Astronomie

Convertir la magnitude apparente d'un filtre en luminosité

Convertir la magnitude apparente d'un filtre en luminosité


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J'ai des données dans les filtres Johnson B & V et j'aimerais convertir les magnitudes observées, m$_x$, en luminosités, L$_x$, sur une bande passante où je connais déjà la distance, d, à l'objet. x est la bande, par ex. U, B, G. Je souhaite le faire en utilisant :

$m_x = M_x + 5log_{10}Big(dfrac{d}{10 ext{pc}}Big)$

$M_x = -2.5 log_{10}Big(dfrac{L_X}{L_{odot}}Big) + ext{constant}$

Résoudre pour L$_X$. Maintenant, si je veux acquérir une véritable compréhension de la luminosité par ex. la plage de longueurs d'onde 500-700 nm, dois-je corriger le profil de transmission du filtre ? trouvé ici http://svo2.cab.inta-csic.es/theory/fps/index.php?id=Generic/Johnson.V&&mode=browse&gname=Generic&gname2=Johnson#filter

Comment serait-il préférable de faire cela? En fin de compte, je veux calculer la fraction de la luminosité trouvée dans la bande B&V par rapport à la luminosité totale d'un corps noir SED


Conversions entre grandeurs et flux

Veuillez entrer la valeur de magnitude ou de flux ci-dessous ainsi qu'une longueur d'onde ou un nom de filtre, et ce formulaire renverra les conversions entre ces quantités.

Pour l'option "monochromatique" dans l'infrarouge moyen, les conversions sont basées sur l'étude de Cohen et al. Étalonnage de l'irradiance spectrale dans l'infrarouge série de papiers. Le "système" est décrit dans l'article Cohen, Walker, Barlow et Deacon, 1992, Astronomical Journal, vol. 104, 1650-1657. Les valeurs de flux de magnitude zéro ont été dérivées du modèle spectral de Cohen pour l'alpha CMa et les valeurs de magnitude répertoriées dans cet article. Les incertitudes formelles sur les valeurs sont de l'ordre de 2%.

Pour les filtres T-ReCS et Michelle, les valeurs de magnitude zéro ont été calculées à partir du modèle spectral alpha CMa et des profils de filtre, en réduisant les magnitudes supposées de alpha CMa telles que données par Cohen et al. à 0,0. Si les profils de filtre sont précis, alors les incertitudes sont ici encore d'environ 2%.

Pour les filtres optiques et infrarouges proches, les points zéro de magnitude proviennent de diverses sources, comme indiqué ci-dessous.

Une valeur d'amplitude peut être obtenue pour l'un des divers filtres IR moyen Gemini, qui doit être choisi ci-dessus. L'alternative est d'utiliser la valeur "monochromatique" qui se trouve directement à partir du modèle de distribution d'énergie spectrale alpha CMa donné par Martin Cohen. Dans ce cas, la valeur de magnitude zéro est interpolée à la longueur d'onde spécifiée.

Lorsque l'un des filtres infrarouges moyens Gemini est spécifié, la valeur de densité de flux de magnitude zéro est trouvée en intégrant le modèle spectral de Cohen sur le profil de filtre supposé, pondéré par le nombre de photons puisque les détecteurs infrarouges moyens normaux sont des dispositifs de comptage de photons. Il existe une certaine incertitude dans ce processus car les courbes de réponse des filtres ont été mesurées à une température de N liquide, 77 K, mais elles sont utilisées à des températures de He liquide, autour de 8 K. C'est un problème potentiellement grave. Dans la mesure du possible, les effets de la fenêtre de l'instrument et de tout élément de blocage ont été inclus. Toute réflectivité dépendante de la longueur d'onde dans les miroirs du télescope ou d'autres effets dépendants de la longueur d'onde dans le système, y compris la transmission atmosphérique, n'ont pas été pris en compte dans ces calculs.

Si vous spécifiez un filtre T-ReCS ou Michelle, la longueur d'onde effective (pour une étoile chaude comme dans le cas d'alpha CMa) sera renvoyée, mais il doit toujours y avoir une valeur dans le champ "wavelength" ci-dessus même si elle ne sera pas utilisée .

Les valeurs sont données avec plus de décimales que la précision des étalonnages ne le permet réellement. Arrondissez le cas échéant.

