائم صورة غاوسي بيضاوية الشكل بالكامل ، والأعمدة (7 و 8) مع الرمز 2 تم تحديدها بواسطة maxfit ، والتي تلائم تربيعيًا للذروة في الصورة.

كثافات التدفق الكلي والاستقطاب والأحجام المنفصلة للصور العدسة لـ B1422 + 231. يتم إعطاء كثافة التدفق في mJy ، ويتم إعطاء الأحجام غير المترابطة من حيث المحاور الرئيسية والثانوية (في mas) من Gaussian الإهليلجي المجهز و PA (بالدرجات) للمحور الرئيسي. تدفق الاستقطاب هو مجموع مساحة الصورة. يتم تقديم فواصل الصور بالقيمة mas فيما يتعلق بالصورة B: تم تحديد الأعمدة (5 و 6) مع الرمز 1 بواسطة jmfit ، والتي تلائم صورة غاوسي بيضاوية الشكل بالكامل ، والأعمدة (7 و 8) مع الرمز 2 تم تحديدها بواسطة maxfit ، والتي تلائم تربيعيًا للذروة في الصورة.

اقترح Kochanek و Kolatt & amp Bartelmann (1996) أن القياسات المتكررة بدقة 10 -arcsec للفصل بين أزواج الصور المكبرة للغاية مثل A و B ، ستؤدي إلى قياس الحركة الاحترافية للعدسة فيما يتعلق بالمراقب. يمكن أن تؤدي حركة العدسة إلى حركة صورة يمكن اكتشافها بسبب التكبير على طول الاتجاه العرضي. قد يكون من الصعب استخدام نظام B1422 + 231 في دراسات الحركة المناسبة ، لأن استطالة الصور الخالية نسبيًا من الملامح تؤدي إلى زيادة عدم اليقين في الموضع في نفس الاتجاه. قد يؤدي هذا أيضًا إلى تهوية أنظمة عدسات جاذبية 4 صور أخرى إذا لم تكن تحتوي على ميزات فعلية عالية.

لا تُظهر أي من الصور بنية غير متماثلة واضحة لنوع "النواة النفاثة" المتعارف عليه في توزيع الكثافة الإجمالي. بينما تحدث مثل هذه الأشكال بشكل متكرر بين النجوم الزائفة ذات الصوت الراديوي ، تجدر الإشارة إلى أن الطيف الراديوي لـ B1422 + 231 يبلغ ذروته حوالي 5 جيجاهرتز ، والطيف شديد الانحدار نسبيًا عند الترددات الأعلى (باتنايك وآخرون 1992 باتنايك وآخرون قيد التحضير) لا تظهر أي دليل على "الهيمنة الأساسية". على أي حال ، يجب أيضًا مراعاة تكبير وتشويه بنية مصدر الخلفية بواسطة العدسة. يتم تكبير الصورتين A و B بدرجة عالية ، ويتم تكبير الصورة C بعامل قليل في معظم نماذج العدسات. بدون وجود العدسة ، من المرجح أن يكون B1422 + 231 عبارة عن كوازار 19 ماج بكثافة تدفق لاسلكي عند 8.4 جيجا هرتز فقط ج. 20 مللي جول - شبه كوازار "راديو هادئ".

نحصل على عدد من النتائج المهمة من توزيع الكثافة الإجمالية. لقد درسنا سطوع السطح لأقوى صورتين ، A و B ، عن طريق قياس التدفق في كل صورة موجودة فوق مستوى كفاف 1 mJy beam 1. نسبة التدفق 0.94 ± 0.02 هي في الأساس نفس نسبة المساحة 0.95 ± 0.05 ، مما يدل على أن سطوع السطح هو نفسه في هاتين الصورتين بعدسات. يتوافق هذا مع الخاصية القائلة بأن عدسة الجاذبية لا تغير سطوع سطح الصورة.

والنتيجة الثانية هي أن PA لاستطالة هياكل A و B و C عرضية فيما يتعلق بالعدسة ، والتي يُعتقد أنها تقع بالقرب من الصورة D (الشكل 1). هذا متوقع من نماذج العدسات حيث يقع مصدر الخلفية بالقرب من الماس الكاوي. على الرغم من ضعف الصورة D ، فمن المثير للاهتمام ملاحظة أن استطالة الكمثرى "شعاعي" بالنسبة للعدسة.

