Astronomía

¿Cuál es la integridad de una observación y cómo la calculo?

¿Cuál es la integridad de una observación y cómo la calculo?


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Muchas publicaciones escriben sobre "integridad". Tengo una vaga idea de que tiene que ver con la proporción de cuántas fuentes de una observación se detectan y cuántas fuentes están realmente en ese campo. Sin embargo, ¿alguien puede explicarme por favor:

a) ¿Cuál es la definición de completitud?
b) ¿Cómo se calcula la integridad de una observación?

Como ejemplo: Smolčić et al. 2008 escriben sobre integridad. Por favor, eche un vistazo a Un nuevo método para separar la formación de estrellas de las galaxias AGN en un corrimiento al rojo intermedio: la población de radio Submillijansky en la encuesta VLA-COSMOS


a) ¿Cuál es la definición de completitud?


La completitud es el número de objetos en un conjunto de datos que se detectan sobre el número que existe. En astronomía, la integridad a menudo se estima para una determinada magnitud aparente o densidad de flujo. Como ejemplo, para fuentes que son tan brillantes como el Sol (magnitud -27), tenemos una completitud de 1. Es decir, hemos descubierto todas las fuentes en la esfera celeste con la magnitud del Sol. A medida que nos acercamos a objetos muy tenues como pequeños trozos de basura espacial en las órbitas de la Tierra, nuestro índice de compleción cae drásticamente.

b) ¿Cómo se calcula la integridad de una observación?


En una curva ROC, la completitud es la Tasa Positiva Verdadera o el eje y si se han observado todos los objetos (¡gracias @ProfRob!). Si solo se ha observado una fracción de los objetos, la integridad es esa fracción multiplicada por la tasa positiva verdadera. Tenga en cuenta que un clasificador solo produce una mejor completitud a costa de tasas más altas de falsos positivos. Aquí hay un excelente ejemplo de curvas ROC para diferentes algoritmos que diferencian los cuásares de las estrellas:

El panel de la izquierda muestra los datos utilizados en la clasificación fotométrica basada en colores de estrellas y cuásares. Las estrellas se indican con puntos grises, mientras que los quásares se indican con puntos negros. El panel de la derecha muestra las curvas ROC para la identificación de cuásares en función de los colores u - g, g - r, r - i e i - z.

Si no conoce la verdadera tasa positiva, es posible que pueda ejecutar una simulación en la que inyecte objetos en su conjunto de datos y determine qué parte de ellos encuentra su algoritmo. Esto le dará una estimación de su integridad. Matlab tiene una función específica para la simulación de la curva ROC Monte Carlo, por ejemplo.


Matemáticas mayas

Los mayas se encontraban entre las pocas civilizaciones antiguas que pudieron no solo idear un sistema de numeración avanzado, sino que también tenían el concepto de cero. Esto permitió a los mayas tener un elaborado sistema matemático. El principal uso que dieron los mayas a su sistema matemático fue la observación de cuerpos astronómicos y el mantenimiento de registros de sus movimientos.

Más tarde, los mayas también utilizaron las matemáticas junto con la astronomía para crear un calendario excepcionalmente preciso. Al registrar cálculos más grandes, los mayas utilizaron un sistema de numeración de base 20 bien formulado. Este sistema se utilizó con frecuencia para calcular las fechas que caen en el futuro y se calculó con la ayuda del ciclo de Cuenta Larga del calendario maya.


Requisitos y reglas

Esta certificación está disponible para los miembros de la Astronomical League, ya sea a través de su sociedad astronómica local o como miembros en general. Si no es miembro y le gustaría serlo, consulte con su sociedad astronómica local, busque una sociedad local en el sitio web de la Astronomical League (haga clic aquí) o únase como miembro en general (haga clic aquí).

Para calificar para el certificado y el pin del Programa de Observación de Analemma de AL, debe generar un analema y analizar los datos del analema completando las cuatro "actividades" que se enumeran a continuación en el orden prescrito.

  • Para las técnicas no fotográficas, el analema debe estar formado por un mínimo de 50 observaciones distribuidas aproximadamente de manera uniforme a lo largo del año (es decir, aproximadamente una por semana).
  • Para las técnicas fotográficas, el analema debe estar formado por un mínimo de 100 observaciones distribuidas aproximadamente de manera uniforme a lo largo del año (es decir, aproximadamente dos por semana).

¡NO INTENTE OBSERVACIONES DIRECTAS DEL SOL! Debido a los peligros asociados con la observación directa del Sol, solo se aceptarán observaciones indirectas. Se rechazarán las presentaciones que utilicen observaciones directas del sol. Mirar al sol puede causarle daños permanentes en los ojos.

Aunque no es necesario observar en días específicos, tanto el equinoccio de primavera como el de otoño, tanto el solsticio de verano como el de invierno, y los días de perihelio y afelio deben anotarse en el analema. También se deben anotar la latitud, longitud y fecha y hora de observación local del observador.