Références pour les points zéro de magnitude :

  • M.S. Bessel, Pub.Astron.Soc.Pacific., vol. 91, 589, 1979
  • H. Champins, G.H. Reike, M.J. Lebofsky, Astron.J., vol. 90, 896, 1985
  • A.T. Tokunaga et W.B. Vasa, Pub.Astron.Soc.Pacific., vol. 117, 421, 2005 : Price et al. Astron.J, vol. 128 889, 2004. Forque et al., Astron.Asph.Supp., vol. 141, 313, 2000
  • la page suivante donne des valeurs pour le système ESO
  • Page d'étalonnage IRAC et page d'étalonnage MIPS
  • discussion sur l'étalonnage photométrique IRAS sur ces pages, les flux de magnitude zéro sont corrigés en supposant un continuum stellaire d'étoiles chaudes (avec des corrections de couleur générées en interne)
  • Les valeurs "CIT" sont données ici, je n'ai pas trouvé d'où elles viennent
  • Schneider, Gunn et Hoessel (1983) pour le système griz
  • les valeurs sont également tirées de A. Cox, Les quantités astrophysiques d'Allen 4e édition (2000), et l'édition précédente D. Allen, Grandeurs astrophysiques (1973)

Cette page a été modifiée pour la dernière fois le 2 octobre 2008.

Participants de l'Observatoire Gemini

L'Observatoire Gemini fournit aux communautés astronomiques de six pays participants des installations astronomiques de pointe qui allouent du temps d'observation proportionnellement à la contribution de chaque pays. En plus du soutien financier, chaque pays apporte également d'importantes ressources scientifiques et techniques. Les agences nationales de recherche qui forment le partenariat Gemini comprennent : la National Science Foundation (NSF) des États-Unis, le Conseil national de recherches du Canada (NRC), la Comisión Nacional de Investigación Cientifica y Tecnológica (CONICYT) chilienne, le Ministério da Ciência brésilien, Tecnologia e Inovação, le Ministerio de Ciencia argentin, Tecnología e Innovación et l'Institut coréen d'astronomie et d'espace (KASI). L'observatoire est géré par l'Association des universités pour la recherche en astronomie, Inc. (AURA) dans le cadre d'un accord de coopération avec la NSF. La NSF sert également d'agence exécutive pour le partenariat international.


Diagramme HR : relation magnitude - luminosité

Je suis juste stupide aujourd'hui, parce que je n'arrive pas à comprendre comment le diagramme des RH est construit, j'espère que vous pourrez m'aider. Supposons donc que vous effectuiez une observation dans plusieurs filtres différents et que vous deviez calculer la luminosité et la température de chaque objet dans votre champ de vision.

Maintenant, pour la température, vous pouvez simplement tracer une magnitude instrumentale par rapport à la longueur d'onde du filtre et y adapter un profil de corps noir, le pic de la courbe indiquant la température effective de l'étoile.

Mais qu'en est-il de la luminosité ? Est-il raisonnable de prendre une zone d'un pixel et, connaissant le taux moyen de comptage de photons, de l'intégrer sur 4π stéradians ? Ensuite, après avoir multiplié par une énergie photonique typique (en supposant que les filtres soient assez étroits), j'obtiendrais une luminosité d'une source particulière ? Quelque chose ne va pas ici, mais je n'arrive pas à comprendre quoi. Est-ce parce que l'absorption atmosphérique n'est pas prise en compte ? Si oui, comment le faire correctement ?


Conversion de la magnitude apparente en flux observé au niveau du capteur de la caméra

J'étais curieux de savoir si quelqu'un savait comment convertir une magnitude apparente d'objets du ciel profond en flux observé atteignant un capteur de caméra. J'ai trouvé beaucoup d'informations en cherchant en ligne, mais cela semble être un problème assez complexe avec de nombreuses variables à prendre en compte et j'ai du mal à compiler toutes les informations dans une équation ou une série d'équations utiles. J'essaie essentiellement de déterminer la faible luminosité d'un objet que je peux théoriquement capturer à partir d'un site d'observation donné (basé sur le flux de fond de ciel connu).

#2 NJScope

À moins d'effectuer un test, je ne pense pas qu'il existe un moyen facile de calculer le flux au niveau du capteur de la caméra. Voir ce lien pour une discussion précédente sur une question connexe

#3 555aaa

#4 robin_astro

Il y a cette calculatrice qui vous donne le rapport signal/bruit pour une magnitude d'étoile donnée, l'exposition, le capteur QE, la luminosité du ciel, etc.

