Astronomie

Densité de flux à flux

Densité de flux à flux

La définition du flux et de la densité de flux est assez simple. Cependant, je réfléchis à son utilisation pratique.

D'une part, si vous observez une source à travers un filtre, comment passerait-on de l'énergie totale observée/nombre de photons au flux par unité de longueur d'onde? Il ne s'agit pas simplement de diviser par la largeur du filtre - un filtre peut bien sûr avoir n'importe quelle forme exotique.

Alors, comment est-ce dérivé? En rapport, étant donné a $f_{ u}$ dans un filtre, quelle serait la voie à suivre pour obtenir le flux total dans ce filtre ?


Si la fonction de réponse normalisée du filtre est $R_{ u}$ alors le flux mesuré est $$ F = int f_{ u} R_{ u} d u $$ L'intégration se fait sur la gamme de fréquence de le filtre.

Si vous mesurez un flux à travers un filtre, le processus ne peut pas être inversé exactement. Cependant, le moyenne la densité de flux peut être trouvée en divisant le flux total par la plage de fréquence effective $$langle f_{ u} angle = F/ int R_{ u} d u $$


Densité de flux

Bin Liu, Shenghua Yu, dans Big Data en astronomie, 2020

1.4 Densité de flux équivalente au système

La densité de flux équivalente du système (SEFD) est la température du système exprimée en densité de flux de source ponctuelle équivalente. Il a les unités de Jy. Ce n'est pas une quantité indépendante, mais dépend de la température du système et du gain du télescope par

Il convient de noter que SEFD peut être estimé assez précisément par des mesures d'une source ponctuelle de densité de flux connue sans recourir à des normes secondaires telles que les étalonnages de diodes de bruit. La principale source d'erreur dans la SEFD mesurée sera généralement l'incertitude de la densité de flux de la source ponctuelle.


2 réponses 2

Je n'ai jamais vu le terme « flux apparent » auparavant. Le flux est toujours « apparent » dans le sens où il dépend de la distance qui vous sépare de la source. Votre équation pour le flux a reçu $A(f) = frac$ n'est vrai que si $F$ est le flux à la surface de l'étoile.

Commençons par la loi de Stefan-Boltzmann, qui donne la luminosité en fonction de la température $T$ et du rayon $R$ :

où les unités de luminosité sont W/m^2. Cette luminosité est intégrée sur tout l'angle solide et sur tout le spectre EM, donc, pour trouver le flux traversant un certain détecteur de surface $a$, nous devons multiplier $L$ par la fraction de l'angle solide total occupée par le détecteur*:

c'est là qu'intervient la loi de l'inverse des carrés. C'est le flux bolométrique (c'est-à-dire qu'il est toujours intégré sur tout le spectre EM), donc pour obtenir le flux dans une bande particulière, vous devez multiplier par l'intensité du spectre du corps noir $I( lambda,T)$ pour la largeur de bande de longueur d'onde particulière du détecteur $dlambda$ :

La magnitude bolométrique apparente est définie comme :

où $F_0$ est une magnitude bolométrique standard particulière. De même, pour la magnitude dans une bande particulière, nous avons :


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Le dilemme d'un ciel lumineux la nuit pour un univers statique, de densité uniforme et infini est connu sous le nom de paradoxe d'Olbers, d'après Heinrich Olbers qui a posé la question de savoir pourquoi le ciel est sombre la nuit en 1826. Le problème a en fait été signalé avant cela. par JPL de Chesaux, un astronome suisse, en 1744, et adressé par un groupe diversifié d'érudits allant de Lord Kelvin à Mark Twain et Edgar Allen Poe.

    Montrer que le ciel nocturne ne serait pas sombre (la densité de flux observée au niveau de la Terre est infinie).

Pour une étoile de luminosité moyenne L, le flux apparent de l'étoile, observé depuis la Terre, est

Pour une coque sphérique de rayon r et largeur docteur, le flux apparent, observé depuis la Terre, est

En intégrant sur l'ensemble des coquilles qui composent une sphère infinie entourant la Terre, on trouve le flux total.

Nous commençons par supposer que l'extinction est causée par un champ de densité constante qui imprègne tout l'Univers, et modifions nos équations de flux en conséquence.