كان توزيع الاستقطاب في الصور أكثر وضوحًا. على الرغم من أننا لا نملك حساسية كافية لاكتشاف انبعاث مستقطب من صورة D الضعيفة ، إلا أن توزيع الاستقطاب في الصور الثلاث الأخرى غير منتظم بشكل واضح ، وتتغير السلطة الفلسطينية للاستقطاب على الصور. على وجه الخصوص ، هناك "تناظر انعكاس" بين A و B في توزيع الاستقطاب على طول المحاور الرئيسية للصورة. المنطقة الجنوبية الغربية من A والشمال الشرقي من B هي مناطق قليلة الاستقطاب أو معدومة الاستقطاب. بالتقدم من هذه النقاط على طول محاور الصورة ، ترتفع درجة الاستقطاب إلى -2.5 في المائة عند القمم المركزية ، مع زوايا استقطاب تبلغ -23 درجة في أ و -43 درجة في ب. 40 درجة في الشمال الشرقي من أ ، و 22 درجة في الجنوب الغربي من ب.

نظرًا لأن خصائص الاستقطاب للمصدر لا تتغير عن طريق عدسة الجاذبية ، فقد نستخدم ميزات المطابقة هذه في هذه الصور لتحديد المناطق المقابلة. وبالتالي فإن مسار انبعاث الاستقطاب في اتجاهات متعاكسة في A و B يكشف عن الاتجاه المعاكس لهذه الصور في الاتجاه العرضي. هذا متوقع تمامًا ، لأن هاتين الصورتين اللامعتين يجب أن يكون لهما تكافؤ معاكس. في الواقع ، فإن الإزاحة الجنوبية الطفيفة لقمم الاستقطاب (في الشمال الشرقي من A والجنوب الغربي من B) من محور توزيعات الكثافة الكلية تؤسس تكافؤها المعاكس مباشرة. على الرغم من أن استقطاب C ضعيف ، فإن تغيير الاستقطاب داخل الصورة يطابق تمامًا الصورة A وهذا متوقع لأن A و C يجب أن يكون لهما نفس التكافؤ.

من القياسات التي تم إجراؤها على الصور ، المذكورة أعلاه ، من الواضح أن هناك فرقًا منهجيًا قدره 20 درجة بين المناطق المحمية للاستقطاب للميزات المقابلة في A و B. لأن تأثير الجاذبية للعدسة لا يغير زاوية استقطاب المناطق من الكائن في أي من الصورتين ، نعزو هذا الاختلاف الملحوظ إلى دوران فاراداي على طول أحد مسار الصورة أو كلاهما ، ويبلغ الفرق في RM 280 ± 20 راد م 2. تعتبر الصورتان "أ" و "ب" بمثابة "دمج للصور" ، ومن ثم فإن مسارات الأشعة الخاصة بهما ، مفصولة بمقدار 0.5 ثانية قوسية وتقع على نفس الجانب من العدسة ، من المتوقع أن تعبر بيئات مماثلة في العدسة. علاوة على ذلك ، هذه الصور تقع على مسافة (ج. 1 قوس ثانية) من مركز العدسة. يُفترض أن سبب RM التفاضلي ناتج عن الوسط المغنطيسي الأيوني للعدسة. توجد مثل هذه العدسة RM العالية بشكل عام في البيئات الغنية بالغاز ، وبالتالي فمن المدهش أن هذه العدسة ، التي يُعتقد أنها مجرة ​​إهليلجية ، يمكن أن تؤدي إلى هذا الدوران التفاضلي الكبير فاراداي.

يمكن أن توفر قياسات التداخل الأساسية الطويلة جدًا (VLBI) لهياكل الصورة ذات العدسة قيودًا أكثر لنمذجة العدسة من كثافات ومواضع التدفق النسبي للصورة. يتم تقديم هذه بشكل ملائم بواسطة مصفوفة التكبير النسبي بين أزواج الصور. من الناحية المثالية ، سيكون هناك ما لا يقل عن ثلاث نقاط غير متداخلة في المصدر ، يمكن التعرف عليها في كل صورة يمكن بعد ذلك تحديد المصفوفة من خلال النظر في تحويل متجهين غير متوازيين.

