强悍的MINE
可以算出任何两个随机变量之间的相关性，而不在乎它们是什么样的相关函数。这比p-value啥的要适用的范围广很多。它可以理论上证明，如果是相关的变量，所得到的MIC值就会趋近于1，如果是独立的，当随机事例足够多的时候，就会趋近于0. （那如果y和x1，x2共同相关，但只计算了y和x1的MIC呢？我估计是趋近于一个0到1之间的某个值。）
http://www.exploredata.net/Downloads/MINE-Application
不知道是不是只能算两两间的。
星期一, 八月 25, 2014
星期日, 八月 24, 2014
统计中的因果关系和平行关系
参考： http://f.dataguru.cn/thread-674-1-1.html
统计只能给出变量之间是否有相关性，但不能判断是因果关系还是平行关系，判断只能是人对内部规律的理解。
星期四, 八月 14, 2014
rarefaction wave
貌似翻译成稀疏波，在Kobayashi & Sari的正反激波文章中（http://labs.adsabs.harvard.edu/adsabs/abs/2000ApJ...542..819K/）提到正反激波结束后会有稀疏波，但一直没弄懂什么意思。
再搜了一下维基百科，感觉大约是这个意思：就是以声速运行的波，但是从密度大的地方往密度小的地方传播；其实就是跟声波一样，只不过有两个不同，一是介质本身有密度的梯度，二是不像声波有震源的连续振动导致的波的传播，而稀疏波仅仅有一次pulse的“注入”，然后就自由演化了，结果就是对每一点来说并没有往复的振动（声波的特征），而是往复一次就没有了。
星期二, 七月 10, 2012
一些放在Dropbox上的参考资料
https://www.dropbox.com/sh/i50jq3ak47afxnf/Y9lhHkW2Yb?lst
包括天文常数，数学公式，物理公式，数学符号的latex写法，数学公式的英语读法等
星期二, 五月 08, 2012
撞车记录
2009年底，我们准备做两个辐射区的情况下，高能光子对洛伦兹因子的限制，到10年夏天的时候，发现黎卓师兄他们也做了。两篇文章分别是：
http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...726L...2Z
http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...726...89Z
2011年中，我们做了一个用星风环境的减速时标之前的光变来解释Swift暴早期X射线的平降阶段，文章还没接收，发现申荣峰他们也做了几乎一样的东西（他们的文章上网了一段时间之后我放到网上的，别人还以为我是看到撞车了赶快放的，其实那段时间忙上课，都没时间看新文章，都不知道他们做了同样的工作）。
http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ChPhL..28l9801L
http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...744...36S
2012年5月8日，我们正准备做一个关于所有卫星看到的伽马暴的T90的统计，人家文章出来了。
http://adsabs.harvard.edu/abs/2012arXiv1205.1188Q
2012年5月8日，想找伽马暴的周期性，暂时的方法是功率密度谱，人家文章都出来了。
http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...748..134G
还发现PDS是不行滴。
更加悲剧的是，2013.2.28，我们（Tian Jun和我）还是做了PDS，回头发现这篇文章做了同样的事！是在我们准备做PDS之后不久发出来的，没看到它的存在。
http://adsabs.harvard.edu/abs/2012MNRAS.422.1785G
2012年11月，我们（Chai Yating和我）想用银河系或者近处星系的伽玛暴来解释公元774年的C14的增加。原始文章在这里（2012Miyake-Nature486-240-C14Increase）：http://adsabs.harvard.edu/abs/2012Natur.486..240M
看了一段时间的参考文献，查了一段时间的古书，悲剧发生了，别人做了：
http://adsabs.harvard.edu/abs/2013MNRAS.430...32H
星期六, 九月 18, 2010
星期四, 三月 26, 2009
为什么f_nu的表达式里有个nu
就是这个式子啊:
f_nu=(1+z)L_nu/(4pi d_L^2)
来源是
f=L/(4pi d_L^2), 这是定义式
在对nu求导的时候有观测者和当地系的区别
df/dnu=dL/dnu /(4pi d_L^2)=dL/(dnu'/(1+z)) /(4pi d_L^2)
于是多了个(1+z)
星期四, 三月 05, 2009
多普勒放大的两个不同公式的推导
Doppler boosting 分点状和喷流状, boosing因子分别是D^3 和 D^2.