Les calculs sont basés sur le flux de Vega qui est un standard pour le mag 0 (Vega produit très grossièrement 1000 photons/cm² /sec/Angstrom en bande V)


Questions de photométrie

Voici quelques questions pour vous aider à démarrer. Des questions supplémentaires seront ajoutées au cours des prochains jours, alors revenez bientôt. Cliquez sur les balises de réponse bleues pour obtenir des réponses (et des solutions efficaces pour certaines questions).

    Canopus, Carinae, a une magnitude apparente de -0,62 tandis que Mimosa, Crucis, a une magnitude apparente de +1,25.
    a) Lequel semble le plus brillant ?
    b) Lequel est intrinsèquement le plus lumineux ?

c) Plutôt que de calculer la distance exacte de chaque étoile en fonction de ses magnitudes apparente et absolue, nous pouvons simplement déterminer le module de distance, m - M pour chaque. Mintaka a un module de distance de +2,25-(-4,99) = 7,24 tandis que Sargas a un module de distance = +1,86-(-2,75) = 4,61. Comme Mintaka a un module de distance plus élevé (7,24 > 4,61), il est plus éloigné que Sargas. Les valeurs publiées donnent une distance de 83 ± 6 parsecs à Sargas et de 281 ± 65 parsecs à Mintaka.

a) En réécrivant l'équation 4.2 on obtient :

b) Une magnitude apparente de +0,37 rendrait le Soleil facilement visible dans le ciel nocturne à l'œil nu.
c) Une étoile juste visible à l'œil nu a une magnitude apparente d'environ +6,5. Pour une étoile comme le Soleil d'une magnitude absolue de +4,8, cela correspond à une distance, de:

Plutôt que d'essayer d'utiliser immédiatement une formule pour résoudre ce problème, considérons les concepts sous-jacents.
Il s'agit essentiellement d'une application de la loi de l'inverse du carré de la lumière.
Si l'étoile était à une distance de 10 pc, elle serait deux fois plus proche qu'à 20 pc et donc quatre fois plus brillante. Une différence de 2,5x de luminosité correspond approximativement à une différence de magnitude et une différence de 6,25x de luminosité (2,5)2 correspond à une différence de deux magnitudes. La différence de luminosité de 4× correspond donc à une différence d'environ 1 ½ magnitude. Si sa magnitude apparente réelle à 20 pc est de +6, sa magnitude apparente à 10 pc (c'est-à-dire sa magnitude absolue par définition) est de 6 - 1½ = 4½. Notez que la différence de magnitude est soustraite car l'étoile est plus proche et donc plus brillante à 10 pc.
Si nous utilisons l'équation 4.3, nous avons :

ce qui est le même que la réponse obtenue par le raisonnement ci-dessus.

  1. Si on prend le spectre d'une étoile on peut déterminer :
    1. Sa classe spectrale.
    2. Sa classe de luminosité.

    c) La parallaxe spectroscopique fournit un résultat imprécis en raison des incertitudes dans les magnitudes absolues des étoiles de classes spectrales et de luminosité spécifiques d'environ 0,7 à 1,25 magnitudes. Il en résulte une incertitude de distance de 1,4 à 1,8× pour les étoiles individuelles. D'autres facteurs tels que le rougissement interstellaire doivent également être corrigés si l'on utilise l'indice de couleur comme base pour estimer la classe spectrale. L'absorption et la diffusion affectent également les valeurs mesurées de m.


    Correction bolométrique

    Correction bolométrique
    Aller à : navigation, recherche
    En astronomie, le correction bolométrique est la correction apportée à la magnitude absolue d'un objet afin de convertir la magnitude visible d'un objet en sa magnitude bolométrique.

    Correction bolométrique
    Une correction qui doit être apportée à la magnitude apparente d'un objet pour convertir la magnitude dans la bande visuelle en magnitude bolométrique (correspondant à la luminosité totale sur toutes les longueurs d'onde), .

    Correction bolométriques : En astronomie, le correction bolométrique est la correction apportée à la grandeur absolue d'un objet afin de convertir sa grandeur visible en sa grandeur bolométrique. Il est grand pour les étoiles qui rayonnent une grande partie de leur énergie en dehors du domaine visible.

    s pour les géants cool basé sur la photométrie proche infrarouge A87
    F. Kerschbaum, T. Lebzelter et L. Mekul
    EST CE QUE JE: .