في B1422 + 231 ، لا يوجد سوى ذروة واحدة في توزيع الكثافة الإجمالية ، ولكن هناك قمم منفصلة ومتميزة في توزيعات التدفق المستقطب لـ A و B ، والتي نتعرف عليها كنقاط مقابلة من خصائص الاستقطاب. قمنا بقياس مواضع هذه القمم في خرائط الصور A و B وحاولنا تحديد مصفوفة التكبير النسبي A / B. ومع ذلك ، لم نتمكن من الحصول على قيم لعناصر المصفوفة تتفق مع كثافة التدفق النسبية للصور. العناصر المشتقة من هذه الطريقة غير محددة بأي حال من الأحوال ، لأن القمم الثلاثة المستخدمة تكاد تكون متداخلة.

لقد استخدمنا الفواصل بين قمم الاستقطاب داخل الصورتين A و B لاختبار المصفوفات التي قدمها Hogg & amp Blandford (1994). الفصل المقيس في B هو 1.478 mas في PA −145.2 °. باستخدام المصفوفتين ، نجد أن هذا يتحول إلى فصل متوقع في الصورة A بقيمة 1.607 mas في PA 27.9 ° و 1.680 mas في PA 22.8 ° ، على التوالي. الفصل المقاس 1.0 ماس في PA 62.6 °. ربما ليس من المستغرب أن تفشل هذه النماذج في تنبؤاتها ، لأنها تستند إلى نسبة تدفق بصري مُقاسة بين A و B تبلغ 0.77. لم يتم تقديم مصفوفات التحويل بشكل صريح للنماذج الأخرى ، وبالتالي لم نختبرها. ومع ذلك ، تتنبأ جميع النماذج بالتمدد العرضي للصور الثلاث الساطعة.


كيف أحصل على كثافة التدفق عندما يكون لدي mJy / شعاع وحجم شعاع وحجم بكسل في صورة فلكية - علم الفلك

راجع القسم 4.2 للحصول على معلومات عامة حول كيفية تشغيل مهام تحليل الصور.

يتضمن HIPE مهام sourceExtractorDaophot و sourceExtractorSussextractor ، المصممة أساسًا للاستخدام على خرائط PACS و SPIRE.

المصدر تنفذ خوارزمية SUSSEXtractor ، الموصوفة بواسطة Savage & amp Oliver (2007) ، ApJ ، 661 ، 1339. تستخدم الخوارزمية نموذجًا لمصدر أعلى خلفية مسطحة ، وتكتشف الحد الأقصى لاحتمالية التدفق + تركيبة الخلفية ، كل ذلك في خطوة واحدة ، بدون تكرارات. يتم تنعيم الصورة بنواة التفاف ، مشتقة من وظيفة استجابة النقطة ، ويتم البحث في الصورة المتجانسة الناتجة عن القمم ، والتي يتم أخذها لتكون مواقع مصادر النقاط. يتم أخذ الكثافة في الصورة المصقولة في موضع مصدر النقطة كتقدير لكثافة تدفق هذا المصدر. لاحظ أن وحدات البكسل NaN بالقرب من مصادر النقطة في الصورة أو امتدادات الخطأ لصورة الإدخال قد تمنع sourceExtractorSussextractor من العثور على هذا المصدر.

المصدر تنفذ خوارزمية DAOPHOT (الكلاسيكية) ، باتباع إجراءات FIND و APER في مكتبة مستخدم علم الفلك في IDL. يتم تنعيم الصورة باستخدام نواة التفاف DAOPHOT للعثور على مواضع المصدر ، كما هو الحال في مهمة sourcExtractorSussextractor. ثم يتم تقدير كثافة تدفق المصدر باستخدام القياس الضوئي للفتحة ، كما هو الحال في مهمة قياس الفتحة.

لمزيد من التفاصيل حول الخوارزميات المستخدمة في المهمتين ، راجع الإدخالات المقابلة في ملف دليل المستخدم المرجعي :

يوضح الشكل التالي قوائم المعلمات للمهمتين:

الشكل 4.17. قائمة المعلمات لمهمتي استخراج المصدر.

