Sterrekunde

Korrekte skaal van kragspektrum en korrelasiefunksie van sterrestelsels uit skynkatalogusse

Korrekte skaal van kragspektrum en korrelasiefunksie van sterrestelsels uit skynkatalogusse


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Ek skryf tans 'n kode om die twee-punt korrelasie-funksie van 'n stel sterrestelsels te bereken. Terwyl ek met 'n klomp sterrestelsels werk, is my voorgestel om dit nie in die regte ruimte te doen nie, maar om die magspektrum in die Fourier-ruimte te bereken en die korrelasie uit die magspektrum te kry, soos verduidelik word, bv. in aanhangsel B in hierdie vraestel (arXiv: 1507.01948).

Ongelukkig lyk dit asof ek iets verkeerd doen, en ek weet nie presies wat nie. Vir die FFT gebruik ek die FFTW-biblioteek, wat volgens my dieselfde konvensies volg met betrekking tot die indeksering en definisie van die DFT as die numpy.fft-biblioteek. As dit nodig is, sal ek graag my volledige kode- en sterrestelselkatalogusse verskaf, maar intussen beskryf ek dit stap vir stap:

  • Lees eers in die melkwegdata (sterre massa, x, y, z posisies) en bereken die digtheidskontrasveld $$ delta ( mathbf {x}) = frac { rho ( mathbf {x})} { balk { rho}} -1 $$ waar $ rho ( mathbf {x}) $ die digtheidsveld is in eenhede van $ M_ {sol} / Mpc ^ 3 $ en $ bar { rho} $ die gemiddelde digtheid van die hele simulasiebak, gestoor in 'n 3d-skikking van grootte $ N ^ 3 $.

  • bereken $ delta ( mathbf {k}) $, die fourier-transform van $ delta ( mathbf {x}) $ [wat beteken dat u net die fftw_execute_dft_r2c () roetines noem, niks anders word in hierdie stap bygevoeg nie]

  • bereken die "kragspektrumveld" $ P ( mathbf {k}) = delta ( mathbf {k}) bar { delta} ( mathbf {k}) / (2 pi) ^ 3 $, waar $ bar { delta} ( mathbf {k}) $ is die komplekse vervoeging van $ delta ( mathbf {k}) $. Let daarop dat dit op hierdie stadium nog nie 'n gemiddelde is nie, aangesien dit slegs 'n tussenstap is.

  • bereken $ k = | mathbf {k} | = sqrt {k_x ^ 2 + k_y ^ 2 + k_z ^ 2} $ vir elke $ (k_x, k_y, k_z) $ van die beskikbare $ P ( mathbf {k}) $. Ek hou ook rekening met die konvensie dat $ mathbf {k} = 0 $ onderskeidelik op indeks $ (0,0,0) $ in python / C en (1,1,1) is, en vir $ j> N / 2 + 1 $, $ k_j neq k_j Delta k $, maar $ k_j = (-N + j) Delta k $. (Vir 'n reële-tot-komplekse FFT van 'n 3d-skikking geld dit vir twee van die drie dimensies. Gebruik die feit dat $ tilde {f} ( mathbf {k}) = bar { tilde {f} } ( mathbf {-k}) $ vir die Fourier-transformasie $ tilde {f} $ van 'n werklike funksie $ f $, sal een skikkingsdimensie afgesny word tot die lengte $ N / 2 + 1 $ om oortollige inligting te vermy. Fortran, dit is die eerste indeks; vir C / python is dit die laaste indeks.) $ Delta k $ word gegee deur $ frac {2 pi} {vaklengte} $

  • histogrammiseer $ P ( mathbf {k}) $ om $ P (k) $ te verkry: Stel $ n_b $ aantal dromme op vir $ k $ tussen $ k_ {min} = 0 $ en $ k_ {max} = N / 2 Delta k $. Ek het $ k_ {max} $ op hierdie manier gekies om te verseker dat die monsters gelyk is in die sin dat dit die maksimum straal is van $ mathbf {k} = 0 $ wat 'n volle sfeer in die boks bevat sonder om met reeds gebruikte monsters te kruis. . Ek histogrammiseer beide geweegde $ P_ {hist, gewig} $ met die waarde van elke $ P ( mathbf {k}) $, sowel as ongeweegde, $ P_ {hist, count} $ om die aantal tellings in elke asblik te verkry , om die gemiddelde waarde in elke as aan die einde te bereken: $$ P (k_i) = frac {P_ {hist, weeg} (k_i)} {P_ {hist, count} (k_i)} $$ Dit sluit af die berekening van die Power-spektrum. Vervolgens kom die korrelasiefunksie:

  • Bereken die inverse Fourier-transformasie van die "kragspektrumveld" $ P ( mathbf {k}) = delta ( mathbf {k}) bar { delta} ( mathbf {k}) / (2 pi) ^ 3 $ om die "korrelasieveld" $ xi ( mathbf {x}) $ te verkry. Hierdie keer is 'n normalisering nodig, omdat die FFTW-transformasies nie genormaliseer word nie: $ mathcal {F} ^ {- 1} [ mathcal {F} [f (x)] = N f (x) $, met $ N $ synde die skikkinggrootte vir 'n 1d skikking. In my 3d-geval deel ek die waardes op $ N ^ 3 $.

  • Histogrammiseer $ xi ( mathbf {x}) $ op dieselfde manier as wat ek $ P ( mathbf {k}) $ histogrammeer om $ xi (r) $ te verkry.

Ongelukkig is die resultate so groot soos die waarnemingswaardes. Ek het die waarnemingswaardes vir die kragspektrum hiervandaan geneem en 'n beste pasfunksie vir die sterrestelselkorrelasiefunksie van hier af.

Hier is 'n opsomming van my resultate, met die groen lyne as die waarnemingsdata, terwyl die blou / oranje lyn twee verskillende gevalle is wat verkry word uit die spotagtige sterrestelsel-katalogus (of weesstelsels ingesluit is al dan nie). Hierdie spesifieke beeld is geskep met 'n verskeidenheid van lengte $ N = 512 $ per dimensie.

Nou is daar duidelik iets hier weg, al lyk die algemene vorm nie te sleg nie. Ek het twee vermoede om die rede hiervoor:

1) Ek moet iets verkeerd doen met die normalisering.

2) Ek doen iets verkeerd as ek verskillende konvensies van Fourier-transformasies gebruik: Sover ek sien word die kragspektra bereken met behulp van die konvensie $$ mathcal {F} [f (x)] = int f (x) e ^ {-i kx} dx $$ terwyl die FFTW / numpy-biblioteke $$ mathcal {F} [f (x)] = int f (x) e ^ {- i 2 pi kx} dx $$ gebruik

Om die vermoede te ondersoek, het ek gekontroleer wanneer die normalisering benodig word deur 'n bekende funksie te transformeer en inverse te transformeer. Spesifiek: $$ delta_D (x-1) / 2 - delta_D (x + 1) / 2 leftrightarrow - i sin (k) $$ na aanleiding van die konvensie $ mathcal {F} [f (x)] = int f (x) e ^ {- i kx} dx $.

Ek kry presies korrekte resultate (mooi pieke en 'n sinusgolf) vir beide die Fourier-transform en die inverse transformasie deur die volgende reëls te volg:

1) Om tussen transformkonvensies te wissel, vervang $ k rightarrow 2 pi k $: 'n $ k $ in die FFTW-konvensie stem ooreen met $ 2 pi k $ in die ander konvensie.

2) Normaliseer deur met $ N $ te deel na die omgekeerde transformasie.

Indien nodig, verskaf ek graag die kode waarmee ek dit getoets het.

Maar die probleem bly. Ek dink nog steeds dat ek iets verkeerd doen met die normalisering, want ek het vasgestel dat die waarde van die kragspektrum $ P (k) $ inderdaad wissel volgens verskillende groottes met verskillende getalle monsters $ N $, maar die korrelasiefunksie 't. Miskien hang dit op die een of ander manier saam met die feit dat ek die vierkante waarde $ delta ( mathbf {k}) bar { delta} ( mathbf {k}) $ bereken.

Kan iemand my asseblief help? Ek sit nou al weke hieroor.

Wysig: Ek het my kode hier opgelaai: https://bitbucket.org/mivkov/sharing/src/master/computing_power_spectrum/ as iemand dit direk wil sien.


Titel: skaters van die sterrestelsel-sterrestelsels en hul kovariansie-eienskappe

Hier bestudeer ons die covariansie-eienskappe van berekeninge van werklike ruimte-korrelasiefunksies - hoofsaaklik sterrestelsel-skuifkorrelasies, of sterrestelsel-sterrestelsel-lens - deur SDSS-data vir beide skuifkatalogusse en lense te gebruik (spesifiek die BOSS LOWZ-monster). Deur gebruik te maak van bespotlike katalogusse van lense en bronne, ontrafel ons die verskillende bydraes tot die kovariansie-matriks en vergelyk dit met 'n eenvoudige analitiese model. Ons toon aan dat die aftrek van die lensmeting rondom willekeurige punte van die meting rondom die lensmonster gelykstaande is aan die meting met behulp van die lensdigtheidsveld in plaas van die lensoordensiteitsveld. Terwyl die meting met behulp van die lensdigtheidsveld onbevooroordeeld is (in die afwesigheid van sistematiek), is die fout daarvan aansienlik groter as gevolg van 'n addisionele term in die kovariansie. Daarom moet hierdie aftrekking gedoen word ongeag die voordelige uitwerking daarvan op die sistematiek. Met die vergelyking van die foutberamings van data en bespotting vir berekeninge waarby die oormatige frekwensie betrokke is, kom ons agter dat die foute oorheers word deur die vormruis en lensgroepering, wat empiries beraamde kovariante (mes en standaardafwyking oor spotte) wat ooreenstem met die teoretiese ramings, en dat beide die gekoppelde dele van die vierpuntfunksie en die bovoorbeeldkovariansie verwaarloos kan word vir die huidige vlakke van meer & raquo-geraas. Alhoewel die kompromie tussen die verskillende terme in die kovariansie afhang van die opstelling van die opname (oppervlakte, digtheid van die bronnommer), moet die diagnostiek wat ons in hierdie werk gebruik, nuttig wees vir toekomstige werke om hul empiries bepaalde kovariante te toets. & laquo minder


Help my om sterrekunde te leer!