    Mbol de Soleil = 4,72 mag. La fraction de l'énergie totale émise par une étoile très bleue ou très rouge qui se trouve dans le domaine visible peut différer de l'énergie totale de 4 ou 5 mag - c'est-à-dire que seulement quelques pour cent de l'énergie se trouve dans le visible. [H76]

    Pour comparer les vraies luminosités de deux étoiles, le

    s doit d'abord être ajouté à chacune de leurs grandeurs absolues. Le rapport des luminosités peut alors être calculé.
    Extrait de l'Encyclopedia Britannica sans autorisation.

    Les astrophysiciens l'apprécient comme la véritable mesure de l'émission d'énergie totale d'un objet vue de la Terre. le

    indique à quel point la magnitude bolométrique est plus lumineuse que la magnitude V.


    Convertir la magnitude apparente d'un filtre en luminosité - Astronomie

    Les étoiles sont des boules de gaz denses et chaudes, leur spectre est donc similaire à celui d'un radiateur thermique parfait, qui produit un spectre continu et lisse. (Bien que les étoiles ne soient pas des radiateurs thermiques parfaits, leurs spectres sont assez similaires au spectre continu lisse pour ce qui suit.) Par conséquent, la couleur des étoiles dépend de leur température --- les étoiles les plus chaudes sont plus bleues et les étoiles les plus froides sont plus rouges. Vous pouvez observer l'étoile à travers différents filtres pour obtenir une température approximative. Un filtre ne laisse passer qu'une plage étroite de longueurs d'onde (couleurs). En échantillonnant le spectre de l'étoile à deux gammes de longueurs d'onde différentes (``bandes''), vous pouvez déterminer si le spectre est celui d'une étoile chaude, tiède, froide ou froide. Les étoiles chaudes ont des températures d'environ 60 000 K tandis que les étoiles froides ont des températures d'environ 3 000 K. Les diagrammes de filtres sont présentés ci-dessous.

    Indice de couleur et température

    1. Mesurez la luminosité apparente (flux) avec deux filtres différents (B, V).
    2. Le flux d'énergie traversant le filtre vous indique la magnitude (luminosité) à la longueur d'onde du filtre.
    3. Calculez la différence de magnitude des deux filtres, B - V.

    Le programme d'éducation en astronomie de l'UNL Module Courbes de corps noir et filtres UBV vous permet d'explorer la relation entre la température et le spectre thermique en manipulant divers paramètres avec une interface graphique (le lien apparaîtra dans une nouvelle fenêtre). Vous pouvez également explorer la corrélation température-couleur à l'aide de divers filtres.

    Loi de Wien et température

    Une autre façon de mesurer la température d'une étoile est d'utiliser la loi de Wien décrite dans le chapitre Rayonnement électromagnétique. Les étoiles froides auront le pic de leur spectre continu aux longueurs d'onde longues (plus rouges). Lorsque la température d'une étoile augmente, le pic de son spectre continu se déplace vers des longueurs d'onde plus courtes (plus bleues). La dernière façon de mesurer la température d'une étoile est plus précise que les deux méthodes précédentes. Il utilise la force de différentes raies d'absorption dans le spectre d'une étoile. Il est décrit en détail un peu plus loin dans le chapitre. Les températures des différents types d'étoiles sont résumées dans le tableau Propriétés des étoiles de la séquence principale.


    Convertir la magnitude apparente d'un filtre en luminosité - Astronomie

    Lorsque vous trouvez une Céphéide, de quels paramètres physiques avez-vous besoin pour déterminer la distance à la Céphéide ?

    Vous pouvez calculer la distance à une étoile si vous connaissez sa luminosité, sa luminosité et éventuellement l'atténuation de la lumière due à tout gaz et poussière intervenant.

    Rappelons qu'une céphéide est particulière en ce que la période de ses variations lumineuses est liée à la luminosité de l'étoile. Chaque fois que vous trouvez une Céphéide, vous recevez sa courbe de lumière telle que publiée en Ferrarese et al. (1996). Une courbe de lumière est un tracé de magnitude apparente mv est noté V(DoPHOT), par rapport à "phase.''