下面是推导(图片在新窗口打开)
参考文献有:
Mirabel "relativistic jets in the galaxy" 列了结果
Begelman, Blandford & Rees "extragalactic radio sources" 有推导
星期四, 二月 26, 2009
Fermi sensitivity
LAT:
http://www-glast.slac.stanford.edu/software/IS/glast_lat_performance-old3.htm
貌似对于暂现源的判断是有5个光子的流量就可以算探测到了. 而极限流量也由此而算出来.
星期三, 一月 14, 2009
罗仑兹变换的记忆
罗仑兹变换, 可以用矩阵形式来记忆:
Latex
$$
\left(
\begin{array}{l}
dt \\ dx
\end{array}
\right)
=
\left(
\begin{array}{ll}
\gamma & \gamma\beta \\ \gamma\beta & \gamma
\end{array}
\right)
\left(
\begin{array}{l}
dt'\\ dx'
\end{array}
\right)
$$
为了检查, 可以假设beta=0
From Shiho
星期五, 九月 26, 2008
GRB movies
GRB movies
星期一, 二月 04, 2008
星期一, 七月 09, 2007
黄山会议印象－学术版
这次会议的名字叫“International conference of astrophysics in compact objects”，也属于郭守敬会议系列之一。 根据所来的人来看，是一次致密天体的盛会。究其原因，可能在于一、黄山的魅力；二、赖东的号召力。因为这基本上不是一个常规会议，而是突然插进来的专题会议。时间四天，7.2-3, 7.5-6。
就来的大牛们，总结一下：国外的顶尖人物来了几个代表；国内在国外的少壮派和国内的少壮派几乎全到（也许孤陋寡闻，有没来而不知道的）；国内老字号只有一个；国内学生和我这种虾米来了一堆。
具体的，大牛有Narayan，吸积盘方面最权威的人物，也是这次会议最重量级的人，有几次听报告的时候坐在他旁边，想想还有点儿激动；Kouveliotou，伽玛暴早期的领军人物之一，据说贡献包括余辉的发现，以前常听老板提起她的名字，具体做什么不清楚，查了一下ads，此人工作还包括SGR，GRO，这次报告是与超新星成协，98年都发表与超新星成协的文章了；Gehrels，swift的负责人，伽玛暴观测的权威；Harding，脉冲星的权威，好像不是第一天来的，来之前有人说是大美女，看到后，虽然年纪有点大，但确实是美女（这次会上美女也很多，呵呵）；Mereghetti，名字常听说，报告题目是SGR；Maxim Lyutikov，名字听说过，看起来比较年轻，在上黄山路上碰到了他，嫌我们慢，不愿意和我们一起走；Matthew Baring，报告上和Harding是联合署名的，但单位不一样，记得他仅仅是因为去宏村的路上坐在他旁边；Makishima，日本人，年纪比较大了，很认真，不苟言笑，可能是负责Suzaku（朱雀）卫星，应该是一个很重量级的；Levinson，伽玛暴的能源机制里有此人出没，据说都是和van Putten一起，主要做喷流机制，会议上也是常发言的人之一，但平时不怎么说话，coffee break的时候，当他走到我的poster去看的时候我把poster的内容给他讲了一下，然后他提了一点点问题，再其他时间也就不理我了；Roni Waldman，会八国语言的以色列人，包括中文，博后，不过在这些人里不算牛；肯定至少还漏掉了一个人，因为在最后一天下午四个人在台上主持讨论的时候，除了Narayan、Kouveliotou、赖东，还有一个人。可惜的是伽玛暴方面的Meszaros和Kumar没有来。
