Astronomi

Hur kan jag få flödena av fetch_imaging_sample? - astroML

Hur kan jag få flödena av fetch_imaging_sample? - astroML


We are searching data for your request:

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

Jag jobbar med astroML i Python och jag måste få flödena från storleken i r bandet fetch_imaging_sample ().

från astroML.datasets importerar fetch_imaging_sample data = fetch_imaging_sample () mag = data ['rRaw'] # det här är storleken i r-bandet err = data ['rErr'] # det här är felen i r-bandet

Hur kan jag få flödena med deras fel?

Förklara fetch_imaging_sample: http://www.astroml.org/modules/generated/astroML.datasets.fetch_imaging_sample.html


Data Mining

Data Mining handlar om sökandet efter ny kunskap inom data. Sådan kunskap erhålls vanligtvis i form av regler som tidigare var okända för användaren och mycket väl kan vara användbara i framtiden. Dessa regler kan ha formen av specifika regler som induceras med hjälp av en regelinduktionsalgoritm eller kan vara mer allmänna statistiska regler som de som finns i prediktiv modellering. Derivationen av sådana regler specificeras i termer av Data Mining-uppgifter där typiska uppgifter kan innebära klassificering eller gruppering av data.

En mycket önskvärd egenskap hos Data Mining är att det finns något användargränssnitt på hög nivå som gör det möjligt för slutanvändaren att specificera problem och få resultat så vänliga som möjligt. Även om det är möjligt och faktiskt vanligt att Data Mining utförs av en expert och resultaten förklaras för användaren är det också mycket önskvärt att användaren får befogenhet att utföra sin egen Data Mining och rita sin egen slutsatser från den nya kunskapen. Ett lämpligt användargränssnitt är därför av stor betydelse.

Ett annat sekundärt mål är att använda effektiva datatillgångar och databehandlingsmetoder. Eftersom Data Mining i allt högre grad tillämpas på stora och komplexa databaser, närmar vi oss snabbt situationen där effektiva metoder blir en sine qua non. Sådana metoder inkluderar Distribuerad och parallell bearbetning, användning av datalagring och tillhörande tekniker och användning av Open Database Connectivity (ODBC) för att underlätta åtkomst till multidatabaser.


Hur kan jag få flödena av fetch_imaging_sample? - astroML - Astronomi

Det finns ett par sätt att skicka in en ny felrapport

  • Om du är GitHub-användare kan du öppna en Pull-begäran som redigerar detta dokument.
  • Om du inte är GitHub-användare, skicka e-post till författarna direkt med ditt rapporterade fel så lägger vi till det i listan.

Fel listas efter kapitel, följt av sidnummer.

Sida 19 (även, figur 1.2 på sidan 21): Funktionen fetch_sdss_spectrum () frågar faktiskt inte någon databas i realtid. Det hämtar helt enkelt en specifik fil från SDSS-I / II Data Archive Server (DAS) via http.

Sida 20: nedan I [5] bör "platta" kommenteras

Sida 35: Figur 1.13 är felaktigt märkt som en Mercator-projektion. Det är faktiskt en ekvivalangulär projektion (även känd i WCS som en "kartesisk projektion")

Sida 47/50: det finns åtta poster trots titeln "Seven Strategies."

Sida 55: vectorized_nn och easy_nn returnerar inte samma avstånd: vektorized_nn-funktionen saknar en kvadratrot.

Sida 60: Ekv. (2.7) bör "mindre än" -tecknet vara "större än".

Sida 75: "Om patienten är frisk (T = 0)." Borde vara "Om patienten är frisk (D = 0)."

Sida 75: "Om patienten har sjukdomen (T = 1)." Bör vara "Om patienten har sjukdomen (D = 1).".

Sida 79: Det anges att "högt toppade" distributioner har positiv kurtos, medan "platt-toppade" distributioner har negativ kurtos. Uppfattningen att kurtos är ett mått på distributionens "topp" är dock felaktig. Kurtosis mäter kraften i vingarna (eller svansänden) av en fördelning. Som diskuteras i detalj i artikeln Kurtosis as Peakedness, 1905–2014. VILA I FRID. (Den amerikanska statistikern, 68: 3, 191-195) denna felaktiga uppfattning återfinns ofta i forskningslitteratur och i statistikböcker.

