Astronomie

Comment convertir l'intensité du corps noir en MJy/sr ?

Comment convertir l'intensité du corps noir en MJy/sr ?


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Et BQ rT CD ki FE YI bs OC Ys Ty td Ar Aj On Cq Ja zm

Comment convertit-on de ${ m ergscdot cm^{-2}cdot s^{-1} cdot sr^{-1}cdot Hz^{-1}}$ à ${ m MJy cdot sr^{-1}}$

et de ${ m ergscdot cm^{-2}cdot s^{-1} cdot sr^{-1}cdot cm^{-1}}$ à ${ m MJy cdot sr^{-1}}$


Partie 1

D'un côté, ${ m 1, ergscdot cm^{-2}cdot s^{-1} cdot sr^{-1}cdot Hz^{-1}} = 10^{-3} { rm J}/({ m m^2} cdot { m sr})$ a des dimensions de base ${ m mass} cdot { m time}^{-2} cdot { m angle}^{-2}$ et est un luminosité radio.

D'autre part, il y a ${ m 1 MJy}cdot{ m sr}^{-1} = 10^{-20} { m J}/({ m m^2} cdot { m sr})$ qui a en effet les mêmes unités de base. Une des difficultés possibles pourrait être la conversion des unités Jansky en unités SI : $1, { m Jy} = 10^{-26} { m W} cdot { m m}^{-2} cdot { m Hz}^{-1}$ et (moins probable) le fait que ${ m M}=10^6$. Cela dit, il y a un facteur de $10^{-17}$ entre les deux valeurs.

Partie 2

Nous commençons par ${ m 1, ergscdot cm^{-2}cdot s^{-1} cdot sr^{-1}cdot cm^{-1}} = 0,1 { m W}/( { m sr cdot m^2})/{ m m} $ qui est facilement identifié par Wolframalpha comme unité pour un coefficient d'émission de diffusion volumique. Ce n'est pas la même que l'expression de la partie 1. Cependant, puisque vous dites qu'il s'agit de Intensité du corps noir, vous pouvez suivre l'argumentation de uhoh dans les commentaires pour convertir à partir d'un nombre d'onde (donné dans ${ m cm}^{-1}$) à une fréquence (en ${ m Hz}$).

Cependant, si vous souhaitez l'essayer vous-même, commencez par $f=c lambda$, prendre la dérivée pour obtenir $$frac{{ m d}f}{{ m d}lambda} = -c frac{1}{lambda^2} $$ et réorganiser pour obtenir $${{ m d}lambda} = -c frac{1}{lambda^2} { m d}lambda$$ dérivé pour obtenir $${ m d}f = -c frac{1}{lambda^2} { m d}lambda$$ et utilise $c approx 2.9979cdot10^{10} { m cm}cdot{ m s^{−1}}$. Utilisez-le pour convertir votre numéro en ${ m cm}^{−1}$ à ${ m Hz}^{−1}$ [… ]


Convertir les unités pour l'irradiance spectrale

J'ai le code matlab suivant pour illustrer la distribution spectrale de l'énergie du rayonnement solaire :

Comment changer mon axe des y pour qu'il soit le même que dans l'exemple montré ?

mais j'ai besoin que l'axe des y soit en unités de

pour que la courbe ressemble

D'après l'intrigue, il semble que diviser l'irradiance par 10.^14 ferait l'affaire, est-ce correct ? Quelqu'un pourrait-il expliquer la conversion d'unité, pour un non-physicien ?

Cette fonction est tirée d'ici

De tous les conseils donnés ici, voici les méthodes mises à jour et, espérons-le, correctes :


Les magnitudes sont des quantités observées, c'est-à-dire, en pratique, les astronomes optiques

  1. prendre des photos d'étoiles
  2. mesurer la luminosité apparente de chaque étoile
  3. convertir la mesure en une grandeur instrumentale
  4. comparer aux magnitudes dans un catalogue standard

Comme vous pouvez le voir, cette procédure comporte en fait plusieurs étapes (et, si vous essayez de le faire vous-même, vous constaterez que chacune de ces étapes comporte des étapes plus petites). Mais l'essentiel est que la plupart des mesures optiques sont différentiel: nous comparons une étoile dans une trame à une autre étoile dans la même trame, en utilisant des magnitudes. Par exemple, vous pourriez entendre un astronome marmonner :

"Voyons. mon objet cible est d'environ 2,4 magnitudes plus faible que l'étoile A dans le graphique. Hummm. Le catalogue USNO-A2.0 répertorie une magnitude mR = 18,3 pour l'étoile A, ce qui fait que la magnitude de mon objet cible mR = 20,7.

Vous entendrez très rarement un astronome parler de ses mesures en termes de grandeurs physiques auxquelles vous pourriez vous attendre :

<Uncommon> "Ah, je détecte un flux de 4,3 microwatts par cm carré par seconde de ma cible." </Uncommon>

Pourquoi pas? Si vous testiez un ensemble d'ampoules à l'intérieur d'un laboratoire, vous mesureriez sûrement une quantité comme les watts par cm carré par seconde. Alors pourquoi les astronomes adoptent-ils ce schéma maladroit de mesure différentielle ?

Quel est le problème avec les astronomes?

La réponse est que les astronomes ne sont pas assis dans une petite salle de laboratoire. Au lieu de cela, ils sont assis au fond de plusieurs kilomètres d'air, un mélange de plusieurs gaz, poussières et autres contaminants, avec des couches à différentes hauteurs et températures, tous en mouvement constant. Oh, et leurs sources se déplacent AUSSI par rapport à l'air, de sorte que le chemin de la lumière provenant d'une source particulière échantillonne une colonne d'air différente au fil du temps.

À titre d'exemple, jetez un œil à ces mesures de la lumière d'une étoile en particulier le 27 juillet 2001, à l'observatoire RIT :

En fait, cette étoile est une étoile que nous croyons constante : la quantité de lumière qu'elle produit ne change pas de manière significative sur des échelles de temps de quelques heures. Tous les changements dans le signal observé que vous voyez ci-dessus sont dus à l'atmosphère terrestre. Bleah.

Vous pouvez passer des années à découvrir les propriétés désagréables de l'observation réelle et de la réduction des données. Mais c'est vraiment l'objet d'un autre cours.

Dans ce cours, nous passerons la plupart de notre temps à considérer les propriétés physiques intrinsèques des étoiles. Bien sûr, nous devons éventuellement relier ces propriétés physiques aux quantités mesurées. Mais prenons un peu de temps pour parler de la lumière d'une étoile au sens théorique. En première approximation, nous traiterons les étoiles comme des sphères parfaites de composition et de température uniformes, rayonnant comme des corps noirs parfaits. Passons donc en revue les propriétés du rayonnement du corps noir.

Rayonnement du corps noir

En règle générale, les corps émettent un rayonnement d'une manière particulière qui dépend de leur température. Considérons un petit morceau de matériau à la température (T). Si ce matériau est un parfait émetteur (et absorbeur) de rayonnement, alors la quantité totale d'énergie qu'il émet par seconde, son luminosité (L) est

où (A) est l'aire du patch, (&sigma) est la Constante de Stefan-Boltzmann, et (T) est mesuré en Kelvin.

Il s'agit clairement d'une forte fonction de la température. Augmenter la température d'une étoile, même un peu, augmentera considérablement sa luminosité.

Si la température d'une étoile augmente de 10 %, de quel pourcentage sa luminosité augmente-t-elle ?

Estimez votre propre luminosité. Exprimez le résultat en ergs par seconde et en watts.

Avec une approximation décente, les étoiles sont presque des corps noirs et presque des sphères. Cela signifie que la luminosité totale d'une étoile peut être estimée à partir de son rayon (R) et de sa température (T).

Pour mesurer la luminosité d'une étoile à proprement parler, il faudrait collecter chaque photon qu'elle émet en construisant une sphère l'enfermant complètement (une sphère de Dyson). Ce n'est pas possible. La quantité que nous pouvons réellement mesurer est la flux: l'énergie qui traverse une zone pendant un certain temps. En cgs, les unités de flux sont

Le flux que l'on mesure à partir d'une étoile devrait diminuer au fur et à mesure que l'on s'en éloigne, suivant la loi du carré inverse. Donc, si nous pouvions mesurer le flux d'une étoile, et que nous connaissions sa distance, et que nous supposions qu'elle émet un rayonnement isotrope, nous pourrions calculer sa luminosité.

Par temps clair, le flux du Soleil à la surface de la Terre est d'environ un million d'ergs/cm²/sec

Quelle est la luminosité du Soleil ?

Le spectre du rayonnement du corps noir

Non seulement les objets chauds émettent plus d'énergie de chaque unité de surface par unité de temps que les objets froids, mais leur rayonnement consiste en un mélange différent de longueurs d'onde, de fréquences ou d'énergies. Qualitativement, la lave à une température de 1000 Kelvin brille d'un rouge terne :

tandis qu'une flamme oxyacétylénique à 3200 K est blanc bleuâtre :

Quantitativement parlant, le pic de la distribution d'énergie spectrale d'un objet se déplace vers des longueurs d'onde plus courtes (ou des fréquences plus élevées) à mesure que sa température augmente :

Il existe un lien simple entre la température d'un corps noir et la longueur d'onde à laquelle son intensité(*) atteint un pic :

(*) énergie par unité de surface par unité de temps par unité de longueur d'onde

Au tournant du vingtième siècle, le physicien allemand Max Planck a trouvé une expression mathématique pour le spectre de rayonnement émis par un corps noir, un objet (fictif) qui absorbe tout le rayonnement incident. Cette "fonction de Planck" peut être exprimée de deux manières :

Attention à ne pas confondre ces deux expressions très différentes.

