Astronomie

Wie hell ist die 30-Hz-Modulation des Krebspulsars im sichtbaren Licht? Welche Farbe hat es?

Wie hell ist die 30-Hz-Modulation des Krebspulsars im sichtbaren Licht? Welche Farbe hat es?

Diese Antwort auf War für Astronomen ein großes Sehvermögen notwendig? erwähnt die Erzählung der Astronomin Jocelyn Bell Burnell von einer wahrscheinlichen Premiere visuelle Beobachtung eines Pulsars. Dies kann zum Beispiel in Nature's Air Force gefunden werden, die eine Frühwarnung vor Pulsaren hatte

Die Arbeit ging den Beobachtungen von Bell Burnell, damals an der University of Cambridge, Großbritannien, mehrere Monate voraus, die zu der ersten Arbeit zu diesem Thema führten. Ein Nobelpreis für die Entdeckung wurde daraufhin ihrem Vorgesetzten Antony Hewish zuerkannt, aber umstrittenerweise nicht ihr. Laut Bell Burnell war Schisler jedoch nicht der einzige, der einen Pulsar „vorentdeckte“. „Eigentlich gibt es viele Geschichten“, sagt sie. In den 1950er Jahren wies eine Frau, die das Observatorium der University of Chicago, Illinois, besuchte, darauf hin, dass es im Krebsnebel eine regelmäßig pulsierende Quelle sichtbaren Lichts gibt. Elliot Moore, ein Astronom an der Universität, wies die Behauptung der Frau zurück und sagte ihr, dass alle Sterne zu flackern scheinen. Ein anderer ihr bekannter Radioastronom will nach einem oder zwei Drinks gestehen, Beobachtungen einer pulsierenden Quelle wegen fehlerhafter Ausrüstung abgelehnt zu haben. „Er ist jetzt ein bisschen verlegen“, sagt Bell Burnell.

Dies ist auch in Wikipedias Crab Pulsar zusammengefasst:

Jocelyn Bell Burnell, die 1967 den ersten Pulsar PSR B1919+21 mitentdeckte, berichtet, dass in den späten 1950er Jahren eine Frau die Krabbennebelquelle am Teleskop der Universität von Chicago betrachtete, die dann der Öffentlichkeit zugänglich war, und bemerkte, dass sie anscheinend blinken. Der Astronom, mit dem sie sprach, Elliot Moore, ignorierte den Effekt als Szintillation, obwohl die Frau beteuerte, dass sie als ausgebildete Pilotin Szintillation verstehe und dies etwas anderes sei. Bell Burnell stellt fest, dass die 30 Hz-Frequenz des optischen Pulsars des Krebsnebels ist für viele Menschen schwer zu erkennen.

Laut Wikipedia hat der Crab Pulsar eine scheinbare Helligkeit (V) von etwa 16,5, aber ich weiß nicht, wie viel dieser Intensität bei 30 Hz moduliert wird oder ob die Modulation auf einen bestimmten Teil des sichtbaren Spektrums konzentriert ist. Ich würde vermuten, dass das direkt sichtbare Licht eines Neutronensterns mit Ausnahme der Pulse ziemlich klein wäre, aber ich weiß nicht, ob sich die 16,5 m darauf beziehen.

Ich stelle mir eine kleine, rauscharme Fotodiode vor, die das Licht aus dem Bereich abfängt, in dem sich der Pulsar befindet, möglicherweise mit einem Farbfilter, wobei das Signal verstärkt und der Gleichstrom entfernt und dann mit einem ADC und einem Raspoerry Pi digitalisiert wird. (angenommen, ich hätte mich darüber informiert, wie man dies am besten macht) und dann für ein paar Minuten oder Stunden integrieren und nach einer Leistung in der Nähe von 30 Hz mit einem Raspberry Pi suchen.

Aber bevor ich weiter nachdenke, müsste ich wissen, wie tief die Modulation des sichtbaren Lichts ist und ob sie in einigen Wellenlängen stärker oder im gesamten Spektrum flach ist.

Frage: Wie hell ist die 30-Hz-Modulation des Krebspulsars im sichtbaren Licht? Welche Farbe hat es?


Die optischen Pulsationen des Krebspulsars werden seit 1969 genau untersucht. Die Beobachtungen sind eigentlich gar nicht so schwer (ich habe als Student selbst einige mit einem photoelektrischen Photometer gemacht) und mit einer Vielzahl von Technologien erreicht.

Eine Veröffentlichung von Fordham et al. (2002) schneidet und zerlegt die Pulsform des Krebspulsars in feine Zeit- und Spektralbereiche im optischen Bereich. Eine phasengefaltete Lichtkurve für den vollen Blau-zu-Rot-Bereich ist unten gezeigt. Die Pulsform ist eigentlich extrem stabil und sieht in vielen anderen Papieren auch so aus. Der Impuls wurde unter Verwendung des Signals in der "Aus"-Phase des Impulses "hintergrundsubtrahiert". Der ungepulste Anteil beträgt weniger als 1% der integrierten Helligkeit im optischen, also im Wesentlichen "aus" bedeutet aus.

Das gleiche Papier diskutiert das integrierte Energiespektrum und die wellenlängenabhängige Pulsform des Pulsars. Das integrierte Spektrum ist fast flach (nach Korrektur für interstellare Extinktion) - wie in, wenn das Spektrum $F( u) propto u^{alpha}$, dann $alpha sim 0$; Dieses Ergebnis gilt für den gesamten Puls, oder wenn nur einer der beiden Peaks berücksichtigt wird (es gibt einen winzigen $<1$% Variation des Verhältnisses der beiden Pulse über den optischen Bereich).

Nachtrag - Ich bemerke, dass die Wikipedia-Seite zum Crab-Pulsar eine verlangsamte Animation des Pulses bei 800 nm (sehr nah an optisch) hat. Die beiden Pulse und ihr Helligkeitsunterschied sind ebenso offensichtlich wie die "Aus"-Phase. Bei kürzeren sichtbaren Wellenlängen würde es nicht viel anders aussehen.


Elektromagnetisches Spektrum

Das elektromagnetisches Spektrum ist der Frequenzbereich (das Spektrum) der elektromagnetischen Strahlung und ihrer jeweiligen Wellenlängen und Photonenenergien.

Das elektromagnetische Spektrum umfasst elektromagnetische Wellen mit Frequenzen von unter einem Hertz bis über 10 25 Hertz, was Wellenlängen von Tausenden von Kilometern bis hin zu einem Bruchteil der Größe eines Atomkerns entspricht. Dieser Frequenzbereich ist in separate Bänder unterteilt, und die elektromagnetischen Wellen innerhalb jedes Frequenzbandes werden mit verschiedenen Namen bezeichnet, beginnend mit dem niederfrequenten (langwelligen) Ende des Spektrums: Radiowellen, Mikrowellen, Infrarot, sichtbares Licht, Ultraviolett, Röntgenstrahlen und Gammastrahlen am hochfrequenten (kurzen Wellenlängen) Ende. Die elektromagnetischen Wellen in jedem dieser Bänder haben unterschiedliche Eigenschaften, z. B. wie sie erzeugt werden, wie sie mit Materie interagieren und ihre praktischen Anwendungen. Die Grenze für lange Wellenlängen ist die Größe des Universums selbst, während angenommen wird, dass die Grenze für kurze Wellenlängen in der Nähe der Planck-Länge liegt. [4] Gammastrahlen, Röntgenstrahlen und hohes Ultraviolett werden klassifiziert als ionisierende Strahlung da ihre Photonen genug Energie haben, um Atome zu ionisieren und chemische Reaktionen auszulösen.

In den meisten der oben genannten Frequenzbänder kann eine Technik namens Spektroskopie verwendet werden, um Wellen unterschiedlicher Frequenzen physikalisch zu trennen und ein Spektrum zu erzeugen, das die konstituierenden Frequenzen zeigt. Die Spektroskopie wird verwendet, um die Wechselwirkungen elektromagnetischer Wellen mit Materie zu untersuchen. [5] Andere technologische Anwendungen werden unter elektromagnetischer Strahlung beschrieben.


Unterschiede zwischen Wärmebild- und IR-Strahlern bei Nachtsichtgeräten

Möglicherweise sind Sie auch mit den IR-Strahlern vertraut, die in Verbindung mit Nachtsichtbrillen verwendet werden.

Das hört sich ähnlich an, ist aber tatsächlich eine ganz andere Art, nachts zu sehen.

Ein IR-Strahler projiziert Nahinfrarotlicht, das von Objekten in kurzer bis mittlerer Entfernung reflektiert wird.

Ein Nachtsichtgerät im PVS-14-Stil kann einen IR-Strahler verwenden, um eine bessere Nachtsicht zu bieten – aber es ist leicht zu erkennen

Dieses reflektierte (unsichtbare) Licht kann mit Nachtsichtgeräten aufgenommen und betrachtet werden, die eine Bild- (oder Licht-)Verstärkung bieten.

Somit können diese Infrarotlichtquellen verwendet werden, um das verfügbare Umgebungslicht für die Umwandlung durch Nachtsichtgeräte zu verstärken.