少壮派中国人（不知道在美国的有没有不是中国人了的）：赖东，有关强磁场的权威，99年就在RMP上发表了“matter in strong magnetic field”的综述文章，我念硕士的时候就要读他的文章，没想到转方向读博士的时候更常听说和在开会的时候见到他；张冰，内华达大学助理教授，目前swift组理论实际负责人，出了好多综述和类综述的文章，当然研究性的也很多；范一中，快速上升，虽然还没有建立像其他人那样的地位，但文章出的太快，在我眼里也算少壮派了；戴子高，南大，两篇Science，三篇PRL，n多astronomy三大杂志文章，太了解，不写了；乔国俊，北大，貌似这里唯二的老杆子了，带出好几个叫的响的学生，包括张冰、徐仁新（？）；Qinghuan Luo（不写仅表示不了解）；韩金林；余文飞，从今年还是知道此牛，刚到上海台，研究员，从华中师大出去，吃饭的时候他说还是华师一附中的，好像是马普做过博后，这次开会带着家眷，有两个小孩；张新民；崔伟，Purdue大学，只知道是牛人，很少来国内，今年才比较多了；张双男，清华大学，观测理论双面手，经常各处访问；申志强，上海台，VLBI观测；Jun-Hui Zhao；袁峰，上海台，卢炬甫的学生，好像在Narayan手下做过博后，黑洞吸积盘的理论和计算应该是国内最好的；吴学兵，北大；汪定雄，华中科大，黑洞吸积盘＋广义相对论（也属于老杆子）；袁业飞，中科大，会议的本地组织者；Kinwah Wu，香港人，第一次见此人，作报告像上课一样，很严肃；楼雨庆，清华，没做报告，也是在国外很多年再回来的，听到一点八卦说杨振宁给清华的上普通物理上了一学期（还是一年）不上了，然后就是他顶上的；还有没做报告的牛人，像黄永锋，还有别人，就不知道了，毕竟圈子窄，也不是很八卦。
内容：按时间顺序，最先是伽玛暴，然后中子星、脉冲星，吸积盘，并合，黑洞和超新星，中间还有几个关于卫星的。每个报告之后有提问，然后每半个半天之后有个讨论，讨论这一节几个报告，然后coffee break或者吃饭。第一次参加这种形式的会议，不过每次讨论都有人发言。最后一天的下午的第二节，就纯粹是讨论，赖东在ppt上放上这次会议的主要内容，然后四个大牛在台上，和台下的人一起就各个专题讨论。我抄下来了那个总结：
Some topics discussed at the meeting
GRB/SNe:
afterglow, B effects, central engine (NS->BH, NS/BH, ms magnetars, etc.), SN connection, classification, application to cosmology, etc.
Many different manifestations of NSs:
thermal emitters, PWN, PRATs, gamma-ray pulsars, magnetars (flares, seismology, nonthermal emissions), magnetospheres/surface, pulsars as a tool, quark stars, accreting NSs (QPOs, field burial, etc.), magnetism, etc.
Accreting BHs:
bassics BH parameters, Fe lines/reflection, various accreting states, coronae, ULXs (intermediate mass BHs), jet (microphysics) / microquasars, TeV emissions (neutrinos), similarity/connection with AGNs, AgrA* and GCs (massive star puzzle, imaging BH), accretion flow
Gravitational waves:
LIGO/LISA etc., compact star merger (kicks), NS disruption, WP binaries, magnetic mountain on NS (what's this?), etc.