Les unités de (B_< u>) et (B_) sont différentes, mais vous obtiendrez la même chose -- flux, alias énergie par unité de surface par unité de temps - si vous intégrez l'une ou l'autre expression sur une bande passante particulière. Par exemple, considérons un filtre qui est un simple rectangle couvrant toute la région visible :

Les limites de ce filtre sont

Nous devrions donc obtenir le même flux total si nous évaluons correctement l'une ou l'autre de ces intégrales :

Pouvez-vous évaluer ces intégrales pour trouver le flux total à travers la bande passante ? Vous pouvez faire une estimation de l'ordre de grandeur en supposant que le spectre d'un objet sur toute la bande passante visible est constant, avec la valeur appropriée pour le milieu de la bande passante (c'est-à-dire 6000 Angströms = 6E-5 cm = 5E14 Hz).

Effectuez un calcul très approximatif du flux total à travers la bande passante ci-dessus pour T = 5600 K. Obtenez-vous le même résultat pour une intégration sur la longueur d'onde que pour une intégration sur la fréquence ?

Pour faire du bon travail, bien sûr, vous pouvez utiliser une méthode numérique comme celle-ci :

  • diviser la bande passante en plusieurs petits intervalles de longueur d'onde ou de fréquence
  • évaluer la fonction de Planck au centre de chaque intervalle
  • supposer que le spectre a une valeur constante sur l'intervalle, et approximer l'intégrale sur cet intervalle comme le produit
  • additionner tous les produits sur la bande passante

Vous pouvez lire une description plus détaillée de cette technique d'intégration numérique simple dans certaines notes du cours de physique computationnelle.

Sources de spectres astronomiques

Au fil des ans, les astronomes ont mesuré et calibré les spectres d'un certain nombre de différents types de sources célestes. Si vous avez besoin de spectres réels, en unités réelles, envisagez de regarder

    par Pickles (1985). Vous pouvez trouver les données tabulées dans une belle base de données consultable grâce à Simbad. de Gunn et Stryker (1983), également disponible en version en ligne. par Kennicutt (1992). Encore une fois, utilisez SIMBAD pour accéder à une archive FTP.

Il faut faire très attention à ne pas confondre les unités utilisées pour mesurer le flux. Voici, par exemple, le spectre d'une étoile comme notre Soleil, une naine G2, en unités de flux par unité de longueur d'onde par cm carré par seconde (l'échelle verticale est arbitraire). C'est la manière habituelle de rapporter les flux d'étoiles, et est souvent appelée Flamme pour faire court.

Comparez les distributions de flux relatives pour des étoiles similaires lorsqu'elles sont tracées en tant que F(lambda) par rapport à F(nu). Les pics se produisent à des endroits complètement différents!


La lumière de fond extragalactique et l'opacité des rayons gamma de l'univers

La lumière de fond extragalactique (EBL) est l'une des grandeurs d'observation fondamentales en cosmologie. Toutes les libérations d'énergie provenant de sources extragalactiques résolues et non résolues, et la lumière de tout fond véritablement diffus, à l'exclusion du fond diffus cosmologique (CMB), contribuent à son intensité et à sa distribution d'énergie spectrale. Il joue donc un rôle crucial dans les tests cosmologiques pour la formation et l'évolution des objets stellaires et des galaxies, et pour fixer des limites aux émissions d'énergie exotique dans l'univers. L'EBL joue également un rôle important dans la propagation des très hautes énergies γ-rayons qui sont atténués en route vers la Terre par paire produisant γγ interactions avec l'EBL et le CMB. L'EBL affecte le spectre des sources, principalement des blazars, dans le régime énergétique ∼10 GeV–10 TeV. La connaissance de l'intensité et du spectre EBL permettra la détermination du spectre intrinsèque du blazar dans un régime énergétique crucial qui pourra être utilisé pour tester les mécanismes d'accélération de particules et de très haute énergie (VHE) γ-modèles de production de rayons. Inversement, la connaissance de l'intrinsèque γ-le spectre des rayons et la détection des blazars à des redshifts de plus en plus élevés vont poser des limites fortes à l'EBL et à son évolution. Cet article passe en revue les derniers développements dans la détermination de l'EBL et son impact sur la compréhension actuelle de l'origine et des mécanismes de production des γ-rayons dans les blazars, et sur les dégagements d'énergie dans l'univers. L'examen se termine par un résumé et des orientations futures dans les techniques du réseau de télescopes Cherenkov et dans les observatoires infrarouges au sol et spatiaux qui amélioreront considérablement notre connaissance de l'EBL et de l'origine et de la production de très haute énergie. γ-des rayons.

Points forts

► Nous passons en revue les limites actuelles et les détections de la lumière de fond extragalactique (EBL). ► Nous présentons une liste de sources de rayons gamma et leurs caractéristiques spectrales GeV-TeV. ► La détermination du spectre EBL à partir de sources gamma nécessite la connaissance des spectres intrinsèques des sources, et inversement. ► L'univers est transparent aux rayons gamma de ⩽400 GeV jusqu'à des décalages vers le rouge de 0,4, et aux rayons gamma de ⩽2 TeV jusqu'à des décalages vers le rouge de ∼0,2. ► Le spectre EBL peut être utilisé pour poser des contraintes sur les dégagements d'énergie cosmologiques et les mécanismes de production de rayons gamma.


3. DÉTERMINATION DES DENSITÉS DE LA COLONNE IV21 ET H2 PARAMÈTRES

3.1. Densités de colonnes de lignes métalliques

Nous avons identifié 23 raies d'absorption interstellaire pour huit ions, dont S ii , Si ii , Fe ii et O i . Les densités des colonnes d'ions ont d'abord été estimées en utilisant la méthode de profondeur optique apparente (AOD) de Savage & Sembach (1991) et Sembach & Savage (1992). Cependant, nous avons constaté que cette méthode était inappropriée pour ces lignes de visée en raison d'une saturation non résolue. Lorsque peu de lignes sont disponibles pour les ions individuels, cette méthode est plus pratique pour dériver les densités de colonnes que d'autres méthodes telles qu'une analyse de courbe de croissance ou des routines d'ajustement de profil détaillées. Le S/N de

30 pour les spectres FUV pour PG1144+615 est plus que suffisant pour une utilisation avec la méthode AOD, qui a été conçue pour les spectres S/B élevés (S/N ≥ 20). En revanche, dans les spectres à faible S/B, il existe des erreurs systématiques dues à la relation entre l'AOD et le flux observé conduisant à une densité de colonne surestimée (Fox et al. 2005a).

Dans notre deuxième essai, pour éviter les erreurs significatives de la méthode AOD, nous avons utilisé une analyse de courbe de croissance pour mieux estimer la vraie densité de colonne finale de chaque ion. À l'aide d'un test de minimisation χ 2 (équation (1)), une FWHM et une densité de colonne les mieux ajustées ont été estimées pour chaque ion avec trois raies d'absorption résolues ou plus en utilisant leurs largeurs équivalentes mesurées :

La densité de colonne la mieux adaptée et la FWHM pour chaque espèce atomique et chaque H2 J ont ensuite été trouvés en minimisant χ 2 . Les largeurs équivalentes mesurées pour chaque raie d'absorption sont présentées dans le tableau 1. Une estimation finale du FWHM a ensuite été calculée en prenant une moyenne pondérée uniforme du FWHM le mieux ajusté trouvé pour Fe ii et S ii . Par la suite, un test de minimisation de χ 2 a été effectué pour chaque ion en utilisant la FWHM moyenne et des largeurs équivalentes mesurées pour estimer une densité de colonne finale, Ndent.

Tableau 1. Largeurs équivalentes de la ligne d'absorption interstellaire

Ion (Å) EO (km s −1 )
(1) (2) (3)
N je 1199.5 109.7 ± 10.6
N je 1200.2 90.4 ± 7.0
N je 1200.7 115.4 ± 9.5
N je 1134.9 99.1 ± 11.0
N je 1134.1 59.3 ± 6.5
Oh je 1039.2 95.7 ± 13.4
Oh je 976.4 41.3 ± 10.5
Oh je 936.6 63.7 ± 17.6
Si ii 1304.3 91.6 ± 13.5
Si ii 1020.6 49.5 ± 7.0
Al ii 1670.7 116.4 ± 14.1
Pii 1152.8 25.4 ± 5.1
S ii 1250.5 29.8 ± 3.3
S ii 1253.8 45.3 ± 3.2
S ii 1259.5 57.5 ± 3.1
Ar je 1048.2 43.7 ± 5.7
Fe ii 2344.2 163.7 ± 15.6
Fe ii 1608.4 76.1 ± 7.0
Fe ii 1144.9 60.9 ± 8.6
Fe ii 1121.9 40.0 ± 6.5
Fe ii 1143.2 30.1 ± 5.9
Fe ii 1125.4 21.3 ± 5.4
Fe ii 2260.7 19.4 ± 4.8
Fe ii 1133.6 14.6 ± 4.9

Construire des ajustements continus sur mesure Fc(v) pour chaque raie s'est avérée être une tâche fastidieuse en raison du mélange du spectre stellaire et du spectre d'absorption des nuages. Chaque profil de raie a été équipé d'un modèle d'absorption stellaire, fourni par S. J. O'Toole, avant l'ajustement du continuum afin d'identifier les raies d'absorption stellaire. Le modèle stellaire, décrit dans (O'Toole et al. 2004 O'Toole & Heber 2006), a été créé à l'aide d'un modèle atmosphérique LTE à couverture métallique avec métallicité solaire et a été synthétisé à l'aide du programme LINFOR. Pour chaque raie d'absorption interstellaire, des polynômes de Legendre du premier au troisième ordre ont été ajustés aux régions voisines sans raie dans un rayon de ±100 km s −1 .