SE RECOMIENDA ENCARECIDAMENTE QUE SE CONTACTE CON EL COORDINADOR DEL PROGRAMA ANTES DE INICIAR ESTE PROGRAMA PARA REVISAR LOS PROCEDIMIENTOS, CONSEJOS Y HACER Y RECIBIR RESPUESTAS A CUALQUIER PREGUNTA

Se requiere alguna actividad previa a la observación:

  • Seleccione su sitio de observación. El sitio debe permitir la observación del Sol durante todo el año, ya sea un rayo a través de un agujero en una obstrucción o una sombra. Deberá obtener la latitud, la longitud y la variación magnética del sitio (si usa una brújula magnética para identificar el norte / sur verdadero). El propósito de "comenzar con la respuesta" para estas actividades previas a la observación es asegurar que las observaciones encajen en el medio elegido ... nada más una vez que el analema esté completo, el análisis del analema debe completarse con referencia soloal analema y dimensiones medidas del aparato de observación. Todas las observaciones deben realizarse en el sitio de observación seleccionado. Los observadores ubicados en una ubicación tropical (tropical se define como entre el Trópico de Cáncer y el Trópico de Capricornio) deben leer el Apéndice D. Los observadores ubicados en una ubicación polar (polar se define como N del círculo polar ártico o sur del círculo Antártico) no podrá completar este programa ya que el sol no es visible durante todo el año. (Me interesaría mucho si alguien pudiera desarrollar un método para realizar las mediciones requeridas utilizando solo una curva de analema parcial).
  • Especifique su fecha y hora de observación: a la mayoría de los observadores les resultará menos complicado registrar sus observaciones al mediodía local; se puede calcular a partir de la longitud del sitio de observación y se debe calcular al segundo. Se requiere una fuente de tiempos precisos (por ejemplo, W W V o un teléfono celular) para asegurar que las observaciones se toman a la misma hora del reloj (incluso cuando se usa un recinto pequeño, estar fuera de 15 a 20 segundos produce un cambio pequeño pero notable en la posición observada del Sol). Asegúrese de agregar 1 hora cuando esté en vigencia el horario de verano. Todas las observaciones deben realizarse en el sitio de observación seleccionado y todas las observaciones deben realizarse a la misma hora del día.

Los observadores, a quienes les resulte poco práctico regresar a su lugar de observación al mediodía local durante el año, pueden elegir entre dos alternativas:

  1. Pueden tomar lecturas dentro de las tres horas del mediodía local y usar un valor publicado (por ejemplo, derivado de un mapa) para su latitud de observación para calcular cómo habrían aparecido sus puntos al mediodía local. Luego deben completar las cuatro actividades, en el orden prescrito, utilizando los puntos del mediodía local calculados. Para obtener una descripción general de cómo utilizar las observaciones del mediodía no locales, haga clic aquí (Apéndice B).
  2. Pueden configurar una cámara para que funcione sin supervisión, fotografiar el área donde esperan que esté la indicación y determinar las distancias desde la imagen. Se advierte a los observadores sobre varias debilidades inherentes de esta técnica:
    1. Es probable que estas imágenes contengan distorsión (es decir, los factores de escala variarán a lo largo de la imagen) debido a que las lentes de gran angular de perspectiva curvilínea no deben usarse ya que aumentan la gravedad de este efecto.
    2. El control de exposición automático puede eliminar las marcas de la superficie utilizadas para localizar el punto del analema
    3. El campo de visión cambiará si se mueve la cámara
    4. La precisión de la ubicación de los puntos individuales del analema disminuye a medida que el ángulo de la cámara se reduce (aquí, "ángulo de la cámara" se refiere al ángulo hacia abajo desde la horizontal hacia el que apunta la cámara ... 0 ° indica que apunta horizontalmente y 90 ° indica que apunta verticalmente hacia abajo) los observadores no deberían intente utilizar ángulos de cámara inferiores a 60 °

    Se requiere que los observadores desarrollen su técnica para determinar con precisión las distancias a los puntos individuales del analema.

    Recordatorio: Los observadores que utilizan una técnica fotográfica deben recopilar un mínimo de 100 puntos de datos, distribuidos aproximadamente de manera uniforme a lo largo del año.

    • Especifique su aparato de observación: si utiliza un rayo de luz transmitida o una sombra para sus observaciones, se puede construir una caja que contenga una hoja de papel, para un procedimiento para construir dicha caja, haga clic aquí (Apéndice A… Hay muchas formas de proyectar un rayo de luz o una sombra, esta es solo una de ellas). Los puntos del analema se marcarán durante el año, con los puntos de solsticios, equinoccios y afelio y perihelio identificados en el analema.
    • Nota: Se requerirá la fecha de todas las observaciones para hacer los cálculos.

    Cuando se completa el Analemma, se deben calcular una serie de parámetros sobre la Tierra y su viaje alrededor del Sol. Las siguientes cuatro actividades deben realizarse en el orden prescrito:

    • Actividad 1: con referencia solo a su analema y las dimensiones medidas de su aparato de observación, calcule (1) la inclinación del eje de la Tierra fuera de la normal (es decir, el vector perpendicular) a su plano orbital, y (2) su latitud de observación.

    Para un procedimiento de cálculo recomendado, haga clic aquí (Apéndice F)

    • Actividad # 2: con referencia solo a su analema y las dimensiones medidas de su aparato de observación, calcule el camino del Sol en el cielo y produzca un boceto o diagrama para representar ese camino.

    Para un procedimiento de cálculo recomendado, haga clic aquí (Apéndice G)

    • Actividad # 3: con referencia solo a su analema y las dimensiones medidas de su aparato de observación, calcule la curva de la ecuación del tiempo a lo largo del año.

    Para un procedimiento de cálculo recomendado, haga clic aquí (Apéndice H).

    • Actividad # 4: con referencia solo a su analema y las dimensiones medidas de su aparato de observación, calcule la excentricidad de la órbita de la Tierra.

    Para un procedimiento de cálculo recomendado, haga clic aquí (Apéndice I).