White Dwarfs:
spin and magnetism, connect to NSs, SN Ia progenitors
Future Missions:
GLAST, Con-X, HMXT, ground-based TeV & neutrios
英语: 上次去北京开cospar会议就感觉英语实在需要提高，特别是听力，不然不知道别人在说什么，非常尴尬。这次稍微好一点点，主要是方向相近一下，特别是开始的伽玛暴部分。有两种最容易听懂，一是张双南老师那样的，说的慢，吐词清楚，重点强调，不过这一类貌似只有他一个，Kouveliotou也还可以；然后就是标准的chinglish，就是基本没出国国的说的英语，和我自己说的一样，又还比较慢，能听懂。其次是标准的英语。然后是在国外呆的比较久说的比较快的以及欧洲方言。再然后是日本英语。最难懂的是印度英语，这次还好没有印度人。好像Narayan是印度人，有口音，不过坐在他旁边的时候听得还是比较清楚。这个听到的信息有关，如果隔得远，靠话筒，就基本上之后高频和说得比较响亮的音能听到，而离得近的话，一些没怎么发出来的音也听到了，就好懂一些。 中国人说英语，有个规律很明显，出国呆至少一年以上的就可以说得很溜了；没怎么出国国的，发音chinglish比较严重。看来就冲着英语，出去一下也是必要的。有了环境，语言的提高是自然而然的。
讨论：中间有一个晚上（7月3号），戴老师召集我们去他房间和张冰讨论。组里在读的研究生都介绍了一下正在做的工作：邵琅继续作尘埃的X射线散射（跟余辉相关）；俞云伟作能量注入等对早期X射线余辉的解释（Swift的新观测现象）和高能辐射（将被GLAST观测）；王发印做宇宙学参数拟合（熟悉整套宇宙学的做法，和陆老师的宇宙学中心靠拢）；张栋做中子星的超艾丁顿吸积（伽玛暴能源机制）。虽然戴老师基本上都是让学生自主选择研究兴趣，但是整体上的分布却是相当合理。正所谓可进（能源机制）可退（转做宇宙学），又能保持和伽玛暴研究热点同步（邵琅和俞云伟）。不得不佩服啊。
咦，写了半天，我在会议上的真正收获怎么貌似没有啊？是不是真的没有？
星期五, 六月 15, 2007
星期三, 五月 23, 2007
ads可以弄到ARAA的文章
这点还真是好. ARAA真吝啬，上面的文章一篇都不让下，在南大和华工都不行。不过在ADS上试了一下（86年的一篇文章），居然能下！是ads扫描的早期的araa的文章。估计是某个时间以前的就不受版权保护了，ads就扫描下来为人民服务了吧。
星期六, 三月 17, 2007
华工已基本可下载三大天文杂志的全文了
刚才我试了一下，天文的三大杂志都基本可以直接下载了，只有AA只能下2004年以前的。（现在是可以直接上国际网的。）
http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/issues.html
http://www.blackwell-synergy.com/loi/MNR
http://www.aanda.org/index.php?option=com_base_ora&access=allissues&Itemid=39&lang=en
至于为什么可以直接下载还不知道。
星期一, 十二月 11, 2006
Schmidt 1988 用V／V_max定伽玛暴的距离分布 3
主要内容:
这本来是一个普遍用于天文定源的分布的方法，该文章特用于伽玛暴。好处是只需要得到观测的峰值，就可以统计大致的径向分布。缺点是只有统计分布，没有准确的位置。
方法是：给出观测值C_p,C_lim，分别是峰值流量的计数和极限计数。如果设处于r处的伽玛暴最远放到r_max处还能被看到，应该满足
r_max/r=(C_p/C_lim)^{1/2} (前提：在欧几里得空间)
对应的体积：
V/V_max=(C_p/C_lim)^{-3/2}
注意左边是定义的量，右边是观测量。因此并不需要知道某个源的确切位置，就可以知道暴的分布。
假若暴是均匀分布的，那么对多个暴的V/V_max应该均匀分布（这里有问题？？？），可以先假设暴都是一样的，即V_max都相同作为简化情形来考虑。这样如果平均值
这里自己的疑问是如果暴在空间均匀分布，那么V／V_max不应该是1／2，因为对于同一类型的暴, 即V_max相同的暴，如果它们均匀分布，在观测者看，应该是相同半径处分布的暴的个数随半径增大而增大（dV=4\pi r^2 dr），因此V／V_max应该大于1／2。
2006.12.30:
确实应该是1/2, 推导如下，还是假设在一个相同的体积下目标均匀分布，则
《V／V_max》＝(\int_0^R V/V_max 4 pi r^2 dr)
/ (\int_0^R 4 pi r^2 dr)
= 1/2
where, V=4 pi r^3/3.