Des erreurs systématiques dans la densité de la colonne proviennent de l'ajustement continu choisi et de la plage de vitesse choisie de la raie d'absorption. Les erreurs dues à la plage de vitesse choisie sont estimées en faisant varier la plage de vitesse ±5 km s -1 , tandis que les erreurs associées à l'ajustement continu sont trouvées à partir du solveur d'équation polynomiale (voir Sembach & Savage 1992). Les figures 3 (a) et (b) présentent chacune des raies d'absorption interstellaire ainsi que son ajustement continu choisi (ligne bleue). Heureusement, pour toutes les espèces ioniques sauf trois, il a été possible d'adapter des continus qui sont restés plats sur la raie d'absorption. Les raies d'absorption Si ii -1304, S ii -1259 et S ii -1253 ont été ajustées avec des continuums d'ordre supérieur pour tenir compte de l'absorption stellaire indiquée par le modèle de O'Toole & Heber (2006). Ces trois lignes ont également été ajustées avec des continus plats pour évaluer l'erreur des ajustements d'ordre supérieur. Le changement moyen de N(v) pour les raies d'absorption Si ii λ1304 et S ii λ1259 était une augmentation de 8%. La densité de colonne de la raie d'absorption S ii λ1253 avait une augmentation plus importante de 50 %, ce qui était pris en compte dans sa valeur d'erreur.

Figure 3. (a) En haut à gauche : spectres GBT 21 cm dans la direction PG1144+615. Panneaux restants : 13 spectres de raies d'absorption FUV du cadre de repos détectés pour huit ions vers PG1144+615, ligne continue noire, sur la plage de vitesses de ±300 km s −1 . L'ajustement du continuum estimé pour chaque ligne est indiqué pour chaque ligne par une ligne continue bleue. Nous notons que les ajustements continus choisis ne modélisent pas le continuum pour les autres raies d'absorption adjacentes à l'absorption IVMC. Cette divergence est due à l'utilisation de polynômes d'ordre minimal pour s'adapter uniquement à la raie d'absorption IVMC et non à celles des régions environnantes. Ces ajustements polynomiaux ont été effectués sans le modèle stellaire O'Toole car il ne ressemblait souvent pas précisément au spectre. Notre tentative de rendre compte des raies d'absorption stellaire peut être vue à partir de la forme inhabituelle du continuum pour Si ii 1304 et du fait que le continuum Si ii 1259 près de −20 km s −1 ne passe pas par les données.(b) Huit spectres de raies d'absorption FUV restants du cadre de repos détectés pour huit ions vers PG1144 + 615 comme décrit dans (a). Les trois panneaux inférieurs gauches sont des exemples du FUV H2 lignes d'absorption. L'intervalle de vitesse choisi de dv = −75 à −35 km s −1 est exprimé par les deux lignes verticales en pointillés. La largeur équivalente mesurée de la raie d'absorption et l'incertitude sont notées dans l'intervalle de vitesse. D'autres raies d'absorption interstellaires situées dans les régions voisines sont indiquées en texte vert, où les numéros individuels font référence à H2 et la partie supérieure de sa transition correspondante J niveau.

La saturation de ligne constitue la plus grande source d'erreur dans les estimations de densité de colonne. Dans un cas non saturé, toutes les lignes d'un seul ion pourraient être moyennées pour estimer la densité finale de la colonne. Cependant, une propagation de NAOD(v) des valeurs d'au moins un facteur deux indiquent une saturation possible, et donc une limite inférieure pour la densité de la colonne. Nous avons constaté qu'il y avait une grande diffusion de NAOD(v) entre différentes raies d'absorption pour le même ion. Dans nos mesures AOD, la plus grande dispersion de valeurs variait de près de deux ordres de grandeur pour N i et Fe ii , ce qui nous a amenés à conclure que la méthode AOD n'était pas fiable.

Sur les huit ions détectés, seuls S ii , Fe ii et O i ont les trois raies d'absorption ou plus nécessaires pour effectuer correctement un test de χ 2 . Cependant, les raies d'absorption O i sont profondes et affectées par la saturation et n'ont donc pas été utilisées pour le test χ 2 . Les FWHM les mieux ajustées se sont avérées être pour Fe ii et pour S ii . Ainsi, une FWHM moyenne finale de a été utilisée comme approximation valide de la FWHM pour tous les ions, y compris ceux pour lesquels une seule ligne a été mesurée. Pour démonstration, la figure 4 présente la minimisation de χ 2 des raies d'absorption S ii résolues, à 1250 , 1253 et 1259 . Nous trouvons une densité de colonnes pour S ii de . Nous notons que nous supposons effectivement que tous les ions résident dans le même gaz pour convertir la largeur équivalente mesurée en une densité de colonne. Le tableau 2 répertorie tous les Ndent valeurs pour les huit ions détectés.

Figure 4. S ii courbe de croissance. Les traits pleins donnent N pour un FWHM , qui est le meilleur ajustement en utilisant uniquement les lignes S ii. Les lignes pointillées sont la courbe de croissance pour FWHM , qui est la meilleure FWHM finale en utilisant les informations des lignes Fe ii.

Tableau 2. Densités et métallicités des colonnes

Ion Journal Ndent Z une UNE b [X/H i ] c
(1) (2) (3) (4) (5)
N je −4.67 ± 0.89 −4.17 −0.50 ± 0.89
Oh je −4.16 ± 0.43 −3.31 −0.85 ± 0.43
Si ii −5.15 ± 0.57 −4.49 −0.66 ± 0.57
Al ii −6.67 ± 1.21 −5.55 −1.12 ± 1.21
Pii −6.97 ± 0.16 −6.59 −0.38 ± 0.16
S ii −5.31 ± 0.12 −4.88 −0.43 ± 0.12
Ar je −6.51 ± 0.35 −5.60 −0.91 ± 0.35
Fe ii −5.79 ± 0.21 −4.50 −1.29 ± 0.21

Remarques. a Abondances ioniques mesurées à partir de Ndent et connectez-vous < N(H i ) (cm -2 )> = 20,04 ± 0,04. b Les abondances élémentaires solaires tirées d'Asplund et al. (2009). c Abondances ioniques par rapport aux valeurs d'abondance solaire.

3.2. La densité de colonne H i

Nous avons estimé la densité de colonne H i dans la direction de PG1144+615 en utilisant le spectre d'émission GBT 21 cm le plus proche. Le panneau supérieur de la figure 3(a) montre le spectre GBT le plus proche de la source de fond. On peut clairement voir que le nuage a deux composantes de vitesse, une composante large à une vitesse de -51 km s -1 et une composante étroite à -48 km s -1 . La densité totale de la colonne, N(H i ), a été estimée en intégrant la température de brillance TB sur l'intervalle de vitesse des deux composants, résultant en une densité de colonne totale de log <N(H i ) ( cm -2 )> = 20,13 ± 0,02.

Comme l'indiquent les cartes EBHIS, l'émission généralisée de 21 cm est bien corrélée avec l'émission FIR de l'IVMC, qui trace la poussière chauffée par le champ de rayonnement interstellaire (ISRF, Figure 1). Bien que l'émission lumineuse FIR soit inhabituelle pour la plupart des IVC (par exemple, Wakker 2006), sa présence suggère que IV21 a une composante de poussière substantielle. Sur la figure 2, nous présentons deux 1° × 1° images de la région IV21 pour montrer la structure nuageuse au voisinage de PG1144+615. Le panneau de gauche montre l'EBHIS N(H i ) carte avec une résolution de 94, tandis que la droite montre la IRAS Carte 100 m avec une résolution de 3'. Nous n'observons aucune sous-structure significative au voisinage de PG1144+615 grâce à une inspection visuelle du 22 μm SAGE image (Figure 1(b)).

Pour quantifier les effets d'une éventuelle structure à petite échelle, nous avons estimé la densité de la colonne H i en simulant un faisceau H i plus petit en utilisant le 100 m IRAS images. Boulanger et al. (1985) ont montré que le IRAS l'émission de poussière infrarouge d'un cirrus galactique est bien corrélée à son émission H i, avec un rapport cohérent entre l'émission MIR et la densité de colonne H i de je100 µm/N(H i ) = 1,4 ± 0,3 × 10 -20 (MJy sr -1 cm 2 ) pour un 20° × Champ de haute latitude 18°. Boulanger & Perault (1988) a réalisé une étude à grande échelle de l'émission infrarouge provenant de différentes composantes du milieu interstellaire (ISM) à moins de 1 kpc du Soleil à travers des comparaisons de IRAS cartes infrarouges, H i , CO et observations radio-continuum. Bien que leurs résultats suggèrent que l'abondance de poussière et l'ISRF sont constants sur des échelles de l'ordre de 100 pc, ils ont trouvé un facteur de trois répartis dans je100μm/N(H i ) d'un champ à l'autre. Par exemple, le nord (b > 50°) et sud (b < -50°) Les calottes galactiques ont je100 µm/N(H i ) valeurs de 0,92 ± 0,14 × 10 -20 (MJy sr -1 cm 2 ) et 0,79 ± 0,06 × 10 -20 (MJy sr -1 cm 2 ), respectivement. Inversement, les champs entre |b| = 30° ont un je100μm/N(H i ) entre (1.1–1.4) × 10 −20 (MJy sr −1 cm 2 ), et pour |b| > 10°, je100μm/N(Hj) = 0,85 ± 0,05 × 10 -20 (MJy sr -1 cm 2 ). Ils ont fait valoir que cette propagation était due aux variations de l'ISRF, car les valeurs les plus élevées sont observées à proximité des associations OB, tandis que les valeurs les plus faibles sont dans la direction de l'anti-centre galactique.