    Enviar para certificación

    • Una descripción de su configuración de observación (con dimensiones). Esto incluye una descripción de su ubicación de observación (latitud, longitud, variación magnética, si se usa) y el tiempo de observación local.
    • Una copia de su analema, con los puntos de solsticios, equinoccios, afelio y perihelio identificados.
    • Una descripción de cómo derivó la inclinación del eje de la Tierra y su latitud de observación. Si se utilizó un tiempo de observación diferente al mediodía local, también se incluirá una descripción de cómo los datos se transformaron en datos del mediodía local. (Actividad 1)
    • Una copia de su boceto o diagrama de la trayectoria del Sol en el cielo y una breve descripción de cómo lo derivó (Actividad # 2)
    • Una copia de la curva de la Ecuación del tiempo y una breve descripción de cómo la derivó (Actividad n. ° 3)
    • Su estimación de la excentricidad de la órbita de la Tierra y una breve descripción de cómo la derivó (Actividad n. ° 4)

    Incluya con su envío su nombre como desea que aparezca en el certificado, dirección postal, número de teléfono, dirección de correo electrónico y afiliación social.

    Tras la verificación de su presentación y de su membresía activa en la Liga Astronómica, se le enviará su reconocimiento (certificado, pin, etc.) a usted o al coordinador de premios de su sociedad, según lo haya especificado. Su nombre también aparecerá en un próximo número de la revista Reflector y en la base de datos en línea de Astronomical League. Felicidades. Buena suerte con tu próximo desafío de observación.

    Coordinadora del Programa de Observación de Analemma:


    Misiones cosmológicas e instrumentos de amplificación

    Lanzado en noviembre de 1989, Cosmic Background Explorer (COBE) de la NASA tomó medidas precisas de radiación en el cielo. La misión funcionó hasta 1993.

    Aunque el telescopio espacial Hubble de la NASA es probablemente más conocido por sus asombrosas imágenes, una misión principal era cosmológica. Al medir con mayor precisión las distancias a las variables cefeidas, estrellas con una relación bien definida entre su brillo y sus pulsaciones, el Hubble ayudó a refinar las mediciones sobre cómo se está expandiendo el universo. Desde su lanzamiento, los astrónomos han seguido utilizando el Hubble para realizar mediciones cosmológicas y perfeccionar las existentes.

    Gracias al Hubble, "si pones en una caja todas las formas en que la energía oscura podría diferir de la constante cosmológica, esa caja ahora sería tres veces más pequeña", dijo en un comunicado el cosmólogo Adam Riess del Space Telescope Science Institute. "Eso es un progreso, pero todavía tenemos un largo camino por recorrer para precisar la naturaleza de la energía oscura".

    La sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP) de la NASA fue una nave espacial que operó entre 2001 y 2010. WMAP trazó un mapa de pequeñas fluctuaciones en el fondo cósmico de microondas (CMB), la luz antigua del universo primitivo, y determinó que los átomos ordinarios constituyen solo el 4,6 por ciento de el universo, mientras que la materia oscura constituye el 24 por ciento.

    "Las dudas persistentes sobre la existencia de energía oscura y la composición del universo se disolvieron cuando el satélite WMAP tomó la imagen más detallada del fondo cósmico de microondas", dijo el cosmólogo Charles Seife en la revista Science.

    La misión espacial Planck de la Agencia Espacial Europea se desarrolló de 2009 a 2013 y continuó el estudio del fondo cósmico de microondas.

    La ESA está desarrollando actualmente la misión Euclid, que debería volar a finales de la década. Euclides estudiará la materia oscura y la energía oscura con mayor precisión, rastreando su distribución y evolución a través del universo.

    "En el corazón de la misión está una de las cuestiones de la física de los mil millones de libras", dijo David Parker de la ESA en un comunicado.


    Actividad

    Una de las cosas que esperamos aprender a través de la observación de objetos cercanos a la Tierra es su tasa de rotación exacta. Podemos hacerlo tomando una serie de observaciones del objeto a lo largo del tiempo y trazando el cambio de brillo. Con Asteroid Tracker, puede ayudar a recopilar observaciones de objetivos NEO interesantes, luego trazar e interpretar sus datos para medir el período de rotación de un asteroide.

    Metas

    Los estudiantes trazarán y analizarán datos de observación recopilados por miembros del público utilizando Asteroid Tracker, y su objetivo será medir el período de rotación del asteroide.

    Objetivos de aprendizaje

    • Familiarícese con los asteroides y los objetos cercanos a la Tierra.
    • Participe en el proyecto de ciencia ciudadana Asteroid Tracker y contribuya a mejorar nuestra comprensión del Sistema Solar.
    • Trazar una curva fotométrica utilizando datos de observación
    • Interpretar gráficos y reconocer la periodicidad en un conjunto de datos.
    • Comprender cómo y por qué los astrónomos estudian la rotación de los asteroides.

    Planificación

    Materiales

    • Una computadora con software de hoja de cálculo y acceso a Internet
    • Datos de observación de asteroides tomados con Asteroid Tracker, p. Ej. 2002 KL6
    • Opcional:Hoja de cálculo de actividades de KL6 2002

    Fondo

    Los asteroides son objetos rocosos que orbitan alrededor del Sol, pero son demasiado pequeños para ser considerados planetas. De hecho, se conocen comúnmente como & # x27 planetas menores & # x27.

    La mayoría de los asteroides de nuestro Sistema Solar se encuentran en el cinturón de asteroides, entre Marte y Júpiter. Sin embargo, hay algunos que han abandonado esta región luego de haber sido influenciados por las fuerzas gravitacionales que ejercen los planetas, y se encuentran en caminos que los acercan a la Tierra. Si se acercan a la Tierra a una distancia inferior a 1,3 AU (1 AU es la distancia entre la Tierra y el Sol), se consideran Objetos Cercanos a la Tierra o NEO. Las observaciones de objetos cercanos a la Tierra pueden revelar información sobre su tamaño, forma, composición, trayectoria orbital y rotación.