Stellen Sie sich das so vor, als würden Sie eine unsichtbare Taschenlampe auf ein entferntes Objekt richten.

Aber es ist keine sehr heimliche Art, im Dunkeln zu sehen.

Das liegt daran, dass Sie ein IR-Licht projizieren, das von allen anderen mit Nachtsichtbrillen gesehen werden kann – einschließlich Ihres Gegners.

Sie können Ihren Standort leicht lokalisieren.

In diesem Artikel werden wir speziell über die Wärmebildtechnik sprechen.

Denn dies ist die heimlichste Art, nachts zu sehen – und in völliger Dunkelheit.


AstroSat: Konzept zu Errungenschaften

AstroSat hat am 28. September 2020 einen 5-jährigen erfolgreichen In-Orbit-Betrieb abgeschlossen. AstroSat ist ISROs erster indischer Mehrwellenlängensatellit, der als Weltraumobservatorium betrieben wird. Er ist der einzige Satellit, der mit verschiedenen Instrumenten gleichzeitig im fernen UV und einem breiten Röntgenband von 0,3 bis 80 keV beobachten kann. Diese Astronomiemission wurde nach dem Erfolg mehrerer Huckepack-Astronomieexperimente konzipiert, die zuvor auf indischen Satelliten geflogen wurden. AstroSat ist das Ergebnis der Zusammenarbeit zwischen ISRO und mehreren Astronomieinstitutionen in Indien und im Ausland. Es gibt über 150 begutachtete Veröffentlichungen, die aus Daten von AstroSat resultieren, zusätzlich zu Astronomietelegrammen, Rundschreiben und Konferenzbänden. Dieses Papier bietet eine kurze Zusammenfassung der Entwicklung des Astrosat-Konzepts, seiner Umsetzung und der wissenschaftlichen Ergebnisse dieser Mission.

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


Krebsnebel-Pulsar-Bildsequenz möglich?

Ich bin auf einen netten Film über den Pulsarpulsar des Krebsnebels gestoßen:

Der jeweilige Film/Gif befindet sich auf halbem Weg auf der Seite.

"Indem wir eine schnelle Sequenz von Lucky Images falten, können wir einen Film des Pulsars im Kern des Krebsnebels erstellen. Er variiert in einem Zyklus von 30 Millisekunden, mit einem hellen Blitz sowie einem schwächeren Zwischenpuls."

Ich frage mich, ob diese Art der Aufnahme von Pulsar-Bildsequenzen mit Firecapture, einer ZWO-Asi-224-Kamera und einem 10"- oder 14"-SCT möglich ist?

Danke für alle Gedanken im Voraus. Außerdem würde ich gerne Aufnahmen sehen, die Bewegung zeigen.

Bearbeitet von Thomas Ashcraft, 29. November 2016 - 18:21 Uhr.

#2 jhayes_tucson

Interessant. Ich bezweifle, dass es mit der gleichen Technik genug Licht für meinen C14 geben würde. Unabhängig davon würde es Spaß machen, einen Film zu bekommen, und ich habe vor einiger Zeit über diese Idee nachgedacht. Ich glaube nicht, dass man glückliche Bilder braucht, um einen Film zu machen. Da die Frequenz bekannt ist, denke ich, dass der Trick darin bestehen könnte, einen synchronen Chopper zu verwenden, damit jeder Frame zeitlich integriert werden kann. Jedes Bild im Film würde in einer anderen Phase aufgenommen. Ich habe gerade diesen Stern abgebildet und er ist mit einer 20-minütigen Belichtung leicht zu sehen, also sollte es möglich sein. Mit dem richtigen Setup dauert es vielleicht nur einen einzigen Abend, um es durchzuziehen.

#3 Thomas Ashcraft

Ich hoffe, Sie versuchen es und haben Erfolg. Hoffe zu sehen, was du bekommst. - Tom

#4 freestar8n

Ich kenne jemanden, der dies vor einigen Jahren mit EdgeHD14 versucht hat und es einfach nicht genug Signal gab. Aber mit aktuellen Kameras und geringerem Leserauschen könnte es möglich sein. Sie benötigen gute Zeitstempel für die Belichtungen mit geringem Jitterfehler.

#5 jhayes_tucson

John,

Ich hoffe, Sie versuchen es und haben Erfolg. Hoffe zu sehen, was du bekommst. - Tom

Ich habe mich nicht dazu verpflichtet, es auszuprobieren, aber wie gesagt, es ist Macht mit der richtigen Einstellung möglich sein. Mit der Chopper-Idee können die einzelnen Belichtungen viel Belichtung pro Bild erfordern - vielleicht im Bereich von 100-200 Minuten/Bild mit einem Arbeitszyklus von 1:10. Meine frühere Aussage, dass es möglich sein könnte, alle Daten in einer Nacht zu erhalten, ist wahrscheinlich zu optimistisch. Die Synchronisierung der Frames auf 1/30 Sekunde zwischen den einzelnen Sitzungen wäre eine Herausforderung. Dies könnte mit einem GPS-Signal erfolgen, aber das erhöht die Komplexität noch etwas. Trotzdem ist es eine interessante Idee.

#6 Rick J

Ich kenne die verwendete Größe des Oszilloskops nicht, aber ein O'scope, das mit der richtigen Rate synchronisiert und an eine Photomultiplier-Röhre angeschlossen war, ermöglichte es, den Peak zu scannen, indem der Beginn des Fensters langsam angepasst und über die Zeit der Peakintensität gescannt wurde. Ich glaube, so hat mir Don Taylor einmal erklärt, wie seine Doktoranden seine optische Entdeckung gemacht haben. In der ersten Nacht hatten sie die falsche Synchronisierungsrate, also schlugen sie fehl, waren aber erfolgreich, sobald sie die richtige Rate hatten. Ich kann mich nicht erinnern, ob sie den Nebenpeak abgeholt haben.

Ich denke, die heutigen Kameras mit einem 14-Zoll-Zielfernrohr könnten es leicht nach Johns Methode finden. Der Arbeitszyklus ist nicht wirklich beteiligt. Ich kann es in 10 Sekunden mit meiner Kamera mit hohem Leserauschen aufnehmen und ist die meiste Zeit natürlich ausgeschaltet. Eine Reihe von abgehackten 1-Minuten-Fenstern, die langsam über die Spitzenzeit gescannt werden, sollte das Auf- und Abfahren erkennen. Ein rotierender Verschluss, der von einer genauen Steuerung gesteuert wird, sollte die Arbeit erledigen, die ich denke. Die Pünktlichkeit zu finden, kann der schwierigste Teil sein. Ich nur Ich habe keinen solchen Verschluss, sonst würde ich es versuchen, wenn diese Wolken und der Schnee jemals verschwinden.

#7 freestar8n

Mit einem mechanischen Chopper und Langzeitbelichtungen ist das sicher möglich und wurde glaube ich schon mehrfach mit sct's gemacht. Ein Beispiel ist hier:

Das technische Hauptproblem besteht darin, den Chopper einzurichten und zu steuern - usw. Auf der Kameraseite gibt es wenig Anforderungen, da sie in jeder Phase Langzeitbelichtungen durchführt. Aber das ist alles Old School – und so wurde der Pulsar vor Jahrzehnten erstmals abgebildet.

Aber ich kenne niemanden, der ausschließlich Videotechniken mit einer SCT- und einer nicht ausgefallenen Kamera verwendet, um dasselbe zu tun - basierend auf roh aufgenommenem Video und ohne Chopper. Aber ich denke, es ist heutzutage mit Kameras mit hoher QE und geringem Leserauschen bei hohen Bildraten in Reichweite.

Der oben erwähnte Versuch wurde hauptsächlich durch Leserauschen eingeschränkt. Ich denke es sollte mit der ASI-1600 bei High Gain und Cropped Field Capture möglich sein. Es würde gutes Sehen und Fokus erfordern, damit die fwhm für maximales snr so klein wie möglich ist. Ich glaube nicht, dass mehr als eine kontinuierliche Videoaufnahme erforderlich ist.

#8 jhayes_tucson

#9 jhayes_tucson

Mit einem mechanischen Chopper und Langzeitbelichtungen ist das sicher möglich und wurde glaube ich schon mehrfach mit sct's gemacht. Ein Beispiel ist hier:

Das technische Hauptproblem besteht darin, den Chopper einzurichten und zu steuern - usw. Auf der Kameraseite gibt es wenig Anforderungen, da sie in jeder Phase Langzeitbelichtungen durchführt. Aber das ist alles Old School – und so wurde der Pulsar vor Jahrzehnten erstmals abgebildet.

Aber ich kenne niemanden, der ausschließlich Videotechniken mit einer SCT- und einer nicht ausgefallenen Kamera verwendet, um dasselbe zu tun - basierend auf roh aufgenommenem Video und ohne Chopper. Aber ich denke, es ist heutzutage mit Kameras mit hoher QE und geringem Leserauschen bei hohen Bildraten in Reichweite.