Nous utilisons le IRAS Carte d'émission à 100 m de la région nuageuse pour estimer le flux FIR de IV21 pour une gamme de tailles de faisceau, y compris celle du GBT. Nous l'avons fait en dégradant la résolution de la carte FIR en utilisant la routine IDL FILTER_IMAGE pour convoluer à partir de la IRAS taille de faisceau à 100 m à la taille de faisceau souhaitée. Pour estimer l'implicite je100 µm/N(H i ) à la résolution des données de 21 cm, nous avons lissé la carte de 100 m à la résolution du télescope GBT (θFWHM = 91), trouvant l'intensité dans la direction de PG1144+615 à être je = 0,43 (MJy sr -1 ). On trouve un rapport intensité/densité de colonne je100 µm/N(H i ) de 0,32 × 10 −20 (MJy sr −1 cm 2 ) en utilisant le log mesuré <N(H i ) (cm -2 )> de 20,13. Pris au pied de la lettre, cela suggère un FIR à N(H i ) rapport dans IV21 qui n'est qu'un tiers du rapport habituel pour le voisinage solaire de

1 × 10 -20 (MJy sr -1 cm 2 ).

En utilisant le je100 µm/N(H i ) nous avons estimé le N(H i ) en fonction de la résolution pour différentes tailles de faisceau (tableau 3). Les données FIR fournissent des preuves d'une structure à petite échelle à l'intérieur du faisceau de 91 GBT à la pleine 4' IRAS 100 resolutionm de résolution, l'émission FIR est de 74% de la valeur trouvée lors du lissage à 91. Cependant, si l'abondance du nuage était solaire, cela impliquerait que N(H i ) est cinq fois plus petit lorsqu'il est mesuré dans un faisceau crayon vers PG1144+615 par rapport à la mesure dans le faisceau 91 GBT. C'est plutôt improbable. Par exemple, Wakker et al. (2001) ont étudié les différences entre les densités de colonnes H i mesurées à partir de différentes tailles de faisceau à l'aide des données H i haute résolution (1'–2') de huit sondes HVC/IVC avec des données interférométriques de 21 cm (télescope Westerbork et ATCA). Dans une comparaison avec les densités de colonnes H i estimées à partir d'observations à plus faible résolution faites avec le télescope Effelsberg, ils ont constaté que le N(H i 1'–2')/NLe rapport (H i 9') varie de moins de 25 %. Plus récemment, dans une étude de la structure à petite échelle de l'ISM, Wakker et al. (2011) ont utilisé les données de la raie d'absorption Lyα de STIS pour mesurer la densité de la colonne Hi dans un faisceau crayon vers 59 noyaux galactiques actifs (AGN) à des fins de comparaison avec les densités de colonne mesurées à partir d'observations radio (enquête GBT et LAB 9'-36'). Ils ont constaté qu'en moyenne les N(H je Lyα)/N(H i 21 cm) le rapport varie entre 0,8 et 1,2. Effectivement, Wakker et al. (2001, 2011) ont constaté qu'une erreur systématique de 20 % est nécessaire pour tenir compte de la structure à petite échelle lors de la mesure N(H i ) avec un faisceau de 9', et que cette erreur diminue avec la diminution de la taille du faisceau. Pour tenir compte de notre correction de faisceau et de la possibilité d'une structure à petite échelle encore non prise en compte, nous incluons une erreur systématique dans N(H i ) pour le calcul de l'abondance. Puisque nous simulons l'équivalent d'un faisceau de 4', nous utilisons une erreur systématique de 10 %, ce qui rend notre estimation finale log <N(H i ) ( cm -2 )> = 20,04 ± 0,04. Notons que la direction de PG1144+615 est inhabituelle en ce que le total N(H i ) est dominé par l'IVC (voir Lockman & Condon 2005).

Tableau 3. N(H i ) Implicite par je (100 m) en fonction de la taille du faisceau

' un je100 µm b je/je91 c Journal N(H i ) d Journal N(Salut )obs e
4,0 f 0.35 0.74 20.04 ⋅⋅⋅
6.0 0.34 0.80 20.03 ⋅⋅⋅
8.0 0.39 0.92 20.09 ⋅⋅⋅
9.1 0.43 1.00 20.13 20.13 (GBT)
9.4 0.44 1.02 20.14 20.20 (EBHIS)
15.0 0.64 1.49 20.30 ⋅⋅⋅
20.0 0.81 1.89 20.41 ⋅⋅⋅
36.0 1.14 2.66 20.55 20.31 (LAB)

Remarques. une taille de faisceau. b La mesure IRAS 100 µm d'intensité (MJy sr -1 ) pour '. c Le rapport des intensités de 100 m entre θ' et = 91 (GBT). d La densité de colonnes H i impliquée par je100 µm et je100 µm/N(Hj) =0.32 × 10 -20 (MJy sr -1 cm 2 ). e La densité de colonne H i observée mesurée à partir de la carte de données H i d'origine. F je100 µm dans la version originale IRAS poutre (3' × 5').

Notons que notre estimation de la je100μm/NLe rapport (H i ) est également inférieur à celui estimé pour les deux amas entre parenthèses PG1144+615 par Weiß et al. (1999). Ils ont trouvé je100μm/N(H i ) égal à 0,93 ± 0,18 × 10 -20 (MJy sr -1 cm 2 ) et 0,97 ± 0,20 × 10 -20 (MJy sr -1 cm 2 ) pour les touffes gauche et droite, respectivement. Cependant, ces estimations étaient des moyennes pour chaque touffe et leurs régions environnantes.

Il existe une faible composante gazeuse à faible vitesse (±30 km s -1 , figure 3(a)), qui est répandue dans toute la région de l'IVMC. Contrairement au spectre de 21 cm, où les composants IVMC et gaz à faible vitesse peuvent être séparés dans l'espace de vitesse, les données infrarouges affichent un composite de l'émission de poussière des deux composants. Ainsi, l'émission FIR (Figure 1(a)) sera contaminée par l'émission de la composante à faible vitesse. Idéalement, l'intensité totale de 100 m devrait être égale à la somme jLVCN(H je ,L)+jIMVCN(H i ), où N(H i ,L) est la densité de colonne H i du composant à faible vitesse, et jLVC et jIMVC sont les rapports entre l'émission FIR et les densités de colonne H i pour les deux composants. Pour estimer la contribution de jLVCN(H i ,L) à l'intensité totale de 100 m, nous avons effectué un test χ 2 en utilisant la mesure je100 µm de 0,43 (MJy sr −1 ) et les densités de colonne estimées de l'IVMC et du gaz à faible vitesse à partir des données GBT. Nous avons constaté que pendant jIMVC s'est assez bien comporté et peut être limité à des valeurs de ± 30 % de la valeur mesurée je100 µm/N(H i ) rapport de 0,32 × 10 -20 (MJy sr -1 cm 2 ), jLVC n'a pas réussi à converger vers une valeur physique. Nous interprétons ce résultat comme une indication que la contribution du gaz à faible vitesse au total je100 µm est négligeable.

3.3. Estimations de la métallicité

Nous avons mesuré les abondances d'ions, définies comme Z ≡ log (X/H i ), pour chaque ion, X, en utilisant les rapports linéaires des densités de colonne d'ions, Ndent, et N(Salut ). L'erreur totale sur l'abondance a été estimée par propagation d'erreur linéaire standard des erreurs totales dans Ndent et N(Salut ). Pour chaque estimation d'abondance, l'erreur totale est exprimée en termes d'erreurs supérieure et inférieure en raison de leur conversion logarithmique. Toutes les abondances d'ions estimées et les erreurs respectives sont présentées dans le tableau 2.

Pour mesurer la métallicité de IV21, Z/Z, nous avons d'abord calculé les abondances d'ions individuels par rapport aux abondances solaires, [X/H i ] ≡ ZUNE, où UNE est l'estimation logarithmique standard de l'abondance solaire tirée de l'examen de la composition solaire d'Asplund et al. (2009). Toutes les abondances d'ions mesurées par rapport aux valeurs solaires sont présentées dans le tableau 2. Les mesures les plus fiables sont pour S ii et Fe ii , qui étaient les seuls ions avec trois raies d'absorption ou plus nécessaires pour contraindre les densités de colonne en utilisant la courbe- méthode de croissance. En principe, le rapport [S ii /H i ] peut différer de S/H en raison des effets d'ionisation (c'est-à-dire qu'une partie du nuage peut être ionisée contenant à la fois H ii , S ii , et S iii ). Cependant, cet effet n'est pas important aux densités de colonnes H i supérieures à

5 × 10 19 cm -2 . Aussi, en principe, le rapport [O i /H i ] donnerait une meilleure métallicité que [S ii /H i ], puisque l'ionisation de O i est couplée à celle de H i par une réaction d'échange de charges. Cependant, la valeur FWHM relativement faible associée à la force des lignes O i mesurables rend la densité de colonne O i dérivée plutôt incertaine. Enfin, en raison de la forte teneur en poussière du nuage, la métallicité Fe ii ne décrit très probablement pas avec précision la métallicité globale du nuage. Ainsi, en utilisant uniquement la densité de la colonne S ii, nous trouvons que IV21 a une métallicité sous-solaire de log (Z/Z) = -0,43 ± 0,12 dex.

Pour examiner l'effet de la structure d'ionisation sur les abondances d'ions, nous avons utilisé le code de photoionisation CLOUDY (Ferland et al. 1998) pour modéliser un IVC en forme de feuille de densité uniforme. Nous avons utilisé la géométrie de nuage la plus simple car la structure tridimensionnelle globale de l'IVC est inconnue et pour minimiser le temps de calcul. En raison de l'emplacement de IV21, nous avons défini les abondances NUAGEUX sur le modèle d'épuisement du halo de Savage & Sembach (1991) et avons supposé une métallicité des nuages ​​de log (Z/Z) = -0,43 dex. Nous avons utilisé l'ISRF décrit dans Fox et al. (2005b). Ce modèle combine un spectre allant de 90 à 912 Å (dominé par les étoiles OB) tiré de Bland-Hawthorn & Maloney (1999) avec le spectre de voisinage solaire de Mezger et al. (1982) de 912 à 2400 . Les métallicités et les erreurs dérivées pour les huit ions sont affichées sur la figure 5 (points noirs). A titre de comparaison, les abondances d'ions impliquées pour un nuage avec une métallicité de -0,43 solaire et un modèle d'appauvrissement de type halo standard sont également affichées (points rouges). Une gamme de métallicités attendues a été prédite pour une répartition des corrections d'ionisation étant donné une distance fixe de 1 kpc et une gamme de densités volumiques (m = 1 et 10 cm -3 ). Ces plages de métallicité attendues sont également indiquées sur la figure 5 sous la forme de parenthèses orange et répertoriées dans le tableau 2.Z/Z) = -0,43 dex, un diagramme d'appauvrissement semblable à un halo et des corrections d'ionisation basées sur le NUAGE compte tenu du champ de rayonnement supposé. Cependant, les métallicités Fe ii , Ar i et Al ii prédites chutent légèrement en dessous de leurs valeurs attendues. La grande incertitude pour O i est due au fait que ses raies d'absorption sont profondes et affectées par la saturation.