Ek is versot op sterrekunde / astrofisika / kosmoloë sedert my belangstelling in die onderwerp 'n paar maande gelede weer aangewakker is. Ek het video's daarop gelees en gekyk sonder ophou. Maar ek besef dat daar so baie gratis bronne aanlyn moet wees wat ek nie eens weet nie. Kan u my dus lei na 'n paar van u gunsteling bronne. Ek & # x27m is hoofsaaklik op soek na kaarte wat die geskiedenis van 'n missie uiteensit (soos die geskiedenis en trajek van Voyagers 1 en 2), of 'n kaart wat die raketlys rakende 'n agentskap bevat met besonderhede van elk, of 'n 3D-kaart van 'n ruimtetuig, of interaktiewe koppelvlakke om oor 'n onderwerp te leer. Basies ander bronne as eenvoudige teks of video.

Ek beveel Phil Plait & # x27s Crash Course Astronomy ten sterkste aan om die basiese beginsels te leer.

[die eerste 3 minute] (https://en.wikipedia.org/wiki/The_First_Three_Minutes) is 'n klassieke. Ek is oud, ek is seker dat een of ander nuttige internet-siel ons op datum sal bring as dit nodig is.

Voyagers is geen astronomie nie, dit is ruimtevaarders, daar is baie vertakkings van die sterrekunde, insluitend ingenieurswese, sagteware-rekenaar, kosmologie, 3d, dataverwerking, fisika, dit is onmoontlik om al die vakke te ken en al die vakke is van universiteitsvlak.

maar u kan die basiese dinge leer of wat vir u interessanter is; dit wil voorkom asof u meer wil weet oor ruimtevaart, 'n kwessie van ingenieurswese, u kan boeke soek en artikels wat die missies verduidelik, en ek is nie kundig in hierdie onderwerp nie, ek hou daarvan om na sterpraatjies met Neil degrace Tyson te kyk en hy praat baie oor hierdie aangeleenthede, natuurlik gaan jy nie 'n kenner wees deur net video's te kyk nie, maar dit is lekker en jy kan 'n bietjie leer as jy regtig wil leer ek raai u aan om uit boeke van universiteitsgrade oor die saak te studeer.


2. RAAMWERK: INSIGTING VAN 'N GESIGTE BRON

Data van interferometriese waarnemings bestaan ​​uit 'n groot aantal komplekse sigbaarheid. Ons pas hierdie gegewens in met behulp van 'n model vir die verspreiding van materie in die lensstelsel, die emissie van die agtergrondbron en sekere aspekte van die metings, soos tydfassende antennefasefoute. Om die bronemissie te beskryf, gebruik ons ​​'n pixelbronkaart wat baie pixels bevat vir elke waargenome kanaal. Ons kan aan die bronkaartpixels dink as parameters in ons lensmodel, tesame met parameters wat die verspreiding van die lensmassa beskryf en ander oorlasparameters soos antennefasefoute. Hieronder sal ons die notasie gebruik om lensmassaparameters aan te dui (sien Tabel 1), om bronpixelparameters aan te dui, om ander parameters soos fasefoute aan te dui, en om die volledige stel parameters aan te dui, d.w.s.

Tabel 1. Beste pas-lensparameters met 68% onsekerhede

Parameter Definisie Waarde
α radiale helling 1.06 ± 0.03
massa binne 10 kpc (M) 11.60 ± 0.006
x elliptisiteit x 0.371 ± 0.019
y elliptisiteit y −0.046 ± 0.008
xlens lens x ('') 0.481 ± 0.006
ylens lens y ('') 0.154 ± 0.005
γ1 eksterne skuif 0.0004 ± 0.006
γ2 eksterne skuif 0.0017 ± 0.006
A3 m = 3 meerpol [5.90 ± 6.26] & # x00d7 10 −3
B3 m = 3 meerpol [25.44 ± 6.00] & # x00d7 10 −3
A4 m = 4 multipole [12.53 ± 10.10] & # x00d7 10 −3
B4 m = 4 multipole [6.52 ± 11.20] & # x00d7 10 −3
subhalo massa (M) 8.96 ± 0.12
xsub subhalo posisie x ('') −0.694 ± 0.025
ysub subhalo posisie y ('') −0.749 ± 0.044

Let wel. Die beste pas-parameterwaardes van 'n voegpas tot bande 6 en 7-data. Posisies is in boogsekondes relatief tot die ALMA-fase sentrum.

Die algemene raamwerk vir die aanpassing van sterk lenslêende beelde met korrelige bronne word breedvoerig beskryf in Warren & amp Dye (2003) en Suyu et al. (2006). In die algemeen, gegewe datavektor , modelvoorspellings, wat afhang van lensparameters (bv. lensmassa) en bronparameters (d.w.s. pixelwaardes), kan ons die posterior waarskynlikheidsverdeling (PDF) vir die parameters skryf as, waar word gedefinieer as

In hierdie uitdrukking stem die eerste term aan die regterkant ooreen met die gewone pasvorm χ 2, en die tweede term stem ooreen met 'n prior op die modelparameters. is die geluidskovariansiematriks en is die voorafgaande kovariansiematriks wat ons veronderstelde meerveranderlike Gaussiese vorige PDF vir bronparameters beskryf. Ons neem aan dat die kovariansiematriks blokdiagonaal is, dit wil sê ons neem aan dat daar geen voorafgaande kovariansie is tussen lensparameters, bronparameters en fase-parameters nie. In die tweede reël van vergelyking (1) en vir die res van hierdie vraestel, stel ons, dit wil sê, ons neem geen prioriteit aan op die lensmodelparameters nie.

Van besondere belang is die voorafgaande bronpixelparameters. Ons dui die blok binne as die bron-vooraf-kovariansiematriks, wat 'n term in vergelyking (1) gee. Hierdie matriks word dikwels geskryf as, waar λ is 'n skaalparameter (Suyu et al. 2006). Ons beskryf ons prosedure om die sterkte van die bron vooraf te bepaal, λ, in Afdeling 2.1. In vergelyking (1) word die parametervektor gedefinieer sonder verlies aan algemeenheid, sodat die Gaussiese prior op gesentreer is. Meer algemeen, as ons so definieer dat die prior op sommige gesentreer is, vervang ons dit in die tweede tot laaste kwartaal in Vergelyking (1).

Ons let op dat die aantal bronparameters redelik groot is, en soos in vorige werke (bv. Suyu et al. 2006) opgemerk is, sal die bron vooraf optree om die rekonstruksie van die bronparameters te reguleer en te veel data te vermy. Hierdie Gaussiese prior, beskryf deur kovariansiematriks, word hieronder in Afdeling 2.1 bespreek. Vir sigbaarheidsdata is die geluidskovariansie skuins en kan die amplitude daarvan uit die data bepaal word met behulp van 'n metode wat breedvoerig in Afdeling 4 beskryf word.

Vir ALMA-waarnemings bestaan ​​die datavektor uit die werklike en denkbeeldige dele van komplekse sigbaarheid. Ons kan ons modellsigbaarheid as

waar is 'n vektor van bronpixelwaardes, is 'n lensoperateur wat die helderheid van elke bronpixel toewys aan die beeldpixels (lugemissie), 'n diagonale primêre balkoperator is wat die lugemissie met die primêre bundel vermenigvuldig, en 'n digte Fourier-operateur wie se ije element gelyk is aan, wat ooreenstem met 'n sigbaarheid by uv-koördineer vanaf basislyn l (bestaan ​​uit twee antennas, gemerk l1 en l2) en 'n beeldpixel geleë op. Let daarop dat rye met gelyke waardes van l 'n algemene fasefout hê (bv. sigbaarheid vanaf dieselfde basislyn binne die segmenteringstyd van die antennefase-korrupsieparameters). Om te bereken vir 'n stel lensparameters (bv. Massa en elliptisiteit), los ons die nie-lineêre lensvergelyking op met behulp van 'n straalopsporingbenadering. Let daarop dat, en almal lineêre operatore is, en dit is 'n subversameling van die modelparametervektor. Toepassing van 'n lugemissie-model lewer die vektor van die model-sigbaarheid.

Ons behandel die bronparameters (die bronpixelintensiteite) as oorlasparameters en marginaliseer daaroor. Ons doel is dan om die lensparameter posterior wat deur Vergelyking (1) beskryf word, te bereken, gemarginaliseer oor bronparameters. Omdat die waarneembare lineêr is in die bronpiksels en kwadraties in die waarneembare is, is die waarskynlikheid 'n Gaussiese funksie van die bronpixels. Aangesien ons veronderstelde bron ook Gaussies is, is die agterste Gaussies. Dit stel ons in staat om die bronhinderparameters analities te marginaliseer met behulp van Gaussiese integrale om die agterste PDF vir die oorblywende parameters te bepaal.