Sida 95: i Python-koden är inledningen "implementerad i" scipy.stats.cauchy "" bör ersättas med "scipy.stats.laplace".

Sida 99: Raden under ekv. (3.60) ska säga "Observera att för k = 1 är denna distribution en Cauchy-fördelning", inte "k = 2".

Sida 104: Figur 3.19 visar den positiva delen av en dubbel Weibull-distribution, inte en Weibull-distribution. I det här fallet betyder det att värdena på y-axeln är hälften av vad de borde vara. För att få en Weibull-distribution i scipy, använd exponweib med a = 1 snarare än dweibull.

Sida 109: Den första meningen i stycken före ekv. (3.78) ska läsa "Om sigma_xy = 0, då är x och y okorrelerade, och om de också är oberoende kan vi behandla dem separat som två endimensionella fördelningar." (det vill säga att försvinnande korrelation inte nödvändigtvis antyder oberoende).

Sida 126: Nämnaren för argumentet om exponential för ekv. (4.2) ska vara sigma kvadrat, inte sigma, för att bättre matcha ekv. (3.43) och leda till ekv. (4.4).

Sida 128: Ekvation 4.6 är inte korrekt: konfidensgränserna är relaterade till det inversa av matris, inte det omvända av element av matrisen. Rätt uttryck är som följer:

Sida 130: Nämnaren för argumentet om exponential för ekv. (4.11) ska vara sigma kvadrat, inte sigma, för att bättre matcha ekv. (3.43) och leda till ekv. (4.13).

Sida 134: Skrivfel: Aikake ska vara Akaike

Sida 143: Pekarna "övre panelen" och "nedre" panelen i bildtexten för figur 4.4 och nedan i texten ska vara "vänster panel" och "höger panel".

sida 167: X-värdet i figur 4.8 beter sig som en storlek (dvs. stor x väljs ut för stora avstånd y) texten på sidan innebär att den kan betraktas som en ljusstyrka.

Sida 183: I ekvation (5.17) saknar argumentet för den sista exp ett minustecken.

Sida 188: I ekvation (5.27) bör etiketterna för M bytas ut. Den korrekta ekvationen är O_ <21> = p (D | M_2) / p (D | M_1).

Sida 201: I ekvation (5.61) ska den nedre integrationsgränsen vara minus oändlighet, inte 0.

Sida 202: Skrivfel: Aikake ska vara Akaike

Sida 221: I meningen direkt före ekv. (5.100) orden "och mu" borde inte vara där.

Sida 225: I ekvation (5.106) ska det finnas 8.09 i nämnaren istället för 9.09 (från ekv. 5.105). Resultatet kan också avrundas till 1,46 (eftersom det faktiskt är 1,45859).

Sida 225: I ekvation (5.107) finns det en felaktig upprepad ändparentes på ekvationens vänstra sida.

Sida 231: Följande påstående strax ovanför Ekvation (5.119) är för restriktivt: "För att nå en jämvikt, eller stationär, fördelning av positioner, är det nödvändigt att övergångssannolikheten är symmetrisk". Tänk på en kedja som utforskar tre stater som ett motexempel med icke-noll övergångssannolikheter p (B | A) = p (C | B) = p (A | C) = 1. Detta når en jämvikt p (X) = 1/3 men 1 = p (B | A) ! = p (A | B) = 0. Därför bör "nödvändigt" ersättas med "tillräckligt (men inte nödvändigt)".

Sida 234: I exemplet Python-kod bör sigma i pymc.Normal-kommandot ersättas med 1./sigma**2.

Sida 247: Skrivfel: Aikake ska vara Akaike

Sida 254: Ekvation 6.5 är en log-sannolikhetsfunktion och bör maximeras snarare än minimeras (vilket är vad texten föreslår). Alternativt, om ett negativt tecken infogas i ekvationen, beskriver den negativa logg sannolikheten och bör minimeras.

Sida 266: Ekvation 6.21. Summationsindex i nämnaren ska vara k istället för j.

Sida 279: Ekv. 6.46 saknar faktorn 3 och bör vara $ hat < xi> (r) = frac$.

Sida 309: I den grå rutan använder simulerade data 1000 poäng i två dimensioner, men kommentarerna hänvisar till 100 poäng i två dimensioner.