Figure 5. Abondances ioniques estimées, par rapport aux valeurs solaires, pour IV21, [X/H i ]. Nos abondances d'ions estimées à partir des spectres FUV sont représentées par les diamants noirs. Les losanges rouges montrent les valeurs attendues pour un modèle d'épuisement de halo standard, en supposant une métallicité globale des nuages ​​de log (Z/Z) = -0,43 dex. Les plages indiquées par les barres oranges indiquent la répartition des corrections d'ionisation trouvées à l'aide des modèles NUAGEUX en supposant une distance fixe de 1 kpc et une plage de densités : m = 1 cm −2 (barre horizontale épaisse) et m = 10 cm −2 (fine barre horizontale). Nous trouvons que nos résultats sont bien corrélés avec ceux prédits par les modèles de photoionisation CLOUDY.

3.4. Détermination de H2 Paramètres

En suivant les méthodes décrites dans Wakker (2006), nous avons dérivé le H2 densité de colonne pour chaque rotation (J) dans la direction de PG1144+615 en utilisant les spectres d'absorption FUV. Cette méthode comprend plusieurs étapes, en commençant par l'ajustement continu des différents H sélectionnés2 lignes d'absorption. Le spectre stellaire sous-jacent a compliqué le continuum correspondant à autant de H2 des raies ont été observées contre des raies d'absorption stellaires. Ainsi, des ajustements de continuum individuels ont été effectués pour chaque H2 raie d'absorption de la même manière que pour les raies d'absorption ionique (voir section 3.1).

Ensuite, nous avons sélectionné le H2 lignes jugées utiles pour mesurer des largeurs équivalentes précises. En commençant par le spectre normalisé, des ensembles de lignes classés par force d'oscillation pour chaque J niveau ont été affichés. Par inspection visuelle, les raies d'absorption ont été choisies si elles ne contenaient pas (1) de raies métalliques interstellaires, (2) H voisines2 et (3) l'absorption intergalactique intermédiaire, les raies AGN intrinsèques et l'émission géocoronale. Pour chaque (J), nous avons mesuré la largeur équivalente de chaque H2 raie d'absorption sur une plage de vitesse de

25 km s −1 centré autour de −48 km s −1 . Les densités de colonnes et les FWHM ont été estimées pour chaque (J) à l'aide d'un test de minimisation χ 2 (équation (1)).

La densité de colonne estimée dépend fortement de la FWHM estimée. Le FWHM le mieux adapté pour chaque J le niveau sera généralement différent en raison du bruit aléatoire et des incertitudes dans le continuum ajusté. Il est également possible que les largeurs diffèrent intrinsèquement, mais nos données ne nous permettent pas de tester cette possibilité. Cependant, si nous supposons que tous les J les niveaux ont la même FWHM, la meilleure densité de colonne résultante est trouvée grâce à la minimisation de 2 étant donné une valeur fixe de la FWHM.

À partir des densités de colonnes résultantes, les températures d'excitation ont été estimées par la distribution de Boltzmann :

gJ sont les poids statistiques et EJ sont les énergies d'excitation des différents niveaux. Ainsi, pour les densités de colonnes estimées pour les trois premiers niveaux de rotation, les trois rapports de densité de colonnes N(1)/N(0) et N(2)/N(1) sont résolus pour les températures T01 et T12. Théoriquement, ces deux températures seront égales si le H2 est purement excité par collision et en équilibre. Cependant, en raison de l'excitation radiative, il est généralement observé que T augmente avec l'augmentation J niveau.

A travers une analyse des quatre premiers J niveaux, nous avons estimé la densité de colonne d'hydrogène moléculaire du nuage à . De plus, nous trouvons un FWHM moyen de W = 6,5 ± 0,6 km s −1 avec des températures d'excitation associées de T01 = 148 ± 21 K et T12 = T32 = 171 ± 15 K. Les panneaux inférieurs de la figure 3 (b) présente sélectionné H2 spectres ainsi que leurs continuums estimés.


Convertir un spectre en couleur

Cet article présente un script Python pour mapper un spectre de longueurs d'onde à une représentation d'une couleur. Il n'y a pas de moyen unique de le faire, mais la formulation utilisée ici est basée sur les fonctions de correspondance des couleurs CIE, $ar(lambda)$, $ar(lambda)$ et $ar(lambda)$. Ceux-ci modélisent la réponse chromatique d'un « observateur standard » en mappant un spectre de puissance de longueurs d'onde, $P(lambda)$, à un ensemble de valeurs tristimulus, $X$, $Y$ et $Z$, analogue à la réponse réelle des trois types de cellules coniques dans l'œil humain.

commencer X &= int P(lambda)ar(lambda)mathrmlambda, Y &= int P(lambda)ar(lambda)mathrmlambda, Z &= int P(lambda)ar(lambda)mathrmlambda, end

$X$, $Y$ et $Z$ peuvent être normalisés en divisant par leur somme (au prix de la perte d'informations sur la luminosité de la lumière) :

$ x = frac, quad y = frac, quad z = frac = 1 - x - y $

De cette façon, seuls deux paramètres, $x$ et $y$ sont nécessaires pour décrire la couleur (plus précisément, le chromaticité) de la lumière. Le diagramme de chromaticité standard CIE est illustré ci-dessous.

Une conversion supplémentaire de $(x, y)$ en valeurs RVB pour une sortie par un dispositif d'affichage nécessite une transformation par la matrice de chromaticité appropriée. Géométriquement, cela mappe les points de la "langue" de couleur ci-dessus sur le sous-ensemble de points dans la "gamme" RVB, la région triangulaire indiquée. UNE système de couleur peut être défini par une matrice de trois chromaticités de couleurs primaires (les sommets du triangle) et un point blanc: un ensemble de coordonnées chromatiques définissant la "couleur" blanche dans un but précis.

$ left( egin x_r & x_g & x_b y_r & y_g & y_b z_r & z_g & z_b end ight) left( egin r g b end ight) = left( egin x y z end droite). $

La multiplication du vecteur de valeurs $(x,y,z)$ par l'inverse de cette matrice donne donc les valeurs RVB décrivant la couleur correspondante au sein du système utilisé.

Toutes les paires $(x, y)$ ne correspondent pas à des points dans la gamme RVB (elles donneraient des valeurs négatives pour un ou plusieurs composants) : une façon de résoudre ce problème consiste à "désaturer" en augmentant les valeurs de tous les composants de manière égale jusqu'à ce que ils sont tous non négatifs.

Le code ci-dessous définit une classe, ColourSystem , pour représenter et utiliser des systèmes de couleurs, et instancie quelques exemples particuliers. La fonction de correspondance CIE est lue à partir du fichier cie-cmf.txt.

Voici une application de la classe ColourSystem : visualiser la couleur d'un corps noir à une température donnée, et exemple donné sur cette excellente page sur le rendu des couleurs des spectres. La radiance spectrale d'un corps noir est donnée par le Fonction de Planck:


5. PRÉDIRE LE SED OBSERVÉ

Le modèle d'émission thermique de poussière de la section 4 prédit la densité de flux par angle solide Mν dans, par exemple, MJy sr -1 pour toute fréquence unique . En pratique, cependant, nous souhaitons contraindre notre modèle à l'aide de mesures au sens large. Planck/DIRBE passe-bande, chacun avec Δν/ν

0.3. Les deux Planck et les produits de données DIRBE citent la densité de flux par angle solide en MJy sr −1 sous le "IRAS convention." Plus précisément, chaque valeur rapportée dans le Planck maps donne l'amplitude d'un spectre en loi de puissance avec = -1, évalué à la fréquence centrale de bande nominale, de telle sorte que ce spectre intégré en contre-émission reproduise la puissance mesurée au bolomètre. Parce que nos spectres de modèle ne sont pas conformes à la convention α = −1, nous avons calculé des facteurs de correction de couleur pour tenir compte du MBB (T, β) forme spectrale et transmission en fonction de la fréquence :

Icije, c est la fréquence centrale de bande nominale de la bandeje, avecje, c ∈ <100, 143, 217, 353, 545, 857, 1249.1352, 2141.3747, 2997.92458>GHz. représente la transmission relative en fonction de la fréquence pour la bandeje. Pour les cartes HFI, est donné par le Planck courbes de transmission fournies dans le fichier HFI_RIMO_R1.10.fits (Planck Collaboration et al. 2013c). Pour i100 et DIRBE 140 m, 240 ,m, nous avons adopté les courbes de transmission DIRBE correspondantes.