انتاج. الإخراج من النوع SourceListProduct ويسمى sourceList افتراضيًا. يمكنك فحصه في عارض المنتج مثل أي منتج آخر كما هو موضح بالشكل التالي. تظهر وحدات القياس بجوار اسم كل عمود.

الوحدات. لاحظ أن التدفقات تُعطى دائمًا في mJy ، مهما كانت وحدات الصورة الأصلية. يجب أن تحتوي الصورة على وحدات محددة ، ويجب أن تكون mJy أو Jy أو MJy لكل بكسل أو sr أو حزمة. ستفشل المهمة إذا واجهت وحدات لا تفهمها.

استخدم الطباعة صورتي .getUnit () لعرض وحدات الصورة ، و صورتي .setUnit ("MJy / sr") لتعيين وحدات الصورة على MJy / sr. تعمل أيضًا الوحدات الأخرى مثل Jy / beam و Jy / pixel و mJy / pixel. يجب عليك ضبط الوحدات يدويًا فقط إذا كانت الصورة لا تحتوي على وحدات ، أو إذا كانت الوحدات غير مناسبة (على سبيل المثال ، Jy بدلاً من Jy / beam).

لا يؤثر تغيير وحدات الصورة كما هو موضح أعلاه على قيم البيانات.

الشكل 4.18. قائمة المصادر المعروضة في عارض المنتج ، مع تمييز مجموعة البيانات الداخلية.

لعرض المصادر المستخرجة على الصورة ، أو على أي صورة أخرى بنفس مجال الرؤية ، قم بسحب وإسقاط متغير قائمة المصدر على الصورة في العرض. يتم وضع دائرة في موقع كل مصدر. لن يعمل السحب والإفلات إذا قمت بتحديد ملف الإحداثيات مربع الاختيار في الواجهة الرسومية للمهمة. عند تحديد هذا الخيار ، تُرجع المهمة إحداثيات المصدر بالبكسل بدلاً من الإحداثيات الفلكية.

إنشاء الصور المتبقية والمصدر

يمكن إنشاء الصور بسهولة للمساعدة في تقييم جودة قائمة المصادر المستخرجة. يمكن إنشاء صورة متبقية (الصورة الأصلية مع طرح المصادر) باستخدام

المثال 4.87. إنشاء صورة متبقية مع طرح مصادر الصورة الأصلية.

يمكن إنشاء صورة مصدر (صورة اصطناعية بناءً على قائمة المصادر) باستخدام

المثال 4.88. إنشاء صورة تحتوي فقط على مصادر الصورة الأصلية.


في كلتا الحالتين ، يتم استخدام Gaussian PRF (وظيفة استجابة النقطة).

استخراج وعرض المخرجات الإضافية

إذا قمت بفحص ملف getPrf أو getFilteredMap مربع الاختيار ، سيتضمن الإخراج ملف وظيفة استجابة النقطة و ال خريطة مصفاة كصور إضافية. بالنسبة لخوارزمية SUSSEXtractor ، تكون الخريطة المصفاة مساوية لخريطة الإدخال الملتفة مع وظيفة استجابة النقطة ، بحيث تعطي القيمة عند كل بكسل تقديرًا لتدفق المصدر ، في mJy ، بافتراض وجود مصدر يقع في المركز من ذلك البكسل. بالنسبة لخوارزمية DAOPHOT ، تعطي الخريطة التي تمت تصفيتها خريطة الإدخال الملتفة مع نواة DAOPHOT.

إذا حددت أحد هذين المخرجين الإضافيين أو كليهما ، فستكون نتيجة المهمة مجموعة مصفوفة من المنتجات (بتعبير أدق ، مجموعة جايثون). انقر نقرًا مزدوجًا عليه في ملف المتغيرات الرأي سيفتح عارض. بدلاً من ذلك ، يمكنك استخراج المخرجات الفردية باستخدام الأوامر التالية ، بافتراض أن المصفوفة تسمى sourceList لأن المهمة الافتراضية هي:

المثال 4.89. استخراج نتائج المهمة من مصفوفة الإخراج.