Die verskil in gemarginaliseerde log posterior tussen twee modelle is dan

waar en (Suyu & amp Halkola 2010). Die bronrekonstruksie wat die ongemarginaliseerde posterior maksimeer (by 'n vaste lensmodel) is ook analities en word gegee deur (Warren & amp Dye 2003 Suyu et al. 2006)

Ons merk op dat bogenoemde formalisme algemeen is vir data met veel frekwensies. Vektore en kan aaneenskakeling wees van veelvuldige data en gerekonstrueerde bronvektore in verskillende frekwensies, terwyl matrikse en gevorm kan word as blokdiagonale matrikse, insluitend die geraas en bron voor in elke kanaal. Dit is ook moontlik om regulering tussen verskillende frekwensies in te sluit deur nie-nul-elemente in buite-blok-diagonale elemente toe te laat.

2.1. Bron strukturele prioriteit

Soos vergelyking (1) eksplisiet maak, hang die agterste PDF af van ons keuse van die bron,. Verskeie vorms van bronprioriste word in die literatuur ondersoek, waaronder sogenaamde gradient and curvature priors (Warren & amp Dye 2003 Suyu et al. 2006). Meer algemeen kan ons 'n bron-kovariansie opstel wat gebaseer is op die verwagte statistiese eienskappe van die bronemissie. As die kovariansie byvoorbeeld stilstaan ​​(dit wil sê, hang net af van die afstand tussen twee pixels), kan ons die kovariansie-matriks volledig beskryf deur 'n isotropiese korrelasiefunksie, of ekwivalent, deur 'n diagonale kragspektrum. Die gradiënt en kromming vooraf kom byvoorbeeld ooreen met krag-wet kragspektra P(k)∝kn vir gepas n. Ons hoef ons egter nie te beperk tot magswetlike kragspektrum nie. Ons kan byvoorbeeld meer fisiek gemotiveerde priors gebruik wat gebaseer is op die verwagte morfologie van die spesifieke bronne wat ondersoek word.

Die stof- en molekulêre lynmorfologieë van vroeë stervormende sterrestelsels sal na verwagting goed verteenwoordig word deur 'n aantal stervormende polle wat in 'n groter struktuur soos 'n eksponensiële skyf ingebed is. 'N Mens kan hierdie struktuur gebruik om 'n bron vooraf te konstrueer deur die kragspektrum en kovariansie van so 'n gegroepeerde bronmodel te bereken. Gestel ons het Nc polle in ons bronstelsel waarvan die verspreiding binne die sterrestelsel profiel het Uc(r). Ons normaliseer Uc om eenheidsintegraal te hê,. Die Fourier-transformasie daarvan is Uc(k). Klomp i het helderheid Li en profiel ui(r), genormaliseer om eenheidsintegraal te hê,. Dan is die kragspektrum van die bronemissie eweredig aan

Die Fourier-transformasie van hierdie kragspektrum gee die korrelasiefunksie van die bronemissie, en die bronkovariansie word bepaal uit hierdie korrelasiefunksie. Let daarop dat die normalisering van die kragspektrum (en dus die normalisering van) nie gespesifiseer is nie. In beginsel kan ons normaliseer met behulp van die waargenome intensiteit, maar dit is vergroot deur 'n a priori onbekende lensvergroting.

In plaas daarvan normaliseer ons deur die gemarginaliseerde waarskynlikheid (Bayesiaanse bewyse) vir die vaste-parameter lensmodel te maksimeer, soos bespreek in Suyu et al. (2006).Ons kan 'n arbitrêr genormaliseerde bron-kovariansiematriks (wat in wese net die vorm van die prior definieer) skaal om 'n toepaslik geskaalde matriks te kry, waar λ is 'n skaalparameter wat bepaal kan word deur op te los

waar Ns is die aantal bronpiksels en word bepaal met vergelyking (4). Hierdie vergelyking kan dan nie-lineêr opgelos word.


Inleiding

Deesdae kan die verkenning van die heelal uitgevoer word deur 'n verskeidenheid waarnemingsondes en metodes oor 'n wye verskeidenheid golflengtes: die temperatuuranisotropiekaart van die kosmiese mikrogolfagtergrond (CMB), die Hubble-diagramme van nabygeleë sterrestelsels en verre tipe Ia supernovas, wyeveld-fotometriese en spektroskopiese opnames van sterrestelsels, die kragspektrum en oorvloed van sterrestelsels in optiese en X-straalbande gekombineer met die radiowaarneming deur die Sunyaev-Zel'dovich-effek, diep opnames van sterrestelsels in sub-mm, infrarooi, en optiese bande, kwasaropnames in radio- en optiese, sterk en swak lense van verre sterrestelsels en kwasars, hoë-energie kosmiese strale, ensovoorts. Ongetwyfeld sal gammastralings, neutrino's en gravitasie-bestraling aansluit by die bogenoemde reeds druk lys.

Onder die opnames is optiese sterrestelsel-rooiverskuiwings die mees klassieke. Inderdaad kan 'n mens sê dat die moderne waarnemingskosmologie begin het met 'n soort galaxy redshift survey deur Edwin Hubble. Steeds sterrestelsel-rooiverskuiwings is om verskillende redes van kardinale belang in die kosmologie in die 21ste eeu:

Redshift-opnames het ongekende hoeveelheid en kwaliteit:

Die aantal sterrestelsels en kwasars in die spektroskopiese monster van Two Degree Field (2dF) is ∼ 250, 000 en ∼ 30 000, en sal ongeveer 800 000 en 100 000 bereik na voltooiing van die lopende Sloan Digital Sky Survey (SDSS) ). Hierdie ongekende getalle van die voorwerpe sowel as die homogene seleksiekriteria maak die presiese statistiese ontleding van die verspreiding daarvan moontlik.

Die heelal by Z ≈ 1000 is goed gespesifiseer:

Die eerstejaar-WMAP-data (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) [6] het onder andere 'n stel kosmologiese parameters vasgestel. Dit kan beskou word as die aanvanklike toestand van die heelal vanuit die oogpunt van die struktuur evolusie na Z = 0. In 'n sekere sin, die oorsprong van die Heelal by Z ≈ 1000 en die evolusie van die heelal na die era is nou ewe belangrik, maar dit is goed skeibare vrae waarop die deeltjie- en waarnemingskosmoloë onderskeidelik fokus.

Gravitasiegroei van die donker materie-komponent word goed verstaan:

Daarbenewens het uitgebreide numeriese simulasies van struktuurvorming in die heelal ons begrip van die swaartekrag-evolusie van die donker materie-komponent in die standaard gravitasie-onstabiliteitsbeeld aansienlik bevorder. In werklikheid het ons selfs baie akkurate en nuttige analitiese formules om die evolusie diep in sy nie-lineêre regime te beskryf. So kan ons nou die evolusie van sigbare voorwerpe uit die ontleding van hul rooiverskuiwingsopnames afsonderlik van die nie-lineêre groei van die onderliggende donker materie gravitasie potensiaal.

Vorming en evolusie van sterrestelsels:

In die era van onder meer presiese kosmologie, skuif die wetenskaplike doelstellings van navorsing met behulp van opnames van sterrestelselrooi verskuiwings geleidelik van die afleiding van 'n stel waardes van kosmologiese parameters wat die sterrestelsel as hul probes gebruik, na die oorsprong en evolusie van die verspreiding van die sterrestelsel, gegewe 'n stel parameters akkuraat. bepaal deur die ander sondes soos CMB en supernovas.

Met bogenoemde in gedagte, sal ons probeer om 'n opsomming te gee van wat ons tot dusver geleer het uit die opnames van sterrestelsels rooi verskuiwing, en dan sal ons beskryf wat met toekomstige data gedoen sal word. Die oorsig is soos volg georganiseer. Ons bied eers 'n kort oorsig van die Friedmann-model en die gravitasie-onstabiliteitsteorie in Afdeling 2. Vervolgens beskryf ons die nie-Gaussiese aard van digtheidsskommelings wat gegenereer word deur die nie-lineêre gravitasie-evolusie van die oer-Gaussiese veld in Afdeling 3. Vervolgens bespreek ons ​​die ruimtelike vooroordeel sterrestelsels in verhouding tot die onderliggende verdeling van die donker materie in Afdeling 4. Ons begrip van vooroordeel is nog lank nie volledig nie, en die beskrywing daarvan is noodwendig empiries en baie benaderd. Dit is nietemin een van die belangrikste bestanddele vir die behoorlike interpretasie van die opnames van sterrestelsels. In Afdeling 5 word algemene relativistiese effekte bekendgestel wat veral belangrik raak vir sterrestelsels by hoë rooiverskuiwings. Ons bied die jongste resultate van die twee grootste galaxy-rooiverskuiwingsopnames, 2dF (Two Degree Field) en SDSS (Sloan Digital Sky Survey), in afdeling 6. Laastens word afdeling 7 gewy aan 'n opsomming van die huidige kennis van ons heelal en ons persoonlike siening van die toekomstige rigting van kosmologiese ondersoeke in die nuwe millennium.


