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In e mi bo Scarone enkrat Dano doiveti Havaje kot tekmovalec, lahko svojo tekmovalno triatlonsko Topf zakljuimhellip Tale zapis je nastal pa ob raquomojih zadnjih Havajih. laquo Zadnja sprememba (petek, 14 Oktober 2016) 29. TRIATLON NA HALB IRONMAN PODERSDORF 2016 Avtor Matic Romak sreda 07, September 2016 Romscaronak ponovno zmagal na avstrijskem prvenstvu Prvo soboto v septembru je ob Neidersekm jezeru v bliini Dunaja potekalo eno najstarejscaronih svetovnih tekmovanj na Ironman in pol ironman razdalji, tudi kot odprto dravno prvenstvo Avstrije. V IRONMANU 70.3 je nastopilo 550 tekmovalcev, med njimi tudi säkularesten Slovencev. Tekmovalcem in organizatorjem jo je v 29 letih pogosto zagodlo vreme, tako da je plavanje tudi e odpadlo, letos pa ne, saj so bili pogoji na progi idealni. Zadnja sprememba (sreda, 07 september 2016) Das Institut für Physik (IOP) ist eine führende wissenschaftliche Gesellschaft, die die Physik fördert und die Physiker zusammen zum Nutzen aller bringt. Es verfügt über eine weltweite Mitgliederzahl von rund 50 000 mit Physikern aus allen Sektoren und Physikern. Es arbeitet, um die Physikforschung, Anwendung und Ausbildung zu fördern und engagiert sich mit politischen Entscheidungsträgern und der Öffentlichkeit, Bewusstsein und Verständnis der Physik zu entwickeln. Seine Verlagsgesellschaft, IOP Publishing, ist ein weltweit führendes Unternehmen in der professionellen wissenschaftlichen Kommunikation. Eine Veröffentlichungs Partnerschaft Zeit-Frequenz-Analyse der SUPERORBITAL Modulation der X-RAY BINARY SMC X-1 mit Hilfe der Hilbert-HUANG verwandle die High-Mass-Röntgendoppel SMC X-1 weist eine superorbital Modulation mit einem dramatisch unterschiedlichen Zeitraum im Bereich zwischen 60 Tage. Diese Forschung untersucht die Zeit-Frequenz-Eigenschaften der superorbitalen Modulation von SMC X-1, basierend auf den Beobachtungen des All-Sky-Monitors (ASM) an Bord des Rossi Röntgenstrahl-Zeitmessers (RXTE). Wir analysierten die gesamte seit 1996 gesammelte ASM-Datenbank. Für die nicht stationäre und nichtlineare Zeitreihenanalyse wurde die Hilbert-Huang-Transformation (HHT) herangezogen, um die momentane Superorbitalfrequenz abzuleiten. Das resultierende Hilbert-Spektrum steht im Einklang mit dem dynamischen Leistungsspektrum, da es detailliertere Informationen sowohl im Zeit - als auch im Frequenzbereich zeigt. Die RXTE-Beobachtungen zeigen, dass die superorbitale Modulationsperiode meist zwischen 65 Tagen lag, während sie sich um 45 Tage um MJD 50.800 und MJD 54.000 änderte. Unsere Analyse zeigt weiter, dass sich die momentane Frequenz auf eine Zeitskala von Hunderten von Tagen zwischen MJD 53.500 änderte. Basierend auf der durch HHT definierten momentanen Phase falteten wir die ASM-Lichtkurve, um ein superorbitales Profil zu erhalten, aus dem ein asymmetrisches Merkmal und ein niedriger Zustand mit kaum irgendwelchen Röntgenemissionen (Dauer: 0,3 Zyklen) beobachtet wurden. Wir haben auch die Korrelation zwischen der mittleren Periode und der Amplitude der superorbitalen Modulation berechnet. Das Ergebnis ist ähnlich der kürzlich entdeckten Beziehung zwischen der superorbitalen Zykluslänge und dem mittleren Röntgenfluss für Her X-1. 