    Ampleurs apparentes sont une mesure de la luminosité. Ils sont couramment utilisés en astronomie, mais un peu contre-intuitifs. Chaque fois que vous déterminez la magnitude apparente moyenne d'une Céphéide (voir ci-dessous), vous la convertirez en luminosité en luminosités solaires par parsec au carré en utilisant l'équation :

    Étapes : Vous vous demandez peut-être pourquoi les données ne sont pas représentées en magnitude apparente par rapport au temps absolu. Étant donné que les variations de luminosité sont périodiques, une meilleure idée des variations spécifiques est obtenue en traçant tous les points comme s'ils se produisaient au cours d'un cycle. Une différence de phase de 1 correspond à une période.

    Dans la courbe de lumière de C46 illustrée ci-dessus, la phase s'étend de 0 à 2. La plage de phase 1-2 est simplement une répétition de la plage de phase 0-1. Le cycle complet est répété afin que l'œil puisse mieux discerner la forme des variations lumineuses.

    La période des Céphéides

    Pour déterminer la luminosité intrinsèque d'une céphéide, vous devez connaître sa période. La période de chaque Céphéide est imprimée en haut de sa courbe de lumière. Pour C46, ​​P=25,3 (jours). Vous apprendrez à relier la période à la luminosité intrinsèque de la Céphéide dans une section ultérieure du laboratoire.

    La magnitude apparente moyenne de la Céphéide

    Ensuite, vous devez connaître la luminosité apparente de l'étoile. C'est un peu délicat, car la luminosité apparente varie. Vous devez déterminer la magnitude apparente moyenne de la Céphéide à l'œil nu. Il sera utile d'utiliser un morceau de fil ou une bande de papier sur le bord pour aider votre œil. Maintenez le fil horizontalement sur le tracé jusqu'à ce qu'il y ait un nombre égal de points de données (cercles noirs) au-dessus et en dessous du fil. Ne tenez pas compte des barres d'erreur associées aux points de données lorsque vous déterminez la moyenne. Lire la magnitude apparente mv hors de l'axe vertical.

    La magnitude apparente moyenne de V pour C46 est d'environ mv= 25,3, comme indiqué ci-dessous. (Le fait que P=25,3 soit également une pure coïncidence.) Remarque : les nombres sur l'axe vertical diminuer en montant l'axe.

    Enfin, convertissez cela en luminosité en unités de luminosité solaire par parsec au carré en utilisant :


    Une question étrange. magnitude stellaire en lumen/m^2 ?

    Essayer de comprendre le calcul et malheureusement trouver des sources sur la façon de le faire est une cause perdue sur google - ne serait-ce que parce que la magnitude stellaire, les lumens, le lux, etc. cas d'utilisation que je ne sais tout simplement pas quoi demander.

    Compte tenu essentiellement d'une ampleur apparente de m comment extraire les informations nécessaires pour atteindre une valeur l/m^2 ?

    Je suis conscient que la magnitude dans sa nature est une échelle logarithmique sans unité, donc je ne m'attends pas à une route facile, mais je me demande si j'ai une valeur de base à partir de laquelle travailler (la magnitude apparente du soleil de la terre peut-être ?) le calcul est faisable ?

    S'il vous plaît, ne tirez pas sur cet idiot. J'essaie de faire quelques conversions pour le travail CG dans Blender et c'est vraiment pénible. Je n'ai pas peur des maths ou de la physique désagréables. Merci!

    Je pense que cela vous aidera car ils peuvent mieux formater les choses que sur Reddit.

    Merci, je vais lire.

    Je pense qu'une partie du problème que vous rencontrez est que le système de magnitude est lié à l'irradiance, c'est-à-dire que toutes les longueurs d'onde sont pondérées de la même manière, tandis que les lumens sont une mesure de l'éclairement, où la longueur d'onde est pondérée en fonction de la façon dont l'œil humain peut la voir . La conversion de W/m 2 en Lux serait différente pour chaque longueur d'onde.

    Je n'ai pas complètement examiné cela, mais voici comment je commencerais:

    Si vous connaissez la distance à votre objet, vous pouvez calculer la magnitude absolue avec la magnitude apparente et le module de distance (l'unité de distance sera le parsec)

    Vous pouvez ensuite convertir la magnitude absolue en luminosité (Watts), en utilisant la magnitude absolue et la luminosité du Soleil comme constantes relatives (notez que la magnitude absolue du Soleil dépend de la longueur d'onde, les filtres B ou V seront les plus courants)

    Vous devrez déterminer la conversion de Watts en Lumens en fonction de la longueur d'onde, probablement en utilisant une fonction de luminosité. Cela doit être la même longueur d'onde que la magnitude, mais notez que les filtres peuvent être larges - ils captent toute la lumière émise dans la plage de longueurs d'onde qu'ils couvrent, et chaque partie de cette plage a un facteur de conversion différent, vous devez donc utiliser la fonction.