Korrekte skaal van kragspektrum en korrelasiefunksie van sterrestelsels uit skynkatalogusse - sterrekunde

10. Die sterrestelselkorrelasie funksioneer as 'n beperking op die fisika van die sterrestelselvorming
Marcel P. van Daalen, Bruno M. B. Henriques, Raul E. Angulo, Simon D. M. White
2016, gepubliseer in MNRAS [ADS] [astro-ph]

10% gebruik slegs 'n baie klein deelmonster van die subhalo-samesmeltingsbome. Dit laat gemete korrelasies toe as beperkings in 'n verkenning van die Monte Carlo Markov-ketting van die astrofisiese en kosmologiese parameterruimte. 'N Belangrike deel van ons skema is 'n analitiese profiel wat die gesimuleerde satellietverspreiding buitengewoon goed op verskeie stralings vir stralings vang. Dit is noodsaaklik om die korrelasie-eienskappe van die volledige simulasie by intermediêre skeidings weer te gee. As 'n eerste toepassing, gebruik ons ​​lae-rooi verskuiwing en groepmetings om 'n onlangse weergawe van die München semi-analitiese model te beperk. Die voorkeurwaardes van die meeste parameters stem ooreen met die wat voorheen gevind is, met aansienlik verbeterde beperkings en ietwat verskuifde "beste" waardes vir parameters wat hoofsaaklik die ruimtelike verspreiding beïnvloed. Ons metodes laat toe dat gegewens oor die samestelling van die sterrestelsels en die oorvloed daarvan as 'n gesamentlike beperking op die vorming van sterrestelsels gebruik word. Dit kan lei tot beduidende beperkings op kosmologiese parameters, selfs nadat dit gemarginaliseer is oor die fisika van die sterrestelsel.

9. Intrinsieke belyning van sterrestelsels in die EAGLE- en cosmo-OWLS-simulasies
Marco Velliscig, Marcello Cacciato, Joop Schaye, Henk Hoekstra, Richard G. Bower, Robert A. Crain, Marcel P. van Daalen, Michelle Furlong, Ian G. McCarthy, Matthieu Schaller, Tom Theuns
2015, gepubliseer in MNRAS [ADS] [astro-ph]

100 Mpc, vir sterrestelsels wat aangebied word deur die mees massiewe stralekrans in ons simulasies. Sterrestelsels wat deur massiewe subhalo's aangebied word, toon 'n sterker belyning. Asferiese sterrestelsels vertoon sterker in lyn met 'n vaste halo-massa. Die ruimtelike verspreiding van satelliete is anisotroop en beduidend in lyn met die hoofas van die hoofgashere. Die hoofas van satellietstelsels, as alle sterre in ag geneem word, is verkieslik in die rigting van die middel van die hoofgashere. Die voorspelde geprojekteerde rigting-oriëntasie-belyning, ϵg + (rp), stem ooreen met onlangse waarnemings wanneer slegs sterre binne die tipiese waarneembare mate van 'n sterrestelsel gebruik word om sterrestelsels se oriëntasies te definieer. Ons vind dat die oriëntasie-oriëntasie-belyning swakker is as die oriëntasie-rigting-belyning op alle skale. Oor die algemeen hang die sterkte van sterrestelsels sterk af van die deelversameling sterre wat gebruik word om die oriëntasies van sterrestelsels te meet, en dit is altyd swakker as die belyning van die donker materie-hale. Dus sal belyningsmodelle wat halo-oriëntasie gebruik as 'n direkte proxy vir sterrestelsel-oriëntasie, die impak van intrinsieke belyning op swak analise-analises oorskat.

8. Die belyning en vorm van verdeling van donker materie, sterre en warm gas in die EAGLE- en cosmo-OWLS-simulasies
Marco Velliscig, Marcello Cacciato, Joop Schaye, Robert A. Crain, Richard G. Bower, Marcel P. van Daalen, Claudio Dalla Vecchia, Carlos S. Frenk, Michelle Furlong, Ian G. McCarthy, Matthieu Schaller, Tom Theuns
2015, gepubliseer in MNRAS [ADS] [astro-ph]

6. Die groepering van baroniese materie. II: halo-model en hidrodinamiese simulasies
Cosimo Fedeli, Elisabetta Semboloni, Marco Velliscig, Marcel P. van Daalen, Joop Schaye, Henk Hoekstra
2014, gepubliseer in JCAP [ADS] [astro-ph]

5. Die impak van sterrestelselvorming op die totale massa, profiele en die oorvloed van stralekrans
Marco Velliscig, Marcel P. van Daalen, Joop Schaye, Ian G. McCarthy, Marcello Cacciato, Amandine M. C. Le Brun, Claudio Dalla Vecchia
2014, gepubliseer in MNRAS [ADS] [astro-ph]

10 ^ 15 M & # 9737 / h). Baryoniese fisika verander die totale massaprofiele van halo's tot 'n paar keer die viriale radius, 'n verandering wat nie vasgelê kan word deur 'n verandering in die halokonsentrasie nie. Die afname in die totale halo-massa veroorsaak 'n afname in die halo-massa-funksie van ongeveer 20%. Hierdie effek kan belangrike gevolge hê vir tegnieke vir oorvloedbypassing sowel as vir die meeste semi-analitiese modelle van sterrestelselvorming. Ons bied analitiese pasformules, afgelei van simulasies wat die waargenome barionfraksies weergee, om halo-massas en massafunksies van DM-simulasies reg te stel. Die effek van baryoniese fisika (veral AGN-terugvoer) op die aantal getalle is ongeveer so groot soos om die kosmologie van WMAP7 na Planck te verander, selfs wanneer 'n matige hoë massagrens van M_500

10 ^ 14 M & # 9737 / h word aangeneem. Dus, vir presiese kosmologie, moet die effekte van barione in berekening gebring word.

10% sterker in 'n baroniese aanloop op skale r & gt1Mpc / h, en hierdie verskil neem toe vir kleiner skeidings. Terwyl die opname van barione die groepering by vaste subhalomassa op alle skale verhoog, kan die teken van die effek op die kruiskorrelasie van subhalo's met materie met die radius wissel. Ons toon aan dat die grootskaalse effekte te wyte is aan die verandering in subhalomassa wat veroorsaak word deur die sterk terugvoer wat verband hou met die vorming van sterrestelsels, en dat dit dus nie die monsters wat deur getaldigtheid gekies word, beïnvloed nie. Op skale bly r & ltr_vir egter beduidende verskille nadat die verandering in subhalomassa in ag geneem is. Ons kom tot die gevolgtrekking dat voorspellings vir sterrestelsel-sterrestelsel en sterrestelsel-massa-groepering van modelle gebaseer op botsingslose simulasies foute van meer as 10% op sub-Mpc-skale sal hê, tensy die simulasie-resultate gewysig word om die effek van barione op die verspreiding van massa en satelliete.

2 persent afname in die sterrestelsel korrelasie funksie rondom r = 1,8 Mpc / h. Ons vind dat die sferikalisering van die ellipsoïedale verspreiding van sterrestelsels binne hale die korrelasiefunksie met tot 20 persent vir r & lt1 Mpc / h verminder en dit effens verhoog in ietwat groter radiusse. Soortgelyke resultate is van toepassing op kragspektra en korrelasie-funksies met rooi skuifruimte. Modelle gebaseer op die Halo Occupation Distribution, wat sterrestelsels bolvormig binne hale plaas volgens 'n gemiddelde radiale profiel, sal die groepering op sub-Mpc-skale dus aansienlik onderskat. Daarbenewens vind ons dat die vooroordeel van die halo-samestelling, veral die afhanklikheid van groepering van die halo-vorm, voortplant na die samevoeging van sterrestelsels. Ons voorspel dat hierdie aspek van samestelling vooroordeelbaar moet wees deur die gebruik van uitgebreide groepskatalogusse.

2. Kwantifisering van die effek van baryonfisika op swak lens tomografie
Elisabetta Semboloni, Henk Hoekstra, Joop Schaye, Marcel P. van Daalen, Ian G. McCarthy
2011, gepubliseer in MNRAS [ADS] [astro-ph]

10 u / Mpc. Dit weerspreek die naïewe siening dat barione die krag verhoog deur verkoeling, wat slegs die k & gt70 h / Mpc die dominante effek is. Daarom kan barione, en veral AGN-terugvoer, nie in teoretiese kragspektra vir k & gt0.3 h / Mpc geïgnoreer word nie. Dit sal dus nodig wees om ons begrip van terugvoerprosesse in die vorming van sterrestelsels te verbeter, of om dit ten minste te beperk deur hulpwaarnemings, voordat ons die doelwitte van opkomende opnames met 'n swak lens kan bereik.


5. ONSEKERHEDE

Die resultate wat in die vorige afdelings gevind is, is baie interessant. Daar is egter slegs Poisson-foute in ag geneem, en soos voorheen opgemerk, beïnvloed onsekerhede as gevolg van fotometriese rooiverskuiwingsfoute (ewekansig en sistematies), kosmiese variansie en verskillende aannames van SED ook die meting van die hoë-rooiverskuiwing SMF. 11 In hierdie afdeling kwantifiseer ons die onsekerhede oor die gemete SMF's as gevolg van hierdie bronne van foute, en bied die eerste omvattende analise van ewekansige en sistematiese onsekerhede wat die hoëZ SMF's.

5.1. Onsekerhede as gevolg van fotometriese rooiverskuiwingsfoute

Studies van sterrestelsels met hoë rooi verskuiwing berus grotendeels op fotometriese rooiverskuiwings. Dit is dus belangrik om te verstaan ​​hoe die onsekerhede van die fotometriese rooi verskuiwing die afgeleide SMF's en digthede beïnvloed.