精彩摘抄:
文章信息:
Tittle: Application of the V/V_max test to gamma-ray bursts
Authors: M. Schmidt, J. C. Higdon and G. Hueter
Ref: ApJ, 329, L85, 1988
星期六, 十一月 25, 2006
吸积盘的角动量损失
1。 恒星形成的角动量损失
from： http://iask.games.sina.com.cn/b/5723040.html
“角动量损失和磁场分离则仍然是两个无法解决的问题；我们只能指出一、二种解决这些难题的可能途径。
。。。
一个可能的途径就是仅仅收集对银心有相同角动量的那些物质。比方说，如果假定全部气体粒子都绕着银心作圆周运动，那么我们就只能收集到距银心为某个确定半径Rc的一个环上的物质。
”
以上从一个侧面反应出太阳系的角动量比原始星云由于交差转动形成的角动量小，意味着在从星云形成恒星的过程中有角动量损失到太阳系之外。
2。有文章专门介绍角动量的转移
astro-ph/9902335
Evolution of Disk Accretion
Authors: Nuria Calvet, Lee Hartmann, Stephen E. StromComments: 21 pages, 7 Postscript figures. To appear in Protostars and Planets IV, University of Arizona Press
We review the present knowledge of disk accretion in young low mass stars, and in particular, the mass accretion rate and its evolution with time. The methods used to obtain mass accretion rates from ultraviolet excesses and emission lines are described, and the current best estimates of mass accretion rate for Classical T Tauri stars and for objects still surrounded by infalling envelopes are given. We argue that the low mass accretion rates of the latter objects require episodes of high mass accretion rate to build the bulk of the star. Similarity solutions for viscous disk evolution suggest that the inner disk mass accretion rates can be self-consistently understood in terms of the disk mass and size if the viscosity parameter alpha is approximately 1e-2. Close companion stars may accelerate the disk accretion process, resulting in accretion onto the central star in less or equal than 1Myr; this may help explain the number of very young stars which are not currently surrounded by accretion disks (the weak emission T Tauri stars).
Full-text: PostScript, PDF, or Other formats
其中有说“his may help explain the number of very young stars which are not currently surrounded by accretion disks”。也就是存在一些没有盘的年轻恒星，那它们的角动量跑哪儿去了呢？
在文章15页中说盘可以一致膨胀，使得角动量保持不变。14页反对Pudritz and
Norman 1983, Konigl 1989认为角动量可以通过外盘区的盘风损失。说是在他的Hartmann
1995中讲了。那下面就看看这篇文章怎么说的。
ft，是一篇会议文章，通过观测的，因为题目是：“Observational Constraints on Disk Winds”
不过下面有一篇他在ApJ上的文章，内容应该相同：
3。 通过盘风损失角动量的不支持观测证据
| Title: | Observational constraints on FU ORI winds | |
| Authors: | Hartmann, Lee; Calvet, Nuria | |
| Publication: | Astronomical Journal (ISSN 0004-6256), vol. 109, no. 4, p. 1846-1855 (AJ Homepage) | |
| Publication Date: | 04/1995 |
Abstract
We have searched for velocity shifts in the photospheric lines of four FU Orionis objects that could show that their winds originate from the surfaces of pre-main sequence accretion disks. We confirm the pattern of photospheric line shifts in FU Ori first observed by Petrov and Herbig, in which increasingly strong photospheric lines are increasingly blueshifted as the two absorption components move closer together in wavelength. We show that this pattern is precisely that predicted by a disk wind model: the profiles of the weaker lines exhibit mostly Keplerian rotation, and thus should show nearly symmetric double-peaked absorption, while the stronger lines, formed farther out in the expanding wind, are more blueshifted and less doublepeaked. These observations provide at present the only direct evidence for a continuously accelerating wind originating from the surface of a pre-main-sequence disk. Similar velocity shifts are not observed in the photosheric lines of V1057 Cyg, V1515 Cyg, and Z CMa, even though all exhibit strong blueshifted absorption in the Na I and H-beta line profiles. We suggest that the Na I and H-beta lines are generally saturated and thus not sensitve measures of mass loss rates, and that V1057 Cyg and V1515 Cyg have smaller mass loss rates than FU Ori. Z CMa may have a mass loss rate similar to that of FU Ori, but photospheric velocity shifts may be less apparent because Z CMa has a higher projected rotational velocity. Our estimates of mass loss rates do not support the extreme wind model, in which all of the angular momentum needed for accretion is removed by the wind.注意最后一句话：“Our estimates of mass loss rates do not support the extreme wind model, in which all of the angular momentum needed for accretion is removed by the wind.”
