Konvertieren von Jy/Beam in Jy?

Um von Jy/Beam in Jy/Pixel umzuwandeln, müssen Sie tatsächlich durch die Strahlgröße dividieren.

Nehmen wir an, Sie haben eine Menge von 1 Jy/Balken

$\frac{Jy}{beam} \frac{beam}{\Omega}$, um dann von Jy/Beam zu Jy/Pixel zu gelangen, müssten Sie dividieren durch$\Omega$.

Die Werte der Haupt- und Nebenachse des Strahls müssen in Pixel angegeben werden.

Quelle: NRAO

Solange Sie die Strahlgröße genau kennen, erhalten Sie durch Multiplizieren Ihrer Jy / Strahlmessung (effektiv Flussdichte) mit der Strahlgröße (effektiv Flussfläche) den gesamten Jy (effektiv den Fluss).

Siehe diese Quelle als Beispiel.

Es hängt davon ab, was Sie mit "nur Jy" meinen. Üblicherweise ist damit die Oberflächenhelligkeit einer Quelle gemeint, in einer bestimmten Einheit$\operatorname{Jy}\operatorname{sr}^{-1}$oder$\operatorname{Jy}\operatorname{arcsec}^{-2}$, integriert über Raumwinkel, um den Gesamtfluss der Quelle zu erhalten. Was für eine Messung von$I \operatorname{Jy}\operatorname{beam}^{-1}$sagt Ihnen ungefähr: "Eine nicht aufgelöste Quelle, die die nominale Strahlgröße mit diesem Spitzenfluss hat, wird einen Gesamtfluss haben$I$in Jy." Wenn Sie also Oberflächenhelligkeit wollen, nehmen Sie Ihre Menge in Jy/Strahl und teilen Sie durch$\Omega$/beam (siehe die Beziehung zwischen$S$[Fluss] und$I$[Oberflächenhelligkeit] in diesem Helligkeitstemperatur-NRAO-Tutorial .

In den meisten Situationen mit Radioastronomie ist der saubere Strahl also ein Gaußscher Strahl

$$\begin{align} I &= I_{\text{Jy/beam}} \frac{\text{beam}}{\Omega_{\text{beam}}} \\ &= I_{\text{Jy/beam}} \frac{1}{\pi \sigma_{\text{beam}}^2} \\ &= I_{\text{Jy/beam}} \frac{4\ln(2)}{\pi \theta_{\text{beam}}^2}, \end{align}$$ mit$\theta_{\text{beam}}$die Strahlen volle Breite bei halber Leistung und$\sigma_{\text{beam}}$die Standardabweichung des Balkens.

Sobald du hast$I$, um Jy / Pixel zu erhalten, ist so einfach wie Multiplizieren mit$\Omega_{\text{pixel}}$. Wenn Sie ein Oberflächenhelligkeitsprofil haben, passen Sie, wie

$$\begin{align} I_{\text{model}} &= A \exp\left(-\frac{(x-x_0)^2\sigma_y^2- 2\rho\sigma_x\sigma_y(x-x_0)(y-y_0) + (y-y_0)^2}{2\sigma_x^2\sigma_y^2(1-\rho^2)}\right), \end{align}$$ wo$\sigma_x$und$\sigma_y$sind normale Standardabweichungen und$\rho$ist Ihr normaler Korrelationskoeffizient. Für eine normalere Verwendung durch Astronomen würden Sie verwenden $$\begin{align} \theta_M &= \sqrt{8\ln(2)\left[\frac{\sigma_x^2 + \sigma_y^2}{2} + \sqrt{\left(\frac{\sigma_x^2 - \sigma_y^2}{2}\right)^2 + \rho^2\sigma_x^2\sigma_y^2}\right]} \\ \theta_m &=\sqrt{8\ln(2)\left[\frac{\sigma_x^2 + \sigma_y^2}{2} - \sqrt{\left(\frac{\sigma_x^2 - \sigma_y^2}{2}\right)^2 + \rho^2\sigma_x^2\sigma_y^2}\right]} \\ \phi &= \left\{\begin{array}{ll} 0 & \text{if }\rho=0,\ \sigma_y > \sigma_x \\ 90^\circ & \text{if }\rho=0,\ \sigma_x > \sigma_y \\ \operatorname{atan2}\left(\theta_M^2 - 8\ln(2)\sigma_x^2, \sigma_y^2\right) & \text{otherwise} \end{array} \right. \end{align}$$ Dann können Sie die Spitzenflächenhelligkeit umrechnen$A$zur Gesamthelligkeit durch Integration$I$gesamt$x$und$y$, nachgeben $$\begin{align} S &= A 2\pi \sigma_x \sigma_y \sqrt{1-\rho^2} \\ &= A \frac{\pi \theta_m \theta_M}{4\ln(2)}. \end{align}$$

Beachten Sie, was passiert, wenn Sie die Umrechnungen von Jy/Strahl in Oberflächenhelligkeit mit Jy kombinieren. Du kriegst:

$$\begin{align} S &= A \frac{\theta_m \theta_M}{\theta_{\mathrm{beam}}^2}. \end{align}$$ Vgl. Gleichung 35 von Condon et al. (1998) . Beachten Sie, dass Condon et al. mehrere Gleichungen bereitstellen, die davon abhängen, wie aufgelöst die Quelle ist. Basierend auf dem referenzierten Papier sieht es so aus, als würden sie die Varianz ihrer "korrigierten" Werte minimieren.