    Como los asteroides son cuerpos tan pequeños que residen lejos de la Tierra, a menudo se ven como estrellas ordinarias (pequeños puntos de luz). La diferencia es que, dado que los asteroides orbitan alrededor del Sol, parecen moverse con respecto a las estrellas fijas del fondo; así es como detectamos los asteroides. Podemos observarlos en detalle tomando una serie de observaciones de exposición corta. La trayectoria de un asteroide se puede determinar a través del cielo midiendo con precisión la posición del asteroide en diferentes momentos. Esto permitirá determinar la órbita del asteroide alrededor del Sol y, por lo tanto, su trayectoria en el cielo en los días, meses o años posteriores.

    Rastreador de asteroides

    El Observatorio Las Cumbres está ejecutando actualmente una campaña internacional para observar Objetos Cercanos a la Tierra (NEO) llamada Asteroid Tracker. Los participantes simplemente ingresan su dirección de correo electrónico y el Observatorio Las Cumbres programará observaciones de un NEO objetivo cuidadosamente seleccionado. Cada campaña dura alrededor de un mes, poco después del cual los datos estarán disponibles.

    Una de las cosas que esperamos aprender a través de las observaciones tomadas con Asteroid Tracker es la velocidad de rotación exacta de los asteroides. Podemos hacer esto tomando muchas imágenes del asteroide mientras se mueve por el cielo y midiendo el brillo a medida que cambia con el tiempo.

    Instrucciones

    Si desea trazar tu propio datos, visite el sitio web de Asteroid Tracker para realizar sus observaciones con anticipación, en: https://asteroidtracker.lco.global/

    Algunos datos ya están disponibles en Asteroid Tracker para el asteroide 2002 KL6. Puede descargar los datos sin procesar como un archivo txt o descargar los datos en una hoja de cálculo de Excel prefabricada.

    1. Si descarga la hoja de cálculo de Excel, vaya a Paso 4. Si descargó sus datos como un archivo de texto (.txt o .dat), deberá abrirlo en su software de hoja de cálculo (esta guía se basa en Microsoft Excel) y separar los datos en columnas. Haz esto seleccionando datos y gttext a columnas y gtdelimited
    2. Los datos deberán separarse en siete columnas (A-H), etiquetadas como se muestra a continuación:

    A: Designación NEO (varias longitudes, números y txt)

    B: Fecha de observación (año mes)

    C: Tiempo de observación (día y segundos)

    D: Coordenadas celestes: RA (normalmente un número de 6 cifras con 2 decimales) y Dec (normalmente +/- y un número de 6 cifras con 1 decimal)

    F: Magnitud (generalmente un número de 1 o 2 cifras con varios decimales).

    GRAMO: Filtrar (indicado por una letra como & # x27V & # x27 que significa & # x27visible & # x27).

    H: Código del telescopio (un código compuesto por un número variable de letras y números).

    3. Ordene su hoja de cálculo por Código del telescopio. Elimine todas las filas que no tengan el código del telescopio & # x27Z21& # x27, esto nos dejará con los datos recopilados por un telescopio LCO de 0,4 metros en el Observatorio del Teide.

    4. En esta actividad graficaremos el cambio en la magnitud (brillo) del asteroide y # x27s a lo largo del tiempo. Para hacer esto, haga un diagrama de dispersión del dia de cita) y magnitud. Puede resaltar ambas columnas presionando CMD en una Mac, o CONTROL en un dispositivo Windows, luego seleccione Gráfico & gt Gráfico de dispersión marcado.

    Notarás que hay vacíos en los datos, como los que se ven en la imagen de arriba, lo que nos da una serie de curvas de luz parciales. El siguiente paso es combinar sus datos y crear una curva de luz completa, haga esto siguiendo los pasos a continuación.

    5. Si está utilizando la hoja de cálculo prefabricada, vaya a la segunda pestaña etiquetada & # x272002_KL6 (2)& # x27. Si ha creado su propia hoja de cálculo, abra una nueva pestaña de Excel y copie sus datos. Puede hacer esto haciendo clic derecho en la pestaña de la hoja y seleccionando Mover o copiar luego haciendo tictac Crea una copia. ** No elimine su primera hoja o curva de luz **.

    6. Ahora necesitamos ingresar el período de rotación del asteroide. El período de rotación se ingresará en una columna llamada & # x27Período& # x27. Si desea conocer el período de rotación, resalte el siguiente texto:

    De lo contrario, debe ingresar un período de rotación al azar, luego inferir con qué precisión el valor se basa en la curva de luz en la que trazará Paso 9. Como punto de partida te diremos que el período para 200 KL6 está entre 4,5 horas y 5 horas. Si ingresa el período de rotación correcto, debería ver una serie de curvas de luz apiladas. Si el valor es incorrecto, los datos aparecerán confusos y aleatorios. Simplemente cambie la figura en el Período columna hasta que esté satisfecho con la curva de luz.

    7. Ahora necesita convertir su período de rotación en una fracción de un día. En una columna llamada Rotación, use la siguiente ecuación para ingresar el valor correcto en cada fila

    8. Ahora usaremos el período de rotación y la fecha para calcular el Fase. En una columna llamada Fase, use la siguiente ecuación donde INT convertirá la segunda cantidad en un número entero.

    (fecha / rotación) -INT (fecha / rotación)

    9. Complete el Fase por cada fila.

    10. Ahora crearemos un nuevo diagrama de dispersión para mostrar la magnitud del asteroide cambiando con el tiempo. Esta vez crea la trama usando el Fase y Magnitud valores. Debería notar que las curvas de luz ahora están apiladas y los espacios se han eliminado, creando una curva de luz más clara y completa. Si este no es el caso, intente jugar con el Período valor hasta que obtenga algo similar al gráfico siguiente.