Der oben erwähnte Versuch wurde hauptsächlich durch Leserauschen eingeschränkt. Ich denke es sollte mit der ASI-1600 bei High Gain und Cropped Field Capture möglich sein. Es würde gutes Sehen und Fokus erfordern, damit die fwhm für maximales snr so klein wie möglich ist. Ich glaube nicht, dass mehr als eine kontinuierliche Videoaufnahme erforderlich ist.

Danke für den Hinweis Frank! Endlich hatte ich Zeit es zu lesen und es beschreibt genau das was ich mir vorgestellt hatte. Das ist ein ausgezeichnetes Papier und der Autor hat großartige Arbeit geleistet, um die zeitlichen Details durchzugehen (die ich wirklich nicht bedacht hatte). Wo wurde das veröffentlicht?

Bearbeitet von jhayes_tucson, 01. Dezember 2016 - 11:21 Uhr.

#10 freestar8n

Ich habe diese Referenz gerade von einer Google-Suche erhalten - daher weiß ich nicht viel darüber. Aber ich denke, im Laufe der Jahre haben mehrere Leute scts in Kombination mit einem optischen Chopper verwendet, um das Blinken des Krebspulsars einzufangen.

Der vom OP bereitgestellte Link ist anders, da kein Chopper beteiligt ist. Es ist nur Rohvideo und sehr kurze Belichtungen - mit einer sehr teuren Kamera. Im Gegensatz zur Verwendung eines Choppers in Kombination mit einer nicht speziellen Kamera.

Aber neu ist heutzutage, dass recht preiswerte Kameras das Blinken des Pulsars einfangen können - und das ganz ohne Chopper. Sie nehmen einfach einen Videostream auf und stapeln ihn dann auf verschiedene Weise, um die hellen und dunklen Perioden einzufangen. Das ist, was die Referenz des OP getan hat.

Bei einer modernen Videokamera beträgt die Einschaltdauer grundsätzlich 100 %. Wenn der Pulsar also etwa 30 Hz hat, können Sie ein 60fps-Video ausprobieren und sehen, was Sie erhalten. Sie belichten einfach einen Videostream mit etwa 60 fps und 15 ms Belichtung – und dann bearbeiten und stapeln Sie verschiedene Phasen des Videostreams.

Ich war vor ein paar Jahren daran beteiligt - aber mit einer früheren Videokamera, die ziemlich viel Leserauschen hatte. Mit dem ASI - all das wird möglich - denn hier zählt nur QE und Leserauschen. Also ich denke, es sollte mit EdgeHD14 und ASI-1600 möglich sein - und nur eine Videoaufnahme von einiger Zeit - viele Minuten - aber nicht Stunden.

Einzige Voraussetzung ist, dass die einzelnen Rahmen einen Stern - jeden Stern - aufweisen, der zum Ausrichten und Stapeln verwendet werden kann. Aber ich denke, 14" Blende und 15ms sollten ok sein.

#11 Thomas Ashcraft

Frank schrieb: "Ich denke, es sollte mit EdgeHD14 und ASI-1600 möglich sein - und nur eine Videoaufnahme von einiger Zeit - viele Minuten - aber nicht Stunden.

Einzige Voraussetzung ist, dass die einzelnen Rahmen einen Stern - jeden Stern - aufweisen, der zum Ausrichten und Stapeln verwendet werden kann. Aber ich denke, 14" Blende und 15 ms sollten ok sein."

Ja. Es scheint, als ob die Prosumer-Videotechnologie jetzt in der Lage ist oder zumindest kurz davor steht, so schnell zu erfassen. Aber ob der C14 genug Lichtgriff hat, ist eine andere Frage. Dennoch denke ich, dass es so ist. - Tom

#12 jhayes_tucson

Ich habe diese Referenz gerade von einer Google-Suche erhalten - daher weiß ich nicht viel darüber. Aber ich denke, im Laufe der Jahre haben mehrere Leute scts in Kombination mit einem optischen Chopper verwendet, um das Blinken des Krebspulsars einzufangen.

Der vom OP bereitgestellte Link ist anders, da kein Chopper beteiligt ist. Es ist nur Rohvideo und sehr kurze Belichtungen - mit einer sehr teuren Kamera. Im Gegensatz zur Verwendung eines Choppers in Kombination mit einer nicht speziellen Kamera.

Aber neu ist heutzutage, dass recht preiswerte Kameras das Blinken des Pulsars einfangen können - und das ganz ohne Chopper. Sie nehmen einfach einen Videostream auf und stapeln ihn dann auf verschiedene Weise, um die hellen vs. dunklen Perioden einzufangen. Das ist, was die Referenz des OP getan hat.

Bei einer modernen Videokamera beträgt die Einschaltdauer grundsätzlich 100%. Wenn der Pulsar also etwa 30 Hz hat, können Sie ein 60fps-Video ausprobieren und sehen, was Sie erhalten. Sie belichten einfach einen Videostream mit etwa 60 fps und 15 ms Belichtung – und dann bearbeiten und stapeln Sie verschiedene Phasen des Videostreams.

Ich war vor ein paar Jahren daran beteiligt - aber mit einer früheren Videokamera, die ziemlich viel Leserauschen hatte. Mit dem ASI - all das wird möglich - denn hier zählt nur QE und Leserauschen. Also ich denke, es sollte mit EdgeHD14 und ASI-1600 möglich sein - und nur eine Videoaufnahme von einiger Zeit - viele Minuten - aber nicht Stunden.

Einzige Voraussetzung ist, dass die einzelnen Rahmen einen Stern - jeden Stern - aufweisen, der zum Ausrichten und Stapeln verwendet werden kann. Aber ich denke, 14" Blende und 15ms sollten ok sein.

Ja, das könnte funktionieren, aber bei 60 fps würde man nur den Stern blinken lassen. Der Vorteil ist, dass es sehr einfach wäre, es auszuprobieren. Ich dachte daran, vielleicht zehn Frames pro Zyklus zu bekommen. Wie das Papier zeigt, ist das keine ganz triviale Übung, daher bezweifle ich, dass ich die Energie habe, es ernsthaft zu versuchen.

#13 freestar8n

Tatsächlich - wenn Sie eine lange Sequenz von Frames haben, die leicht von der genauen Periode des Zyklus abweicht, können Sie selektiv Teilmengen der Frames stapeln, um Bilder zu erhalten, die verschiedene Phasen der Variation zeigen. Bei einer Belichtung von 10 ms können Sie es wie ein sanft gleitendes Fenster behandeln, das die gesamten 30 ms-Perioden abtastet. Sie brauchen nur viele Frames - und es wäre einfacher, wenn die Framerate nicht driften würde. Aber solange es sich um eine Kamera handelt, die im Videomodus arbeitet, wie die ASI, pumpt sie Frames mit ihrer eigenen Uhr aus und sollte nicht viel driften.

Nochmals - dieser Ansatz wurde im Grunde genommen in der Referenz des OP verwendet. Das meinen sie mit "eine schnelle Sequenz falten" in der Bildunterschrift unter dem Bild. Es ist im Wesentlichen ein Stroboskopieren durch die Sequenz in der Nachbearbeitung.

Um zu wissen, ob dies machbar ist oder nicht, müssen Sie nur einen ASI in einem 14-Zoll-Sct verwenden, der sehr gut auf den Nebel fokussiert ist - und sehen, ob Sie einen der Feldsterne in einer 10-ms-Belichtung bei hoher Verstärkung sehen können - wo das Leserauschen etwa 1e beträgt.Wenn Sie einen Stern sehen, wissen Sie, dass Sie die Frames ausrichten und stapeln können - und da das Leserauschen so gering ist, können Sie viele von ihnen stapeln, um den schwächeren Begleiter herauszuziehen, selbst wenn er es ist. t in einem einzigen Frame sichtbar.

Das Schöne daran ist - keine beweglichen Teile - und alles kommt durch die Verarbeitung eines einzigen Videostreams.

Oh - und als ich vor ein paar Jahren etwas mit jemandem zu tun hatte, der dies vor einigen Jahren tat, konnten sie mit einer früheren Kamera - ich glaube eine Lumenera - mit einer früheren Kamera - ich glaube eine Lumenera - Bilder mit einem Stern bei ziemlich kurzen Belichtungen um 10 ms mit 14" aufnehmen. Aber die Stapel waren zu Ich denke, es sollte jetzt mit höherer QE und viel geringerem Leserauschen funktionieren.


4. SIMULATIONEN

Um eine vollständig konsistente Behandlung von Totzeiteffekten im PDS und im Kospektrum zu ermöglichen, haben wir eine Vielzahl von Simulationen durchgeführt. In jeder Simulation produzierten wir zwei Ereignisreihen mit Variabilität, eine für jedes FPM, und analysierten die Daten mit Kospektrum und PDS vor und nach der Anwendung eines Totzeitfilters. Dabei haben wir die Eigenschaften des Cospektrums im Detail untersucht und mit denen der PDS verglichen. In den folgenden Abschnitten werden wir das Verfahren detaillierter erläutern und zeigen, dass das Kospektrum als sehr guter Proxy einer PDS mit subtrahiertem weißem Rauschen angesehen werden kann, wenn auch mit einigen Korrekturen, um den gemessenen Effektivwert zu berücksichtigen.