    Enfin, vous pouvez alors déterminer quelle énergie est répartie sur la surface d'une sphère centrée sur votre objet et s'étendant vers vous, c'est-à-dire Lumens/(4 pi D 2 ), où D est la distance à votre objet en mètres, ce qui devrait vous donner des unités de Lumen/m 2

    C'est une sorte de détour, mais je ne peux pas penser à un bon moyen de convertir la magnitude apparente en flux sans passer par la conversion de distance.


    Convertir la magnitude apparente d'un filtre en luminosité - Astronomie

    Algorithme bayésien pour l'ajustement de la fonction de luminosité (BALFF)

    README for the Bayesian Algorithm for Luminosity Function Fitting (BALFF) présenté dans Schmidt et al. (2014) et étendu pour inclure le biais de grossissement dans Mason et al. (2015)

    Si vous trouvez ce code utile, veuillez citer

    L'algorithme bayésien pour l'ajustement de la fonction de luminosité (BALFF) présenté dans Schmidt et al. (2014) est un algorithme qui adapte la fonction de luminosité (UV) à un échantillon de galaxies (par exemple, des galaxies de rupture de Lyman sélectionnées photométriquement, LBG) sélectionnées à partir d'un ensemble d'observations. BALFF utilise la fonction de Schechter qui s'avère être une bonne approximation de la distribution sous-jacente à un redshift faible et élevé, comme modèle de fonction de luminosité. Le formalisme bayésien sur lequel BALFF est construit, évite le regroupement (et donc le maculage) des échantillons d'objets, inclut une vraisemblance basée sur la distribution binomiale formellement correcte par opposition à la distribution approximative de Poisson souvent utilisée, et modélise les incertitudes photométriques de chaque objet dans l'échantillon directement, en exploitant pleinement toutes les informations et en fournissant des résultats plus rigoureux. Dans Mason et al. (2015), la configuration par défaut de BALFF, a été étendue pour tenir compte du biais de grossissement des galaxies dans l'échantillon d'entrée provenant à la fois des lentilles gravitationnelles fortes et faibles par les sources de premier plan.

    Les fonctions de luminosité obtenues avec BALFF (ou toute autre méthode d'ajustement) peuvent être utilisées pour discuter de la physique de la réionisation comme également présenté dans Schmidt et al. (2014). Les scripts accompagnant le noyau de l'outil BALFF fournissent des moyens pour une telle discussion et comparaison. La fraction d'hydrogène neutre au redshift ciblé est estimée en supposant des a priori théoriquement motivés sur le facteur d'agglutination et la fraction d'échappement des photons.

    Notez que dans le cadre BALFF actuel, le p(z) a priori sur le redshift des objets individuels (candidats LBG) n'est pas explicitement pris en compte.

    Pour des informations détaillées sur le cadre bayésien et la dérivation formelle et la description des termes dans les expressions bayésiennes, veuillez vous référer à Schmidt et al. (2014) et Mason et al. (2015).

    Ce qui suit donne un aperçu des scripts fournis avec le code BALFF

    • balff_run_commands.sh
      • Script shell avec commandes par défaut pour exécuter toutes les étapes nécessaires dans une analyse BALFF complète.
      • Wrapper mettant en place l'échantillon pymc MCMC utilisé pour obtenir l'estimation complète de la fonction de luminosité BALFF et les incertitudes.
      • La classe principale utilisée pour charger l'entrée, configurer le cadre et calculer la distribution postérieure marginale au cœur du cadre d'ajustement de la fonction de luminosité BALFF.
      • Estimation de la normalisation de la fonction de luminosité (phi*) pour la fonction de luminosité déterminée pour les données d'entrée par BALFF.
      • Estimation de la densité de luminosité (epsilon) pour une limite d'intégration donnée, correspondant à la fonction de luminosité déterminée pour les données d'entrée par BALFF.
      • Estimation de la fraction d'hydrogène neutre de l'IGM en supposant des valeurs par défaut (distributions) pour la fraction d'échappement, le facteur d'agrégation et la conversion entre la densité de luminosité et les photons ionisants. Des tracés de diagnostic sont générés.
      • Génération de tracés de diagnostic des échantillons et fonction de luminosité résultant de l'exécution de BALFF sur un tableau de données d'entrée.
      • Génération d'un tableau de données sur le format d'ajustement attendu par BALFF à partir des noms d'objets, des noms de champs, des luminosités et des luminosités limites fournies.
      • Génération d'un tableau de données pour un échantillon simulé de données. C'est-à-dire des données avec une distribution de fonction de Schechter d'entrée connue. Utile pour les tests et le débogage.
      • Génération d'une table de correspondance de valeurs tabulées au format binaire .npz attendu par BALFF. Cette table de consultation peut être utilisée pour accélérer l'exécution de BALFF via l'interpolation des valeurs, plutôt que d'exécuter l'intégration complète pour chaque étape MCMC.
      • Stockage des fonctions de sélection et de complétude au format de fichier .npz attendu par BALFF. Peut également être utilisé pour tracer et estimer les valeurs de ces derniers. Si la complétude C(m) est incluse dans la fonction de sélection S(m,z), des fichiers de fonction de complétude de la constante 1 peuvent être générés pour l'entrée BALFF.
      • Divers utilitaires utilisés dans le code BALFF.