إذا اخترت getPrf لكن لا getFilteredMap ، أو العكس ، لا تزال النتيجة [0] تُرجع قائمة المصادر ، بينما تُرجع النتيجة [1] إما وظيفة استجابة النقطة أو الخريطة المصفاة ، اعتمادًا على ما حددته.

تحديد مواقع المصادر المعروفة

يمكنك استخدام SourceListProduct كمدخل لمهمة مستخرج المصدر لتحديد مواقع المصادر المعروفة. على سبيل المثال ، يمكن أن تكون قائمة مصادر تم إنشاؤها من صورة أخرى بإحداثيات WCS. ستعطي المهمة بعد ذلك تدفقات المصادر في تلك المواقف. لتوفير قائمة بالمصادر المعروفة ، اسحب متغيرًا من النوع SourceListProduct وأفلته في الدائرة الصغيرة بجوار معلمة inputSourceList في الواجهة الرسومية للمهمة. يمكنك فحص نوع المتغير عن طريق تحريك مؤشر الماوس فوق اسم المتغير في ملف المتغيرات منظر. في هذه الحالة ، يجب أن ترى herchel.ia.toolbox.srcext.SourceListProduct.

أفضل طريقة لإنشاء SourceListProduct هي تحميل البيانات من ملف نصي. يجب أن يحتوي الملف على عمودي ra و dec على الأقل. لمزيد من المعلومات، راجع العمل مع قوائم المصادر في ملفات نصية أدناه.

إزالة المصادر من قائمة المصادر

لإزالة مصدر من القائمة ، استخدم الأمر التالي ، بافتراض أنه تم استدعاء قائمة المصادر الخاصة بك mySourceList :

مثال 4.90. إزالة صف من قائمة المصادر.

حيث الفهرس هو فهرس المصدر الذي تريد إزالته. للعثور على الفهرس ، افتح قائمة المصادر بالنقر بزر الماوس الأيمن فوق اسم المتغير المقابل في ملف المتغيرات عرض واختيار فتح باستخدام & # 8594 Product Viewer . ثم اضغط على المصادر لعرض الجدول. العمود الأول هو الفهرس.

تغيير لون وحجم دوائر المصدر

عندما تقوم باستخراج المصادر ، أو سحب قائمة بالمصادر وإفلاتها في صورة ، فإن الدوائر التي تمثل المصادر تكون خضراء بشكل افتراضي. لتمثيل المصادر بدوائر ذات لون آخر ، يجب عليك استخدام سطر الأوامر. افترض أن صورتي و mySourceList هي صورتك وقائمة المصادر ، على التوالي ، قم بإصدار الأوامر التالية:

مثال 4.91. رسم قائمة المصدر مع الصورة بمساعدة فئة العرض.

هذا سوف يرسم دوائر صفراء. لمزيد من المعلومات حول فئة java.awt.Color ، المستخدمة لتحديد ألوان مختلفة ، راجع القسم 3.25.

لتحديد أحجام دوائر المصدر ، استخدم الأمر التالي ، حيث لا يزال disp هو العرض المطابق لـ myImage:

مثال 4.92. تخصيص حجم دوائر الموضع عند تخطيط المصادر باستخدام العرض.

أين الأحجام هي مصفوفة Float1d من أحجام البكسل. هذا يعني أنه يمكنك تحديد أحجام مختلفة لمصادر مختلفة.

على سبيل المثال ، لكي يتناسب حجم كل دائرة مع التدفق:

مثال 4.93. جعل دوائر الموضع للمصادر المخططة متناسبة مع كثافة التدفق.

يمكنك أيضًا تحديد اللون والأحجام في خطوة واحدة:

مثال 4.94. رسم دوائر موضع مخصصة بالكامل عن طريق تمرير كائنات Color و Float1d.

أين لون هو لون محدد بواسطة فئة java.awt.Color (انظر القسم 3.25).

إذا كانت الصورة تحتوي على WCS مرتبطة ، فيمكنك تحديد الأحجام بالثواني القوسية ، بدلاً من البكسل ، باستخدام طريقة addPositionListWcs:

مثال 4.95. رسم دوائر الموضع التي تأخذ الأحجام مثل إحداثيات السماء بتمرير كائن Wcs.

في الحالة الأخيرة ، عليك دائمًا تحديد اللون أيضًا.