1. EINFÜHRUNG Viele Röntgen-Binaries weisen eine Langzeitmodulation mit Perioden auf, die länger sind als ihre Orbitalperioden. Die Modulationszeitskalen von Superorbitalperioden betragen typischerweise zehn bis hundert Tage. Ein paar Röntgen-Binärdateien wie ihr X-1 (Tananbaum et al., 1972) zeigen eine superorbitale Modulation mit stabilen Periodizitäten, obwohl jüngste Erkenntnisse zeigen, dass die Zykluslänge des Zyklus in einem kleinen Bereich variieren kann (Leahy amp Igna 2010). Eine kleine Gruppe von Röntgen-Binaries zeigt eine quasi-periodische superorbitale Modulation, wobei sich die Perioden innerhalb eines bestimmten Bereichs ändern. Die prominenteste von diesen ist SMC X-1 (Clarkson et al., 2003b). Einige andere X-Ray-Binaries wie Cyg X-2 zeigen eine superorbitale Modulation mit multipeiodischen Modulationen (Clarkson et al., 2003a). Solche Variationen langfristigen superorbital durch die Präzession eines gekippten oder eine verzogene Akkretionsscheibe (Wijers amp Pringle 1999 Ogilvie amp Dubus 2001), eine hierarchische dritte Begleiter wie 4U 1820-30 (Chou amp Grindlay 2001), oder durch Gründe verursacht werden kann, Derzeit unbekannt. Der erstmals 1971 entdeckte, hochmasse X-Ray-Binär (HMXB) SMC X-1 besteht aus einem 1,06 M Neutronenstern (van der Meer et al., 2007) und einem B0 I Typ Supergiant mit einer Masse von 17,2 M (Reynolds et al., 1993). Die Spinperiode des Neutronensterns beträgt 0,71 s und nimmt mit der Zeit ab (Wojdowski et al., 1998). Die Orbitalperiode dieses Systems beträgt 3,89 Tage, ausgewertet durch seine Eklipse (Schreier et al., 1972), und der Orbitalneigungswinkel beträgt 67 (van der Meer et al., 2007). Durch die Analyse der Halbperlenzeitverzögerung zeigten Wojdowski et al. (1998), dass sich die Orbitalperiode auch mit der Zeit () ändert. Aus den Beobachtungsdaten, die vom Observatorium für hohe Energieastronomie 1 gesammelt wurden, stellte Gruber amp Rothschild (1971) fest, dass der Röntgenstrahlfluss von SMC X-1 mit einer groben Zeitskala von 60 Tagen variiert. Wojdowski et al. (1998) bestätigte diese Periodizität und zeigte, dass die Superorbital-Zykluslänge während der ersten 500 Tage der Beobachtungen des All-Sky-Monitors (ASM) an Bord des Rossi Röntgenstrahl-Zeitmessers (RXTE) nicht stabil war. Nachdem der ASM ausreichende Mengen an Daten gesammelt, mehrere timefrequency Analyseverfahren wie beispielsweise die Wavelet-Transformation (Rib et al. 2001), dynamischen Leistungsspektrum (Clarkson et al. 2003b) und Schiebe LombScargle Periodogramm (Trowbridge et al. 2007) wurden angewendet Auf die Lichtkurve, um die Veränderungen der Superorbitalperiode von SMC X-1 zu untersuchen. Der Mechanismus der superorbital Modulationen in SMC X-1, ähnlich denen in ihren X-1, X LMC-4 und Cyg X-2, sind durch eine verzogene und kippbar Akkretionsscheibe (Wojdowski et al., 1998) interpretiert. Wenn die Platte präzediert, verdeckt sie unsere Sichtlinie zur zentralen Röntgenquelle. Jedoch sind die Mechanismen, die bewirken, dass sich die Präzessionszeit mit der Zeit ändert, noch unbekannt. Rib et al. (2001) analysierten die ersten 1700 Tage der ASM-Lichtkurve und stellten fest, dass die Superorbitalperiode zunächst von 45 Tagen abnimmt und anschließend auf 60 Tage ansteigt. Durch Anordnen der maximalen Punkte des Wavelet-Spektrums mit einer sinusförmigen Kurve fanden sie, daß die Modulationsperiode mit einer Periode von 1421 8 Tagen variiert. Clarkson et al. (2003b) analysierten die ersten 