      Dépendances et exigences

      Le code est écrit en python et utilise une large gamme de packages par défaut inclus dans les installations standard de python. Quelques packages spéciaux, comme indiqué ci-dessous, doivent être installés en plus de cela pour que BALFF fonctionne.

      Les packages standard suivants sont importés dans un ou plusieurs des scripts BALFF : os , sys , pdb , time , glob , numpy , pylab , scipy , types , mpmath , pyfits , commandes , argparse , datetime , cosmocalc , matplotlib , mpl_toolkits , ,

      • pymc : L'échantillonneur MCMC par défaut est pymc qui doit être installé. Pour exécuter pymc, un compilateur FORTRAN et C doit être disponible. Par exemple, gfortran et gcc sont tous deux disponibles sur http://hpc.sourceforge.net. Alternativement, des compilateurs peuvent être installés sur MacOSX via l'application Xcode. Les instructions pymc sont disponibles sur https://pymc-devs.github.io/pymc/INSTALL.html.
      • pymc_steps : Un algorithme adaptatif de métropiles (RAM) robuste pour le pas dans l'espace des paramètres dans les chaînes pymc. Disponible sur https://github.com/brandonckelly/pymc_steps
      • astropysics : Suite d'utilitaires liés à l'astronomie. Disponible ici à https://pythonhosted.org/Astropysics/
      • fast_kde : Utilisé pour tracer balff_plot_epsilonQCf.confcontours() . Fourni dans le référentiel BALFF GitHub.

      Dans cette section, l'exécution par défaut de BALFF (Schmidt et al. 2014) et une exécution de BALFF tenant compte du biais de grossissement des sources (Mason et al. 2015) sont décrites.

      Pour exécuter BALFF et générer les tracés de diagnostic et les fichiers de sortie, un ensemble d'entrées de données est requis comme décrit ci-dessous. BALFF suppose que les données sont stockées dans le répertoire ./balff_data/ . La sortie de données et les tracés générés en exécutant BALFF seront stockés dans ./balff_output et ./balff_plots . Ces deux répertoires seront créés s'ils n'existent pas.

      L'exécution par défaut de BALFF correspond à l'exécution du code décrit par Schmidt et al. (2014). Cette exécution nécessite la saisie de données suivante (les noms utilisés ci-dessous ne font référence qu'à l'ensemble de fichiers par défaut fourni dans le répertoire BALFF GitHub) :

      • fields_info.txt : Ces fichiers contiennent un ensemble minimal d'informations nécessaires à BALFF. Les colonnes du fichier sont :
        • fieldname : La chaîne contient le nom unique du champ
        • filter : Filtre dans lequel le champ a été observé (correspondant au filtre utilisé pour assembler la fonction luminosité)
        • maglim5sigma : magnitude limite 5sigma (incluant l'extinction galactique) du champ
        • Av : valeur A_V pour le champ
        • fieldarea : Aire de champ en minutes d'arc
        • magmedfield : erreur de magnitude moyenne observée sur le champ
        • OBJNAME : Chaîne contenant le nom unique de l'objet
        • FIELD : Nom du champ (de fields_info.txt ) dans lequel se trouve l'objet
        • LOBJ : La luminosité de l'objet en unités de []1e-44 erg/s]. C'est-à-dire que cela inclut les informations de décalage vers le rouge lors de la conversion de la magnitude apparente en magnitude absolue, puis en luminosité (Cette conversion peut être effectuée à l'aide des outils de balff_utilities.py )
        • LOBJERR : L'erreur sur la luminosité de l'objet
        • LFIELDLIM : La luminosité limite Nsigma du champ dans lequel l'objet a été trouvé (correspond à maglimNsigma de fields_info.txt )
        • LFIELDLIMERR : L'erreur sur la luminosité limite du champ