5.1.1. Fotometriese rooiverskuiwing willekeurige foute

Om die onsekerheid oor die SMF's te kwantifiseer as gevolg van lukrake foute met fotometriese rooi verskuiwing, het ons as volg te werk gegaan. Eerstens, vir elke sterrestelsel in die K'n geselekteerde monster, 'n stel van 100 spot SED's is geskep deur elke vloedpunt te steur volgens die formele foutbalk. Tweedens het ons fotometriese rooi verskuiwing geskat Zfot op dieselfde manier as beskryf in Afdeling 2.2. Derdens het ons die bespotte SED's toegerus om sterremassas te skat soos beskryf in Afdeling 3, met behulp van die standaardreeks SED-modelleringsaannames. Ten slotte het ons volledigheidsgrense afgelei in sterremassa en SMF's van sterrestelsels met die 1 /Vmaksimum en die maksimum waarskynlikheidsanalise vir elk van die 100 Monte Carlo-realisasies van die saamgestelde Kgeselekteerde monster. Hierdie benadering spreek uiteraard die feit aan dat flouer bronne gewoonlik minder akkuraat gekenmerk word Zfot ramings as gevolg van die groter foute in hul fotometrie, sowel as bronne wat gekenmerk word deur kragregtelike SED's en gevolglik deur baie swak beperkte Zfot skattings en baie breed Zfot verspreidings verkry uit die Monte Carlo-verwesenlikings. Daarbenewens moet die aangenome Monte Carlo-benadering om die onsekerhede oor die SMF te skat as gevolg van die fotometriese rooi skuif lukrake fout, verkies word bo die benadering met behulp van die vergelyking van Zfot met Zspesifikasie, aangesien hierdie vergelyking sterk beïnvloed word deur die baie bevooroordeelde en onvolledige deelmonster van sterrestelsels by Z 1.5 met beskikbare spektroskopiese rooi verskuiwings (sien bv. Brammer et al. 2008).

Die bydrae tot die totale foutbegroting van die SMF's verkry met behulp van die 1 /Vmaksimum metode as gevolg van lukrake foute vir fotometriese rooi skuif (σz, gehardloop) is geskat deur die onderste en boonste foute op Φ (vir elke ster-massa-as) te neem (M) wat die sentrale 68% van die Monte Carlo-verspreiding uitmaak. Die waardes van σz, gehardloop vir elke sterremassa in die drie geteikende rooiverskuiwingsintervalle word in Tabel 1 gelys. Die bydrae van fotometriese rooiverskuiwing willekeurige onsekerhede tot die totale foutbegroting van die SMF's afgelei met die 1 /Vmaksimum metode is oor die algemeen kleiner (hoewel nie weglaatbaar nie) as σPoi en σCV (die fout as gevolg van kosmiese variansie sien Afdeling 5.2), die laaste oorheers die willekeurige foutbegroting. Dit is waar by alle rooi verskuiwings. Die bydrae van σz, gehardloop is die grootste (alhoewel nog relatief klein) die grootste stermassa (M

11.65), wat gewoonlik slegs deur 'n handjievol bronne bevolk word, en vir die SMF by redshift 3.0 & # x2264 Z & lt 4.0.

Die onsekerheid oor die SMF's wat verkry word deur gebruik te maak van die maksimum waarskynlikheidsanalise as gevolg van lukrake foute met fotometriese rooi verskuiwing, blyk weglaatbaar te wees. Dit is te wyte aan die feit dat, wanneer die maksimum waarskynlikheidsanalise gebruik word om die SMF's af te lei, die hele sterre massa-bydrae bydra tot die bepaling van die Schechter-funksieparameters, wat die impak van lukrake foute van fotometriese rooi verskuiwing aansienlik verminder. Die afgeleide 1σ-kontoervlak van die maksimum waarskynlikheidsanalise bevat

95% van die Monte Carlo-realisasies. 12 Daarom kan die foute op die Schechter-funksieparameters as gevolg van fotometriese rooi-skuif lukrake foute verwaarloos word. Dit geld vir al drie die geteikende intervalle vir rooi verskuiwing.

5.1.2. Fotometriese rooiverskuiwing sistematiese foute

Benewens ewekansige foute, kan stelselmatige foute veroorsaak word deur die spesifieke keuse van die sjablone of die sjabloonfoutfunksie wat gebruik word in die skatting van die fotometriese rooi verskuiwings. Om hierdie sistematiese foute te kwantifiseer, het ons die herhaal Zfot skattings met behulp van die volgende verskillende kombinasies van sjabloonstel en sjabloonfoutfunksie: (1) vies_v1.0_nodust en TE.eazy_v1.0_nodustof, met vies_v1.0_nodust gelyk aan die verstekstel vies_v1.0 sonder die stowwerige sjabloon, en TE.eazy_v1.0_nodustof die sjabloonfoutfunksie wat spesifiek vir die vies_v1.0_nodust sjabloonstel (2) eazy_v1.0 en TE.eazy_v1.0_nodustof (3) br07_default en TE.eazy_v1.0, met br07_default die standaard sjabloonreeks van Blanton & amp Roweis (2007). Hierdie drie kombinasies is gekies omdat dit gelei het tot ZfotZspesifikasie vergelykings van soortgelyke gehalte (of net effens slegter) as wat in Afdeling 2.2 afgelei word met behulp van die standaard EAZY-sjabloonstel en sjabloonfoutfunksie. Ons het besluit om nie die cww + familie 13 en die pegase13 14 sjabloonstelle (ook versprei met die EAZY-kode) as gevolg van die aansienlik slegter resultaat ZfotZspesifikasie vergelykings. Modellering van die waargenome SED's is daarna uitgevoer met behulp van die nuwe stelle Zfot na afgeleide sterremassas, en die volledigheidsbeperkings in sterremassa is dan weer geskat en die SMF's weer afgelei met beide die 1 /Vmaksimum en die maksimum waarskynlikheidsmetodes. Die laaste drie kolomme van tabel 4 gee 'n lys van die SMF's van sterrestelsels op 1.3 & # x2264 Z & lt 2.0, 2.0 & # x2264 Z & lt 3.0, en 3.0 & # x2264 Z & lt 4.0 afgelei met behulp van die 1 /Vmaksimum metode vir elke kombinasie van sjabloonstel en sjabloonfoutfunksie. Tabel 5 lys die beste pasvormparameters van die Schechter-funksie α, M ster, en Φ van die SMF's van sterrestelsels by 1.3 & # x2264 Z & lt 2.0, 2.0 & # x2264 Z & lt 3.0, en 3.0 & # x2264 Z & lt 4.0 afgelei met behulp van die maksimum waarskynlikheidsanalise vir elke kombinasie van sjabloonstel en sjabloonfoutfunksie.

Sistematiese foute is dan gekwantifiseer deur die resulterende SMF's te vergelyk met die SMF's wat afgelei is met behulp van die voorkeur-standaard EAZY-templateset en sjabloonfoutfunksie, volgens dieselfde benadering (beskryf in Afdeling 5.3) wat gebruik word om die stelselmatige onsekerhede te kwantifiseer as gevolg van verskillende SED-modelleringsaannames. Hierdie sistematiese onsekerhede, σz, sys vir die SMF's afgelei met die 1 /Vmaksimum metode, en αz, sys, (Meld M ster)z, sys, en Φ z, sys vir die Schechter-funksieparameters afgelei met die maksimum waarskynlikheidsanalise, word onderskeidelik in tabelle 1 en 2 gelys. Die waardes van σz, sys is oor die algemeen asimmetries en groter as σz, gehardloop, en groter as die totale 1σ ewekansige fout σ vir

1/3 van die oorweegse sterremassabakke. Daarenteen is die stelselmatige onsekerheid oor die Schechter-funksieparameters as gevolg van verskillende sjabloonstelle of sjabloonfoutfunksies altyd kleiner as die 1σ-fout wat geskat word uit die maksimum waarskynlikheidsanalise. Ons merk op dat ons resultate beïnvloed kan word deur onbekende sistematiese effekte in die rooi verskuiwings, veral aan die einde van die hoë massa. Spektroskopiese rooi verskuiwings, of fotometriese rooi verskuiwings met baie klein foute en sistematiek (bv. Van Dokkum et al. 2009), is nodig om die vorm van die massafunksie in die hoogste massabakke te bevestig.

5.2. Onsekerhede as gevolg van kosmiese afwyking

Soos reeds opgemerk, is kosmiese afwyking 'n beduidende bron van onsekerheid in diep opnames, aangesien dit gekenmerk word deur klein gebiede en dus klein geprobeer volume. Ons saamgestelde monster bestaan ​​uit verskeie onafhanklike velde met 'n groot totale effektiewe oppervlakte van

511 boogmin 2, wat die onsekerhede as gevolg van kosmiese variansie aansienlik verminder. Ook die groot aantal velde wat in hierdie werk met hul groot individuele gebiede in ag geneem word, stel ons in staat om die veld-tot-veld-variasies van een veld na die ander empiries te kwantifiseer in die skatting van die SMF met die 1 /Vmaksimum metode, veral aan die einde van die groot massa, en om dit behoorlik in die foutbegroting te verreken.