2200 Tage der ASM-Lichtkurve zusammen mit allen Burst - und Transient-Source-Experiment (BATSE) - Daten unter Verwendung der dynamischen Leistungsspektraltechnik. Die dynamischen Leistungsspektren der RXTE - und BATSE-Lichtkurven zeigen, dass sich die superorbitale Modulationsperiode zwischen 45 Tagen ändert. Die Superorbitalperiode scheint in einer Zeitspanne von 1600 Tagen zu variieren. Trowbridge et al. (2007) analysierten die ersten 4000 Tage ASM-Daten unter Verwendung des gleitenden LombScargle-Periodogramms und des Zykluslängenzählverfahrens, und die Ergebnisse zeigten, dass die Zykluslängenvariation möglicherweise nicht so glatt ist wie diejenige, die aus dem dynamischen Leistungsspektrum erhalten wird. Die Zykluslängenvariation enthält möglicherweise eine kürzere Periodizität zusätzlich zu dem Zeitraum von 1600 Tagen. Jedoch ist es aufgrund der Beschränkungen der Fenstergröße sowohl im dynamischen Leistungsspektrum als auch im gleitenden LombScargle-Periodogramm schwierig, die Periodizitäten der Superorbitalperiodenvariation weiter zu analysieren. Um die Superorbitalperiodenabweichung mit ausreichender statistischer Genauigkeit zu untersuchen, nehmen wir hier die HilbertHuang-Transformation an (HHT Huang et al., 1998), um die zeitliche Frequenz der ASM-Lichtkurvendaten für die Periodizitätsanalyse abzuleiten. HHT ist ein neues Zeitfrequenzanalyseverfahren, das für nichtstationäre und nichtlineare Zeitreihenanalyse entwickelt wurde. Es besteht aus der empirischen Moduszerlegung (EMD) und der Hilbert-Spektralanalyse. In dieser Arbeit wenden wir zuerst EMD an, um die ASM-Lichtkurve in eine Reihe von intrinsischen Modenfunktionen (IMFs) zu zerlegen, die für die Hilbert-Transformation geeignet sind, und dann die augenblickliche Frequenz und Amplitude bestimmter IWFs zu berechnen, die die Basis für weitere bilden Analyse der Periodizität der superorbitalen Periodenschwankung, der gefalteten Lichtkurve und Korrelationen zwischen der Periode und der Amplitude. Die vorgeschlagene Analyse erlaubt es uns, subtile Variationen in den Superorbitalperioden zu erforschen, die nicht durch existierende Verfahren nachgewiesen werden. Der Rest dieser Arbeit ist wie folgt organisiert. In Abschnitt 2 stellen wir kurz die ASM-Beobachtungen und den Algorithmus von HHT vor. Abschnitt 3 beschreibt die Zeitfrequenzanalyse von ASM-Beobachtungen auf der Basis von HHT. Schließlich diskutieren wir unsere Ergebnisse in Abschnitt 4. 2. BEMERKUNGEN UND DATENANALYSE 2.1. RXTE ASM Seit dem Start der RXTE Ende 1995 hat die ASM den gesamten Himmel alle 90 Minuten kontinuierlich gefegt. Der Energiebereich des ASM beträgt 1,312,1 keV. Dies kann in drei Energiekanäle (ch1: 1,33,0 keV, ch2: 3,05,0 keV und ch3: 5,012,1 keV) unterteilt werden. Die von 1996 bis 2010 gesammelten summierten Banddaten (MJD 50.134 bis MJD 55.371) mit einer Gesamtdauer von 5000 Tagen wurden in dieser Zeitfrequenzanalyse verwendet. Die Verweilzeitdaten, bei denen alle Eklipsen gemäß den von Wojdowski et al. Vorgeschlagenen Ephemeriden entfernt wurden, (1998), wurden in eine eintägig gemittelte Lichtkurve gebündelt. Nach dem Verfahren von Trowbridge et al. (2007) haben wir diese Datenpunkte, die eine Zählrate unter Null haben, nicht ausgeschlossen. Abbildung 1 zeigt die ASM-Lichtkurve von SMC X-1. Obwohl die Verweildaten in eine eintägig gemittelte Lichtkurve gebündelt wurden, enthielt sie noch einige fehlende Punkte oder kleine Beobachtungslücken. Wir verwendeten dann die stückweise kubische Hermite-Interpolation (Kahaner et al., 1989), um die ASM-Lichtkurve auf gleichmäßig abgetastete Daten zu interpolieren. Verkleinern Verkleinern Bildgröße zurücksetzen Abbildung 1. Die Lichtkurve des All-Sky-Monitors (ASM) von SMC X-1. 