        L'ensemble réel de commandes à exécuter est résumé/illustré dans le script shell balff_run_commands.sh qui peut être utilisé pour exécuter une exécution complète de BALFF, y compris le traçage en faisant simplement ./balff_run_commands.sh sur la ligne de commande bash.

        Une version minimale résumée des commandes bash pour exécuter BALFF et générer des tracés de diagnostic est :

        Prise en compte du biais de grossissement

        L'exécution de BALFF prenant en compte le biais de grossissement de lentille faible et fort de la fonction de luminosité comme décrit par Mason et al. (2015) se fait simplement en utilisant --errdist magbias au lieu de --errdist normal par défaut lors de l'exécution de la commande ./balff_run.py. L'exécution magbias de BALFF nécessite la même entrée de données que l'exécution par défaut décrite ci-dessus. De plus, l'exécution de magbias nécessite que le fichier suivant soit disponible dans ./balff_data/ :

        • fields_magbiaspdf.txt : Ce fichier décrit la distribution de probabilité des grossissements p(mu) pour chacun des champs listés dans fields_info.txt . Les p(mu)s sont supposés paramétrés comme une somme de 1, 2 ou 3 gaussiennes. Le fichier contient les colonnes suivantes :
          • Champ : Nom du champ auquel correspond p(mu)
          • signifie : Grossissement moyen du champ
          • p1 : Poids de la première composante gaussienne de p(mu). Notez que p1 + p2 + p3 =1
          • Mean1 : Grossissement moyen de la première composante gaussienne de p(mu)
          • std1 : Ecart type de la première composante gaussienne de p(mu)
          • p2 : Poids de la seconde composante gaussienne de p(mu). Notez que p1 + p2 + p3 =1
          • moyenne2 : Grossissement moyen de la seconde composante gaussienne de p(mu)
          • std2 : Ecart type de la seconde composante gaussienne de p(mu)
          • p3 : Poids de la troisième composante gaussienne de p(mu). Notez que p1 + p2 + p3 =1
          • Mean3 : Grossissement moyen de la troisième composante gaussienne de p(mu)
          • std3 : Ecart type de la troisième composante gaussienne de p(mu)

          Le p(mu) individuel pour fields_magbiaspdf.txt peut être généré par le modèle d'objectif de votre choix. Voir Mason et al. (2015) pour un exemple d'estimation de p(mu)s de lentilles fortes et intermédiaires à partir de la photométrie des sources de premier plan. Une faible lentille p(mu)s peut être estimée par le code Pangloss, bien qu'une faible lentille contribue de manière négligeable au biais de grossissement à z<

          Si un champ ne subit aucune lentille, son p(mu) dans fields_magbiaspdf.txt peut être défini sur :

          qui correspondent à une seule fonction delta à 1.0.

          Si une source est vraisemblablement fortement lentille, le champ hébergeant cette source doit être scindé en deux : 1) un

          une zone découpée de quelques secondes d'arc autour de la source qui a les paramètres p(mu) de lentille forte et 2) le reste du champ, qui ne subit pas de lentille forte et aura donc un grossissement moyen de champ de 1,0. Les nouvelles zones de ces sous-champs doivent être incluses dans field_info.txt . Ces zones sont les zones observées et ne doivent pas être agrandies par mu, car cela est pris en compte dans l'estimation de la distribution a posteriori dans balff_mpd.py .

          Par exemple, si un champ (fieldX) comprend une source fortement lentille (objX1), le champ doit être divisé en deux en découpant une région autour de objX1 qui a la forte lentille p(mu), et field_info.txt , objects_info .fits et fields_magbiaspdf.txt doivent être modifiés à partir de

          Ici fieldareaX_strong est la zone de la découpe autour de objX1. Et puis MeanX_nostrong est toujours égal à 1 car ce champ ne subit pas de forte lentille.


          Voir la vidéo: Les filtres de lumière (Novembre 2022).