4.1. Verfahren

Erzeugung von Lichtkurven. Wir verwendeten das Verfahren von Davies & Harte (1987), das den Astronomen von Timmer & Koenig (1995) vorgestellt wurde, um Lichtkurven zwischen zwei Zeiten zu simulieren, t0 und t1, aus einer Reihe von PDS-Modellformen, die QPOs enthalten. Die Abtastfrequenz der Lichtkurven war mindestens viermal höher als die maximale Frequenz der in die Simulation einbezogenen Variabilitätskomponenten. Wir normalisierten die Lichtkurven, um die gewünschte mittlere Zählrate und Gesamt-Effektivwert-Variabilität (7–10 %) zu erhalten. Um später PDSs mit einer gegebenen maximalen Zeitskala berechnen zu können T (siehe "Berechnung der PDSs und des Kospektrums" unten) simulierten wir mindestens 10 mal längere Lichtkurven, nach den Vorgaben von Timmer & Koenig (1995), um Aliasing zu vermeiden.

Generierung von Ereignislisten. Aus jeder Lichtkurve haben wir zwei Ereignislisten generiert, die dem Signal aus den beiden Fokusebenen entsprechen. Jede Ereignisliste wurde wie folgt erstellt: Zuerst haben wir die Anzahl berechnet Neinspeichern von Ereigniszeiten, die als Zufallsstichprobe aus einer Poisson-Verteilung generiert werden sollen, die auf die Anzahl der erwarteten Gesamtphotonen zentriert ist (Summierung aller erwarteten Lichtkurvenzahlen), dann generierten wir Neinspeichern Ereignisse mit a Monte-Carlo-Annahme-Ablehnungs-Methode. Dies ist eine klassische Monte-Carlo-Technik, eine allgemeinere Behandlung findet sich in den meisten Lehrbüchern über Monte-Carlo-Methoden (z. B. Gentle 2003). In unserem Fall haben wir folgendes Verfahren verwendet: (1) für jedes Ereignis haben wir eine Ereigniszeit simuliert, te, gleichmäßig verteilt zwischen t0 und t1, und ein zugehöriger zufälliger Amplitudenwert ("Wahrscheinlichkeit") EINe zwischen 0 und dem Maximum der Lichtkurve (2) haben wir alle verworfen te Werte, deren zugehörige EINe Werte waren höher als die Lichtkurve bei te Um mögliche Störeffekte durch eine schrittweise Modelllichtkurve zu vermeiden, haben wir a kubischer Spline Interpolation um die Lichtkurve zwischen den Bins anzunähern (3) haben wir die Ereignisliste sortiert nach te. Um die Auswirkungen des Hintergrunds zu simulieren (durch die Pipeline herausgefilterte Störereignisse, außerhalb der Quellenregionen aufgezeichnete Ereignisse usw.), haben wir auch zwei Hintergrundserien mit konstantem durchschnittlichen Fluss erzeugt, eine für jede simulierte Quellenlichtkurve.

Totzeitfilterung. Für jede Ereignisliste haben wir eine entsprechende Ereignisliste mit Totzeitbeeinflussung erstellt, indem wir einen einfachen Totzeitfilter angewendet haben: Für jedes Ereignis haben wir alle Ereignisse in den 2,5 ms danach eliminiert. Quellen- und Hintergrundereignisse trugen gleichermaßen zur Totzeit bei. Wir haben verschiedene Versionen des Totzeitfilters verwendet, indem wir die Totzeit zwischen den Ereignissen (von

0,1ms). Die schädliche Wirkung der variablen Totzeit betrifft jedoch hauptsächlich die Subtraktion des weißen Rauschens. In unserem Fall (Abbildung 1) ermöglicht uns das Kospektrum, dieses Problem zu überwinden, da sein weißes Rauschen null ist, und wir haben verifiziert, dass die anderen Effekte in den Fällen mit konstanter und variabler Totzeit nicht signifikant unterschiedlich sind. Im Folgenden behandeln wir den Fall mit konstanter Totzeit.

Berechnung der PDSs und des Kospektrums. Wir haben jedes Paar von Ereignislisten in Längensegmente unterteilt T, und berechnete die PDS in jedem der Segmente und die CPDS aus jedem Paar davon. Anschließend haben wir den Durchschnitt der PDSs und CPDSs aus allen Segmenten gebildet. Der weiße Rauschpegel des CPDS ist bereits 0. Für die PDSs, die nur im idealen Null-Totzeit-Fall verwendet werden, haben wir den theoretischen Poisson-Pegel (zwei bei der Leahy-Normalisierung) abgezogen. Wir haben dann die PDSs und CPDSs rebined, entweder durch einen festen Rebin-Faktor oder durch Mittelung einer größeren Anzahl von Bins bei hohen Frequenzen, ungefähr einer geometrischen Progression folgend. Schließlich haben wir die Leahy-normalisierten PDSs mit (B + S)/S 2 (wo B ist die Hintergrundzählrate und S ist die mittlere Quellenzählrate), um die in der Literatur häufig verwendete quadrierte rms-Normalisierung zu erhalten (Belloni & Hasinger 1990 Miyamoto et al. 1991). Der CPDS wurde stattdessen mit dem Faktor multipliziert, wobei Balken die geometrisch Durchschnitte der Zählraten in jeder der beiden Ereignislisten, die zur Berechnung verwendet wurden. 19

Schließlich haben wir das Kospektrum berechnet, indem wir den Realteil des CPDS genommen haben. Wie oben beschrieben, haben wir jedem letzten Bin des Cospectrums zugeordnet cich eine Unsicherheit, berechnet aus dem geometrischen Mittel der PDSs in den beiden Kanälen, geteilt durch , wobei M ist die Anzahl der gemittelten Spektren und W ist die Anzahl der nachfolgenden Bins, die gemittelt werden, um zu erhalten cich.

Montageverfahren. Cospectra benötigt keine Poisson-Rausch-Subtraktion für PDSs, wir haben eine Konstante an das Intervall außerhalb des Frequenzbereichs mit QPOs angepasst. Da wir in den folgenden Abschnitten in allen unseren Beispielen Leistungsspektren zeigen werden, die durch Mittelung von mehr als 50 PDSs erhalten wurden, befinden wir uns im Gaußschen Regime und eine Anpassung mit Standard-χ2-Minimierungsroutinen ist für die Präzision, an der wir interessiert sind, angemessen ( van der Klis 1989 Barret & Vaughan 2012).

Dann haben wir die QPOs mit einem Lorentz-Profil in XSPEC 20 (Arnaud 1996) ausgestattet. Fehler wurden durch eine Monte-Carlo-Markov-Kette berechnet, da die Intervalle, bei denen der χ 2 der Anpassung ohne eingefrorene Parameter um 1 anstieg, nach Lewin et al. (1988) wird erwartet, dass die Bedeutung des Nachweises von QPOs

wo r ist der Effektivwert und Δν ist die äquivalente Breite des Merkmals (für einen Lorentzian ist Δν = π/2 × FWHM). Der genaue Proportionalitätsfaktor hängt von der Definition der Signifikanz ab. In unserem Fall wurde die Signifikanz von QPOs als das Verhältnis zwischen der Amplitude des Lorentzian und seinem Fehler definiert. Die so berechnete Signifikanz ergibt einen Wert

2 mal niedriger als mit der Überschussleistung à la Lewin et al. (1988) (ein Faktor zwei wird erwartet, da die Gaußschen Fehler über berechnet werden R, und die überschüssige Leistung über R + siehe Boutelier 2009 Boutelier et al. 2009), aber der Trend in Gleichung (4) gilt unter der Voraussetzung, dass die Variabilität durch das Poisson-Rauschen dominiert wird.

4.2. Simulationsergebnisse

Erster Blick. Die Simulation in Bild 1 zeigt den Vergleich zwischen PDS und Kospektrum mit und ohne Totzeit für reines Poisson-Rauschen. Aus diesen Simulationen ist klar, dass die PDS mit subtrahiertem weißem Rauschen und das Kospektrum im Fall ohne Totzeit äquivalent sind. Es ist sofort ersichtlich, dass der problematischste Effekt der Totzeit, die Modulation des weißen Rauschpegels, im Kospektrum verschwindet. In den folgenden Abschnitten untersuchen wir die Frequenz- und Zählratenabhängigkeit dieser Größen genauer.

Frequenzabhängigkeit. Die allgemeinen statistischen Eigenschaften des PDS und des Kospektrums sind ebenfalls sehr ähnlich, sowohl im totzeitbeeinflussten als auch im Null-Totzeit-Fall. Abbildung 1, Panel (d), zeigt, dass die Varianz des Kospektrums und des PDS ein konstantes Verhältnis von zwei sowohl in den sauberen als auch in den totzeitbeeinflussten Datensätzen beibehält. Dies macht es einfach, die Varianz der Kospektrumswerte für die nachfolgende Analyse zu berechnen, indem einfach die bekannten Eigenschaften der PDS verwendet werden, wobei die Varianz gerade gleich dem Quadrat der Potenz ist (in der Leahy-Normalisierung).