    11. Los valores de magnitud más bajos significan que un objeto es más brillante y los picos siguen claramente una pendiente descendente. Haga clic en el eje de magnitud y seleccione Valores en orden inverso para mostrar esto claramente.

    12. Ahora, revise la primera curva de luz que hizo. ¿Notas que el asteroide parece iluminarse con el tiempo? ¿Qué crees que causó este brillo? Resalta el siguiente texto para ver la respuesta:

    ¡El asteroide se estaba acercando a la Tierra!

    Este brillo es la razón por la que su trama más reciente tiene varios picos apilados directamente uno encima del otro. Para superponer estos picos, tendremos que compensar el brillo cambiando nuestros valores de magnitud a simple vista. Cree una nueva columna para las magnitudes revisadas y continúe leyendo.

    Cómo compensar el brillo de los asteroides

    Mirando hacia atrás en su antigua trama, notará que mientras que el asteroide se iluminó con el tiempo, algunos de los picos son similares en magnitud. En el siguiente ejemplo, puede ver que mis puntos de datos se pueden separar en tres grupos con otros picos de la misma magnitud. Dejemos que & # x27s los llame Grupo 1, Grupo 2 y Grupo 3 (moviéndose de izquierda a derecha).

    Como hay más puntos de datos en el Grupo 2, reduciré la magnitud del Grupo 1 y aumentaré la magnitud del Grupo 3 para que coincida. Los puntos de datos en el Grupo 2 permanecerán sin cambios.

    Al mirar mi gráfico, puedo ver que los puntos de datos en el Grupo 1 caen entre el 8 y el 10 de junio y alcanzan un pico en 16 mag, +0.25 mag en comparación con el Grupo 2. Para alinear estos picos, necesito bajar a todos los puntos de datos entre 8 -10 de junio por 0,25 de magnitud. Esto se puede hacer calculando = SUMA (magnitud-0.25)

    El pico final parece tener lugar alrededor del 22 de junio, y alcanza un máximo de -0,35 en comparación con los primeros picos. Esto significa que deberá agregar 0,35 a todos los valores alrededor del 22 de junio.

    Copie la magnitud del Grupo 2 directamente de la columna de magnitud y cree un nuevo diagrama de dispersión que muestre Magniude alterado y Fase. Si es necesario, siga ajustando sus valores de esta manera, hasta que haya alineado los picos en su gráfico (vea la imagen a continuación).

    Conclusión

    Ahora debería tener una curva de luz sólida que muestre el cambio en el brillo de este asteroide a lo largo del tiempo. ¡Felicidades!

    1. ¿Cuál es el período de rotación de su asteroide? __________ horas
    2. ¿Alguno de tus compañeros usó un período diferente? Compare sus tramas finales. ¿Quién crees que se acercó más a la respuesta correcta?

    Ahora, responda las preguntas a continuación para demostrar su comprensión de cómo los astrónomos miden los períodos de rotación de los asteroides.

    1. ¿Qué nos muestra esta curva de luz?

    2. ¿Qué hace que varíe el brillo del asteroide?

    3. ¿La curva de luz se vería igual si el asteroide fuera esférico?

    4. ¿Cuánto tiempo le toma a su asteroide girar usando solo su curva de luz final?

    una. ¿Cómo midió el período de rotación?

    5. ¿La magnitud general creció o disminuyó progresivamente con el tiempo?


    ¿Cómo pueden los astrónomos determinar la composición química de una estrella?

    La espectroscopia es un método que suelen utilizar los científicos para determinar la composición, la masa y también la temperatura de los objetos en el universo observable.

    Los científicos generalmente toman un espectro del objeto que están observando usando un espectrógrafo. Esto se basa en el principio de que las líneas de absorción son únicas para cada elemento en una longitud de onda particular.

    La imagen de arriba es un espectro de nuestro Sol. Puede ver el espectro de luz visible del Sol desde el azul hasta el rojo. Lo importante a notar son las líneas oscuras dentro del espectro. Cada línea oscura ocurre en una longitud de onda particular que ayuda a determinar qué elemento está presente dentro del objeto. Estas líneas pueden verse como huellas dactilares de elementos.

    Consulte la imagen debajo de la tira de colores. Las curvas pronunciadas son las líneas de absorción.

    Intentemos entender esto con la ayuda de un ejemplo.

    Imaginemos que obtienes un espectro de un sol como una estrella o cualquier otro objeto del universo. Ahora bien, si desea averiguar la composición de una estrella, tendrá que observar las líneas de absorción, ya que siempre ocurren en una longitud de onda particular. por. Por ejemplo, la línea de absorción del hidrógeno, si el hidrógeno está presente en el objeto, siempre aparecerá a unos 656,3 nm como también se muestra en la figura anterior.

    Esto significa que si hay hidrógeno presente en una estrella, obtendrá una línea de absorción a aproximadamente 656,3 nm. Pero esto solo es cierto para nuestro Sol. Para otros objetos, esta longitud de onda puede tener una ligera discrepancia debido a los cambios de rojo o azul.


    Recuperación de ARF y RMF de CALDB para análisis espectral

    Para el análisis espectral con XSPEC o cualquier otro programa de análisis, necesitará tanto un ARF como un RMF para su observación. Como se señaló anteriormente, puede recuperar los archivos de matriz completa en el eje de CALDB, que se aplicarán a la mayoría de las situaciones. Lea las siguientes secciones si tiene espectros para módulos individuales o un subconjunto de detectores.