Sida 314: Text kring ekvation 7.39 bör läsa: "Två slumpmässiga variabler anses vara statistiskt oberoende om deras gemensamma sannolikhetsfördelning, f (x, y), fullständigt kan beskrivas som produkten av deras marginaliserade sannolikheter, det vill säga,

När det gäller PCA hittar vi det svagare tillståndet för okorrelerade data,

där E (.) är förväntan. "

Sida 323: Y-etiketten i de fyra nedre panelerna i fig. 8.1 ska vara theta_0 och inte theta_2.

Sida 326: Ekv. 8.7 bör börja: "ln (L) equiv ln (p ( theta |, I)) propto sum. ", dvs p inuti ln saknas.

Sida 328: Texten lyder "Detta återspeglas i $ chi ^ 2_$ för denna passform som är 1,54. ", medan motsvarande övre vänstra panel i figur 8.2 (på samma sida) säger $ chi ^ 2_ = 1.57$.

Sida 329: Den inbyggda kommentaren på rad 3 i kodavsnittet (raden börjar med: X = np.random.) Sprider över till nästa rad och ser inte ut som en kommentar längre.

Sida 329: Den sista raden i inledningen till kodrutan, "För data med homoscedastic fel. " skulle säga heteroscedastic fel.

Sida 331: Rad 3 i kodavsnittet är en kommentar: "# dimension dy = 0.1". Delen "dy = 0,1" måste istället vara en instruktion.

Sida 332: Ekv. 8.29 saknar C ^ <−1> termen mellan de två termerna inom parentes.

Sida 336: Bildtexten i kodavsnittet lyder "Åsregression kan åstadkommas med Lasso-klassen i Skikit-lär:" Detta borde vara istället "Lasso-regression kan åstadkommas."

Sida 339: Skrivfel på rad 7, "att" bör ersättas med "än" i meningen ". Bandbredden är viktigare än den exakta formen."

Sida 349: Lägg till före ekvation 8.67 och efter införande av blandningsmodellen: "V_b innebär en felkälla utöver det redan existerande mätfelet för varje punkt."

Sida 351: I ekvation 8.73 ska matrisen K_ <12> transponeras.

Sida 357: I ekvation 8.77 och 8.78 bör termen inom hakparentes vara kvadratisk.

Sida 372: Ekvation 9.21 saknar en logaritmterm. Vi bör ersätta 2 pi ( sigma_i ^ k) ^ 2 med ln [2 pi ( sigma_i ^ k) ^ 2]

Sida 375: Ekvation 9.25 andra termen till höger saknas mu_k efter sigma ^

Sida 419: Ekvation 10.18 saknar $ dt $. Den ska läsa $ H_w (t_0 f_0, Q) = int _ <- infty> ^ < infty> h (t) w (t | t_0, f_0, Q) dt $. Sida 427: i första stycket i avsnitt 10.3.1 ska det vara omega = 2 pi f = 2 pi / P, och inte (2 pi P) för den sista delen.

Sida 433: numerisk term i text strax före ekv.10.57, omedelbart efter texten ". Den första termen blir." Ska läsa N * (A / σ) ^ 2/2 (det vill säga en extra N).

Sida 437: figur 10.16: vid skapandet av denna siffra applicerades inte bruset på data före beräkning av periodogrammet. Se en mer detaljerad diskussion tillsammans med en uppdaterad figur på astroML-webbplatsen

Sida 444: Ekv 10.76: $ atan (b, a) $ bör ersättas med $ tan ^ <-1> (b_m / a_m) $.

Sida 445: Bild 10.20 bildtext: det finns 6 snarare än 5 färgade kluster.

Sida 517: Det sista stycket i avsnitt C.3 bör nämna att SDSS inte använder Pogson-magnituder som definieras i ekvation C.2 utan snarare asinh-magnituderna, se http://www.sdss3.org/dr10/algorithms/magnitudes .php # asinh.

Sida 517: SDSS-storlekssystemet avviker från ett perfekt AB-system med 0,01-0,02 mags. Se http://www.sdss3.org/dr10/algorithms/fluxcal.php#SDSStoAB.

Sida 519: Denna fråga måste skickas in i ett visst sammanhang inom CasJobs, specifikt DR8 eller högre (DR7 har inte den spektratala informationen med mervärde).

Sida 519: De astrometriska korrigeringarna av DR9 har inte tillämpats på denna fråga. Detta påverkar kolumnerna G.ra och G.dec. Ytterligare en koppling till AstromDR9-tabellen är nödvändig för att få rätt astrometri (fel är & lt0.5 bågsek). Se även http://www.sdss3.org/dr10/imaging/caveats.php#astrometry.