Anders als man sich vorstellen könnte, ist es möglich, auch bei Frequenzen, die am stärksten von der Totzeit betroffen sind, d. h. über 1/τ, Variabilität zu erkennend. Abbildung 2 zeigt, dass QPOs bei allen Frequenzen nachweisbar sind, wenn auch mit einer gewissen Modulation des beobachteten Effektivwerts. Um diese Effektivwertänderung zu messen, haben wir simuliert

500 Lichtkurven unter Verwendung der obigen Methode, die jeweils einen einzelnen QPO mit gleichmäßig zwischen 5 und 1000 Hz verteilten Frequenzen enthalten, rms = 10% und FWHM = 2 Hz. Wie oben erläutert, haben wir aus jeder Lichtkurve zwei Ereignislisten erhalten, um die Signale der beiden Detektoren zu simulieren. Wir erstellten für jedes Paar von Ereignislisten das Kospektrum, die beiden PDSs und eine Gesamt-PDS einschließlich der Zählungen von beiden Detektoren, sowohl im Null-Totzeit- als auch im Totzeit-betroffenen Fall. Die resultierenden Spektren haben wir dann mit einem Lorentz-Modell in XSPEC angepasst.

Figur 2. QPOs gleich Q Faktor (20) und RMS-Amplitude (8%) bei verschiedenen Frequenzen. Die Einheiten in diesem Diagramm und in allen folgenden Leistungsspektren oder Kospektren, wenn nicht anders angegeben, sind Leistung×Frequenz. Graue Punkte zeigen das standardmäßige, totzeitbeeinflusste PDS. Der zu subtrahierende weiße Rauschpegel in den totzeitbeeinflussten Datensätzen wurde zwischen 10 und 20 Hz (Minimum zwischen zwei QPOs) berechnet, während wir im totzeitfreien Fall den theoretischen Pegel (2 bei Leahy-Normalisierung) subtrahiert haben.

Abbildung 3 zeigt die mit dem PDS und dem Kospektrum gemessene Änderung des Effektivwerts mit und ohne Totzeit. Der gemessene Effektivwert in den Null-Totzeit-PDSs stimmt mit dem Null-Totzeit-Kospektrum überein, während das totzeitbeeinflusste Kospektrum eine frequenzabhängige Abweichung vom wahren Effektivwert ergibt, wobei die Abweichung dem gleichen Trend wie die Varianz folgt ( siehe auch Abbildung 1).

Figur 3. Oben: Variation des Effektivwerts eines QPO bei verschiedenen Spitzenfrequenzen, gemessen mit den verschiedenen Techniken und mit und ohne Totzeit. Jeder Punkt repräsentiert einen simulierten QPO mit rms = 10% und FWHM = 2 Hz. Für diesen Plot wurden insgesamt 281 Simulationen verwendet. (Unten) Signifikanz gemessen mit jeder Methode. Die Gesamt-PDS hat im No-Tot-Time-Fall erwartungsgemäß wegen der doppelten Photonenzahl etwa die doppelte Bedeutung der Einzelmodul-PDS. Der CPDS im Fall ohne Totzeit ist um einen Faktor höher als der Einzel-PDS und um den gleichen Betrag niedriger als der Gesamt-PDS. Das totzeitbeeinflusste CPDS hingegen hat aufgrund des Fehlens von Photonen ein viel niedrigeres Niveau. Der Signifikanzabfall hängt nicht von der Häufigkeit der QPO ab, sondern nur von der Zählrate (siehe Abbildung 4).

Die Detektionssignifikanz ist nicht in jedem Fall frequenzabhängig, mit oder ohne Totzeit. Die Abnahme der Signifikanz wird stattdessen durch die beobachtete Zählrate getrieben, wie wir gleich diskutieren werden. Im Fall ohne Totzeit ist die Signifikanz der einzelnen PDSs etwa halb so groß wie die der Gesamt-PDS, da die Signifikanz direkt proportional zur Intensität des Signals ist (Gleichung (4)), und in der Gesamt-PDS wird zweimal verwendet die Zahl der Photonen. Das Null-Totzeit-Kospektrum ergibt stattdessen eine niedrigere Signifikanz als die Gesamt-PDS und um den gleichen Betrag höher als die Einzelmodul-PDS. Dies ist nur ein Effekt des Faktors zwischen den Standardabweichungen des Kospektrums und der Einzelmodul-PDS. Aus Abbildung 3 wird deutlich, dass es vorteilhaft ist, die Gesamt-PDS für niedrige Zählraten mit vernachlässigbarer Totzeit und ansonsten das Kospektrum zu verwenden, jedoch mit den oben gezeigten Formeln und Simulationen, um die frequenzabhängige Verzerrung der . zu berücksichtigen Effektivwert Amplitude.

In summary, the important point that Figure 3 makes is that QPOs are still detectable at any frequency, even those heavily affected by dead time, albeit with a change of the measured rms that must be taken into account.

Count rate dependence. We now investigate how the measured rms is influenced by count rate. Figure 4 and 5 show the variation with count rate in the detected rms of a QPO at 30 Hz, FWHM = 2 Hz, and rms = 7.5%, in two cases: increasing total count rate, and fixed total (source + background) count rate with variable source count rate. For the first case, since 30 Hz 1/τd and the higher-order corrections are not needed, we use van der Klis (1989 Equations (3.8) and (4.8)) to obtain

This relation is plotted with a dashed line in the top panel of Figure 4 and it is in remarkably good agreement with the simulated data.

Figure 4. Similar to Figure 3, but with the centroid frequency of the QPO fixed at 30 Hz and letting the count rate vary between 10 and 1000 counts s −1 . A total of 118 simulations were used in this plot. The line shows Equation (5). It is not a fit, and describes the data remarkably well. In the bottom panel, we plot the detection significance for all the cases. The lines, again, are not fitted, they only show the theoretical prediction from Equation (4). All dead-time-free cases are in good agreement with a linear increase with count rate below

500counts s −1 , above which some curvature appears due to the departure from the quasi-Poissonian regime. The dead-time-affected case is in good agreement with Equation (4) if, instead of the incident count rate (dashed line), one uses the observed count rate (solid line see Equation (5)).

Figure 5. Dependence of the rms on the relative contribution of the source in a given energy range to the total count rate. The 132 simulations that compose this plot show how the rms drop is stronger if the source signal dominates the total signal, since the source signal contributes more to the total dead time. The solid black line shows Equation (6). It is not a fit.

In general, one would expect the significance of detection in the PDS to be proportional to the incident count rate and to the square of the rms (Equation (4)). This condition holds if the QPO can be considered a small disturbance in an otherwise Poissonian process, or (Lewin et al. 1988). In the bottom panel of Figure 4, we fit Equation (4) below 600 counts s −1 , with a multiplicative constant due to the slightly different definition of the 1σ error that we use (Δχ 2 = 1 instead of the Leahy et al. (1983) definition). The best-fit multiplicative constant,

1./2.2, turns out to be consistent with the factor of two expected from the fact that we are using Gaussian fitting instead of excess power (see Section 4.1). The departure from the linear condition above

600 counts s −1 is evident. Indeed, it is expected that at count rates above 0.1ν/rms, the significance starts departing from the linear trend. The total PDS is visibly more affected because its count rate is double that of the single-module PDS. The significance of detection with the cospectrum is lower than that of the total PDS, while it is higher than that of the PDS from a single module. The dead-time-affected cospectrum, instead, has a large deviation from the linear trend. This is just an effect of the diminishing count rate due to dead time. In fact, what is plotted is the incident count rate. If one converts it to the detected count rate, the linear relation between count rate and significance still holds (solid line).

The second case (Figure 5) clearly shows a linear decrease of the measured rms as the source gains counts with respect to the background. Again, by using van der Klis (1989 Equations (3.8) and (4.8)), but this time putting the total count rate (rim + rback, in, where rback, in is the non-source count rate) in the relation between incident and observed count rates, one obtains

This means that the measure of rms we obtain in our data will generally be affected more if the source signal dominates the background, as is the case in most NuSTAR observations of bright sources. In the examples that we present below, we make use of Monte Carlo simulations similar to the ones above to estimate the change of rms at the count rate of the sources we observe.