    Para recuperar el ARF de matriz completa en el eje de su CALDB instalado, emita el siguiente comando: quzcif NICER xti 99 - SPECRESP ahora ahora - y debería aparecer una respuesta similar a la siguiente: / ruta / a / caldb / data / nicer / xti / cpf / arf / nixtiaveonaxis20170601v003.arf 1 Tenga en cuenta que la ruta real a su área CALDB puede ser diferente y el número de versión (vNNN) puede ser diferente. El "nixtiaveonaxis" indica que este es el ARF "promedio" (en realidad, suma) en el eje. El "1" indica que el ARF está almacenado en la primera extensión de datos. Para recuperar el RMF de matriz completa de su CALDB instalado, emita el siguiente comando: quzcif NICER xti 99 - MATRIX now now - y debería aparecer una respuesta similar a la siguiente: / path / to / caldb / data / nicer / xti / cpf /rmf/nixtiref20170601v001.rmf 2 Tenga en cuenta que la ruta real a su área CALDB puede ser diferente y el número de versión (vNNN) puede ser diferente. El "nixtiref" indica que esta es la matriz de respuesta de "referencia" (promedio de matriz). El "2" indica que la matriz está almacenada en la segunda extensión de la tabla.

    Puede usar los archivos CALDB en el lugar o copiarlos en su directorio local para usarlos en XSPEC. Los archivos CALDB siempre tendrán un nombre único. Cuando los archivos de calibración más nuevos están disponibles, los más antiguos no se eliminan.


    ¿Cuál es la integridad de una observación y cómo la calculo? - Astronomía

    Por muy buenas razones, se pone mucho énfasis en la importancia de dibujar la superficie lunar. Hasta el advenimiento de la fotografía en la segunda mitad del siglo XIX, dibujar en el ocular era el único medio de registrar las características de la Luna. Los astrónomos profesionales interesados ​​en investigar la Luna no han necesitado mirar a través de los oculares de un telescopio armados con un lápiz y un bloc de dibujo durante más de un siglo. Ahora, la topografía de la superficie de la Luna, tanto el lado cercano, el lado lejano y sus regiones polares, se han cartografiado con gran detalle y la composición de su superficie es bien conocida. En estos días, pocos observatorios profesionales dirigen sus grandes telescopios hacia la Luna, salvo para impresionar a nuevos estudiantes o para probar nuevos equipos.

    La observación visual de la luna es competencia exclusiva del astrónomo aficionado. Solo ver la superficie de la Luna a través del telescopio y poder ubicar e identificar las principales características lunares es lo suficientemente satisfactorio para muchas personas que disfrutan mirando la Luna. Sin embargo, muchos observadores lunares quieren llevar su disfrute de la Luna un paso más allá, haciendo su propio registro permanente de sus incursiones alrededor de la superficie de la Luna.

    La continua importancia de los estudios visuales

    Cabe preguntarse, ¿cuál es la posible razón para dibujar las características de la Luna, en vista del hecho de que cámaras digitales, videocámaras, cámaras web y cámaras CCD astronómicas dedicadas son capaces de obtener imágenes detalladas de la Luna, registrando características que el observador visual encontraría? imposible de dibujar con algún grado de precisión, así que ¿para qué molestarse? Seguramente, la superficie lunar parece tan detallada, incluso a través de un pequeño telescopio, que solo un artista experto podría esperar dibujar con precisión incluso una pequeña sección de ella. ¿Cuál es el punto, cuando las cámaras CCD pueden hacerlo todo sin esfuerzo en una fracción del tiempo? ¿Por qué molestarse en dibujar o incluso fotografiar la Luna a través de un telescopio de jardín, cuando toda la superficie lunar ya ha sido cartografiada con exquisito detalle?

    Tales argumentos se encuentran entre los que se utilizan hoy en día para desestimar los esfuerzos del observador que dibuja las características de la Luna y, en realidad, de cualquiera que se atreva a hacer un dibujo de observación de cualquier otro objeto celeste. Estos argumentos pierden por completo el sentido de por qué muchos observadores lunares eligen dibujar la superficie de la Luna.

    Aprender a dibujar las características de la Luna es una actividad que tiene el potencial de mejorar cada aspecto de las habilidades de observación del astrónomo aficionado. Con sus cientos de cráteres y montañas y vastas llanuras grises, la superficie lunar puede parecer completamente confusa para un novato, pero se vuelve cada vez más familiar con el tiempo. Los novatos a menudo se sorprenden de cómo los efectos de la iluminación varían con la distancia desde el terminador, los cráteres se ven increíblemente profundos cerca del terminador, pero a poca distancia de él pueden no parecer tan cavernosos. Al principio, el observador, armado con un mapa, puede tener dificultades para correlacionar la vista a través del ocular del telescopio con las principales características marcadas en un mapa. Sin embargo, a medida que se señalan los principales puntos de referencia, se pueden usar como trampolines para saltar a otras características más sutiles que originalmente se pasaron por alto. Sin excepción, la capacidad de un observador para discernir los detalles finos de la Luna mejorará en proporción a la cantidad de tiempo que se dedique a estudiar la superficie lunar a través del ocular del telescopio.

    El simple hecho de estudiar la Luna a través del ocular con la ayuda de un mapa, fotografías y / o una descripción escrita perfecciona las habilidades de observación y es una experiencia de aprendizaje continuo. Pero un medio seguro de afinar las habilidades de observación que va de la mano con el aprendizaje del camino alrededor de la Luna es dedicar tiempo a dibujar características individuales o pequeños grupos de características. Al prestar total atención a un área pequeña de la Luna, en lugar de permitir que el ojo deambule por la superficie lunar, el cerebro comienza a dar sentido a la luz y la sombra, provocando finos detalles topográficos de lo que inicialmente pudo haber parecido una llanura. Hoyo en el suelo. It is remarkable how much more detail can be discerned when the observer has the task of attempting to draw a single small feature as accurately as possible.