2.2. HilbertHuang-Transformation Aufgrund der hohen Variabilität der superorbitalen Zykluslänge von SMC X-1 ist es geeignet, die zeitlichen Eigenschaften seiner superorbitalen Modulation durch HHT zu analysieren. Wir verwenden die Hilbert-Transformation, um die momentane Frequenz der Daten zu berechnen. Für eine Zeitreihe x (t) wird dies dadurch erreicht, daß zunächst die Konjugation y (t) berechnet wird, die definiert ist, wobei P den Cauchy-Hauptwert angibt. In der komplexen Ebene definieren wir ein analytisches Signal z (t), wobei die Amplitude und (t) die Winkelphasenfunktion ist. Die momentane Winkelfrequenz (t) wird dann als die Zeitableitung von (t) definiert. Demgemäß können wir die Frequenz sofort erhalten, solange die Abtastrate ausreichend hoch ist. Allerdings ist die momentane Frequenz nur dann sinnvoll, wenn die Zeitreihe x (t) ein IWF ist (Huang et al., 1998). Ein IWF erfüllt die folgenden zwei Bedingungen: (1) die Anzahl der Extrema und die Anzahl der Nulldurchgänge müssen identisch sein oder sich um eins unterscheiden und (2) an jedem der Punkte in der Reihe der Mittelwert der oberen Hüllkurve (definiert Durch die lokalen Maxima) und die untere Hüllkurve (definiert durch die lokalen Minima) null ist (Huang et al., 1998). Da es sich bei den realen Daten üblicherweise nicht um IMF handelt, ist es in den meisten Fällen schwierig, die Hilbert-Transformation auf Primärdaten direkt anzuwenden. Um dieses Problem zu lösen, haben Huang et al. (1998) schlugen die EMD-Methode vor, eine Zeitreihe in mehrere IWFs zu zerlegen, so dass die Hilbert-Transformation anwendbar ist. Die EMD-Methode geht davon aus, dass jede Zeitreihe aus einigen oszillierenden Komponenten besteht. Das Zerlegungsschema verwendet die tatsächlichen Zeitreihen für den Aufbau der Zersetzungsbasis, anstatt sie in einen vorgeschriebenen Satz von Basisfunktionen zu zerlegen. Die Zersetzung wird durch iterative Siebprozesse zum Extrahieren von Modi durch Identifizierung lokaler Extrema und Subtraktion lokaler Mittel erreicht (Huang et al., 1998). Die Iterationen werden durch ein Kriterium der Konvergenz beendet. Näheres zum Sichten siehe Huang et al. (1998). Unter den Verfahren von EMD wird die ursprüngliche Zeitreihe x (t) zersetzt, wobei c i IMFs sind und r n ein Rest ist. Für eine Zeitreihe mit unendlicher Länge erfüllt die Zerlegung die Eigenschaften, daß die zerlegten Komponenten orthogonal zueinander sind und einen vollständigen Satz bilden. Für eine Zeitreihe mit endlicher Länge kann die Orthogonalität der Zersetzung aber nicht strikt gelten. In diesem Fall minimieren wir den Orthogonalitätsindex (OI), der definiert wird, um die Zerlegung eindeutig zu machen. Wenn ferner die ursprünglichen Daten verrauscht sind oder hochfrequente intermittierende Signale enthalten, kann die Zersetzung das Modenmischungsproblem erleiden, d. h. das Modulationssignal mit der gleichen Zeitskala über verschiedene IEFs (Huang et al., 1998). Dies würde viele störende, verworrene Signale im