La prédiction du modèle à deux composantes dans la bande νje sous le IRAS La convention, appelée , est alors construite comme une combinaison linéaire de termes MBB corrigés en couleur :

La correction de couleur de l'équation (7) nous permet donc de prédire en calculant les densités de flux monochromatiques à la fréquence centrale νje, c puis en multipliant par des facteurs. En pratique, nous avons interpolé les corrections de couleur à partir d'un ensemble de tables de recherche unidimensionnelles précalculées, chacune répertoriant une seule valeur de en fonction de T. Nous avons ainsi évité la nécessité d'interpoler à la fois dans β et T en ne calculant qu'un petit ensemble de facteurs de correction unidimensionnels pour l'ensemble particulier de valeurs de d'intérêt (par exemple, = 1,67, 2,7, 1,63, 2,82. voir le tableau 2). Cette approche de correction des couleurs rend l'échantillonnage MCMC décrit à la section 7.3 beaucoup plus efficace en termes de calcul en évitant la nécessité d'effectuer l'intégrale dans le numérateur de l'équation (7) à la volée pour chaque température de poussière proposée. Nous avons choisi de calculer les corrections de couleur sur une base par MBB car cette approche est très polyvalente. Tous les modèles possibles à deux composants (et à un seul MBB) sont des combinaisons linéaires de MBB, nous pouvons donc appliquer toutes nos machines de correction de couleur même lorsque nous autorisons des paramètres autres que la température (par exemple, F1) pour faire varier et ainsi modifier la forme du spectre des poussières.

Avec ces corrections de couleur et le formalisme établi dans la section 4 en main, nous pouvons énoncer mathématiquement le modèle que nous utiliserons, par exemple, lors de l'échantillonnage MCMC pour prédire le SED observé. L'observation prédite dans la bande νje est donné par

Cette équation est assez similaire à l'équation (8), mais avec deux différences importantes. Premièrement, la normalisation de est maintenant spécifiée par , qui représente le IRAS convention Planck Intensité de 545 GHz. Le dénominateur sert à garantir que, pour le cas de νje = 545 GHz, est auto-cohérent. Deuxièmement, chaque terme du numérateur est multiplié par un facteur de conversion d'unité . Ce facteur est nécessaire car certains des Planck les cartes d'intérêt ont des unités de KCMB (100-353 GHz), tandis que les cartes restantes (545-3000 GHz) ont des unités de MJy sr -1 . Nous avons adopté la stratégie de prédire chaque bande dans ses unités natives, que ce soit MJy sr −1 ou KCMB. Pour cette raison, nous évaluons toujours dans l'équation (9) en MJy sr −1 et soit = ​​1 (sans dimension) pour νje ≥ 545 GHz. Pourje ≤ 353 GHz, représente le facteur de conversion de KCMB à MJy sr -1 , donné par (Planck Collaboration et al. 2013c, Equation (32)).


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Comment convertir l'intensité du corps noir en MJy/sr ? - Astronomie

Le but du séminaire est de vous familiariser avec les sujets de la recherche astronomique actuelle, d'apprendre à analyser et de résumer de manière critique un article, et d'affiner vos compétences de préparation et de présentation pour présenter des exposés lors de réunions professionnelles. Tout le monde doit lire le journal pour chaque période de cours et se préparer au cours. Préparé dans ce sens signifie que vous avez lu attentivement le document, identifié les problèmes importants que vous n'avez pas compris, recherché quelques concepts de base que vous avez rencontrés et réalisé que vous auriez peut-être dû savoir, etc. présentation et niveau de préparation démontré pour votre séminaire (60 %), ainsi que sur votre participation en classe lorsque vous ne faites pas la présentation (40 %). Chaque élève présentera une communication.

Pour l'étudiant qui présente l'article, voici quelques conseils et instructions spécifiques :

Vous constaterez peut-être que le seul document ne vous donne pas tout le contexte et le matériel d'introduction pour présenter un séminaire fluide. Par conséquent, vous devrez probablement rechercher des articles antérieurs sur le sujet et en tirer des informations pour votre exposé. Vous ne voulez pas en faire trop, la présentation devrait durer 30 à 45 minutes. Cela signifie que vous ne devriez pas avoir plus d'environ 20 diapositives PowerPoint. Vous pouvez bien sûr discuter de toutes vos questions avec moi avant de faire votre présentation.

Veuillez préparer vos présentations au format numérique, adapté à la présentation et à l'affichage sur ordinateur. Laissez 15 minutes pour la discussion. Il est sage de venir avec des sujets de discussion à l'esprit, par ex. un numéro du document qui n'est pas clair pour vous, ou des sections du document avec lesquelles vous n'êtes pas d'accord. Posez des questions au public, etc. Un aspect important de la présentation d'un article est d'abord de comprendre la motivation principale des auteurs et le chemin qu'ils suivent dans l'article.

Notez qu'il s'agit d'un séminaire et non d'un colloque. Ainsi, il peut être de nature plus technique et présenter une vue d'ensemble moins large. En d'autres termes, creuser profondément sur certaines questions est une bonne chose, ce n'est pas un discours populaire, alors résistez à trop de "fluff". Dans les présentations les plus populaires, nous avons tendance à ignorer les détails, mais dans la recherche, vous ne pouvez pas le faire et il est acceptable de servir (et de digérer) de la viande et des pommes de terre de temps en temps.

Pour aider tout le monde à se préparer (c'est-à-dire à lire les papiers assignés !), je tirerai au hasard des noms au début de chaque séminaire et je poserai des questions sur le papier. Le but des séminaires est de stimuler la discussion et l'échange d'idées et de questions. Ainsi, la participation en classe est importante et cela ne peut se produire que si vous lisez le journal.

Nous aborderons probablement les domaines suivants : Dynamique des galaxies, Halo Gas and Outflows, Molecular Gas and Star Formation (avec un œil vers ALMA), Radio Galaxies, HI Properties of Galaxies, etc. Chaque article sera généralement basé sur une radio particulière. télescope (parabole ou interféromètre), régime de longueur d'onde et technique d'observation.

Conseils pour votre présentation :

Ne montrez pas de chiffres sauf si vous avez un point à faire valoir. Expliquez les légendes des figures et le rôle d'une figure dans votre exposé et dans leur article.

Évitez les couleurs qui ne sont pas facilement visibles. Ceux-ci incluent tous les pastels, jaunes, etc.

Évitez de mettre trop de texte dans votre présentation. Ne lisez pas votre présentation. Utilisez des puces pour rationaliser votre discours. Faites en sorte que chaque diapositive serve un objectif particulier, ne mélangez pas plusieurs sujets sur une diapositive. Ajoutez des chiffres pour séparer le texte.

Faites face au public pendant votre discours. Utilisez un pointeur.

Cette présentation est principalement numérique, mais je vous recommande d'utiliser des outils PowerPoint plutôt que Netscape. Je l'utilise ici afin que nous ayons cette information sur le Web. Cela a également beaucoup trop de texte pour en faire une présentation PowerPoint efficace.


La loi du 33e degré des Phéniciens maçonniques

On dit que le nombre 33 est le Master Number (Master Teacher). L'Amon (AMEN) est l'équivalent numérique de 1+13+5+14=33. Amen est le Dieu de la Vérité, et 33 représente la conscience du Christ. Dans le livre d'Hénoch, le mont Hermon est l'endroit où les Grigori « Veilleurs, fils de Dieu ou les Nephilim », une classe d'anges déchus est descendu sur Terre, et se trouve à 33 degrés de latitude et de longitude.

Il existe de nombreuses conspirations autour du 33e parallèle de latitude, à 33 degrés au nord du plan équatorial de la Terre, et des 33 degrés de la franc-maçonnerie. Qu'il y ait ou non des faits concrets qui les relient dans la Vérité, à mon avis, cela doit encore être déterminé sans l'ombre d'un doute raisonnable. Mais il y a certainement d'étranges coïncidences et un modèle d'efforts phéniciens (sidoniens/hébreu/cananéen) et maçonniques qui semblent lier les deux ensemble dans un réseau mondial qui doit être exploré en utilisant la raison plutôt que des absurdités complotistes.

Certaines personnes semblent penser que cela doit faire face à un complot maçonnique maléfique et ou qu'il s'agit d'un type de portail énergétique du réseau vers les dieux, mais j'ai découvert qu'il ne s'agissait que d'une théorie propagée par des profanes qui ne sont pas au courant, mais pensent qu'ils le sont en diffusant de la désinformation.

En étudiant le 33e parallèle de latitude qui se trouve à 33 degrés au nord du plan équatorial de la Terre, j'ai trouvé un fil conducteur ou une méthode de construction qui semble prouver que les Phéniciens que nous connaissons comme faisant partie des premiers navigateurs au monde les conquérants et les marines marchandes avaient délibérément construit nombre de leurs colonies dans le monde le long du 33e parallèle. Ces premières colonies phéniciennes se trouvent partout dans le monde dans des endroits comme où je vivais à San Diego, en Californie en Amérique du Nord et le long du 33ème degré, vous trouverez également les principaux pays fondés par les Phéniciens tels que le Liban, la Jordanie, le Portugal, le Maroc, l'Algérie , Libye, Syrie, Afghanistan, Irak, Iran, Israël etc. vous les trouverez tous situés le long du 33e parallèle.

Les maçons ont également 33 degrés et font remonter leur métier au roi phénicien Hiram Abiff. Cela ne signifie pas par défaut que, puisque nous voyons le nombre 33, il existe une conspiration secrète concernant le 33e parallèle et les 33 degrés de la franc-maçonnerie, mais cela fait apparaître des liens intéressants lorsque vous commencez à étudier à la fois les Phéniciens et les Maçons. . Comme il a été dit, rien n'est dû au hasard, et lorsqu'il s'agit des Phéniciens et des Maçons, cela sonne plus vrai que jamais.

La science du 33e degré

La Vérité principale que j'ai trouvée dans le nombre 33 concerne le temps, les voyages, le soleil et les méthodes que les Phéniciens ont utilisées pour contourner et s'installer autour du globe. Afin d'accomplir un tel exploit à une époque où il n'y avait pas de satellites, d'ordinateurs ou de boussoles modernes, ils auraient besoin d'un système congruent mis en place que les rois phéniciens, les marins, les guerriers, les maçons et les esclaves devaient suivre afin qu'ils soient tous sur la même page globale même lorsqu'ils étaient séparés par des océans, des pays et des époques différents.

