Функция блеска

Перейти к навигации Перейти к поиску

Функция блеска — эмпирическое соотношение, определяющее распределение звёзд по видимой звёздной величине. Функция блеска $A\left(m\right)$ определяется из соотношения:

$dN\left[m,m+dm\right]=A(m)dm$

$A(m)={\frac {dN}{dm}}$

Где $dN\left[m,m+dm\right]$ — количество звёзд с видимыми звёздными величинами в заданном диапазоне $\left[m,m+dm\right]$ , а $m$ — заданная видимая звёздная величина.

Интегральная функция блеска — количество звёзд $N\left(m_{max}\right)$ , имеющих видимые звёздные величины, не превосходящие заданную:

$N(m_{max})=\int _{-\infty }^{m_{max}}A(m)dm$

См. также

Функция светимости

Похожие исследовательские статьи

Энтальпи́я — функция состояния $\text{[math]}$ термодинамической системы, определяемая как сумма внутренней энергии $\text{[math]}$ и произведения давления $\text{[math]}$ на объём $\text{[math]}$ :

\text{[math]}

(Определение энтальпии)

Арифмети́ческая прогре́ссия — числовая последовательность вида

\text{[math]}

Численное интегрирование — вычисление значения определённого интеграла. Под численным интегрированием понимают набор численных методов для нахождения значения определённого интеграла.

Норма́льное распределе́ние, также называемое распределением Гаусса или Гаусса — Лапласа — распределение вероятностей, которое в одномерном случае задаётся функцией плотности вероятности, совпадающей с функцией Гаусса:

\text{[math]}

где параметр

\text{[math]}

— математическое ожидание, медиана и мода распределения, а параметр

\text{[math]}

— среднеквадратическое отклонение,

\text{[math]}

— дисперсия распределения.

Стоимость под риском — стоимостная мера риска. Это выраженная в денежных единицах оценка величины, которую не превысят ожидаемые в течение данного периода времени потери с заданной вероятностью.

Моме́нт ине́рции — тензорная физическая величина, мера инертности во вращательном движении вокруг оси, подобно тому, как масса тела является мерой его инертности в поступательном движении. Характеризуется распределением масс в теле. Момент инерции равен сумме произведений элементарных масс на квадрат их расстояний до базового множества, которое, формально, может представлять собой не обязательно ось вращения, но и точку или плоскость. В последних случаях говорят о моменте инерции относительно точки или плоскости, а возникать такие величины могут в формальных вычислениях, например, при расчете тензора инерции.

Обыкновенное дифференциальное уравне́ние (ОДУ) — дифференциальное уравнение для функции от одной переменной Таким образом, ОДУ — уравнения вида

\text{[math]}

Непреры́вное равноме́рное распределе́ние в теории вероятностей — распределение случайной вещественной величины, принимающей значения, принадлежащие некоторому промежутку конечной длины, характеризующееся тем, что плотность вероятности на этом промежутке почти всюду постоянна.

Термодинами́ческие потенциа́лы — внутренняя энергия $\text{[math]}$ , рассматриваемая как функция энтропии $\text{[math]}$ и обобщённых координат $\text{[math]}$ , и термодинамические характеристические функции, получаемые посредством применения преобразования Лежандра к внутренней энергии

\text{[math]}

Ме́тод максима́льного правдоподо́бия или метод наибольшего правдоподобия в математической статистике — это метод оценивания неизвестного параметра путём максимизации функции правдоподобия. Основан на предположении о том, что вся информация о статистической выборке содержится в функции правдоподобия. Метод максимального правдоподобия был проанализирован, рекомендован и значительно популяризирован Р. Фишером между 1912 и 1922 годами.

В статистике метод оценки с помощью апостериорного максимума (MAP) тесно связан с методом максимального правдоподобия (ML), но дополнительно при оптимизации использует априорное распределение величины, которую оценивает.

Функцией светимости называется эмпирическая зависимость, характеризующая распределение звёзд в данном объёме в зависимости от их абсолютной звёздной величины. Функция светимости $\text{[math]}$ определяется следующим соотношением:

\text{[math]}

Числова́я фу́нкция — функция, которая действует из одного числового пространства (множества) в другое числовое пространство (множество). Числовые множества — это множества натуральных, целых, рациональных, вещественных и комплексных чисел вместе с определёнными для соответствующих множеств алгебраическими операциями. Для всех перечисленных числовых множеств, кроме комплексных чисел, определено также отношение линейного порядка, позволяющее сравнивать числа по величине. Числовые пространства — это числовые множества вместе с функцией расстояния, заданной на соответствующем множестве.