Übergangsbereich verursachen. Wenn das Modusmischungsproblem auftritt, ist es schwierig, eine strenge augenblickliche Frequenz (t) der weiter zu analysierenden Modulation zu erhalten. Dann wird das Ensemble EMD (EEMD Wu amp Huang 2009), eine überarbeitete Version von EMD implementiert, indem ein Ensemble-Durchschnitt der Komponenten, die aus Kombinationen von primären Zeitreihen und deutlichen weißen Rauschen zerlegt werden, verwendet wird, um das Modenmischungsproblem zu mildern, und Wird ein Nachbearbeitungs-EMD (Wu amp Huang 2009) nach dem Ergebnis der EEMD angewendet, um zu gewährleisten, dass die endgültigen IWF Orthogonalität und Vollständigkeit erfüllen. Nach Zerlegung der Zeitreihe in IWFs wird die Hilbert-Transformation auf jeden IWF angewendet. Als Ergebnis können die Daten ausgedrückt werden, wobei j (t) und j (t) die momentanen Amplituden und Frequenzen der zerlegten Komponenten sind. Die Amplitude und Frequenz jeder Komponente in Gleichung (6) sind Funktionen der Zeit anstelle der konstanten Amplitude und der konstanten Frequenz in der Fourier-Transformation. Fig. 2 zeigt die Zersetzung der interpolierten ASM-Lichtkurve von SMC X-1. Es gibt 11 IWFs, 1 Restkomponente und OI 0,036. Der Signifikanztest (Wu amp Huang 2004) zu diesen IWF deutet darauf hin, dass das 4042 Tage starke suporbitale Modulationssignal von SMC X-1 in der fünften Komponente (c 5) überwiegend konzentriert ist. Die Werte aller anderen Komponenten sind niedriger oder marginal bei dem 3 weißen Rauschpegel, was nahelegt, dass sie in ähnlicher Weise wie weißes Rauschen wirken. Diese Komponenten werden vermutlich durch das Beobachtungsrauschen verursacht, das mit nichtperiodischen Modulationen in anderen Zeitskalen verbunden ist. Vergrößern Verkleinern Bildgröße zurücksetzen Abb. 2. Intrinsische Modusfunktionen (IMFs) zerlegt durch Ensemble empirische Moduszerlegung (EEMD). Der fünfte IWF (c 5) ist für den 3.2. Superorbitales Modulationsprofil Es ist schwierig, ein geeignetes Profil abzuleiten, um die Eigenschaften der superorbitalen Modulation für sehr variable Zykluslängen von einer mit einer festen Periode gefalteten Lichtkurve zu beschreiben. Clarkson et al. (2003b) zuerst ein Segment der Lichtkurve ausgewählt, bei dem die Frequenz im dynamischen Leistungsspektrum stabil erscheint und anschließend mit einer festen Periode gefaltet wird. Jedoch ändert sich die Periode während der gesamten Beobachtungszeit auch im stabilen Bereich des dynamischen Leistungsspektrums nach dem Hilbert-Spektrum und der Analyse der Zykluslängenzählung von Trowbridge et al. (2007). Als eine Verbesserung haben Trowbridge et al. (2007) die geglättete Lichtkurve mit Polynomfunktionen zweiter Ordnung, um die minimalen Punkte der superorbitalen Modulation zu erhalten, und faltete die gesamte Lichtkurve gemäß den durch Minima definierten Ephemeriden zusammen. Die Schwierigkeit liegt dann in der Identifikation einiger Minima für das Vorhandensein von Rauschen in der ASM-Lichtkurve und Verzerrungen der Modulationsform, wenn sich die Periode dramatisch ändert. Im Gegensatz dazu leidet die Lichtkurve, die gemäß der als (t) (t) / 2 definierten Phase in HHT gefaltet ist, nicht die oben erwähnten Probleme. Fig. 6 zeigt die gefaltete Lichtkurve von SMC X-1, und die Phase-Null-Epoche wird durch den ersten Datenpunkt in der Lichtkurve (MJD 50, 134) definiert. Verkleinern