¿Convertir Jy/viga a Jy?

En realidad, para convertir de Jy/beam a Jy/pixel, debe dividir por el tamaño del haz.

Digamos que tienes una cantidad de 1 Jy/haz, entonces

$\frac{Jy}{beam} \frac{beam}{\Omega}$, entonces para pasar de Jy/beam a Jy/pixel tendrías que dividir por$\Omega$.

Los valores del eje mayor y menor del haz deben estar en píxeles.

Fuente: NRAO

Siempre que conozca con precisión el tamaño del haz, entonces sí, multiplicar su medida de Jy/haz (efectivamente densidad de flujo) por el tamaño del haz (efectivamente área de flujo) le dará el total de Jy (efectivamente el flujo).

Ver esta fuente como un ejemplo.

Depende de lo que quieras decir con "solo Jy". Por lo general, lo que se quiere decir es el brillo de la superficie de una fuente, en alguna unidad como$\operatorname{Jy}\operatorname{sr}^{-1}$o$\operatorname{Jy}\operatorname{arcsec}^{-2}$, integrado sobre ángulo sólido para obtener el flujo total de la fuente. que medida de$I \operatorname{Jy}\operatorname{beam}^{-1}$le está diciendo es, más o menos, "Una fuente no resuelta que es el tamaño de haz nominal con este flujo máximo tendrá un flujo total$I$en Jy". Entonces, si desea el brillo de la superficie, tome su cantidad en Jy/haz y divídala por$\Omega$/beam (ver la relación entre$S$[flujo] y$I$[brillo de la superficie] en este tutorial de temperatura de brillo NRAO .

En la mayoría de las situaciones con radioastronomía, el haz limpio será gaussiano, por lo que

$$\begin{align} I &= I_{\text{Jy/beam}} \frac{\text{beam}}{\Omega_{\text{beam}}} \\ &= I_{\text{Jy/beam}} \frac{1}{\pi \sigma_{\text{beam}}^2} \\ &= I_{\text{Jy/beam}} \frac{4\ln(2)}{\pi \theta_{\text{beam}}^2}, \end{align}$$ con$\theta_{\text{beam}}$los haces de ancho completo a media potencia y$\sigma_{\text{beam}}$la desviación estándar de la viga.

Una vez que tengas$I$, obtener Jy/píxel es tan fácil como multiplicar por$\Omega_{\text{pixel}}$. Si tiene algún perfil de brillo de superficie que se ajuste, como

$$\begin{align} I_{\text{model}} &= A \exp\left(-\frac{(x-x_0)^2\sigma_y^2- 2\rho\sigma_x\sigma_y(x-x_0)(y-y_0) + (y-y_0)^2}{2\sigma_x^2\sigma_y^2(1-\rho^2)}\right), \end{align}$$ donde$\sigma_x$y$\sigma_y$son desviaciones estándar normales y$\rho$es su coeficiente de correlación normal. Para un uso más normal de los astrónomos, usaría $$\begin{align} \theta_M &= \sqrt{8\ln(2)\left[\frac{\sigma_x^2 + \sigma_y^2}{2} + \sqrt{\left(\frac{\sigma_x^2 - \sigma_y^2}{2}\right)^2 + \rho^2\sigma_x^2\sigma_y^2}\right]} \\ \theta_m &=\sqrt{8\ln(2)\left[\frac{\sigma_x^2 + \sigma_y^2}{2} - \sqrt{\left(\frac{\sigma_x^2 - \sigma_y^2}{2}\right)^2 + \rho^2\sigma_x^2\sigma_y^2}\right]} \\ \phi &= \left\{\begin{array}{ll} 0 & \text{if }\rho=0,\ \sigma_y > \sigma_x \\ 90^\circ & \text{if }\rho=0,\ \sigma_x > \sigma_y \\ \operatorname{atan2}\left(\theta_M^2 - 8\ln(2)\sigma_x^2, \sigma_y^2\right) & \text{otherwise} \end{array} \right. \end{align}$$ Luego puede convertir el brillo de la superficie máxima$A$a la luminosidad total integrando$I$general$x$y$y$, dando $$\begin{align} S &= A 2\pi \sigma_x \sigma_y \sqrt{1-\rho^2} \\ &= A \frac{\pi \theta_m \theta_M}{4\ln(2)}. \end{align}$$

Tenga en cuenta lo que sucede si combina las conversiones de Jy/haz a brillo superficial a Jy. Usted obtiene:

$$\begin{align} S &= A \frac{\theta_m \theta_M}{\theta_{\mathrm{beam}}^2}. \end{align}$$ Cf. Ecuación 35 de Condon et al (1998) . Tenga en cuenta que Condon et al proporcionan múltiples ecuaciones que dependen de qué tan resuelta esté la fuente. Según el documento al que se hace referencia , parece que lo que están haciendo es minimizar la variación de sus valores "corregidos".