Sida 519: Webbadressen i fotnoten är felaktig och den ska vara http://skyserver.sdss3.org/casjobs/ (endast webbplatsen SDSS-III CasJobs innehåller DR8 och högre data).

Sida 537: För post MAP bör en hänvisning till sidan 179 också listas eftersom MAP är definierad på den sidan (se punkt 4).


Bryter pulsarradioflöden mot den inversa kvadratiska lagen?

Singleton et al. (arXiv: 0912.0350, 2009) har hävdat att flödet av pulsarer uppmätt vid 1400 MHz visar en uppenbar överträdelse av den inversa kvadratiska lagen med avstånd ( (r )), och istället skalar flödet som (1 / r ). De härledde detta från det faktum att konvergensfelet som erhölls vid rekonstruktion av pulsars ljusstyrka med hjälp av en iterativ maximal sannolikhetsprocedur är ungefär (10 ​​^ <5> ) gånger större för en avståndseksponent på två (motsvarande det inversa kvadratet lag) jämfört med en exponent av en. När vi använde samma teknik på denna pulsdataset med två olika värden för försöksljusfunktionen i noll iteration, finner vi att ingen av dem kan återge ett värde på (10 ​​^ <5> ) för förhållandet mellan konvergens fel mellan dessa avståndseksponenter. Vi rekonstruerar sedan den differentiella pulsarstyrkans funktion med hjälp av Lynden-Bells (C ^ <-> ) metod efter att ha placerat både invers-linjär och invers-kvadratisk skalning med avstånd. Vi visar att denna metod inte kan hjälpa till att skilja mellan de två exponenterna. Slutligen, när vi försökte uppskatta maktlagseksponenten med ett Bayesianskt regressionsförfarande, får vi inte det bästa värdet på ett för distanseksponenten. Modellresterna som erhållits från vårt anpassningsförfarande är större för den inverse-linjära lagen jämfört med den inversa-kvadratiska lagen. Dessutom kan det observerade pulsarflödet inte parametreras endast av kraft-lagfunktioner av avstånd, period och periodderivat. Därför drar vi slutsatsen från vår analys med flera metoder att det inte finns några bevis för att det pulserande radioflödet vid 1400 MHz bryter mot den inversa kvadratiska lagen eller att flödet skalar omvänd med avstånd.


Processer som skapar Kosmiska gammastrålar

Det finns flera fysiska processer som genererar kosmiska gammastrålar:

  1. En högenergipartikel kan kollidera med en annan partikel
  2. En partikel kan kollidera och utplåna med dess antipartikel
  3. Ett element kan genomgå radioaktivt förfall
  4. En laddad partikel kan accelereras

Partikel-partikel kollisioner

Materie-antimaterie utrotning

Resultaten från elektron-positronförintelser sågs av OSSE-experimentet ombord på CGRO-satelliten. Färgerna på denna karta representerar intensiteten av gammastrålningsemission från positronelektronutrotning i planet för vår galax nära det galaktiska centrumet. Utsläppet är vid 511 keV, vilket är positronens vilmassens energi. Kartan är av en modell som passar OSSE 511 keV-observationerna. OSSE har upptäckt att strålningen mestadels finns i en region med en diameter på cirka 10 grader centrerad i centrum av galaxen. Linjediagrammet ovanpå kartan representerar en OSSE-observation av 511 keV-emissionslinjen.


Abstrakt

Senaste arbetet har visat att korrelationen mellan SDSS-färger och optisk albedo kan användas för att uppskatta asteroidstorlekar utifrån enbart optisk data. Vi återbesöker en korrelation mellan SDSS-färger och optisk albedo för asteroider, med albedo härledd med hjälp av WISE-baserade storleksuppskattningar. Moeyens, Myhrvold & amp Ivezić (2020) visade att denna korrelation kan användas för att uppskatta asteroidstorlekar med enbart optiska data, med en precision på cirka 17% i förhållande till WISE-baserade storleksuppskattningar. Vi presenterar här flera mer sofistikerade datadrivna modeller för variation av optisk albedo med färger och uppskattar bidraget från SDSS fotometriska fel till albedo och storleksuppskattningsosäkerhet. Vi använder resultaten av vår analys för att förutsäga att LSST-data kommer att möjliggöra asteroidstorleksprecision på cirka 15% i förhållande till WISE-baserade storleksuppskattningar. Jämfört med noggrannheten för WISE-baserade storleksuppskattningar på 15% –20% är den underförstådda noggrannheten för optiska storleksuppskattningar, i intervallet 21% –25%, alltså bara en faktor på 1,3 till 1,4 sämre. Denna storleksuppskattningsnoggrannhet är betydligt bättre än vad som normalt antas för optisk data och beror på exakt och homogen multibandfotometri som levereras av moderna digitala skyundersökningar.