Verkleinern Bildgröße zurücksetzen Abbildung 6. Faltlichtkurve von SMC X-1 gemäß der von HHT definierten Phase. Die Anzahl der Fächer in einem Zyklus beträgt 40. Die gefaltete Lichtkurve, die in Fig. 6 gezeigt ist, scheint meistens in Übereinstimmung mit den Ergebnissen von Trowbridge et al. (2007). Der Hauptunterschied zwischen diesem superorbitalen Modulationsprofil und dem, das aus früheren Studien erhalten wurde, ist ein klarer niedriger Zustand mit einem vernachlässigbaren Röntgenfluß, der für 0,3 Zyklen andauert. Darüber hinaus können die asymmetrischen Merkmale des superorbitalen Profils auch in der gefalteten Lichtkurve erhalten werden. Um das asymmetrische Profil zu beschreiben, wurde die niedrige Zählrate als die mittlere Zählrate während der Phase 0,55 definiert, und die Zählrate des hohen Zustands wurde durch Mittelung der Zählrate zwischen der Phase 1,0 betrachtet. Somit kann die ansteigende und abfallende Zeitskala durch Berechnen der Zeitskala zwischen 10 und 90 Amplitude abgeschätzt werden. Durch diese Definition ist die Anstiegszeitskala 0,14 Zyklen (von der Phase 0,05 bis 0,19), die kürzer als die abfallende Zeitskala von 0,19 Zyklen (von Phase 0,54 bis 0,73) ist. Die ASM-Lichtkurve kann weiterhin in drei Kanäle unterteilt werden. Die spektrale Härte liefert grobe Informationen über die Emissionsmechanismen während der superorbitalen Modulation. Das ASM-Härteverhältnis wurde als ch3 / (ch1 ch2) definiert, da ch3 und ch1 ch2 während des hohen Zustands ähnliche Photonenzählraten aufweisen. Es wurden nur die Daten mit einem Signal / Rausch-Verhältnis (S / N) größer als 5 gewählt und entsprechend der in HHT definierten superorbitalen Phase gefaltet. Während der gesamten Beobachtungszeitspanne gibt es keine Datenpunkte mit S / Ns größer als 5 zwischen Phase 0.73 und 1.05. Daher wurde kein zuverlässiges Härteverhältnis im niedrigen Zustand erhalten. Das gefaltete Härteverhältnis ist in Fig. 7 gezeigt. Es ist leicht zu beobachten, daß die Härteverhältnisse im hohen Zustand (von der Phase 0,19 bis 0,54) relativ stabil sind. Im Übergangszustand (Phasen 0,050,19 und 0,540,73) scheinen die Härteverhältnisse nicht signifikant von dem Mittelwert abzuweichen, verglichen mit dem im Hochzustand, obwohl die Fehler viel größer sind. Vergrößern Verkleinern Bildgröße zurücksetzen Bild 7. Härteverhältnisse entsprechend der superorbitalen Phase gefaltet. Es wurden nur die Datenpunkte mit einem Signal-Rausch-Verhältnis größer als 5 gewählt, um die Härteverhältnisse zu berechnen. 3.3. Korrelation zwischen Periode und Amplitude Ein weiteres bemerkenswertes Merkmal, das in dieser Studie beobachtet wird, ist die Korrelation der Amplitude mit der Periode. Unter Verwendung der momentanen Frequenz und Amplitude, die von HHT abgeleitet wurde, wurde die Korrelation zwischen der mit dem Zyklus gemittelten Periode und der Hilbert-Amplitude in dem signifikantesten IWF (c & sub5;) berechnet. Der Rangkorrelationskoeffizient ist r 0.46 mit einem Nullhypothesenwahrscheinlichkeitswert von 3.2 x00d7 10 6. was eine signifikante Korrelation zwischen der Periode und der Amplitude anzeigt (siehe 8). Verkleinern Verkleinern Bildgröße zurücksetzen Abbildung 8. Korrelation der zyklisch gemittelten Periode und der Hilbert-Amplitude des IMF c 5. Um die Korrelation zwischen der Periode und der Amplitude in dem ursprünglichen Datensatz zu