L'invocation de l'extinction semble empêcher le flux observé de diverger à l'infini. Cependant, le milieu absorbant ne peut pas agir indéfiniment comme un puits de lumière illimité. Il réémettra l'énergie absorbée, réintroduisant ainsi la lumière dans le flux total observé. Dans le cas de notre Univers statique, même de petites accumulations de chaleur et de lumière se résumeraient à une quantité importante de flux. Ainsi, la réémission, même à des longueurs d'onde plus longues, servira à rajeunir le flux total.

Nous commençons par calculer la distance moyenne le long d'une ligne de mire jusqu'à une étoile. Le pourcentage P du ciel qui est rempli d'étoiles, dans une coquille donnée, est la suivante, où le rayon de l'étoile avec la luminosité L est défini comme R.

Nous demandons que le facteur de remplissage du ciel soit normalisé comme suit.

Nous résolvons ensuite la distance moyenne le long d'une ligne de visée donnée jusqu'à une étoile, en supposant que le rayon solaire moyen R est celle du Soleil (7 × 10 cm), et la densité des étoiles no est d'environ 10 par année-lumière cube.

Nous pouvons maintenant recalculer le flux total observé au niveau de la Terre.

Bien qu'il ne soit plus infiniment lumineux, le ciel nocturne devrait toujours être aussi brillant que le soleil de midi. Notez cependant que Run V >> Rev, où Rev est l'horizon des événements des modèles d'expansion standard de l'Univers. Le ciel peut donc être sombre la nuit car toutes les lignes de visée ne se coupent pas avec une étoile qui se trouve dans notre horizon des événements, la portion de l'Univers à travers laquelle la lumière a eu le temps de voyager vers nous au cours de l'âge de l'Univers.

Nous partons de l'hypothèse d'un taux d'expansion de la forme

où Ho est la constante de Hubble, mesurée en unités de kilomètres par seconde par mégaparsec, et est à peu près égale à 75. Le flux observé d'une étoile de luminosité L une distance r de la Terre est maintenant affectée par la gradation cosmologique. Cela provoque l'introduction de deux facteurs de (1 + z) au dénominateur : un pour la dilatation du temps pur, et un causé par le décalage vers le rouge de la lumière émise.

Nous devons maintenant reformuler (1 + z) en termes de distance r à l'étoile. Rappeler que z est simplement le décalage de longueur d'onde, ou de fréquence, observé dans une caractéristique spectrale particulière. Rappelant l'effet de la dilatation du temps sur l'émission de lumière à une fréquence caractéristique,

Nous pouvons maintenant introduire cette forme pour (1 + z) dans notre expression pour fL, et calculer le flux observé en conséquence.


Différence entre flux et densité de flux

Le flux et la densité de flux sont deux concepts très importants discutés dans la théorie de l'électromagnétisme. Le flux est la quantité de champ à travers une surface particulière. La densité de flux est la quantité de champ traversant une unité de surface. Ces deux idées sont très importantes dans des domaines tels que l'électromagnétisme, l'ingénierie électrique et électrique, la physique et bien d'autres domaines. Une compréhension approfondie de ces concepts est nécessaire pour exceller dans ces domaines. Dans cet article, nous allons discuter de ce que sont le flux et la densité de flux, leurs définitions, les applications du flux et de la densité de flux, les similitudes du flux et de la densité de flux, et enfin la différence entre flux et densité de flux.

Le flux est une propriété conceptuelle. Dans des champs tels que le champ électrique, magnétique, électromagnétique et gravitationnel, un terme appelé flux est défini afin de décrire le champ. Pour comprendre ce qu'est le flux, il faut d'abord comprendre le concept de lignes de force. Par exemple, les lignes de champ magnétique ou les lignes de forces magnétiques sont un ensemble de lignes imaginaires qui sont tracées du pôle N (nord) de l'aimant au pôle S (sud) de l'aimant. Par définition, ces lignes ne se croisent jamais à moins que l'intensité du champ magnétique ne soit nulle. Il faut noter que les lignes de forces magnétiques sont un concept. Ils n'existent pas dans la vraie vie. C'est un modèle qui convient pour comparer qualitativement les champs magnétiques. Pour les champs électriques, les lignes sont tracées de l'extrémité positive à l'extrémité négative. Le flux sur une surface est dit proportionnel au nombre de lignes de forces perpendiculaires à la surface donnée. Le flux est désigné par la lettre grecque . La notion de flux tient une place toute particulière dans l'induction électromagnétique. Dans l'induction électromagnétique, le courant circulant dans une boucle conductrice fermée est proportionnel au changement de vitesse du flux magnétique sur la surface fermée qui est créé par la boucle conductrice.