Ten einde die onsekerhede te kwantifiseer as gevolg van veld-tot-veld-variasies in die bepaling van die SMF, het ons voortgegaan soos in Marchesini et al. (2007). Kortliks, gebruik die 1 /Vmaksimum metode, het ons Φ j gemeet, waar Φ j die sterrestelselgetaldigtheid in die stermassa Δ isM vir die jste veld. Vir elke ster massa bak met n & # x2265 3, het ons die bydrae tot die foutbegroting van estimated met behulp van die kosmiese variansie beraam

met n die aantal individuele velde wat gebruik word. Vir die sterre massabakke met n & # x2264 2, het ons die gemiddelde van die rms (Φ j) aangeneem met n & # x2265 3. Die finale 1σ ewekansige fout geassosieer met Φ (M) is dan σ = (σ 2 Poi + σ 2 CV + σ 2 z, gehardloop) 1/2, met σPoi die Poisson-fout in elke grootte bin, en σz, gehardloop die fout as gevolg van fotometriese rooi skuifwillekeurige onsekerhede soos afgelei in Afdeling 5.1. 15

Die waardes van σCV vir elke sterremassa in die drie geteikende rooiverskuiwingsintervalle word in Tabel 1 gelys. In die rooiverskuiwingsreeks 1.3 & # x2264 Z & lt 2.0, kosmiese variansie is die oorheersende bron van ewekansige foute oor byna die hele ondersoekde sterre massa-reeks, met die uitsondering van die mees massiewe bak wat slegs deur 'n handjievol bronne bevolk word. By Z & # x2265 2.0, kosmiese variansie is oor die algemeen vergelykbaar, of effens kleiner as, Poisson-foute, as gevolg van die groter geprobeer volume en die kleiner aantal sterrestelsels ten opsigte van die 1.3 & # x2264 Z & lt 2.0 rooiverskuiwingsinterval. Ons beklemtoon dat die resultate van die maksimum waarskynlikheidsanalise nie deur kosmiese variansie beïnvloed word nie, aangesien die aangenome STY-metode onbevooroordeeld is ten opsigte van digtheidsinhomogeniteite (bv. Efstathiou et al. 1988).

5.3. Sistematiese effekte as gevolg van verskillende aannames van SED-modellering

Soos beskryf in Afdeling 3, word die standaardreeks van SED-modelleringsaannames voorgestel deur (BC03,Z, Kroupa, Calzetti), d.w.s. BC03 sterrepopulasiesintesiemodelle met 'n pseudo-Kroupa (2001) IMF en sonmetallisiteit is gebruik in kombinasie met die Calzetti et al. (2000) uitsterwingswet tot afgeleide sterre massas. Met breëbandfotometrie alleen is dit nie moontlik om die metallisiteit, die IMF, die uitsterwingswet of die sterre populasie sintese model te beperk nie. Selfs met optiese-na-MIR-fotometrie van hoë gehalte en NIR-spektroskopie is dit nie moontlik om een ​​van die bogenoemde statisties te beperk nie, soos getoon deur Muzzin et al. (2009) vir 'n voorbeeld van Z

2 sterrestelsels. Daarom het ons gekies (BC03,Z, Kroupa, Calzetti) as ons standaard SED-modelleringsaannames, in plaas daarvan dat die metaal, die IMF, die uitwissingskurwe en die sterre modelle as gratis parameters is.

Hierna beskryf ons die aangepaste benadering om die sistematiese effekte op die afgeleide SMF's van sterrestelsels te kwantifiseer as gevolg van die verskillende keuses van SED-modelleringsinstellings.

5.3.1. Variasies op die standaard SED-modelleringsaannames

Ons het sterremassas afgelei deur die waargenome SED's in verskillende stelle SED-modelleringsaannames te pas, deur die sterrepopulasiesintesiemodelle, die IMF, die metaalwetenskap en die uitwissingswet te verander.

Vir die addisionele metale gebruik het ons super-sonkrag (Z = 2.5 & # x00d7 Z) en onder-sonkrag (Z = 0.2 & # x00d7 Z) metaalstowwe.

Om die sistematiese effekte vanweë verskillende verswakkingswette te ondersoek, is die uitsterwingskurwe van die Melkweg (MW) deur Allen (1976) en die uitwissingskurwe van die Klein Magellaniese Wolk (SMC) (Prévot et al. 1984 Bouchet et al. 1985) ook gebruik. Die belangrikste verskille tussen die Calzetti et al. (2000) en die MW-uitsterwingswette lê in die verhouding van totale tot selektiewe absorpsie RV = AV/E(BV) (Onderskeidelik 4.05 versus 3.1) en in die Calzetti et al. (2000) wet wat die 2175 Å-bult kenmerk van MW-stofmengsels ontbreek. Andersins is hul golflengteafhanklikheid redelik soortgelyk. Die SMC-wet met RV = 2.72 het ook nie die 2175 Å-bult nie. Daarbenewens styg dit sterker met dalende golflengtes in die nabye UV as die ander twee wette, met ander woorde die Calzetti et al. (2000) en die MW-wette is baie "gryser" op byna UV-golflengtes. Vir (self-) konsekwentheid is die MW-uitwissingswet gebruik in kombinasie met son- en super-sonmetale, terwyl die SMC-kromme met die sub-sonmetallisiteit gebruik is.

Benewens die pseudo-Kroupa (2001) IMF (bespreek in Afdeling 3), het ons drie addisionele IMF's gebruik, naamlik die Chabrier (2003) en twee IMF's van onder die lig. 16 Teoretiese argumente en indirekte waarnemingsgetuienis dui daarop dat die sterre-IMF met kosmiese tyd kan ontwikkel, sodanig dat dit meer geweeg word aan sterre met groot massa by hoër rooiverskuiwing (sien bv. Davé 2008 van Dokkum 2008 Wilkins et al. 2008). Onlangs het van Dokkum (2008) die IMF by hoë rooiverskuiwing nuwe beperkings gelewer deur die evolusie van die M / L's van vroeë tipe sterrestelsels met hul kleurevolusie te vergelyk, en 'n logaritmiese helling van die IMF gevind rondom 1 M (x = −0.3) aansienlik platter as die huidige waarde (x

1.3). Verder aanvaar ons 'n Chabrier (2003) -agtige parameterisering van die IMF met 'n ontwikkelende kenmerkende massa mc, impliseer die ontleding in van Dokkum (2008) 'n kenmerkende massa mc = 1.9 M by Z = 3–6 (vir sonkragmetaal). Hierdie IMF kan die beste beskryf word as 'onder-lig' eerder as top-swaar, aangesien dit nie 'n groter aantal massiewe sterre het as 'n standaard IMF van Chabrier (2003) nie, maar 'n tekort aan sterre met lae massa het. Vir die IMF van onder die lig het ons die parameterisering wat in Vergelyking (18) van van Dokkum (2008) gedefinieer is, met mc = 1.9 M. Ons het ook 'n tweede IMF van onder die lig gebruik deur 'n kleiner waarde vir die kenmerkende massa aan te neem, mc = 0.3 M. Dit is die kenmerkende massa wat benodig word om die top-swaar IMF weer te gee met 'n eenvoudige afsnypunt op 1 M ingeroep deur Blain et al. (1999a) vir submillimeter sterrestelsels. Die Chabrier (2003) IMF word herwin deur gebruik te maak van mc = 0.079 M. Let daarop dat die IMF's van onder die lig gebruik is in kombinasie met die Maraston (2005) sterre populasie sintese modelle.

Verskillende sterrepopulasiesintesiemodelle skets nie 'n konsekwente beeld van evolusie in die rusraam-NIR nie (ondersoek deur die IRAC-bande). Daarom het ons sistematiese effekte as gevolg van verskillende sterrepopulasiesintesiemodelle ondersoek deur SED-modellering met die Maraston (2005) (MA05) en die S. Charlot & amp G. Bruzual (2009, ter voorbereiding hierna CB07) se sterrepopulasiemodelle te ondersoek. Die BC03- en die MA05-modelle verskil in verskillende aspekte: die sterre evolusionêre spore wat gebruik word om die isochrone te konstrueer, die sintesetegniek en die behandeling van die termiese pulserende asimptotiese reusetak (TP-AGB) fase. Die Padova-stertspore wat in BC03 gebruik is, bevat 'n sekere mate van oorskiet van die konvektiewe kern, terwyl die Frascati-spore (Cassisi et al. 1997) wat in MA05 gebruik is, nie die geval is nie. Die twee sterre evolusiemodelle verskil ook vir die temperatuurverdeling van die rooi reuse-takfase. Die verskille in die rusraam-NIR spruit hoofsaaklik uit 'n ander implementering van die TP-AGB-fase (Maraston et al. 2006). Volgens die benadering tot brandstofverbruik, vind Maraston (2005) dat hierdie fase in sterre-evolusie 'n wesenlike impak op die NIR-helderheid het vir ouderdomme tussen 0,2 en 2 Gyr. Bruzual en amp Charlot (2003) volg die benadering tot isochronsintese, wat die eienskappe van die sterpopulasie per massabak kenmerk. Laasgenoemde metode lei tot kleiner helderheidsbydraes deur TP-AGB-sterre. Die CB07-sterrepopulasiesintesiemodelle word gegenereer met 'n onlangse weergawe van die Bruzual & amp Charlot (2003) sterrepopulasiesintese-kode wat 'n nuwe voorskrif deur Marigo & amp Girardi (2007) bevat vir die TP-AGB-evolusie van sterre met lae en medium massa . Terwyl die Marigo & amp Girardi (2007) snitte wat in CB07 gebruik word, nege evolusiestadia in die TP-AGB uitmaak (drie in die O-ryke fase, drie in die C-ryke fase en drie in die superwindfase), is die BC03-modelle. slegs een evolusionêre stadium in elk van hierdie fases insluit. Die hoofeffek van hierdie bygevoegde voorskrif is om die voorspelde NIR-kleure van sterrepopulasies van middeljarige ouderdom te verbeter (Bruzual 2007 sien ook CB07).