    Observational information

    Finished observational drawings should ideally be accompanied by more than just the basic information of the feature name, date and instrument used. A complete observation may include some or all of the following details:

    Name of feature(s). IAU (International Astronomical Union) official names of features should invariably be used. Many older atlases may contain errors of nomenclature or outmoded and unofficial designations for features. Pickering, for example, was a name once unofficially given to Messier A in Mare Fecunditatis. However, the 'official' IAU crater Pickering is a different crater, located near the centre of the Moon's disk. If the feature that was observed cannot be identified with an official IAU designation, note its location in relation several of the nearest named features, eg., 'small group of low hills in Mare Frigoris, immediately west of Harpalus'.

    Date and time. Amateur astronomers around the world use UT (Universal Time), which is the same as GMT (Greenwich Mean Time). Observers need be aware of the time difference introduced by the world time zone in which they reside and any local daylight savings adjustments to the time, and convert this to UT accordingly - the date should be adjusted too. Times are usually given in terms of a 24-hour clock - for example, 3.25 pm UT can be written as either 15:25, 1525 or 15h 25m UT.

    Seeing. To estimate the quality of astronomical seeing, astronomers refer to one of two scales of seeing. In the UK, many observers use the Antoniadi Scale, devised specifically for lunar and planetary observers.

    AI - Perfect seeing, without a quiver. Maximum magnification can be used if desired.
    AII - Good seeing. Slight undulations, with moments of calm lasting several seconds.
    AIII - Moderate seeing, with large atmospheric tremors.
    AIV - Poor seeing, with constant troublesome undulations.
    AV - Very bad seeing. Image extremely unstable, hardly worth attempting to observe lunar surface features.

    In the United States, seeing is often measured from 1 to 10 on the Pickering Scale. The scale was devised according to the appearance of a highly magnified star and its surrounding Airy pattern through a small refractor. The Airy pattern, an artefact introduced by optics, will distort according to the degree of atmospheric turbulence along its light path. Under perfect seeing conditions, stars look like a tiny bright point surrounded by a complete set of perfect rings in constant view. Of course, most lunar observers don't check the Airy pattern of stars each time they estimate the quality of seeing during an observing session — an estimate is made, based on the steadiness of the lunar image.

    P1 - Terrible seeing. Star image is usually about twice the diameter of the third diffraction ring (if the ring could be
    seen).
    P2 - Extremely poor seeing. Image occasionally twice the diameter of the third ring.
    P3 - Very poor seeing. Image about the same diameter as the third ring and brighter at the centre.
    P4 - Poor seeing. The central disk often visible arcs of diffraction rings sometimes seen.
    P5 - Moderate seeing. Disc always visible arcs frequently seen.
    P6 - Moderate to good seeing. Disk always visible short arcs constantly seen.
    P7 - Good seeing. Disk sometimes sharply defined rings seen as long arcs or complete circles.
    P8 - Very good seeing. Disk always sharply defined rings as long arcs or complete but in motion.
    P9 - Excellent seeing. Inner ring stationary. Los anillos exteriores están momentáneamente estacionarios.
    P10 - Perfect seeing. Complete diffraction pattern is stationary.

    Considerable confusion can be caused if a simple figure is used to estimate seeing, without indicating whether it's made on the Antoniadi or Pickering scale. So, in addition to designating the seeing with a letter and a figure (AI to V or P1 to 10), a brief written description of seeing, such as 'AII - Good with occasional moments of excellent seeing' can be made.

    Conditions. An indication of the prevailing weather conditions, such as the amount of cloud cover, the degree and direction of wind and the temperature.

    Transparency. More relevant to deep sky observers than lunar observers, the quality of atmospheric clarity is known as transparency. Transparency varies according to the amount of smoke and dust particles in the atmosphere, along with cloud and haze. Industrial and domestic pollution causes transparency to be worse in and around cities. A transparency scale of 1 to 6 is often used, according to the magnitude of the faintest star detectable with the unaided eye. Some lunar observers choose to include a measure of transparency for the sake of completeness.

    Age and phase. An average lunar month, or lunation, lasts 29d 12h 44m, from one new Moon to the next. Many observers choose to note the time elapsed from that lunation's new Moon, in days and hours, to the time of the observation. The age of the Moon may be used to estimate the approximate phase of the Moon at the time of observation. The Moon's phase can also be indicated by a short note, such as 'waxing gibbous' or 'waning crescent' for example. A more exact figure to gauge the Moon's phase is a figure denoting the percentage of the near-side that appears illuminated — for example, at first quarter phase, the Moon is 50 percent illuminated (waxing) at last quarter it is 50 percent illuminated (waning).

    Libration. Combined, the effects of libration in latitude and longitude cause a displacement of the Moon's mean centre. Features on the Moon's mean far-side are brought onto the Earth-turned lunar hemisphere on one limb, while features move onto the hemisphere facing away from the Earth on the opposite limb. At extremes, libration in latitude amounts to ± 6.5°, while libration in longitude can be as great as ±7.5°. These figures are useful to quote, especially on observations of near-limb features in the libration zone.

    Selenographic coordinates. Coordinates on the Moon are called selenographic coordinates. The mean centre of the lunar disk is located at a selenographic latitude of 0° and a selenographic longitude of 0°. Going northward, selenographic latitude is positive, and negative going southward. The Moon's north pole is located at a selenographic latitude of 90°, and the south pole is at -90°. Selenographic longitude increases eastwards from the Moon's mean central meridian. The mean eastern limb is located at 90°, increasing eastward around the far side to 180° at the point opposite the mean centre of the disk, 270° at the mean western limb, and 360° (0°) at the mean centre of the disk. On maps, features either side of longitude 0° are often marked as positive (degrees east) or negative (degrees west). A feature located at +45° (45°E) corresponds to a selenographic longitude of 45°. A feature located at -45° (45°W) corresponds to a selenographic longitude of 315°. A feature's selenographic coordinates can be indicated on the observational drawing.