Densité de flux

Le flux ne suffit pas pour comprendre la vraie nature d'un champ donné. La meilleure façon de décrire un champ est la densité de flux. La densité de flux donne la quantité de champ traversant une unité de surface pour la surface donnée. La densité de flux est également appelée intensité de champ. Même si le terme flux est un terme conceptuel, la densité de flux a une valeur numérique et des unités. La densité de flux en un point est proportionnelle à la force du champ en ce point particulier.

Quelle est la différence entre le flux et la densité de flux ?

• Le terme flux n'a pas d'unité alors que la densité de flux est une quantité avec des unités.

• Le flux ne peut pas être mesuré, mais la densité de flux peut être mesurée.

• Le flux ne donne pas une idée claire de la nature du champ, mais la densité de flux donne un très bon modèle pour le champ.

• La densité de flux peut être identifiée comme la quantité de champ passant normalement à travers une unité de surface donnée.


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3.4 Observations en cosmologie

Les différentes distances dont nous avons parlé ne sont bien sûr pas directement observables, tout ce que nous savons d'un objet distant est son décalage vers le rouge. Les observateurs se fient donc beaucoup aux formules pour exprimer la distance en termes de redshift. Pour les objets à décalage vers le rouge élevé tels que les quasars, cela a conduit à une histoire de controverse quant à savoir si un composant du décalage vers le rouge pourrait être d'origine non cosmologique :

Pour l'instant, nous supposons que la contribution cosmologique au décalage vers le rouge peut toujours être identifiée.

RELATION DISTANCE-REDSHIFT La relation générale entre la distance de déplacement et le redshift a été donnée plus tôt comme

Pour un modèle de Friedmann dominé par la matière, cela signifie que la distance d'un objet dont nous recevons aujourd'hui des photons est

Les intégrales de cette forme apparaissent souvent lors de la manipulation des modèles de Friedmann, elles peuvent généralement être abordées par la substitution vous 2 = k ( - 1) / [((1 + z)]. Cette substitution produit La formule de Mattig (1958), qui est l'une des équations les plus utiles en cosmologie en ce qui concerne les observateurs :

Une dérivation plus directe pourrait utiliser la solution paramétrique en termes de temps conforme, plus r = à présent - émettre. La généralisation de la règle des sinus est requise dans cette méthode : Sk (un B) = Sk (a) Ck (avant JCk (commek (b).

Bien que ce qui précède soit la forme standard de la formule de Mattig, ce n'est pas toujours la plus pratique en termes de calcul, car elle est mal définie pour les petits . Une meilleure version de la relation pour les univers à faible densité est

Il est souvent utile dans les calculs de pouvoir convertir cette formule en celle correspondante pour Ck (r). Le résultat est

se souvenir que R0 = (c/H0) [( - 1) / k] -1/2 .

Il est possible d'étendre cette formule au cas des apports de matière sans pression (m) et le rayonnement (r):

Il n'y a pas d'expression aussi compacte si l'on souhaite également tenir compte de l'énergie du vide (Dabrowski & Stelmach 1987). La distance de déplacement doit être obtenue par intégration numérique de la dr / dz, même dans le k = 0 cas. Cependant, pour toutes les formes de contribution au contenu énergétique de l'univers, la relation distance-décalage vers le rouge du second ordre est identique, et ne dépend que du paramètre de décélération :

[problème 3.4]. Les tailles et les densités de flux des objets distants ne déterminent donc la géométrie de l'univers qu'une fois qu'une équation d'état est supposée, de sorte que q0 et 0 peut être lié.

CHANGEMENT DE DÉCALAGE ROUGE Bien que nous ayons parlé comme si le décalage vers le rouge était un paramètre fixe d'un objet, ayant un statut analogue à sa distance de déplacement, ce n'est pas correct. Depuis 1 + z est le rapport des facteurs d'échelle maintenant et à l'émission, le décalage vers le rouge changera avec le temps. Pour calculer comment, nous différencions la définition du redshift et utilisons l'équation de Friedmann. Pour un modèle dominé par la matière, le résultat est [problème 3.2]

(par exemple, lac 1981 Phillipps 1982). On s'attend donc à ce que le décalage vers le rouge change d'environ 1 partie sur 10 8 au cours d'une vie humaine. En principe, ce type de précision n'est pas complètement hors de portée de la technologie. Cependant, en pratique, ces changements cosmologiques seront submergés si l'objet change sa vitesse particulière de plus de 3 m s -1 au cours de cette période. Étant donné que des vitesses particulières allant jusqu'à 1000 km s -1 sont accumulées au cours du temps de Hubble, les changements de décalage vers le rouge cosmologiques et intrinsèques sont clairement du même ordre, de sorte qu'il serait très difficile de les séparer.