Ons merk op dat die SFH ook 'n belangrike bron van onsekerheid is. Ons het dit implisiet in ons Monte Carlo-simulasies behandel, want ons het die beste pas SFH (uit drie modelle) vir elke realisering gekies (sien Afdeling 3). Dit is egter welbekend dat massas aansienlik verander kan word deur "maksimum ou" komponente by te pas en in die algemeen deur meer komplekse vorme van die SFH toe te laat as eenvoudige eksponensieel dalende modelle (bv. Papovich et al. 2001 Wuyts et al. 2007 ). Die toepassing van sulke ingewikkelde SFH-modelle val buite die bestek van die huidige artikel, maar ons let op dat pasvorme met meerdere komponente geneig is om die massas te verhoog, veral vir sterrestelsels waarvan die lig deur sterbrake oorheers word (sien Wuyts et al. 2007 Pozzetti et al. 2007).

Die oorweegse stelle SED-modelleringsaannames word in Tabel 3 opgesom.

Tabel 3. Beskoude stelle SED-modelleringsaannames

(model, Z, IMF, stof)
(BC03,Z, Kroupa, Calzetti)
(BC03,2.5 Z, Kroupa, Calzetti)
(BC03,0.2 Z, Kroupa, Calzetti)
(BC03,Z, Kroupa, MW)
(BC03,2.5 Z, Kroupa, MW)
(BC03,0.2 Z, Kroupa, SMC)
(BC03,Z, Chabrier, Calzetti)
(CB07,Z, Kroupa, Calzetti)
(MA05,Z, Kroupa, Calzetti)
(MA05,Z, Onder-lig mc = 0,3, Calzetti)
(MA05,Z, Onder-lig mc = 1,9, Calzetti)

Let wel. Die eerste element van die tabel is die standaardreeks met SED-modelleringsaannames.

5.3.2. Afleiding van die SMF's

Vir elke nuwe kombinasie van SED-modelleringsaannames het ons die volledigheidsgrense afgelei in sterremassa en die SMF's met beide die 1 /Vmaksimum metode en die maksimum waarskynlikheidsanalise. Tabel 4 gee 'n lys van die SMF's van sterrestelsels by 1.3 & # x2264 Z & lt 2.0, 2.0 & # x2264 Z & lt 3.0, en 3.0 & # x2264 Z & lt 4.0 afgelei met behulp van die 1 /Vmaksimum metode vir elke kombinasie van SED-modelleringsinstellings. Tabel 5 lys die beste pasvormparameters van die Schechter-funksie α, M ster, en Φ van die SMF's van sterrestelsels by 1.3 & # x2264 Z & lt 2.0, 2.0 & # x2264 Z & lt 3.0, en 3.0 & # x2264 Z & lt 4.0 afgelei met behulp van die maksimum waarskynlikheidsanalise vir elke kombinasie van SED-modelleringsinstellings. In die linkerpaneel van Figuur 6, die SMF van sterrestelsels op 1.3 & # x2264 Z & lt 2.0 afgelei met die 1 /Vmaksimum metode vir die verstekstel (BC03,Z, Kroupa, Calzetti) word vergelyk met die SMF's wat afgelei word vir die ander beskou stelle SED-modelleringsaannames. Net so wys die linkerpaneel van Figuur 7 die verskillende SMF's op 1.3 & # x2264 Z & lt 2.0 wat ooreenstem met die verskillende stelle SED-modelleringsaannames wat in die maksimum waarskynlikheidsanalise gebruik word.

Figuur 6. Links paneel: SMF sterrestelsels op 1.3 & # x2264 Z & lt 2.0 afgelei met die 1 /Vmaksimum metode. Die SMF wat ooreenstem met die standaardreeks SED-modelleringsaannames word met swart gevulde sirkels geteken en 1σ Poisson-foute, die SMF's wat ooreenstem met verskillende stelle SED-modelleringsinstellings en verskillende kombinasies van sjabloonstelle en sjabloonfoutfunksies word met verskillende kleure geteken (geen foute opgestel vir duidelikheid). Regterpaneel: SMF sterrestelsels by 1.3 & # x2264 Z & lt 2.0 afgelei met die 1 /Vmaksimum metode en met die veronderstelling van die standaardreeks van SED-modelleringsinstellings, bevat die swart foutbalke nou die Poisson-fout, die fout as gevolg van veld-tot-veld-variasies, en die fout as gevolg van fotometriese rooi verskuiwing willekeurige onsekerhede. Die grys blokkies stel die totale 1σ-foute voor, met die stelselmatige onsekerhede wat lineêr by die 1σ-willekeurige foute gevoeg word σ = (σ 2 Poi + σ 2 CV + σ 2 z, gehardloop) 1/2 .

Figuur 7. Links paneel: SMF sterrestelsels op 1.3 & # x2264 Z & lt 2.0 afgelei met die maksimum waarskynlikheidsanalise. Die SMF en sy 1σ-fout wat ooreenstem met die standaardreeks van die aannames van SED-modellering, is met 'n swart lyn en 'n grys gekleurde streek gestip; die SMF's wat ooreenstem met verskillende stelle SED-modelleringsinstellings en verskillende kombinasies van sjabloonstelle en sjabloonfoutfunksies word met verskillende kleure (geen foute is opgeteken vir die duidelikheid nie) die pyle verteenwoordig die kenmerkende sterre massas M ster. Regterpaneel: SMF sterrestelsels by 1.3 & # x2264 Z & lt 2.0 afgelei met die maksimum waarskynlikheidsanalise en met die veronderstelling dat die standaard stel SED-modelleringsinstellings (swart soliede kurwe) die grys skadu-streek die totale 1σ-onsekerheid verteenwoordig, sluit die stelselmatige onsekerhede in. Die pyl stel voor M ster die kleiner foutstawe stel die 1σ-fout voor, afgelei van die maksimum waarskynlikheidsanalise, die groter foutbalke verteenwoordig die totale 1σ-fout, met die stelselmatige onsekerhede wat lineêr bygevoeg word. Die invoegsel wys die parameterruimte (α–M ster), met die beste paswaardes wat ooreenstem met die standaardstel SED-modelleringsinstellings (swart gevulde sirkel) en die ooreenstemmende 1σ- en 2σ-kontoervlakke (soliede grys ellipsoïede), en die beste paswaardes wat ooreenstem met die ander SED-modellering aannames en verskillende kombinasies van sjabloonstelle en sjabloonfoutfunksies (gekleurde sirkels). As die IMF's van onder die lig nie in ag geneem word nie, word die grootste stelselmatige effekte op die afgeleide SMF's veroorsaak deur die veranderinge in die sterre populasiesintesiemodelle en die kombinasie van super-sonmetalliciteit met die MW-uitsterwingswet. Baie groter stelselmatige effekte word aangetref wanneer die IMF's van onderste lig gebruik word (bruin en ligblou simbole), beide aan die hoë en lae massa.

Tabel 4. SMF's van die 1 /Vmaksimum Metode vir die verskillende aannames van SED-modellering

Meld(Mster/M) Stel 1 Stel 2 Stel 3 Stel 4 Stel 5 Stel 6 Stel 7 Stel 8 Stel 9 Stel 10 Stel 11 Stel 12 Stel 13 Stel 14
log (Φ (Mpc −3 dex −1))
1.3 & # x2264 Z & lt 2.0
11.63 −4.817 −5.516 −4.817 −5.039 −5.039 −5.039 −5.039 −5.215 −5.039 & lt-5.3 −4.475 −4.817 −4.914 −5.215
11.33 −3.745 −4.011 −3.717 −3.844 −4.085 −3.863 −3.873 −4.154 −3.960 −4.215 −3.632 −3.677 −3.718 −3.887
11.03 −3.189 −3.334 −3.194 −3.281 −3.378 −3.217 −3.211 −3.390 −3.367 −3.617 −3.414 −3.231 −3.211 −3.272
10.73 −2.892 −2.891 −2.985 −3.003 −2.968 −2.891 −2.942 −2.988 −3.040 −3.291 −3.308 −2.870 −2.933 −2.874
10.43 −2.761 −2.709 −2.939 −2.828 −2.762 −2.757 −2.768 −2.782 −2.933 −3.006 −3.245 −2.824 −2.870 −2.818
10.13 −2.843 −2.795 −2.872 −2.785 −2.778 −2.677 −2.817 −2.839 −2.823 −3.019 −3.115 −2.798 −2.813 −2.873
9.83 −2.730 −2.719 −2.730 −2.716 −2.688 −2.722 −2.749 −2.855 −2.660 −2.775 −2.883 −2.662 −2.690 −2.743
9.53 −2.608 −2.686 −2.631 −2.519 −2.673 −2.768 −2.630 −2.599 −2.530 −2.729 −2.772 −2.452 −2.469 −2.658
2.0 & # x2264 Z & lt 3.0
11.63 −5.067 −5.590 −4.988 −5.389 −5.590 −5.385 −5.383 −5.389 −5.389 & lt − 5.6 −5.213 −5.066 −4.991 −4.929
11.34 −3.949 −4.133 −3.908 −4.455 −4.331 −4.078 −3.981 −4.500 −4.201 −5.098 −4.439 −3.955 −3.947 −4.235
11.05 −3.570 −3.641 −3.685 −3.701 −3.800 −3.619 −3.700 −3.711 −3.770 −3.999 −4.063 −3.638 −3.439 −3.630
10.76 −3.402 −3.309 −3.424 −3.451 −3.331 −3.354 −3.357 −3.417 −3.462 −3.741 −3.787 −3.368 −3.295 −3.309
10.47 −3.119 −3.292 −3.360 −3.353 −3.346 −3.148 −3.168 −3.259 −3.334 −3.479 −3.600 −3.218 −3.080 −3.203
10.18 −3.401 −3.208 −3.188 −3.175 −3.210 −3.235 −3.229 −3.281 −3.131 −3.258 −3.534 −3.265 −3.435 −3.526
9.89 −2.640 −2.911 −3.078 −2.813 −2.934 −2.938 −2.794 −2.963 −3.024 −3.311 −3.089 −2.703 −2.698 −2.499
3.0 & # x2264 Z & lt 4.0
11.66 −4.784 −5.191 −4.831 −4.978 −5.337 −4.688 −4.924 −5.468 −5.342 & lt − 5.5 −5.179 −4.820 −4.969 −5.340
11.37 −4.282 −4.767 −4.438 −4.540 −4.676 −4.426 −4.417 −4.522 −4.577 −4.794 −4.809 −4.218 −4.273 −4.710
11.08 −4.025 −3.964 −4.131 −4.109 −4.078 −4.068 −3.996 −4.160 −4.068 −4.509 −4.508 −4.043 −3.879 −4.132
10.79 −3.929 −3.886 −4.099 −3.778 −3.973 −3.814 −3.964 −4.012 −3.983 −4.073 −4.210 −3.903 −3.920 −3.892
10.50 −3.433 −3.892 −3.788 −3.892 −3.892 −3.670 −4.068 −4.069 −4.068 −4.169 −3.968 −3.486 −3.486 −3.591
10.21 −3.141 −3.280 −3.092 −2.997 −3.070 −3.317 −3.214 −3.280 −3.070 −4.019 −3.547 −3.141 −3.141 −3.016