Vanliga frågor

/.xspec/Xspec.init. I avsnittet "alternativ och kommandon för visning av hjälpfiler" avgör USE_ONLINE_HELP-inställningen om hjälp öppnas online html-webbsidor eller de distribuerade hjälpsidorna i pdf-format.

För onlinevisning bör html-inställningarna helt enkelt ställas in på namnet på din webbläsare (i gemener) såvida du inte använder en Mac eller Cygwin. För Mac ska den vara inställd på "öppen" och för Cygwin "cygstart." På samma sätt ställs pdf-visaren via variabeln PDF_COMMAND. Föreslagna inställningar för olika plattformar listas i filen.

I v12 är det möjligt att tilldela flera detektorsvar till ett spektrum och att definiera unika modeller för varje detektornummer. Detta ersätter och utvidgar vad som var möjligt med funktionen '/ b'. Till exempel kan ett andra detektorrespons läggas till spektrum 1:

XSPEC12> svar 2: 1 backgroundResponse.pha

och en motsvarande modell:

se svars- och modellkommandona för mer information. Ett exempel finns också.

V11 förlänga kommandot har ersatts med det mer allmänna energikommandot. Med förlängavar energisamlingen fortfarande delvis begränsad av den ursprungliga responsenergisamlingen. energier låter dig dock ersätta svarsenergierna med valfri godtycklig matris, inklusive en som kan läsas in från en ASCII-textfil.

XSPEC-modeller finns i biblioteket libXSFunctions, som kan länkas till ditt program. Filen Xspec / src / XSFunctions / xsFortran.h innehåller en samling hjälparfunktioner för gränssnitt med XSPEC-modellerna och kan anropas i C, C ++ och Fortran. Se bilaga F för mer information och ett exempel på en Makefile.

Det finns en ny cfluxmodellkomponent som kan användas framför alla komponenter (eller kombinationer av komponenter) som du vill beräkna flödet för. Denna komponent gör flödet till en parameter så dess konfidensintervall kan beräknas på vanligt sätt.

Detta är möjligt och indikerar inte nödvändigtvis att något har gått fel. Flödesfelet beräknas genom att generera parametersatser och för varje parametersats beräkna ett flöde. Flödena ordnas och t ex 90% intervallet härleds genom att undvika de nedre och övre 5%. Parameteruppsättningarna hämtas från en uppskattning av den bakre fördelningen som antar en flerdimensionell Gaussisk med korrelationsmatris som ges av matrisen för andra derivat vid bästa passform. Det här kanske inte är en bra uppskattning om parametern är komplicerad. Vi har för avsikt att ersätta detta med en bättre metod som involverar Markov Chain Monte Carlo.

Du kan konvertera ascii-filer av fluxade spektra till XSPEC-spektra och enhetsdiagonala svarsmatriser med ftool flx2xsp. Skriv fhelp flx2xsp för att läsa hur.

Du kan skapa en fil xspec.rc i din

/.xspec-katalogen och placera i den giltiga kommandon som kommer att köras vid start. Om du redan har byggt ditt lokala modellbibliotek med initpackage-kommandot kan du lägga till "lmod mylibrary" (utan citat) till xspec.rc och det laddas varje gång du startar XSPEC (utom på Cygwin).

För de som upprätthåller XSPEC för en grupp användare kan du också lägga till kommandon som ska köras för varje användare vid start. Dessa bör placeras i filen headas / spectral / scripts / global_customize.tcl och kommer att köras innan användarnas xspec.rc-kommandon. Se underavsnittet "Anpassa XSPEC" i manualens Xspec-översikt för mer information.