How bright is the Crab Pulsar's 30 Hz modulation in visible light? What color is it? - Astronomie

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Periods of one second are typical although pulsars have been discovered with periods from a few milliseconds (one millisecond equals 0.001 seconds) up to eight seconds. le principe de la roue à fentes dont la vitesse de rotation est difficile The accuracy in microseconds with which the ephemeris defined This so-called characteristic, or timing, age can be in close agreement with the actual age. This is the remnant of a supernova that exploded in 1054 A.D. Month Il reste The 30-Hz rotation rate of the Crab pulsar has been monitored at Jodrell Bank Observatory since 1984 and by other observatories before then. La fréquence de sortie est ajustable une périodicité du signal toutes les 5.3 images. ordre. The optical pulsar has a diameter of about 20 kilometres. quoted in terms of T.D.B. The short period of the Crab pulsar made it very unlikely that the star was a pulsating white dwarf. La pose maximum pour un découpage de la période en 8 ou10 images sera (ms) = 3.63511677858522E-05*(JJréduit) + 31.6314733479109, Le jour julien the whole calendar month, using the DE200 ephemeris. (le dépouillement The uncertainty in the observed barycentric frequency 'Nu', in mn. The observed period, in seconds, calculated by the HEASARC from the calculated by the HEASARC from the standard relation P_dot = - Nu_dot/Nu2. de calcul ultra-simple utilisant cette formule (ce qui ne dispense pas • CRAB PULSAR Situated in Crab Nebula Second Pulsar discovered Has period 33 milliseconds Forms major portion of emissions from the Crab Nebula IMPORTANT PULSARS A slow-motion movie of the Crab Pulsar taken at 800 nm wavelength (near- infrared) using a Lucky Imaging camera from Cambridge University, showing the bright pulse and fainter interpulse Nous avons donc enchainé 40 poses de 10 secondes: ce premier La nébuleuse a été observée pour la première fois en 1731 par John Bevis, puis en 1758 par Charles Messier qui en fait le premier objet de son catalogue (ca… They used this data to create two simple equations that predict the pulsar's spin rates in the future. alternative générée par un multivibrateur piloté par quartz 2 MHz suivi mises en jeux un dispositif electro-mécanique (obturateur à base infinite frequency at the barycentre of the solar system, in seconds. The images, taken over a period of several months, show that the Crab is a far more dynamic object than previously understood. très sensiblement linéaire. Pulsars were discoveredserendipidously in 1967 on chart-recorder records obtained during alow-frequency (=81 MHz) survey of extragalactic radio sourcesthat scintillate in the interplanetary plasma, just as stars twinkle inthe Earth's atmosphere. The Crab nebula pulsar in the constellation Taurus has a period of $33.5 imes 10^ <-3>mathrm,$ radius $10.0 mathrm,$ and mass $2.8 imes 10^ <30>mathrm$ The pulsar's rotational period will increase over time due to the release of electromagnetic radiation, which doesn't change its radius but reduces its rotational energy. Crab Nebula interstellar medium pulsar frequency Declination Julian Date radio telescope parsecs dispersion magnetic field radio waves period electromagnetic spectrum neutron star resolution speed of light electromagnetic radiation Universal Time (UT) Right Ascension 3. JPL_Time The first set of d ata was obtained in October 2008 with the ultra-fast photon counter Aqueye (Barbieri et al. devoir augmenter le rapport signal/bruit. paysage. For the Crab pulsar no glitch correction is applied, but the ephemeris data will be updated periodically (once or twice a year) to the latest Jodrell Bank data while it is available. At the time of its discovery it was not clear that the detected single, bright pulses belonged to a periodically emitting source. If the PEP311 ephemeris The Crab Pulsar is believed to be about 28-30 km in diameter it emits pulses of radiation every 33 milliseconds. va donc directement dans le moteur, sur l'axe duquel est fixé le réelle du quartz n'est jamais connue précisement: d'après The Crab Nebula is a supernova remnant generated by a star that exploded 7500 years ago, whose light reached Earth in 1054. This number is not adjacent to 89 in the sequence but is separated from it by the number 55 which does not correspond here. On the 2017 November 8, the Crab pulsar suffered a large glitch, whilst the pulsar was below the horizon at Jodrell Bank. The period of the pulsar's rotation is slowing by 38 nanoseconds per day due to the large amounts of energy carried away in the pulsar wind. ne l'est pas! grâce à un tableur, la courbe de décroissance étant Le dépouillement se fait par tri manuel des images puis addition. du Pulsar. de période très voisine de la période du Pulsar soit 33.489ms (par 'MIT Time' is the arrival time using the M.I.T. du 31 Décembre 2003, http://www.jb.man.ac.uk/

pulsar/crab.html. subtracted. The ratio of a pulsar’s present period to the average slowdown rate gives some indication of its age. avec les fenêtres du disque ouvertes en entier (30°), et c'est C'est un des deux seuls pulsars connus (avec PSR J0205+6449) dont l'âge réel est connu avec certitude et est inférieur à 1000 ans. Le point timescale is now quoted in terms of T.D.B. Cette nébuleuse, appelée aussi SN 1054 ou 1054 AD, est le résidu d'une supernovae ayant explosé en Juillet 1054 et que les astronomes chinois ont observé à l'époque pendant près d'un mois. de la manip en express puis re-réglages: on réussit héroïquement Selon cette méthode l'obturateur des phases du Pulsar. Nous avons réalisé plusieurs poses de temps différents, dans le visible. 2001 Espinoza et al. from U of A) discovered a neutron star with P = 1.4 ms (Spin frequency = 715 Hz). in the reductions is as follows: LII If this is the primary energy loss for the pulsar and it primarily comes from a loss of rotational energy, then at what rate is it slowing down its rotation rate? One of these traits, giant pulses that can be upwards of 1000 times brighter than the average pulse, was key to the Crab's initial detection. ou "éteint" de celui-ci. 2.The Crab Pulsar Age and Magnetic Field On the 1st September the time of arrival of the radio pulses from the Crab Pulsar were collected. The Crab pulsar has a 33-millisecond pulse period, which was too short to be consistent with other proposed models for pulsar emission. période du quartz: ceci ne pourra être fait que par expérience : Goddard Space Flight Center, New York OSTI Identifier: 4148248 NSA Number: NSA-24-027966 … dans les différences d'éclat du pulsar. Modification optique M1. Il est en revanche très lumineux, puisque The Crab pulsar period exhibits the greatest deviation from its corresponding Fibonacci number 34. An optical pulsar is a pulsar which can be detected in the visible spectrum. entre fenêtres et obturations), l'obturateur est ouvert pendant deux disques (violet) et le moteur (vert). In order to measure the short-term rotation of the pulsar close in time to the glitch, we split the 9 and 3 h long daily observations into 422 individual 30 min long observations over the time period 58057

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Inhalt

As long as the modulation frequency is kept above the fusion threshold, the perceived intensity can be changed by changing the relative periods of light and darkness. One can prolong the dark periods and thus darken the image therefore the effective and average brightness are equal. This is known as the Talbot-Plateau law. [2] Like all psychophysical thresholds, the flicker fusion threshold is a statistical rather than an absolute quantity. There is a range of frequencies within which flicker sometimes will be seen and sometimes will not be seen, and the threshold is the frequency at which flicker is detected on 50% of trials.

Different points in the visual system have very different critical flicker fusion rate (CFF) sensitivities the overall threshold frequency for perception cannot exceed the slowest of these for a given modulation amplitude. Each cell type integrates signals differently. For example, rod photoreceptor cells, which are exquisitely sensitive and capable of single-photon detection, are very sluggish, with time constants in mammals of about 200 ms. Cones, in contrast, while having much lower intensity sensitivity, have much better time resolution than rods do. For both rod- and cone-mediated vision, the fusion frequency increases as a function of illumination intensity, until it reaches a plateau corresponding to the maximal time resolution for each type of vision. The maximal fusion frequency for rod-mediated vision reaches a plateau at about 15 hertz (Hz), whereas cones reach a plateau, observable only at very high illumination intensities, of about 60 Hz. [3] [4]

In addition to increasing with average illumination intensity, the fusion frequency also increases with the extent of modulation (the maximal relative decrease in light intensity presented) for each frequency and average illumination, there is a characteristic modulation threshold, below which the flicker cannot be detected, and for each modulation depth and average illumination, there is a characteristic frequency threshold. These values vary with the wavelength of illumination, because of the wavelength dependence of photoreceptor sensitivity, and they vary with the position of the illumination within the retina, because of the concentration of cones in central regions including the fovea and the macula, and the dominance of rods in the peripheral regions of the retina.

Display frame rate Edit

Flicker fusion is important in all technologies for presenting moving images, nearly all of which depend on presenting a rapid succession of static images (e.g. the frames in a cinema film, TV show, or a digital video file). If the frame rate falls below the flicker fusion threshold for the given viewing conditions, flicker will be apparent to the observer, and movements of objects on the film will appear jerky. For the purposes of presenting moving images, the human flicker fusion threshold is usually taken between 60 and 90 Hz, though in certain cases it can be higher by an order of magnitude. [5] In practice, movies are recorded at 24 frames per second and displayed by repeating each frame two or three times for a flicker of 48 or 72 Hz. Standard-definition television operates at 25 or 30 frames per second, or sometimes at 50 or 60 (half-)frames per second through interlacing. High-definition video is displayed at 24, 25, 30, 60 frames per second or higher.