Je voudrais proposer que les Phéniciens ont accompli cela en suivant les lois du cercle de latitude du 33e degré sur la Terre qu'ils avaient inventées, et cette preuve peut être trouvée dans de nombreuses colonies phéniciennes anciennes et modernes. Toutes les colonies phéniciennes ne se trouvent pas au 33e degré, mais suffisamment pour prouver que ma théorie peut en fait être correcte.

Les lois du cercle de latitude du 33e degré sont basées sur un cercle est-ouest imaginaire reliant tous les emplacements (ignorant l'altitude) avec une latitude donnée. La position d'un emplacement le long d'un cercle de latitude est donnée par sa longitude. L'heure du lever et du coucher du soleil n'est donnée que pour deux parallèles de latitude nord, le 33e et le 39e. Même les degrés intermédiaires, 34 à 38, ne sont pas donnés. Ainsi, si vous habitez sur le 34e parallèle de latitude, le soleil se lèvera une minute plus tard et se couchera une minute plus tôt que sur le 33e parallèle et ainsi de suite.

À la 33e latitude, le soleil est visible pendant 14 heures 20 minutes au solstice d'été et 9 heures 58 minutes au solstice d'hiver. Ce temps est fixé par des lois naturelles que les Phéniciens avaient suivies depuis le temps, voyageant et s'installant sur le globe. Ces lois leur permettaient également de localiser, de gérer et de voyager facilement entre leurs royaumes qui étaient et sont encore répartis dans le monde entier.

La pierre angulaire mondiale des lois du 33e degré

Comme je l'ai déjà dit, le nom des Phéniciens leur a été appliqué par leurs cousins, les anciens Grecs, et ils s'étaient appelés les Sidoniens et dans les Écritures sont le peuple hébreu et les Israélites. Leur livre d'histoire et leur religion raciale sont connus sous le nom d'Ancien Testament (Ancienne Loi). Les Phéniciens, deux principaux centres politiques anciens se trouvaient sur l'île sainte de Crète en Méditerranée dans la ville de Sidon (maintenant la baie de Suida) et la ville sœur située à Sidon dans le pays du Liban.

Sidon également connu sous le nom de Zidon ou "Grand Zidon" la ville mère. Il est situé à 33,55993 de latitude et 35,37564 de longitude. Sidon était située dans l'étroite plaine fertile entre les montagnes du Liban et de la Méditerranée à 25 miles au nord de Tyr. C'est la principale ville phénicienne pour envoyer leurs navires en utilisant les étoiles pour naviguer autour du monde en pleine mer. La frontière nord de l'ancienne Canaan s'étendait jusqu'à Sidon (Gn 10:19). Plus tard, Jacob en a parlé comme la frontière de Zabulon (Gn 49:13) et Josué l'a inclus comme faisant partie de la terre promise à Israël (Jos 13:6). Sidon a été inclus dans l'héritage d'Aser, sur sa limite nord (Jos 19:28)

C'est le pays et l'emplacement exacts qui, pendant au moins 3 000 ans, ont fourni une grande partie du bois de cèdre nécessaire à la construction de leurs navires phéniciens et à l'entretien de leurs navires de la marine marchande et de la marine marchande pour échanger leurs broderies de soie, leurs matrices, leurs métaux et leur verre. Cela ferait de Sidon l'un de leurs principaux ports navals et une coordonnée spécifique qu'ils utiliseraient pour voyager et coloniser le globe.

Dans les Écritures, Sidon a été fondée par Sidon, le premier-né de Canaan, le fils de Cham, dont les Sidoniens descendent. À Tyr et à Sidon régnait Phoenix, qui était le frère du prince phénicien et inventeur des lettres, Cadmus de Thèbes en Égypte. Du nom de Phoenix, les Grecs appliquaient le nom des Phéniciens aux Sidoniens.

Dans l'Iliade et l'Odyssée d'Homère, Sidon et les Sidoniens sont mentionnés (17 fois : Iliade 6.290-91 23.743-44 Odyssée 4.83, 84, 618 13.272, 285 14.288, 291 15.118, 415, 417, 419, 425, 473). L'usage d'Homère semble relier le terme Sidonien aux Phéniciens en général (voir aussi 1 Rois 5:6 Jidejian 1996:60).

1025 – 945 av. 33e degré de pneu – Les Égyptiens appelaient les Phéniciens du nom de Peuples de la Mer. Leurs deux premiers centres politiques principaux étaient situés à Sidon sur l'île sainte de Crète et Sidon au Liban et la ville d'importance suivante était Tyr, au Liban, qui abrite la légende du roi maçonnique Hiram.

Tyr est à moins de 20 miles au nord du 33e parallèle dans le cadre des lois du 33e degré. Hiram était le roi phénicien de Tyr sous les règnes des rois égyptiens, David et Salomon (Ramess II et III). Il était en bons termes avec eux deux. Le roi Hiram a fourni au roi David des cèdres, des charpentiers et des maçons qui ont aidé à construire une maison à David.

Au Xe siècle av. Le roi Hiram de Tyr a fourni au roi Salomon des artisans, des métallurgistes, du bois de cèdre, une conception architecturale et vraisemblablement le symbolisme ésotérique de ces deux colonnes pour la construction de son temple à Jérusalem. (1 Rois 7 : 13-22)

Le Crétois, Joannes Phocas (1185) avait écrit ,”Le pèlerinage de Joannes Phocas en Terre Sainte (en l'an 1185 après JC)” dans lequel un récit est écrit par Jean le prêtre, le très saint Phocas, qui pratique religion dans l'île de Patmos, comment il a vu les lieux saints en l'an 1185. Au début du livre était écrit “I le fils de Phocas de Crète écris ceci, par son nom.”

Phocas le Crétois nous a laissé cette description de Sidon, “ Vient ensuite Sidon avec le célèbre port jumeau, dont la situation a été admirablement décrite par l'historien de Leucippe5 car si vous visitez l'endroit, avec son port et son avant-port, vous trouverez le réalité concordant avec la description donnée dans ses écrits. En dehors de la ville, à une distance d'environ trois coups d'arc, se dresse une église, entourée d'une colonnade de grande longueur, sur la partie supérieure de l'abside de laquelle est placée une pierre à quatre pans, sur laquelle, d'après le rapport du vulgaire, le Christ, le Sauveur du monde, se tenait debout et enseignait la multitude.”

Sidon aurait été détruite environ 350 ans avant Jésus-Christ par Alexandre le Grand en 333 avant JC lorsque l'ère hellénistique de Sidon a commencé. Alexandre dans la 33e année de son âge et la treizième de son gouvernement. Des confins de Tyr et de Sidon est venue la femme cananéenne phénicienne qui a dit à Jésus : « Fils de David, aie pitié de moi », et Jésus l'a guérie parce qu'elle a fait preuve de foi en lui (Mt 15 : 21 -28 Mc 7 :24 -30). Pendant que Paul était en route pour Rome en tant que prisonnier, il a été autorisé à rendre visite à ses amis dans cette ville (Actes 27 : 1.3).

Après Sidon du 33e degré, il y eut Didon, qui fonda la colonie phénicienne (sidonienne) de Carthage en Afrique.

875-848 av. 33e degré du Mont Carmel – Le Mont Carmel biblique est au sud de la ville moderne de Haïfa et à l'ouest de la mer de Galilée en Israël. Le mont Carmel est à moins de 20 milles au sud du 33e parallèle. Au Carmel, Elie le prophète hébreu phénicien s'est opposé à 850 prophètes païens et les a vaincus (1 Rois 18).

593-571 av. Dans Ézéchiel chapitre 28, le prophète a écrit alors qu'il était en exil à Babylone, non loin au sud du 33e parallèle. Ézéchiel a écrit sur le souverain de Tyr. Tyr est à moins de 20 milles au nord du 33e parallèle. La prophétie d'Ézéchiel appelle le roi de Tyr riche et habile dans le commerce, mais fier et voué à la destruction :

‘Voici donc ce que dit le Souverain SEIGNEUR : “‘Parce que tu te crois sage, sage comme un dieu, je vais faire venir contre toi des étrangers, la plus impitoyable des nations ils tireront leurs épées contre ta beauté et la sagesse et percez votre éclatante splendeur. Ils vous feront descendre dans la fosse, et vous mourrez de mort violente au cœur des mers. Direz-vous alors : « Je suis un dieu » en présence de ceux qui vous tuent ? Tu ne seras qu'un homme, pas un dieu, entre les mains de ceux qui te tueront. Vous mourrez de la mort des incirconcis aux mains des étrangers. J'ai parlé, déclare le Souverain SEIGNEUR.'”

Les Phéniciens nord-américains du 33e degré

Les Hohokam, un nom qui signifie peuples marins du sud-ouest de l'Amérique et que j'ai identifiés comme étant des Phéniciens, ont un site religieux important en Arizona connu sous le nom de Snaketown à 48 km au sud-est de Phoenix, en Arizona. Ils avaient occupé la terre qui allait devenir ce que nous connaissons aujourd'hui sous le nom d'Arizona, dans des endroits tels que Sedona (Sidonia) et Phoenix pendant environ 2 000 ans ou plus, à partir de 500 après JC jusqu'à environ 1450 après JC. Snaketown était situé à environ cinq miles au nord. de la ligne exacte des 33 degrés, tandis que les ruines de l'observatoire astronomique appelé Casa Grande reposent encore à environ cinq miles au sud de la ligne. J'ai également découvert qu'ils faisaient partie des premiers maçons d'Amérique à poser les pierres qui sont devenues les États-Unis d'Amérique.

Près de Phoenix se trouve un endroit appelé Circlestone Observatory (33 degrés 28 minutes) où vous trouverez ce qu'on appelle une "roue de médecine" construite avec un mur de pierre de trois pieds d'épaisseur avec une circonférence de 427 pieds. Le chercheur néo-zélandais et druide Martin Doutré affirme que cette structure intègre divers codes de navigation, dont le phi, ou le nombre d'or (1,618 & 8230).