En av de viktigaste förbättringarna av XSPEC12 är möjligheten att analysera med flera modeller. När du vill definiera mer än en modell kräver XSPEC namn för att skilja mellan dem. Till exempel:

Definiera en namnlös modell för detektorkälla 1. Detta är också sättet som modellerna definieras i XSPEC11.
XSPEC12> modell wa (po)

Definiera nu en andra modell med namnet "anotherModel", som ska appliceras på källdetektor 2.
XSPEC12> modell 2: AnotherModel wa (ga)

Definiera en tredje modell, den här gången för källa 1 som gör den första modellen inaktiv:
XSPEC12> modell 1: stillAnotherModel bbody

Se modellkommandohjälpen och dess användning av de aktiva / inaktiva alternativen för mer information.

Makefilen som initpackage skapar för att bygga ditt lokala modellbibliotek är baserat på mallfilen heasoft- [ver] /Xspec/src/tools/initpackage/xspackage.tmpl. Om du behöver lägga till en sökväg till tredjepartsbibliotekets rubrikfiler, lägg till: & nbsp -I / path / to / your / 3rdParty / library / include & nbsp till HD_CXXFLAGS-inställningen. Sedan:

För Mac med alla versioner av HEASOFT, eller Linux med HEASOFT-6.26 eller senare:
För att säkerställa att länkaren drar i biblioteket redigerar du ytterligare xspackage.tmpl-filen genom att lägga till en "-l" -flagga för biblioteket (t.ex. -lgsl) i HD_SHLIB_LIBS-inställningarna.

När du har slutfört ändringarna till xspackage.tmpl, installerar du om det genom att skriva "hmake" och "hmake install" från katalogen heasoft- [ver] / Xspec / src / tools / initpackage.

För Linux / Unix med HEASOFT-versioner före 6.26:
Själva XSPEC-körningen bör länkas om till det nya biblioteket som ingår. Så redigera filen heasoft- [ver] / Xspec / src / main / Makefile genom att lägga till en "-l" -flagga för biblioteket i HD_CXXLIBS-inställningen. Gör sedan från samma katalog:
& nbsp & nbsp rm xspec
& nbsp & nbsp hmake local
& nbsp & nbsp hmake publicera
& nbsp & nbsp hmake installera

Efter dessa ändringar bör du kunna använda initpackage och lmod på det normala sättet att bygga och ladda ditt lokala modellbibliotek.

När du väljer plottenheten (med cpd kommando), välj "/ xs" snarare än "/ xw". "/ xs" ställer in en xwindow för ihållande användning.

HEASARC anställer! - Ansökningar accepteras nu för en forskare med betydande erfarenhet och intresse för de tekniska aspekterna av astrofysikforskning för att arbeta i HEASARC vid NASA Goddard Space Flight Center (GSFC) i Greenbelt, MD. Se AAS jobbregister för fullständiga detaljer.


Bekräftelser

Denna studie finansierades av FORMAS (stipendium 2009-872) och VR (stipendium 2012-48). Denna studie har möjliggjorts av den svenska infrastrukturen för ekosystemvetenskap (SITES), i detta fall vid SRC. Vi tackar David Allbrand för det utmärkta stödet på fältet i SRC och Lena Lundman för laboratorieanalysstöd. Vi tackar också Alex Enrich-Prast, Henrik Reyier, Henrique O. Sawakuchi, Humberto Marotta, Nguyen Thanh Duc och Tatiana Mello för hjälp med fältarbetet. Hannah Chmiel tillhandahöll vattenkemidata för sjöarna och Per Weslien tillhandahöll väderdata från SRC. Data som används i artikeln kan nås genom att kontakta motsvarande författare ([email protected]).

Observera: Förläggaren ansvarar inte för innehållet eller funktionaliteten i någon supportinformation som tillhandahålls av författarna. Alla frågor (annat än saknat innehåll) ska riktas till motsvarande författare för artikeln.