    Selenographic colongitude and the lunar terminator. If the Moon maintained a perfectly circular orbit around the Earth and did not undergo librations, it would present the same face towards the Earth — its morning and evening terminator would cross over the same features at exactly the same point in each and every lunation. But this is not the case, and libration has a considerable effect on the apparent position of features in relation to the terminator. For example, the eastern part of the large crater Ptolemaeus lies on the Moon's mean central meridian, at a selenographic longitude of 0°. Therefore, at a mean libration, Ptolemaeus appears on the sunrise terminator at precisely first quarter phase. However, at extremes of libration, Ptolemaeus can lie more than 3° east or west of the mean centre of the Moon, and it appearance on the terminator can be advanced by more than 12 hours prior to first quarter or retarded by more than 12 hours after first quarter phase.

    In order to calculate precisely where the morning or evening terminator of the Moon lies, a figure called the Sun's selenographic colongitude is used. The Sun's selenographic colongitude (S) is numerically equal to the selenographic longitude of the morning terminator — the figure is published in astronomical ephemerides and can be displayed on many lunar computer programs. At new Moon, the Sun's selenographic colongitude equals 270°, at first quarter 90°, full Moon 180° and last quarter 180°. To work out exactly where the near-side morning or evening terminator lies in relation to the actual selenographic longitude at the Moon's equator, the following table is used:

    Phase Terminator Sun's sel. colongitude (S) Longitude of terminator

    New Moon to first quarter Morning 270° to 360° 360° - S East

    First quarter to full Moon Morning 0° to 90° S West

    Full Moon to last quarter Evening 90° to 180° 180° - S East

    Last quarter to new Moon Evening 180° to 270° S - 180° West

    The Sun's selenographic colongitude increases by approximately 0.5° per hour, or 12° per day.

    A table allowing you to work out the Sun’s selenographic colongitude for any given date and time is provided in the BAA Handbook each year.

    Sun's selenographic latitude. Another figure that many lunar observers state on their observations is the Sun's selenographic latitude - this equals the Sun's selenographic latitude at the subsolar point, and varies between +1.5° and -1.5° over the course of around six months.

    Lunation. The numbering of the Moon's lunations officially began with lunation 1 on 16 January 1923. Lunation 1,000 began on 25 October 2003. Many lunar observers include a lunation number on their observational reports.

    Lunar data. Much of the necessary information about the Moon is published in annual astronomical ephemerides such as the Handbook of the British Astronomical Association, the Astronomical Almanac (a joint publication of the US Nautical Almanac Office and Her Majesty's Nautical Almanac Office in the UK) and the Multiyear Interactive Computer Almanac (MICA, published by the US Naval Observatory). Programs for personal computers are becoming increasingly sophisticated, and are capable of giving the user much more than a few dry figures. Many of the more advanced lunar programs are capable of displaying high-resolution images or maps of the surface of the Moon, fully adjusted for phase and libration. It won't be long before personal computers are capable of running advanced programs that display detailed topographical 3-D models of the Moon's surface, adjusted for lighting and libration, that show all the features that can be discerned through a small telescope. Such a program could only help encourage amateur astronomers to take out their telescopes and view the Moon's splendours with their own eyes.

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    Everyone knows how long a month is. it's 30 days. Or is it 31? Maybe 28, or even, on occasion, 29? A calendar month can ultimately trace its origin back to the idea of marking time by the cyclic phases of the moon, but there is currently no correlation between any specific day or date and any specific lunar phase. You cannot say that the moon will always be full on January first, and you cannot say that January ends and February begins precisely at the next full moon.

    As we saw previously, the length of a day depends on how you measure it. It should not surprise us, then, that the same thing is true of the moon. We have the obvious cue of the phase: one month is how long it takes for the moon to complete one cycle of phases, from full moon to full moon (or new to new, or whatever phase you choose). This is a mes sinódico. Like the measure of a sidereal day, the measurement of the mes sideral references the motion of the moon to a stationary star. We will use the Stellarium program to examine and compare both of these ideas.


    Column density is a measure of the amount of intervening matter between an observer and the object being observed.

    It is typically measured as the number of hydrogen atoms (HI) per square cm (cm 2 ) projected along a particular line of sight, and is designated NH. The relationship between total extinction, A(V) and column density in our Galaxy is:

    (1.8-2.2) x 10 21 atoms cm -2 mag -1

    For most extragalactic observations it measures the enviromental density of the object and it’s immediate surrounds. For observations inside our Galaxy column density may be more representative of the projected density along a specific line of sight.

    Objects with large amounts of hydrogen are quantified by their column density. For example Lyman alpha absorption lines can be related to the column density of the cloud producing the line. Lyman alpha forest lines have typical HI column densities up to 10 17.2 cm -2 . Clouds with column densities between 10 17.2 and 10 20.3 cm -2 are called Lyman limit systems. Clouds above 10 20.3 cm -2 are called Damped Lyman systems or Damped Lyman-alpha systems ( DLA s).

    An area of the sky with a famously low column density for neutral hydrogen is the Lockman Hole, which has an NH of 4.5 × 10 19 cm -2 . As such the Lockman Hole is valuable for studying the structure of the interstellar medium, of which neutral hydrogen is a major constituent. The Lockman Hole also acts as a kind of window through the interstellar medium which allows astronomers to see further than they would otherwise at extreme ultraviolet and soft x-ray wavelengths.

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