Doutré déclare que « les anciens mathématiciens astronomes ont construit des sites comme Circlestone en tant que dépositaires de codes et de lieux où les initiés aux arts astronomiques pouvaient apprendre les principes séculaires. Ces initiés étaient les enfants les plus brillants et les plus habiles qui ont été mis à part comme les « peu nombreux à bénir le plus grand nombre ». Leur tâche était d'apprendre, de préserver et d'utiliser les grandes connaissances au profit de la société régionale et leur responsabilité s'étendait à l'enseignement de beaucoup d'autres au cours d'une vie de service.

Comme moi, Doutré relie ces structures aux Phéniciens qui, selon lui, ont extrait des millions de livres de cuivre qui ont été ramenés en Méditerranée orientale. Il écrit : « Il est très évident que des navires anciens parcouraient le monde à la recherche de ressources pendant des milliers d'années avant l'ère chrétienne. Les concepts mathématiques trouvés dans des structures anciennes en ruine comme les pyramides ou Stonehenge attestent du fait que les civilisations anciennes avaient une connaissance parfaite de la taille de la Terre et de la façon de la référencer pour une navigation réussie vers n'importe quel point du globe.

Cette connaissance parfaite que j'aime appeler “La loi du 33e degré des Phéniciens maçonniques.”

En parcourant 1 500 miles à l'est de Phoenix le long de la latitude 33 nord, nous trouvons le Moundvillesite (33°0′16.81″N 87°37′51.85″W) de ce qu'on appelle le site de la culture Mississippienne sur la Black Warrior River dans le comté de Hale, près de la ville de Tuscaloosa, Alabama.

Nous retrouvons les Phéniciens sous le nom d'Indiens d'Amérique suivant la loi du 33e degré sur une rivière qui aurait été autrefois appelée la rivière Sidon et qui est maintenant connue sous le nom de fleuve Mississippi.

Le territoire de la Louisiane était la partie de l'achat de la Louisiane de 1803 qui se trouvait au nord du 33e parallèle et était divisé au 33e parallèle. La division nord du territoire de l'Indiana s'appelait « District de Louisiane » et la division sud, le « Territoire d'Orléans. » L'esclavage était restreint et les habitants, y compris les tribus indiennes, devaient être incorporés dans l'union des États-Unis selon à la Constitution.

La loi des francs-maçons du 33e degré – En 1756 à Charleston, en Caroline du Sud, le site d'origine a été fondé pour le Conseil suprême du rite écossais ancien et accepté, juridiction du Sud, aux États-Unis d'Amérique et pour la loi du 33e degré. Elle est officiellement connue sous le nom de « Mère Loge ou Mère Suprême Conseil du Monde ». Elle a été fondée à l'origine par Moses Lindo sous le nom de King Solomon Lodge.

Le 31 mai 1801, le premier Conseil Suprême du Trente-Troisième Degré, le Conseil Mère du Monde, a déclaré son existence avec une devise de « Ordo ab Chao » (Ordre du Chaos). Il a annoncé un nouveau système à 33 degrés de diplômes supérieurs qui incorporait tous les 25 de l'Ordre du Royal Secret, et en a ajouté huit autres, dont celui du 33°, Souverain Grand Inspecteur Général.

Cette nouvelle organisation a déclaré le contrôle de la maçonnerie de haut degré en Amérique. Tous les Conseils Suprêmes réguliers du monde aujourd'hui descendent du Conseil Suprême Mère de Charleston. (The Origins of the Scottish Rite : Copy of the Grand Constitutions of 1786 from the Archives of the Supreme Council, 33°, S.J., U.S.A., de la main du révérend Frederick Dalcho, ca. 1801–1802)

Ce n'est peut-être pas une surprise pour vous après avoir lu cet article que la Loge Mère du Monde qui régit les lois de l'Ordo ab Chao du 33ème Degré qui n'est pas une coïncidence se trouve sur le 33ème Parallèle.

“Appelez-moi et je vous répondrai et vous dirai des choses formidables et insondables que vous ne savez pas.” – Jérémie 33:3

PLUS DE RECHERCHE MAÇONNIQUE

Les Phéniciens étaient parmi les plus éminents de ces maçons de l'ancien monde. Copain. Fort, dans ses « Antiquités de la franc-maçonnerie », nous parle de marques maçonniques encore visibles sur les fondations du temple de Salomon, désormais découvertes au regard humain après le laps de temps. Des marques similaires ont été découvertes à Sidon et dans d'autres localités éloignées et variées de Palestine.

Ces figures géométriques particulières ont été utilisées sans aucun doute par les sculpteurs et les tailleurs de pierre tyriens, qui ont été envoyés par leur roi tyrien pour aider à l'érection de l'œuvre maçonnique la plus complète et la plus magnifique de l'antiquité lointaine. Les descendants de ces mêmes bâtisseurs fondèrent à peine deux siècles plus tard Carthage, et portèrent vers l'ouest l'habileté et les coutumes particulières de leurs confréries.

Les marques que nous pouvons voir aujourd'hui sur de nombreux fragments des ruines qui nous entourent correspondent exactement à celles de Jérusalem et d'autres villes de l'Extrême-Orient. Ils font partie intégrante d'un système, une partie intégrante du fonctionnement de ces anciennes guildes opérationnelles qui ont jeté les bases sur lesquelles repose aujourd'hui le grand tissu de la maçonnerie spéculative.

Dans A Cyclopedia of Freemasonry de George Oliver et Robert MaCoy, il est dit des Sidoniens dans le CHEVALIER DE LA HACHE ROYALE, ou PRINCE de LIBAN 22e degré :

“Le 22ème degré du rite Ancien et Accepté. La légende de ce degré nous informe qu'il a été institué pour enregistrer les services mémorables rendus à la maçonnerie par les puissants cèdres du Liban, alors que les architectes sidoniens coupaient les cèdres pour la construction de l'arche de Noé. Nos anciens frères, en effet, ne nous disent pas comment les Israélites se firent transporter le bois de la terre promise jusqu'aux montagnes dans le désert.

Ils disent en outre que les descendants des Sidoniens étaient employés au même endroit, pour obtenir des matériaux pour la construction de l'arche de l'alliance et aussi, plus tard, pour la construction du temple de Salomon et, enfin, que Zorobabel employait des ouvriers. du même peuple en coupant des cèdres du Liban pour l'usage du second temple. La tradition ajoute que les Sidoniens formaient des collèges sur le Mont Liban, et adoraient toujours le GAOTU Sidon était l'une des plus anciennes villes du monde, et même à l'époque d'Homère, les Sidoniens étaient célèbres pour leur commerce, leur richesse et la prospérité.

L'allusion aux "collèges" sur le mont Liban peut avoir une référence à la secte secrète des Druses, qui existe encore dans ce pays, et dont les voyageurs de cérémonies mystérieuses affirment avoir une affinité considérable avec la franc-maçonnerie. Les organismes de ce degré sont appelés collèges. Il y a deux appartements, le premier représentant l'atelier du Liban, avec des haches, des scies, des maillets, des rabots, des cales, etc.

La pièce doit être éclairée avec des lampes ou des bougies. Dans cet appartement, le directeur principal préside et porte le titre de maître charpentier. Lui et tous les frères portent des blouses et des tabliers. Le deuxième appartement représente la salle du conseil de la table ronde. Elle est suspendue de rouge et éclairée par 36 lumières, disposées par six et chacune par 6 par deux.

Au centre de la pièce se trouve une table ronde autour de laquelle les frères sont assis sur la table se trouvent des plans et des instruments mathématiques.

L'officier qui préside est le prince en chef, qui porte le titre de trois fois Puissant. La ceinture, à porter de droite à gauche, est un large ruban aux couleurs de l'arc-en-ciel, bordé de violet. Le tablier est blanc, doublé et bordé de violet au milieu une table ronde est peinte, sur laquelle sont des instruments mathématiques, et des plans déroulés. Sur le rabat se trouve un serpent à trois têtes. Le bijou est une hache d'or, couronnée, portant sur la lame et le manche les initiales de plusieurs personnages illustres dans l'histoire de la Maçonnerie.

L'ordre égyptien des bâtisseurs sacrés, qui existait bien avant l'époque de Ramsès et de Ptolémée, érigea les grandes pyramides qui veillent sur le placide Nil, et dont les côtés sont construits en carré aux quatre points cardinaux. Les Israélites ont été contraints d'assister à la construction de ces monuments aux pharaons, et ont probablement acquis à l'époque une connaissance des secrets de cet ordre de bâtisseurs.

A l'époque de l'érection du Temple du Roi Salomon, 1000 ans avant Jésus-Christ, les Sidoniens avaient une société de bâtisseurs qui, sans doute, avaient tiré leur art et leurs secrets des Egyptiens et des Phéniciens. L'un des artisans tyriens avait épousé une juive de la tribu de Naphtali, et ils eurent un fils appelé Hiram Abiff qui parlait la langue de Tyr et de Sidon, ainsi que celle des Hébreux.

C'était un ouvrier curieux et rusé, un architecte et artisan de grande renommée et il avait obtenu tous les secrets de l'ordre sidonien qui, à son tour, avait reçu les mystères de l'ordre des bâtisseurs sacrés d'Egypte.

Que ces anciens mystères soient identiques à ceux de l'ordre de la franc-maçonnerie que le roi Salomon, le roi Hiram de Tyr et Hiram Abif ont institués lors de la construction du Temple il y a 3000 ans, nous ne le savons pas, mais à ce moment-là, nous trouvons un témoignage incontesté, établi et authentique. organisation de la maçonnerie. Depuis le présent jusqu'à cette époque, la chaîne de l'histoire maçonnique est ininterrompue.

La fondation permanente de l'ordre dans le cadre de la construction de la Maison du Seigneur, qui s'est déroulée sous la direction divine, relie la maçonnerie à la religion et à l'histoire scripturaire.”


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