Betydande ökningar av vatten- och sedimentflödena i huvudvattenregionen på den tibetanska platån som svar på global uppvärmning

De långsiktiga effekterna av ökade temperaturer på sedimentflöden i kalla områden förblir dåligt undersökta. Här undersökte vi de multidecadala förändringarna i avrinnings- och sedimentflöden i Tuotuohe-floden, en huvudvattenflod i Yangtze-floden på den tibetanska platån (TP). Sedimentflödena och avloppet ökade med 0,03 ± 0,01 Mt / år (5,9 ± 1,9% / år) och 0,025 ± 0,007 × km 3 / år (3,5 ± 1,0% / år) från 1985 till 2016, med nettoökningar på 135 % respektive 78% från 1985–1997 till 1998–2016. Ökningarna beror främst på uppvärmningstemperatur (+ 1,44 ° C) och intensifierad glaciär-snö-permafrostsmältning, med förbättrad nederbörd (+ 30%) som sekundär orsak. Sedimentflöden är mycket mer mottagliga för klimatuppvärmning än avrinning i denna ostörda kalla miljö. De avsevärt ökade sedimentflödena från huvudvattenregionen kan hota de många byggda reservoarerna och påverka vattenlevande ekosystem i TP och dess marginella områden.


Fråga: dessa frågor kommer från min astronomiklass, snälla hjälp. 1) Zenith Angles Vad är den minsta och maximala vinkel som solen gör i förhållande till zeniten i 1) Miami, florida 2) Seattle, WA 3) Anchorage, Alaska 4) Queenstown, Nya Zeeland? 2) Avståndet till solen En främling bor i ett planetariskt system som liknar vårt eget, med en måne och en sol runt sin

dessa frågor kommer från min astronomiklass, snälla hjälp.

1) Zenith Angles Vad är den minsta och maximala vinkel som solen gör i förhållande till zeniten i 1) Miami, florida 2) Seattle, WA 3) Anchorage, Alaska 4) Queenstown, Nya Zeeland?

2) Avståndet till solen En utomjording lever i ett planetsystem som liknar vårt eget, med en måne och en sol runt sin värdplanet Xarrrrrr. När utlänningens måne är exakt halvfull, mäter utlänningen vinkeln mellan solen och månen till 89,5 grader. Vad innebär detta om förhållandet mellan dXs och dXm? Här är dXs dess Xarrrrrr – solavstånd och dXm är dess Xarrrrrr – måneavstånd. Se till att rita en bild. [Tips: Rita en rätt triangel mellan de tre objekten, med Xarrrrrrs måne mittemot hypotenusen, och påminn dig själv vad cos [x] betyder.]

3) Värdplanets radie Samma främling konstaterar att i sin stad Xoeoljflhyeouljnlelyel står solen direkt ovanför klockan 12 på sommarsolståndet, så att ingen skugga kastas av en gnomon (dvs. en pinne som pekar direkt upp mot zeniten) . Denna stad ligger vid 40 grader latitud. Vad är den främmande planetens snedvinkel? I staden Ollmmooekeyeye, som ligger en tusendels ljus sekund norr om Xoeoljflhyeouljnlelyel, kastar gnomonen en skugga som är en hundradels av gnomons höjd vid solståndets middag. Vad är radien på planeten Xarrrrrr och hur jämförs den med jordens? Se till att rita bilder. [Tips: Du kan anta att solens strålar kommer in i ett parallellt plan eftersom solen är så avlägsen. Observera också att för små värden på θ (1), mätt i radianer, tan θ ≈ sin θ ≈ θ. Så, en skugga på 1/100 av gnomons höjd betyder att solens strålars vinkel i förhållande till gnomons axel är 1/100 av en radian eller 0,6 grader.]

4) planeter och perioder

A.) Planet Marklar har en omloppsperiod runt solen som är dubbelt så stor som Xarrrrrr. Xarrrrrr har samtidigt en period som är lika med ett jordår. Hur många gånger avlägsnar Marklar sin värdstjärna jämfört med Xarrrrrr? Antag cirkulära banor. Stjärnan som de främmande planeterna kretsar om har en massa som är dubbelt så stor som solens. Hur jämför radien på banorna till Xarrrrrr och Marklar med jordens? [Tips: Använd Newtons version av Keplers tredje lag.]

B.) Energin per sekund som utstrålas av en stjärnskala som P ∝ M4, där M är stjärnans massa. Är Xarrrrrr och Marklar troligtvis varmare eller kallare än jorden?

Jordens yttemperatur är proportionell mot den totala energin per tid per ytenhet på planeten, F = P / [4πr2 P s]. Således, när F ökar, blir temperaturen på planeten varmare. Vi kallar F för ”flödet”. Så om du använder ditt resultat för del A av detta problem måste du jämföra flödet på de två främmande planeterna med flödet vid jorden för att bestämma vilken planet som är varmare