UNE BOÎTE À OUTILS D'OBSERVATION Nous pouvons maintenant rassembler quelques formules essentielles pour l'interprétation des observations cosmologiques. Puisque nous considérerons principalement l'époque post-recombinaison, ceux-ci s'appliquent uniquement à un modèle dominé par la matière. Nos observables sont redshift, z, et différence angulaire entre deux points du ciel, . On écrit la métrique sous la forme

de sorte que la déménager l'élément de volume est

le correct la taille transversale d'un objet que nous voyons est sa taille comoving Sk (r) fois le facteur d'échelle au moment de l'émission :

La relation la plus importante pour la cosmologie observationnelle est probablement celle entre la densité de flux monochromatique et la luminosité. Commencez par supposer une émission isotrope, de sorte que les photons émis par la source passent avec une densité de flux uniforme à travers toute sphère entourant la source. Nous pouvons maintenant faire un décalage d'origine, et considérer la métrique RW comme étant centrée sur la source cependant, en raison de l'homogénéité, la distance comoving entre la source et l'observateur est la même que celle que nous calculerions lorsque nous plaçons l'origine à notre emplacement . Les photons de la source traversent donc une sphère, sur laquelle nous sommes assis, de surface appropriée 4 [R0 Sk (r)] 2 . Mais le décalage vers le rouge affecte toujours la densité de flux de quatre autres manières : les énergies des photons et les taux d'arrivée sont décalés vers le rouge, ce qui réduit la densité de flux d'un facteur (1 + z) 2 à l'opposé, la bande passante est réduit d'un facteur 1 + z, donc le flux d'énergie par unité de bande passante diminue d'une puissance de 1 + z enfin, les photons observés à la fréquence 0 ont été émis à la fréquence 0 (1 + z), donc la densité de flux est la luminosité à cette fréquence, divisée par la surface totale, divisée par 1 + z:

Un mot sur les unités : L dans cette équation serait mesurée en unités de W Hz -1 . Reconnaissant que l'émission n'est souvent pas isotrope, il est courant de considérer à la place la luminosité émise en unité d'angle solide - auquel cas il n'y aurait pas de facteur de 4, et les unités de L serait W Hz -1 sr -1 .

La densité de flux reçue par un observateur donné peut être exprimée par définition comme le produit de la intensité spécifique je (la densité de flux reçue de l'angle solide unitaire du ciel) et l'angle solide sous-tendu par la source : S = je . La combinaison des relations taille angulaire et flux-densité donne ainsi la version relativiste de la conservation de la luminosité de surface. Ceci est indépendant de la cosmologie (et une dérivation plus générale est donnée au chapitre 4) :

B est luminosité de la surface (luminosité émise en unité d'angle solide par unité de surface de source). Nous pouvons intégrer sur 0 pour obtenir le total correspondant ou bolométrique formules, qui sont nécessaires, par ex. pour l'émission de raies spectrales :

La forme des relations ci-dessus conduit aux définitions suivantes pour des types particuliers de distances :

Au moins, le sens des termes est suffisamment clair, ce qui n'est pas quelque chose qui peut être dit pour le terme distance effective, parfois utilisé pour désigner R0 Sk (r). La distance du diamètre angulaire en fonction du décalage vers le rouge est illustrée à la figure 3.7.

Le dernier élément nécessaire à l'analyse des observations est une relation entre redshift et âge pour l'objet étudié. Cela ramène notre relation précédente entre le temps et le rayon comoving (considérez une géodésique nulle traversée par un photon qui arrive au présent) :

Jusqu'à présent, tout cela est complètement général pour compléter la boîte à outils, nous avons besoin de l'apport crucial de la dynamique relativiste, qui est de donner la relation distance-décalage vers le rouge. Pour presque tous les travaux d'observation, il est habituel de supposer les modèles de Friedmann dominés par la matière avec une relation différentielle