erhalten, wurde die Effektivwertamplitude jedes Zyklus berechnet. Das Ergebnis zeigt, dass die Periode und die rms-Amplitude noch eine signifikante Korrelation aufweisen (r 0,32 mit einem Nullhypothesen-Wahrscheinlichkeitswert von 1,4 x 00d7 10 3, siehe 9). Obwohl sich die Korrelation nach P 60 Tage zu einer Antikorrelation ändert, ist die Anzahl der Zyklen zu gering, um eine signifikante Korrelation für Zeiträume von mehr als 60 Tagen zu erhalten. Eine ähnliche Korrelation wird in der superorbitalen Modulation ihres X-1 beobachtet (Leahy amp Igna 2010 Still amp Boyd 2004). Verkleinern Verkleinern Bildgröße zurücksetzen Abbildung 9. Korrelation der zyklisch gemittelten Periode und der Effektivwertamplitude der ursprünglichen ASM-Lichtkurve. 4. DISKUSSION Wir haben die HHT-basierte Zeitfrequenzanalyse auf der ASM-Lichtkurve von SMC X-1 erfolgreich durchgeführt. Das Hilbert-Spektrum manifestiert Variationen in der momentanen Periode der superorbitalen Modulation. Die durch HHT definierte momentane Phase ermöglicht es, die Lichtkurve zu falten, um ein vernünftiges Superorbitalprofil zu erhalten. Die aus der HHT-Analyse erhaltenen Zeitfrequenzinformationen sind viel häufiger als die herkömmlichen Fourier-basierten Methoden. Dies unterstützt unsere Untersuchungen zur superorbitalen Modulation von SMC X-1. Jüngste Beobachtungen von Chandra und XMM-Newton zeigen, dass die Emission von SMC X-1 als Blackbody-Komponente mit kT BB 0,18 keV und einer harten Power-Law-Komponente beschrieben werden kann (Neilsen et al., 2004). Die Emissionen mit Energie 1,0 keV werden durch die Schwarzkörperstrahlung dominiert. Bei diesen Emissionen handelt es sich um aufbereitete Röntgenstrahlen aus dem beleuchteten Kettbereich der Akkretionsscheibe (Hickox amp Vrtilek 2005). Die hochenergetischen Emissionen werden dagegen aufgrund der aus der Neutronensternfläche austretenden Pulsarstrahlen von den Leistungsregelkomponenten dominiert. Daher wird der Energiebereich aller ASM-Kanäle von den Leistungsregelkomponenten dominiert. Aus dem gefalteten Härteverhältnis konnten wir das Absorptionsmerkmal nicht erhalten, da sich die Härteverhältnisse im Übergangszustand nicht wesentlich von denen im hohen Zustand unterscheiden. Dies zeigt, dass der Kettbereich der Akkretionsscheibe für alle ASM-Energiebänder optisch dick ist und das Superorbitalprofil durch die Bedeckung der zentralen Quelle durch den Kettbereich bestimmt wird. Darüber hinaus fanden wir eine signifikante Korrelation zwischen der Amplitude und der Periode der superorbitalen Modulation. Eine ähnliche Korrelation wird in ihrem X-1 beobachtet, bei dem es sich um eine Röntgen-Binär-Membran mit einer Orbitalperiode von 1,7 Tagen handelt, die eine relativ stabile superorbentale Modulation in einem Zeitraum von 35 Tagen zeigt (Tananbaum et al., 1972). Von den durch das OC-Verfahren erhaltenen Ephemeriden zeigte Still amp Boyd (2004), dass der zeitlich gemittelte Peak-Main-on-Fluss und die Precession-Periode eine positive Korrelation aufweisen, obwohl die Menge der erhaltenen Daten sehr klein ist. Leahy amp Igna (2010) analysierte die ASM-Lichtkurve nach der Kreuzkorrelationsmethode und zeigte, dass die Zykluslänge und die durchschnittliche ASM-Zählrate tatsächlich eine signifikante Korrelation aufweisen. Wijers amp Pringle (1999) zeigte, dass für eine strahlungsinduzierte Kettfadenscheibe die