Статистическая механика или статистическая термодинамика — механика больших ансамблей относительно простых систем, таких как атомы в кристалле, молекулы в газе, фотоны в лазерном пучке, звёзды в галактике, автомобили на шоссе. Статистическая механика использует статистические методы для определения свойств и поведения макроскопических физических систем, находящихся в термодинамическом равновесии, на основе их микроскопической структуры и законов движения, которые считаются заданными. Статистические методы были введены в этом контексте Максвеллом в серии из трех статей (1860—1879) и Больцманом в серии из четырёх статей (1870—1884), которые заложили основы кинетической теории газов. Классическая статистическая механика была основана Гиббсом (1902); а позднее описание микроскопических состояний на основе классической механики было исправлено и дополнено в соответствии с квантовой механикой. Термодинамика, кинетическая теория и статистическая механика — это дисциплины, связанные объектом исследования, но отличающиеся используемыми методами; часто они представлены вместе под общим названием статистической физики. Последовательное построение неравновесной статистической механики было выполнено Н. Н. Боголюбовым в 1946 году. При описании систем в рамках статистической механики используется понятие среднего по ансамблю. Основными уравнениями статистической механики являются уравнения Лиувилля и цепочка уравнений Боголюбова.

<span class="mw-page-title-main">Видимая звёздная величина</span> мера цветовосприятия яркости небесного тела, как его видит наблюдатель на Земле, скорректированная до значения, которое она имела бы при о

Ви́димая звёздная величина́ — мера яркости небесного тела с точки зрения земного наблюдателя. Обычно используют величину, скорректированную до значения, которое она имела бы при отсутствии атмосферы. Чем ярче объект, тем меньше его звёздная величина.

Начальная функция масс — эмпирическая функция, описывающая распределение звёзд по массе при звездообразовании. Свойства и эволюция звёзд определяются их массой, поэтому НФМ является важным предсказательным инструментом для астрономов при изучении большого количества звёзд. Выводы о начальной функции масс делаются на основе исследования распределения звёзд по массе в рассеянных скоплениях. По-видимому, НФМ универсальна для всей Галактики или, по крайней мере, для большой её части, что упрощает возможность моделирования эволюции звёздного населения нашей и других галактик.

Звёздная величина́ — безразмерная числовая характеристика светимости или яркости объекта, широко используемая в астрономии. Может указываться как число с пометкой ^m справа сверху от числа, например, 5^m.

<span class="mw-page-title-main">K-d-дерево</span>

k-d-дерево — это структура данных с разбиением пространства для упорядочивания точек в k-мерном пространстве. k-d-деревья используются для некоторых приложений, таких как поиск в многомерном пространстве ключей. k-d-деревья — особый вид двоичных деревьев поиска.

Преобразование Меллина — преобразование, которое можно рассматривать как мультипликативную версию двустороннего преобразования Лапласа. Это интегральное преобразование тесно связано с теорией рядов Дирихле и часто используется в теории чисел и в теории асимптотических разложений. Преобразование Меллина тесно связано с преобразованием Лапласа и преобразованием Фурье, а также теорией гамма-функций и теорией смежных специальных функций.

Симметрии в квантовой механике — преобразования пространства-времени и частиц, которые оставляют неизменными уравнения квантовой механики. Рассматриваются во многих разделах квантовой механики, которые включают релятивистскую квантовую механику, квантовую теорию поля, стандартную модель и физику конденсированного состояния. В целом, симметрия в физике, законы инвариантности и сохранения являются основополагающими ограничениями для формулирования физических теорий и моделей. На практике это мощные методы решения задач и прогнозирования того, что может случиться. Хотя законы сохранения не всегда дают конечное решение проблемы, но они формируют правильные ограничения и наметки к решению множества задач.

Эта страница основана на статье Википедии.
Текст доступен на условиях лицензии CC BY-SA 4.0; могут применяться дополнительные условия.
Изображения, видео и звуки доступны по их собственным лицензиям.