PRÉDICTION DES FONDS On peut donner à la machine ci-dessus une application illustrative pour obtenir l'une des formules fondamentales utilisées pour les calculs impliquant le rayonnement de fond. Supposons que nous connaissions l'émissivité j pour certains processus en fonction de la fréquence et de l'époque, et souhaitez prédire le bruit de fond actuel observé à la fréquence 0. La densité d'énergie spectrale totale créée au cours du temps dt est j (0[1 + z], z) dt cela atteint le présent réduit par le facteur d'expansion de volume (1 + z) -3 . Le décalage vers le rouge de la fréquence n'a pas d'importance : échelles comme 1 + z, mais aussi . La réduction de la densité d'énergie causée par la diminution des énergies des photons est alors exactement compensée par une bande passante réduite, laissant la densité d'énergie spectrale modifiée uniquement par le changement de la densité du nombre de photons. En insérant la relation redshift-temps, et en multipliant par c / 4 pour obtenir l'intensité spécifique, on obtient

Cela peut sembler un peu trompeur : nous avons réfléchi à l'évolution de la densité d'énergie en un point de l'espace, même si nous savons que les photons que nous voyons aujourd'hui proviennent d'une grande distance. Cette approche fonctionne assez bien en raison de l'homogénéité à grande échelle, mais il peut être plus clair d'obtenir le résultat pour le fond directement. Considérons un élément d'angle solide : au redshift z, cette zone sur le ciel pour un certain incrément radial docteur définit un volume approprié

Ce volume produit une luminosité V j , à partir de laquelle on peut calculer la densité de flux observée S = L / [4 (R0 Sk) 2 (1 + z)]. Étant donné que la luminosité de la surface n'est que la densité de flux par unité d'angle solide, cela donne


Force magnétomotrice

Force magnétomotrice dans le SI
Nom de la quantité force magnétomotrice,
potentiel magnétique alias
Symbole de quantité Fm, &eta ou &image
Nom de l'unité ampère
Symbole de l'unité UNE
Dualité avec le monde électrique
Quantité Unité Formule
Force magnétomotrice ampères Fm = H &fois le
Force électromotrice volts V = E (intensité du champ électrique)
&fois l (distance)

La MMF peut être considérée comme l'équivalent magnétique de la force électromotrice. Vous pouvez le calculer comme -


Les unités de MMF sont souvent indiquées comme ampère tours (A-t) à cause de cela. Dans l'exemple tore core-


Ne confondez pas la force magnétomotrice avec l'intensité du champ magnétique (force magnétisante). Par analogie, pensez aux plaques d'un condensateur avec un certain électromoteur force (CEM) entre eux. L'intensité du champ électrique dépendra de la distance entre les plaques. De même, l'intensité du champ magnétique dans un noyau de transformateur dépend non seulement de la MMF mais aussi de la distance que le flux doit parcourir autour de lui.

Un champ magnétique représente l'énergie stockée et


où W est l'énergie en joules. Vous pouvez également relier le MMF au flux total traversant une partie d'un circuit magnétique dont vous connaissez la réluctance.


Il y a une analogie claire ici avec un circuit électrique et la loi d'Ohm, V = I × R. L'analogie avec le potentiel électrique (tension) conduit au nom alternatif potentiel magnétique. Il existe cependant alors un risque de confusion avec potentiel vecteur magnétique - qui a des unités assez différentes.

Un MMF spécifique est nécessaire pour maintenir une intensité de champ donnée le long d'une longueur de trajet connue -

Les enroulements de bobine pratiques sont fabriqués à partir de fil de cuivre qui a une capacité de transport de courant limitée principalement par sa section transversale. Il y a donc une limite à la MMF d'une bobine en fonctionnement continu d'environ 3,5&x10 6 ampères-tours par mètre carré d'ouverture.


Densité de flux à flux - Astronomie

1 Pluton seul. Il n'est pas tenu compte de la possibilité que Charon soit sur le terrain.
2 non recommandé pour cette version (la température n'est pas encore ajustée pour une distance variable par rapport au soleil. Les données du modèle peuvent être mises à l'échelle après avoir exécuté setjy, mais c'est un processus complexe.)

Par défaut, la tâche setjy parcourra tous les champs des fenêtres et canaux spectraux (une solution par spw avec scalebychan = False ), en définissant la densité de flux soit sur 1 Jy (non polarisé), soit si la source est reconnue comme l'un des calibrateurs dans le tableau ci-dessus, à la densité de flux (supposée non polarisée) appropriée à la fréquence d'observation. Par exemple, pour exécuter setjy sur un ensemble de mesures appelé data.ms :

Les modèles de sources de calibrateurs disponibles peuvent être répertoriés en définissant listmodels=True . setjy proposera alors toutes les images qui se trouvent dans les chemins où sont stockés les modèles de calibrateurs pour les télescopes connus. Il affichera également toutes les images dans le répertoire de travail - toute image peut potentiellement être un modèle de calibrateur. Si le modèle du calibrateur est trouvé par listmodimages, il peut être utilisé dans le paramètre modimage sans chemin.