Präzessionszeit der äußeren Kante der Scheibe mit der Stärke der Kollision korrelieren würde Strahlung Feld. Aus der Beobachtung, dass der niedrige Zustand von SMC X-1 kaum einen Röntgenstrahlfluss aufweist, könnte die Modulationsamplitude mit dem zentralen Röntgenstrahlfluss assoziiert sein, wenn die zentrale Emissionsquelle während des hohen Zustands vollständig freigelegt wird. Unsere Ergebnisse für SMC X-1, sowie die Ergebnisse für ihr X-1 (noch amp Boyd 2004 Leahy amp Igna 2010), scheinen mit dieser Vorhersage unvereinbar. Leahy amp Igna (2010) entfielen auf die durchschnittliche ASM-Zählrate, die superorbitale Zykluslänge und das Spin-down des Neutronensterns in ihren Studien und erhielten ein konsistentes Ergebnis, was darauf hinweist, dass die Zykluslänge direkt mit den Variationen des Akkretionsflusses zusammenhängen könnte . Für SMC X-1 wurde die Entwicklung der Pulsfrequenz von Inam et al. (2010). Der Häufigkeitsrest während der RXTE-Beobachtungen scheint mit der Zeitskala der superorbitalen Variation zu variieren. Jedoch ist die beobachtete Probenahme unzureichend, um eine signifikante Korrelation zwischen dem Spinfrequenzrest und der Superorbitalperiodenvariation zu erhalten. Eine alternative Möglichkeit ist, dass die Amplitude nicht nur durch den Röntgenfluss der zentralen Quelle beeinflusst wird, sondern auch durch die Schwankungen des Kippwinkels, des Kettmodus usw. Ogilvie amp Dubus (2001) untersuchte die Stabilität der strahlungsgesteuerten Verformung Der Akkretionsscheiben in Röntgenbinärdateien und fanden heraus, dass die binäre Trennung (rb) und das Massenverhältnis (q) gute Indikatoren für das Verzugsverhalten sind. SMC X-1 liegt im Randbereich des r b q - Parameterraums, wo möglicherweise ein stabiles Warping und andere Warping-Modi auftreten können (Clarkson et al., 2003a). Im Gegensatz zu SMC X-1 weisen Her X-1 und LMC X-4 nur eine stabile 0-Verformung auf. Jedoch zeigt die stabile Verformung in ihrem X-1 auch Zykluslängenvariationen. Dies zeigt an, dass der Modus 0 möglicherweise nicht stabil ist und die Korrelation zwischen der Zykluslänge und der Amplitude oder der mittleren Zählrate eine Eigenschaft des Modus 0 ist. Diese Forschung hat die Daten verwendet, die von den ASM / RXTE-Teams am MIT und am RXTE-SOF bereitgestellt werden Und GOF bei NASAs GSFC. Diese Forschung wird unterstützt durch Zuschuss NSC 97-2112-M-008-012-MY3 des National Science Council von Taiwan. Referros Bedrosian, E. 1963, Proc. IEEE. 51. 868quotPatrick. Vielen Dank für eine wundervolle Jagd. Ich habe viel Zeit damit verbracht, Lion in Zim zu jagen. Oder in Südafrika. Ich hörte eine Menge Miss-Informationen über die südafrikanischen Löwen, die betäubt und eingemacht werden. Zumindest in Ihrem Fall könnte das nicht weiter von der Wahrheit entfernt sein. Ihre Professionalität und Integrität erleichtert meine Bedenken. Meine Jagd war besser als das, was ich geträumt hatte. Mein Löwe war gesund und aktiv. Und die Anklage schloß jede Idee von ihm aus, lethargisch zu sein. Dies war meine 18. Jagd in Afrika sowohl Simbabwe als auch Südafrika. Diese Jagd zählt zu den Topjagden, die ich je hatte. Mein Löwe war riesig und seine Mähne spektakulär. Ich kann sagen, dass ich die richtige Wahl getroffen habe, Mugaba Safaris für meinen Löwen auszuwählen. Danke vielmals. 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