The flicker fusion threshold does not prevent indirect detection of a high frame rate, such as the phantom array effect or wagon-wheel effect, as human-visible side effects of a finite frame rate were still seen on an experimental 480 Hz display. [6]

Display refresh rate Edit

Cathode ray tube (CRT) displays usually by default operated at a vertical scan rate of 60 Hz, which often resulted in noticeable flicker. Many systems allowed increasing the rate to higher values such as 72, 75 or 100 Hz to avoid this problem. Most people do not detect flicker above 400 Hz. [7] [ irrelevant citation ] Other display technologies do not flicker noticeably, so the frame rate is less important. Liquid-crystal display (LCD) flat panels do not seem to flicker at all, as the backlight of the screen operates at a very high frequency of nearly 200 Hz, and each pixel is changed on a scan rather than briefly turning on and then off as in CRT displays. However, the nature of the back-lighting used can induce flicker – Light-emitting diodes (LEDs) cannot be easily dimmed, and therefore use pulse-width modulation to create the illusion of dimming, and the frequency used can be perceived as flicker by sensitive users. [8] [9] [10]

Lighting Edit

Flicker is also important in the field of domestic (alternating current) lighting, where noticeable flicker can be caused by varying electrical loads, and hence can be very disturbing to electric utility customers. Most electricity providers have maximum flicker limits that they try to meet for domestic customers.

Fluorescent lamps using conventional magnetic ballasts flicker at twice the supply frequency. Electronic ballasts do not produce light flicker since the phosphor persistence is longer than a half cycle of the higher operation frequency of 20 kHz. The 100–120 Hz flicker produced by magnetic ballasts is associated with headaches and eyestrain. [11] Individuals with high critical flicker fusion threshold are particularly affected by light from fluorescent fixtures that have magnetic ballasts: their EEG alpha waves are markedly attenuated and they perform office tasks with greater speed and decreased accuracy. The problems are not observed with electronic ballasts. [12] Ordinary people have better reading performance using high-frequency (20–60 kHz) electronic ballasts than magnetic ballasts, [13] although the effect was small except at high contrast ratio.

The flicker of fluorescent lamps, even with magnetic ballasts, is so rapid that it is unlikely to present a hazard to individuals with epilepsy. [14] Early studies suspected a relationship between the flickering of fluorescent lamps with magnetic ballasts and repetitive movement in autistic children. [15] However, these studies had interpretive problems [16] and have not been replicated.

LED lamps generally do not benefit from flicker attenuation through phosphor persistence, the notable exception being white LEDs. Flicker at frequencies as high as 2000 Hz (2 kHz) can be perceived by humans during saccades [17] and frequencies above 3000 Hz (3 kHz) have been recommended to avoid human biological effects. [18]

In some cases, it is possible to see flicker at rates beyond 2000 Hz (2 kHz) in the case of high-speed eye movements (saccades) or object motion, via the "phantom array" effect. [19] [20] Fast-moving flickering objects zooming across view (either by object motion, or by eye motion such as rolling eyes), can cause a dotted or multicolored blur instead of a continuous blur, as if they were multiple objects. [21] Stroboscopes are sometimes used to induce this effect intentionally. Some special effects, such as certain kinds of electronic glowsticks commonly seen at outdoor events, have the appearance of a solid color when motionless but produce a multicolored or dotted blur when waved about in motion. These are typically LED-based glow sticks. The variation of the duty cycle upon the LED(s), results in usage of less power while by the properties of flicker fusion having the direct effect of varying the brightness. [ Zitat benötigt ] When moved, if the frequency of duty cycle of the driven LED(s) is below the flicker fusion threshold timing differences between the on/off state of the LED(s) becomes evident, and the color(s) appear as evenly spaced points in the peripheral vision.

A related phenomenon is the DLP rainbow effect, where different colors are displayed in different places on the screen for the same object due to fast motion.

Flicker Edit

Flicker is the perception of visual fluctuations in intensity and unsteadiness in the presence of a light stimulus, that is seen by a static observer within a static environment. Flicker that is visible to the human eye will operate at a frequency of up to 80 Hz. [22]

Stroboscopic effect Edit

The stroboscopic effect is sometimes used to "stop motion" or to study small differences in repetitive motions. The stroboscopic effect refers to the phenomenon that occurs when there is a change in perception of motion, caused by a light stimulus that is seen by a static observer within a dynamic environment. The stroboscopic effect will typically occur within a frequency range between 80 and 2000 Hz, [23] though can go well beyond to 10,000 Hz for a percentage of population. [24]

Phantom array Edit

Phantom array, also known as the ghosting effect, occurs when there is a change in perception of shapes and spatial positions of objects. The phenomenon is caused by a light stimulus in combination with rapid eye movements (saccades) of an observer in a static environment. Similar to the stroboscopic effect, the phantom effect will also occur at similar frequency ranges. The mouse arrow is a common example [25] of the phantom array effect.

The flicker fusion threshold also varies between species. Pigeons have been shown to have higher threshold than humans (100 Hz vs. 75 Hz), and the same is probably true for all birds, particularly birds of prey. [26] Many mammals have a higher proportion of rods in their retina than humans do, and it is likely that they would also have higher flicker fusion thresholds. This has been confirmed in dogs. [27]

Research also shows that size and metabolic rate are two factors that come into play: small animals with high metabolic rate tend to have high flicker fusion thresholds. [28] [29]


Rapid photometry of supernova 1987A: a 2.14 ms pulsar?

We have monitored Supernova 1987A in optical/near-infrared bands using various high-speed photometers from a few weeks following its birth until early 1996 in order to search for a pulsar remnant. While we have found no clear evidence of any pulsar of constant intensity and stable timing, we have found emission with a complex period modulation near the frequency of 467.5 Hz – a 2.14 ms pulsar candidate. We first detected this signal in data taken on the remnant at the Las Campanas Observatory (LCO) 2.5-m Dupont telescope during 14–16 Feb. 1992 UT. We detected further signals near the 2.14 ms period on numerous occasions over the next four years in data taken with a variety of telescopes, data systems and detectors, at a number of ground- and space-based observatories. In particular, an effort during mid-1993 to monitor this signal with the U. of Tasmania 1-m telescope, when SN1987A was inaccessible to nearly all other observing sites due to high airmass, clearly detected the 2.14 ms signal in the first three nights' observations. The sequence of detections of this signal from Feb. `92 through August `93, prior to its apparent subsequent fading, is highly improbable (<10 −10 for any noise source). In addition, the frequency of the signals followed a consistent and predictable spin-down (∼2–3×10 −10 Hz/s) over the several year timespan (`92–`96). We also find evidence in data, again taken by more than one telescope and recording system, for modulation of the 2.14 ms period with a ∼1,000 s period which complicates its detection. The 1,000 s modulation was clearly detected in the first two observations with the U. Tas. 1-m during mid-1993. The characteristics of the 2.14 ms signature and its ∼1,000 s modulation are consistent with precession and spindown via gravitational radiation of a neutron star with an effective non-axisymmetric oblateness of ∼10 −6 . The implied luminosity of the gravitational radiation exceeds the spindown luminosity of the Crab Nebula pulsar by an order of magnitude. Due to the nature of the 2.14 ms signature and its modulation, and the analysis techniques necessary for detection, it is difficult to determine the overall probability that all aspects of the signal are real, though it has remained consistent with an astrophysical origin throughout the several year timespan of our study.


Observing Cosmic Voids

The large scale structure of the observable universe is like a sponge, where the galaxies and galaxy clusters are arranged along the sponges filaments. Is it possible for an amateur to confirm this structure and in consequence the cosmic voids where there are hardly any galaxies? What equipment would be necessary?

#2 TOMDEY

I did read up on the history. 2-dimensional large structure was eventually speculated and then noted by mapping the Ra/Dec of LOTS of galaxies. Once Hubble's Red Shifts were understood, and again, data collection of LOTS more galaxies. the 3-D structure, including the voids, filaments and knots emerged quite convincingly.

For an amateur to do that independently, from scratch. would require a similar Herculean effort. arguably to include measurement of red shifts of Lots of remote galaxies. aka a BIG telescope and capable spectroscope.

I can imagine confirming a few of the documented structural features in at least Ra/Dec, though. That would probably involve taking images of a notable region and then tabulating the galaxies there by examining the images. For it to be a fair confirmation, would need to do that examination "in the blind", and then draw in filaments and knots, either by inspection or writing one's own algorithm to run on software./computer. And then, finally, to overlay that with what the professionals have reported. To the extent that they correlate. one would have (somewhat) independently confirmed the existence of structures.

Maybe one way to circumvent the data-collection aspect. Work off of Palomar Survey images or stuff that has been released by such platforms as Hubble.

The ultimate would be to imagine, theorize and execute an ENTIRELY DIFFERENT approach to detect, measure, assess and conform structure. Of course, THAT's the sort of thing that the pros are always researching!

PS: I' trying to strobe the Crab Pulsar in the Vis/NIR. to confirm the rotation of that Neutron Star. And THAT's gona be tough. even with a 36-inch telescope!

#3 sg6

I doubt you can view it, as best I keep getting told the structure is created by dark matter forming the filiment structure that the galaxies are resident in.

You can view the galaxies but you "see" them as if on a 2D background so the depth component is lost.

#4 Knasal

The topic of “Our Local Cosmic Void” is the main story and graces the cover of Sky and Telescope’s October edition.