Le paramètre de densité de flux peut être utilisé pour spécifier le flux du calibrateur dans tous les paramètres de Stokes. Is est donc une liste de valeurs [I,Q,U,V], par ex. [󈧐Jy’,󈧑mJy’,𔃺Jy’,𔃺Jy’]. De plus, un indice spectral peut être spécifié via spix et une fréquence de référence reffreq (en utilisant la définition : S = fluxdensity × spix).

La plupart des sources d'étalonnage sont basées sur l'émission radio des quasars et des jets. Les indices spectraux de ces sources sont tels qu'à des longueurs d'onde (sub)mm la majorité de ces sources deviennent trop faibles et variables pour être des estimateurs de flux fiables. Les alternatives sont les objets thermiques tels que les planètes, les lunes et les astéroïdes. Ces sources, cependant, sont toutes des objets du système solaire, ce qui implique qu'elles se déplacent et peuvent être (fortement) résolues. L'option standard=’Butler-JPL-Horizons 2010’ de setjy inclut l'étalonnage de la densité de flux à l'aide d'objets du système solaire. CASA prend actuellement en charge les objets répertoriés dans le tableau਄.2 . Ces noms sont reconnus lorsqu'ils sont utilisés dans le paramètre ’field’ dans setjy . Dans ce cas, setjy obtiendra la distance géocentrique et le diamètre angulaire au moment de l'observation à partir d'une éphéméride (JPL–Horizons) et calculera les visibilités du modèle. Actuellement, les objets sont modélisés sous forme de disques de température uniforme, mais des effets tels que l'atténuation du faisceau primaire et l'assombrissement des membres seront bientôt pris en compte. Notez que ce modèle peut simplifier à l'excès la structure réelle, en particulier les astéroïdes.

Astuce : l'exécution de casalog.filter(’INFO1’) avant d'exécuter setjy avec un objet du système solaire peut envoyer à l'enregistreur une référence à la mesure de température. Utilisez casalog.filter(’INFO’) pour restaurer le niveau de journalisation normal.

Le modèle source sera attaché au MS et appliqué à toutes les étapes d'étalonnage lorsque usecratch=False . useratch=True remplit la colonne MODEL _DATA avec la transformée de Fourier du modèle. À partir de CASA 3.4. nous avons constaté que dans certaines circonstances, la création de la colonne MODEL peut empêcher les problèmes de mémoire et si les tâches échouent, nous vous recommandons de définir usesratch=True . Notez qu'actuellement, setjy ne transformera pas une image de modèle de Stokes complet de sorte que toutes les polarisations soient appliquées correctement. Vous devez utiliser ft pour cela.

Pour limiter cette opération à certains champs et fenêtres spectrales, utilisez les paramètres field et/ou spw, qui reprennent les chaînes de sélection de données habituelles ( ਂ.3). Par exemple, pour définir la densité de flux du premier champ (toutes les fenêtres spectrales)

ou pour régler la densité de flux du deuxième champ dans la fenêtre spectrale 17

La densité de flux à pleine polarisation (I,Q,U,V) peut également être explicitement fournie :

ALERTE : La luminosité apparente des objets du système solaire variera avec le temps (Fig.਄.3.4) en raison du mouvement de la Terre par rapport à eux, à tout le moins. Si l'indice de champ d'un calibrateur de flux s'étend sur plusieurs jours, vous devez exécuter setjy plusieurs fois, en limitant chaque exécution à une plage de temps appropriée en utilisant les paramètres de sélection de plage de temps, de balayage et/ou d'observation. Notez que c'est l'index du champ qui compte, pas le nom. Généralement, concat attribue aux objets en mouvement un nouvel index de champ pour chaque observation, il n'est donc généralement pas nécessaire de sélectionner une plage de temps dans setjy. Cependant, cela vaut la peine de vérifier avec listobs , en particulier pour les planètes.


Les références

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Voir la vidéo: PAR, PPF, PPFD, and PFD Explained (Juillet 2021).