4。 借助磁场
astro-ph/9903168
Disk Winds and the Accretion--Outflow Connection
Authors: Arieh Konigl (University of Chicago), Ralph E. Pudritz (McMaster University)Comments: 32 pages, 3 figures, TeX, to appear in Protostars and Planets IV, ed. V. Mannings, A. Boss, and S. Russell (Arizona: University of Arizona Press)
We review recent observational and theoretical results on the relationship between circumstellar accretion disks and jets in young stellar objects. We then present a theoretical framework that interprets jets as accretion-powered, centrifugally driven winds from magnetized accretion disks. Recent progress in the numerical simulation of such outflows is described. We also discuss the structure of the underlying magnetized protostellar disks, emphasizing the role that large-scale, open magnetic fields can play in angular momentum transport.
Full-text: PostScript, PDF, or Other formats
上面abstract说大尺度开放的磁场可以用以转移角动量出去。这里：http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/node68.html
也提供了类似的说法，说磁场可以帮助带走角动量，不过对象是太阳的星风。
5. 如果是星系的话，还会牵涉到暗物质。
这里有一篇最近2006年的MN上的文章，专门介绍星系角动量的损失。
Mon. Not. R. Astron. Soc. 372, 1525–1530 (2006)
How galaxies lose their angular momentum
ABSTRACT
The processes are investigated by which gas loses its angular momentum during the protogalactic collapse phase, leading to disc galaxies that are too compact with respect to the observations. High-resolution N-body/SPH simulations in a cosmological context are presented including cold gas and dark matter (DM). A halo with quiet merging activity since redshift z ∼ 3.8 and with a high-spin parameter is analysed that should be an ideal candidate for the formation of an extended galactic disc. We show that the gas and the DM have similar specific angular momenta until a merger event occurs at z ∼ 2 with a mass ratio of 5:1. All the gas involved in the merger loses a substantial fraction of its specific angular momentum due to tidal torques and dynamical friction processes falls quickly into the centre. In contrast, gas infall through small subclumps or accretion does not lead to catastrophic angular momentum loss . In fact, a new extended disc begins to form from gas that was not involved in the 5:1 merger event and that falls in subsequently. We argue that the angular momentum problem of disc galaxy formation is a merger problem: in cold dark matter cosmology substantial mergers with mass ratios of 1:1 to 6:1 are expected to occur in almost all galaxies. We suggest that energetic feedback processes could in principle solve this problem, however only if the heating occurs at the time or shortly before the last substantial merger event. Good candidates for such a coordinated feedback would be a merger-triggered starburst or central black hole heating. If a large fraction of the low angular momentum gas would be ejected, late-type galaxies could form with a dominant extended disc component, resulting from late infall, a small bulge-to-disc ratio and a low baryon fraction, in agreement with observations.
一个可行的方案，参见“小问题集”137页。
星期五, 十一月 24, 2006
最近GRB新进展小结
上周去南大呆了一周，主要是玩掉了，不过从戴老师和组里还是了解到了最近伽玛暴的一些进展和谜团，小结如下：
1、 GRB060614的观测，红移低，无超新星成协。这是上了Nature的，astro－ph上也看得到。有可能提出新的暴的分类，不按时间长短，而是是否有超新星成协（大致），有则为大质量恒星坍缩起源；无则为双致密星起源。戴老师给我看的，忘了是哪篇文章上的了。好像是张冰提出来的。
2、 大量swift观测的暴的光学余辉和X射线余辉不一致，包括谱指数、时间指数和拐折时间。刘学文对近期有光学余辉观测的暴做了一个总结性的ppt。这些不一致不能简单地用频率穿过来解释，很有可能二者来自不同的区域，那么是正反激波的正向和反向辐射，双成分喷流的窄成分和宽成分，能量注入的外激波和注入激波，还是有其他的机制？
3、 GRB060729（好像还有另外的暴050416？），能观测到100天以后的X射线余辉辐射。
4、 GRB061007的X射线和光学余辉，从100s到10^6s以上，都是一条非常漂亮的幂律下降的形式。很不可思议。
用戴老师的话说，现在伽玛暴又处在一个要取得重要突破的阶段了。
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