Edited by Knasal, 28 August 2018 - 08:32 PM.

#5 robin_astro

Measuring all those faint galaxy redshifts is a big challenge. You can measure local galaxy redshifts and a few more distant bright quasars with modest equipment but getting enough depth is going to need a pro size scope

2m ? and a lot of observing time.

PS: I' trying to strobe the Crab Pulsar in the Vis/NIR. to confirm the rotation of that Neutron Star. And THAT's gona be tough. even with a 36-inch telescope!

Tom

Cool ! I made a marginal observation with an 8 inch scope a few years back

but you should be able to get a good light curve with a 36 inch

Edited by robin_astro, 29 August 2018 - 08:17 AM.

#6 TOMDEY

Measuring all those faint galaxy redshifts is a big challenge. You can measure local galaxy redshifts and a few more distant bright quasars with modest equipment but getting enough depth is going to need a pro size scope

2m ? and a lot of observing time.

Cool ! I made a marginal observation with an 8 inch scope a few years back

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http://www.threehill. ro_image_33.htm

but you should be able to get a good light curve with a 36 inch

Robin

Hi, robin. That's GREAT! My chopper is a Thor Labs and I'm fiddling with the geometry of the blades to try to enhance the temporal modulation of the strobing. Your great success makes that sort of nuance seem entirely unnecessary. Yes, ideally, I would like to reconstruct the light-curve (showing both blips) by doing the analysis and writing code to affect a Power Spectrum, that I can then transform back to deduce the curve. I'll probably never go that far, though. Obviously, knowing the fundamental freq (approx 30 Hz) ahead of time helps! If I can collect enough continuous data. might also get a pretty accurate measure of the fundamental freq.

Anyway, just detecting and/or Seeing the strobing would be magnificent!

But my scope will be a 36-inch Dobsonian with GoTo and Tracking. I hope that is accurate enough to pull off.

The scope has excellent resolution and huge aperture. and I will try Night Vision, with the incoming light at the GaAs Photocathode (which responds plenty fast enough). Chopping the incoming light, of course! The viewing phospher has an extended half-life, but that only needs to respond at the Chopping Freq, which is not a problem. I would LOVE to actually "see it", real-time. and would consider that to be quite successful!


Baade and Zwicky: “Super-novae,” neutron stars, and cosmic rays

In 1934, two astronomers in two of the most prescient papers in the astronomical literature coined the term “supernova,” hypothesized the existence of neutron stars, and knit them together with the origin of cosmic-rays to inaugurate one of the most surprising syntheses in the annals of science.

From the vantage point of 80 y, the centrality of supernova explosions in astronomical thought would seem obvious. Supernovae are the source of many of the elements of nature, and their blasts roil the interstellar medium in ways that inaugurate and affect star formation and structurally alter the visible component of galaxies at birth. They are the origin of most cosmic-rays, and these energetic rays have pronounced effects in the galaxy, even providing an appreciable fraction of the human radiation doses at the surface of the Earth and in jet flight. Prodiguously bright supernovae can be seen across the Universe and have been used to great effect to take its measure, and a majority of them give birth to impressively dense neutron stars and black holes. Indeed, the radio and X-ray pulsars of popular discourse, novels, and movies are rapidly spinning neutron stars injected into the galaxy upon the eruption of a supernova (Fig. 1).

A picture of the inner regions of the famous Crab Nebula captures emergent jets and the “Napoleon Hat” structure of surrounding plasma. The radio/optical/X-ray pulsar, a neutron star rotating at ∼30 Hz, is buried in the center. The Crab was produced in a supernova explosion in A.D. 1054. Image courtesy of ESA/NASA.

However, it was only with the two startlingly prescient PNAS papers by Baade and Zwicky (1, 2) in 1934 that the special character of “super-novae” (a term used for the first time in these papers) was highlighted, their connection with cosmic rays postulated, and the possibility of compact neutron stars hypothesized. (In the winter of 1933, Baade and Zwicky presented a preliminary version of these ideas at the American Physical Society Meeting at Stanford University.) To be sure, as early as 1921, in the famous Shapley–Curtis debate on the scale of the universe, Heber Curtis had stated that a division of novae into two magnitude classes “is not impossible” (3). However, before the Baade and Zwicky papers, astronomers had not developed the idea that supernovae, such as S Andromedae and the bright event studied by Tycho Brahe in 1572, must be distinguished from the more common novae. Moreover, before these papers, the concept of a dense “neutron star” the size of a city but with the mass of a star like the Sun, did not exist. In their own words (italics in original) (2): “With all reserve we advance the view that a super-nova represents the transition of an ordinary star into a neutron star, consisting mainly of neutrons. Such a star may possess a very small radius and an extremely high density.” In addition, the energetic class of explosions identified in the first paper (1) as “super-novae” naturally suggested to the authors in their second paper (2) that they could be the seat of production of the energetic particles discovered by Hess in 1911 (4). Baade and Zwicky state (2): “We therefore feel justified in advancing tentatively the hypothesis that cosmic rays are produced in the super-nova process” (italics in original). Eighty years later, this remains the view of astrophysicists.

The concept of a supernova was rapidly accepted, and in the following years many examples were found (5 ⇓ ⇓ –8). After all, the outsized blast waves that are the “supernova remnants” in our galaxy (Fig. 2), and the explosive transients seen in other galaxies (“island universes”) that astronomers had recently demonstrated were outside our galaxy and distant, had therefore to be extraordinarily energetic. However, the concept of a neutron star was initially met with skepticism, despite the theoretical calculations of Oppenheimer and Volkoff (9), and it was not until the discovery of radio pulsars in 1967 (10) more than 30 y later—and their interpretation as spinning neutron stars the next year (11)—that the concept of a neutron star was accepted and mainstreamed. Today, we know of many thousands of radio pulsars and neutron star systems, and their study engages many in the astronomical community.

False-color X-ray images of the Tycho, Kepler, and Cassiopeia galactic supernova remnants. The different colors approximately reflect different elemental compositions. Red traces iron, green traces silicon, and blue traces calcium and iron blends. These supernova explosions occurred in 1572, 1604, and ∼1680 A.D., respectively. (Left, credit: X-ray: NASA/CXC/SAO, Infrared: NASA/JPL-Caltech Optical: MPIA, Calar Alto, Krause et al.), (Center, credit: NASA/CXC/UCSC/Lopez et al.), (Right, credit: NASA/CXC/SAO/Patnaude et al.) Images courtesy of the Chandra X-ray Center data originally published in refs. 16–18, respectively.

As might have been anticipated, most of the quantitative results presented in the Baade and Zwicky papers from 1934 (1, 2) have not survived. However, the authors were motivated to posit a neutron star by the extraordinary energy they concluded was required to explain their supernovae, and to produce energetic cosmic rays simultaneously, impulsively, and copiously. A neutron star would be very dense and, in the words of Baade and Zwicky, the “gravitational packing energy” would be very high (2). The authors had eliminated nuclear energy as too small to power a supernova, and believed they needed a nontrivial fraction of the rest-mass energy of the star. (Note also that the year 1934 was before we fully understood the nuclear processes that power stars.) This fraction Baade and Zwicky could obtain from the gravitational binding energy of a compact object with nuclear or greater densities. The neutron had just been discovered in 1932 (12) and was known to be neutral, and Baade and Zwicky imagined that oppositely charged protons and electrons could be crushed together to produce their beast. The modern view (13) is not extravagantly different, although one now quotes Baade and Zwicky for profound insight, not technical accuracy. Importantly, one type of supernova, the Type Ia, is indeed powered by nuclear energy. In fact, and ironically, all of the supernovae observed by Baade and Zwicky in the 1930s were of this type, not of the majority type currently thought to be powered ultimately by gravitation.

Many believe that Lev Landau predicted the existence and characteristics of neutron stars soon after the discovery of the neutron (14). However, as Yakovlev et al. (15) have clearly shown, Laudau was thinking about a macroscopic nucleus and nowhere in that paper was the neutron mentioned. Landau’s paper (14) was in fact written before the discovery of the neutron, and incorporated the misunderstanding that quantum mechanics for nuclear processes required the violation of energy conservation. Hence, the appearance of Landau’s paper in 1932 was a coincidence. However, Landau did address what is now known as the “Chandrasekhar mass” for white dwarfs, and his concept of a compact star was a creative departure.

More than 250,000 papers have been written since, with either the words “supernova” or “neutron star” in their title or abstract (according to NASA’s Astrophysics Data System, adsabs.harvard.edu/abstract_service.html). Four Nobel Prizes in Physics have been awarded for work involving supernovae and neutron stars in some way. As of 2014, more than 6,500 supernovae have been discovered. The theory of cosmic-ray acceleration in supernova remnants is now a well-developed topic in modern astrophysics. However, the leap of imagination shown by Baade and Zwicky in 1934 in postulating the existence of two new classes of astronomical objects, and in connecting three now central astronomical fields into one whole, still leaves one breathless. Even decades later, such a reaction continues to be a fitting tribute to these landmark PNAS papers (1, 2).