تحديد وظيفة استجابة نقطة مخصصة

بشكل افتراضي ، يُفترض أن وظيفة استجابة النقطة (PRF) هي Gaussian ، مع عرض نصف أقصى عرض كامل بالثواني القوسية التي يوفرها fwhm معامل. بدلاً من ذلك ، يمكنك تحديد PRF مخصص عبر ملف برف معامل. يجب أن يكون هذا متغيرًا من النوع SimpleImage. يجب أن تكون الصورة ذات عرض وارتفاع فردي بعدد البكسل ، مع جعل الذروة في المنتصف ، طبيعية بحيث تعطي تدفق مصدر نقطي بمقدار 1 جي جي ، في وحدات خريطة الإدخال. من المفترض أن يكون لصورة PRF نفس مقياس البكسل للصورة الرئيسية ، ولا تحتاج إلى WCS مرتبط بها. إذا قمت بإدخال PRF فلن تحتاج إلى تحديد FWHM.

استخراج المصادر من جزء من الصورة

يمكنك استعمال ال عائد الاستثمار لتحديد منطقة الاهتمام داخل الصورة واستخراج المصادر داخل تلك المنطقة فقط. يمكن أن يكون هذا إما قناع SkyMask أو Bool2d. لتحديد منطقة مستطيلة ذات أهمية بين raMin و raMax وبين decMin و decMax ، استخدم ما يلي (لاحظ أن هذا هو مجرد نموذج أولي للمنشئ ، يمكن العثور على مثال مناسب مع القيم في نهاية هذا القسم الفرعي):

مثال 4.96. إنشاء منطقة مستطيلة ذات أهمية (قناع السماء) باستخدام إحداثيات السماء بالدرجات العشرية.

لتحديد منطقة دائرية ذات أهمية تتمحور حول (ra ، dec) ومع نصف قطرها 5 arcmin ، استخدم ما يلي (مرة أخرى ، لاحظ أن هذا هو مجرد نموذج أولي للمُنشئ ، يمكن العثور على مثال مناسب مع القيم في نهاية هذا القسم الفرعي):

مثال 4.97. إنشاء منطقة دائرية ذات أهمية (قناع السماء) باستخدام إحداثيات السماء بالدرجات العشرية.

لتحديد منطقة الاهتمام بناءً على متغير Bool2d ، myBool2d ، له نفس أبعاد الصورة (على سبيل المثال تم إنشاؤه باستخدام مربع أدوات التعليق التوضيحي للصورة ، أو عبر التعليمات البرمجية) استخدم ما يلي:

مثال 4.98. إنشاء منطقة اهتمام من مجموعة ثنائية الأبعاد من القيم المنطقية.

متغيرات من نوع SkyMask. يمكن دمجها باستخدام .or () و. و () و .xor () وعكسها مع .not (). على سبيل المثال ، لتحديد المنطقة ذات الأهمية لتكون المنطقة على بعد أكثر من 5 arcmin بعيدًا عن كل من (ra1، dec1) و (ra2، dec2) ، اجمع أولاً دائرتين باستخدام. أو () ثم عكس مع .not ():

المثال 4.99. تطبيق العملية المنطقية OR بين SkyMasks.

أبسط مثال على ذلك هو انعكاس منطقة الاهتمام باستخدام .not (). يتكون هذا من الصورة بأكملها باستثناء ثقب مكون من 5 دقائق قوسية متمركزة في (ra ، dec):

مثال 4.100. قلب منطقة الاهتمام.

مجموعة من قناع SkyMask. يمكن دمج المتغيرات في شكل SkyMaskUnion (ما يعادل. أو ()) أو كقسم SkyMask (ما يعادل. و ()). لتحديد المنطقة محل الاهتمام لتكون اتحاد skyMask1 و skyMask2 و skyMask3 ، استخدم ما يلي:

المثال 4.101. الانضمام إلى مناطق ثلاثة أقنعة SkyMask مختلفة.

يمكنك تحديد SkyMask يدويًا باستخدام مربع أدوات SkyMask. انقر بزر الماوس الأيمن على الصورة لفتح مربع أدوات SkyMask ، كما في الشكل التالي:

الشكل 4.19. فتح صندوق أدوات SkyMask.

ارسم المناطق التي تريد إخفاءها كما هو موضح في الشكل التالي. انقر فوق المقص لإنشاء متغير يسمى skyMask مع إخفاء المناطق المحددة من الصورة. يمكنك استخدام هذا المتغير لـ عائد الاستثمار المعلمة في مهمة مستخرج المصدر.

الشكل 4.20. رسم منطقة اهتمام على الصورة.

لتصور قناع Sky على صورة ، اعرض الصورة أولاً ثم اسحب متغير SkyMask وأسقطه على الصورة. سيؤدي هذا إلى إضافة طبقة جديدة إلى الصورة ، مضبوطة على 1.0 لتلك البكسلات من الصورة التي يتم حجبها بواسطة قناع SkyMask. يمكنك مشاهدة مثال كامل للعمل مع قناع SkyMask في الصور مع معلومات WCS أدناه.

المثال 4.102. إخفاء صورة باستخدام قناع سكاي ماسك منطقي معقد.

العمل مع قوائم المصادر في ملفات نصية

لتصدير قائمة المصادر إلى ملف نصي ، قم بتشغيل مهمة asciiTableWriter. أولاً ، يجب عليك استرداد مجموعة بيانات قائمة المصادر من نتيجة استخراج المصدر:

المثال 4.103. استرداد مجموعة بيانات قائمة المصدر من قائمة نتائج النتائج لمهمة استخراج المصدر.

ثم انقر فوق sourceListDataset في ملف المتغيرات عرض ، وسوف تجد asciiTableWriter بين المهام القابلة للتطبيق.

لاستيراد ملف نصي كقائمة بالمصادر ، استخدم مهمة asciiTableReader. نتيجة هذه المهمة من النوع TableDataset. للحصول على SourceListProduct ، قم بإصدار الأمر التالي:

المثال 4.104. إنشاء SourceListProduct من مجموعة بيانات جدول قائمة المصدر.

لاحظ أن أسماء الأعمدة في قائمة المصادر المستوردة يجب أن تتطابق مع أسماء الأعمدة الافتراضية في SourceListDataset (ra ، dec ، flux وما إلى ذلك). أسماء الأعمدة غير حساسة لحالة الأحرف.

لمزيد من المعلومات حول تبادل البيانات مع الملفات النصية ، راجع الفصل 2.

العمل مع قوائم المصادر في ملفات FITS

لتصدير قائمة بالمصادر من نوع SourceListProduct إلى ملف FITS ، حدد simpleFitsWriter من المهام القابلة للتطبيق.

لاستيراد SourceListProduct المخزنة في ملف FITS ، قم بتحميل الملف بامتداد ملف & # 8594 فتح ملف ، أو انقر نقرًا مزدوجًا فوق الملف بتنسيق الملاح عرض ، وسيقوم HIPE بالباقي. إذا كان ملف FITS لا يحتوي على SourceListProduct ، فسيتم استيراد البيانات كمنتج عام ، مع قائمة المصادر المضمنة في مجموعة البيانات. يمكنك إنشاء SourceListProduct المناسب باستخدام الأمر التالي ، بافتراض أن مجموعة البيانات تسمى HDU_1:

المثال 4.105. إنشاء SourceListProduct من مجموعة بيانات قائمة المصدر.

لمزيد من المعلومات حول تبادل البيانات مع ملفات FITS ، راجع القسم 1.16.

مشاكل شائعة

لا يوجد امتداد خطأ (sourceExtractorSussextractor فقط)

تتطلب مهمة sourceExtractorSussextractor أن يكون لصورة الإدخال امتداد خطأ ، وإذا لم يكن هذا موجودًا ، تفشل المهمة. يجب تحديد الخطأ في قيم البكسل كجزء من خوارزمية صنع الخرائط. ومع ذلك ، يمكنك إضافة امتداد خطأ إلى صورة ، بافتراض أن عدم اليقين في كل بكسل هو 0.001 ، باستخدام الأمر التالي: صورتي .setError ( صورتي .getImage () * 0 + 0.001).


شاهد الفيديو: فضيحة وله تسوي حركة حرام وعيب باصابعها! الله يهديها (أغسطس 2022).