Tabel 5. Beste pasvorm-Schechter-parameters vir die verskillende aannames van SED-modellering

Parameter Stel 1 Stel 2 Stel 3 Stel 4 Stel 5 Stel 6 Stel 7 Stel 8 Stel 9 Stel 10 Stel 11 Stel 12 Stel 13 Stel 14
1.3 & # x2264 Z & lt 2.0
α −0.99 −0.83 −1.05 −1.10 −0.96 −0.92 −0.94 −1.01 −1.17 −1.30 −1.24 −1.09 −0.99 −0.91
Meld(M ster/M) 10.91 10.73 10.97 10.95 10.80 10.80 10.84 10.80 10.92 10.91 11.32 10.95 10.95 10.85
Φ (10 −4 Mpc −3 dex −1) 10.17 13.78 7.49 7.35 10.65 12.72 11.01 9.62 6.38 3.64 2.01 8.46 8.54 10.77
2.0 & # x2264 Z & lt 3.0
α −1.01 −0.85 −1.03 −1.24 −0.89 −1.03 −1.03 −0.97 −1.21 −0.94 −1.36 −1.09 −0.98 −1.13
Meld(M ster/M) 10.96 10.83 10.99 10.94 10.80 10.88 10.90 10.83 10.93 10.62 11.17 10.96 10.94 10.98
Φ (10 −4 Mpc −3 dex −1) 3.95 5.02 3.14 2.59 4.33 4.41 4.10 3.75 2.78 3.45 0.75 3.70 4.80 2.92
3.0 & # x2264 Z & lt 4.0
α −1.39 −1.39 −1.31 −1.92 −1.74 −1.61 −1.49 −0.96 −1.44 −1.06 −1.69 −1.44 −1.09 −1.59
Meld(M ster/M) 11.38 11.36 11.36 11.64 11.44 11.43 11.41 11.13 11.26 11.09 11.41 11.46 11.24 11.13
Φ (10 −4 Mpc −3 dex −1) 0.53 0.42 0.44 0.11 0.22 0.34 0.40 0.65 0.49 0.42 0.13 0.37 0.90 0.65

Let wel. Die aanname van SED-modelle stel soos in Tabel 4.

5.3.3. Die effekte van verskillende SED-modelleringsaannames

In hierdie afdeling bespreek ons ​​die gevolge op die afgeleide SMF's in detail wanneer ons die aannames van SED-modellering verander. 'N Gedetailleerde analise van die gevolge van die verskillende SED-modelleringsaannames op die beraamde sterremassas word in Muzzin et al. (2009) vir 'n steekproef van 34 K-geselekteerde sterrestelsels by Z

Sterre populasiesintesiemodelle. Met betrekking tot die standaard SED-modelleringsaannames lei die gebruik van die Maraston (2005) -modelle tot afgeleide SMF's met oor die algemeen steiler lae-massa-hange α, effens kleiner kenmerkende sterremassas M ster (by & lt0.1 dex), en kleiner normalisering Φ (deur

40% –50%). As daar eerder die CB07-modelle gebruik word, het die afgeleide SMF's 'n soortgelyke α, aansienlik kleiner M ster (deur

0,1–0,2 dex), maar soortgelyk Φ. As gevolg van die korrelasie tussen die Schechter-funksieparameters α en M ster, is die SMF's afgelei met behulp van die Maraston (2005) en die CB07-modelle oor die algemeen baie dieselfde, wat 'n algemene afname in die aantal digthede van sterrestelsels tot gevolg het. Hierdie afname is groter aan die einde van die hoë massa en kleiner aan die einde van die lae massa.

Metalliteite. Die verandering van die metallisiteit van son na son-son lei tot kleiner karakteristieke digthede Φ

20% –30%, maar geen beduidende effek op α en M ster. Omgekeerd lei die gebruik van supersonlike metaalagtigheid tot vlakker α, kleiner M ster (deur

30% –40%). Die SMF's wat afgelei word met sub-sonkragmetale, is soortgelyk aan dié wat afgelei word deur gebruik te maak van die standaard-aannames vir SED-modellering aan die einde van die hoë massa, maar met die algemeen laer getaldigthede aan die lae massa. Die SMF's wat met super-sonkragmetale verkry word, word in plaas daarvan gekenmerk deur 'n kleiner aantal digthede ten opsigte van die SMF's wat afgelei word met die standaard SED-modelleringsaannames.Hierdie afname is groter aan die einde van die hoë massa, en baie laer aan die einde van die lae massa.

Uitwissingswette. Die verandering van die aangenome uitsterwingswet van Calzetti et al. (2000) aan die MW-wet lei tot steiler α, soortgelyk of effens groter M ster, en aansienlik kleiner Φ (deur

20% –50%). Die netto resultate op die afgeleide SMF's is 'n afname in die getaldigthede ten opsigte van die SMF's afgelei met die Calzetti et al. (2000) uitsterwingsreg. Hierdie afname is klein aan die einde van die hoë massa en baie groter aan die einde van die lae massa.

Die gebruik van die SMC-uitwissingskurwe in kombinasie met die sub-sonkragmetaal lei tot effens vlakker α, kleiner M ster (deur

0.1–0.15 dex), en groter Φ (deur

40% –60%) vergeleke met die SMF's afgelei met Calzetti et al. (2000) uitwissingswetgewing en sub-sonkragmetaal. Die netto resultaat is 'n afname in die aantal digthede aan die hoë-massa-einde, en 'n toename in die aantal digthede aan die lae-massa-einde. Wat die standaard SED-modelleringsaannames betref, lei die gebruik van 'n SMC-uitwissingskurwe in kombinasie met sub-sonmetaalheid tot kleiner getaldigthede aan die hoë-massa-einde en soortgelyke getaldigthede aan die lae-massa-einde. Laasgenoemde is te wyte aan die feit dat die effekte aan die einde van die lae massa van die verandering van die uitwissingskurwe en die metaalwydte in die algemeen dieselfde is, maar teenoorgestelde in teken.

IMF's. Die gebruik van die Chabrier (2003) IMF in die plek van die pseudo-Kroupa (2001) IMF het geen beduidende effek op die afgeleide vorm van die SMF's nie, met slegs 'n klein afname in die kenmerkende sterre massa. M ster deur

'N Meer ingewikkelde gedrag kan egter gevind word as die twee IMF's in die onderste lig beskou word. Soos getoon in die linker paneel van Figuur 7, is die vorms van die SMF's afgelei met behulp van die IMF's van onder die lig, aansienlik anders as die van die SMF afgelei met die standaard SED-aannames. Dit geld veral vir die IMF onder mc = 1.9 M, gekenmerk deur 'n steiler lae-massa-einde en 'n kenmerkende ster-massa groter met 'n faktor van

2.5. Hierdie resultate is veral belangrik, aangesien algemeen aanvaar word dat die verandering van IMF in die SED-modellering 'n stelselmatige verskuiwing van die afgeleide SMF tot gevolg het, wat die vorm van die SMF onveranderd laat. Dit is duidelik nie die geval vir IMF's van onder die lig nie: hoe meer die IMF skuins is na sterre met groot massa (dit wil sê, hoe meer tekort aan sterre met 'n lae massa die IMF is), hoe groter is die effek op die vorm van die afgeleide SMF.

Nog 'n baie interessante resultaat is die gevolglike hoër getaldigtheid van massiewe sterrestelsels as die onderste lig IMF gebruik word met mc = 1.9 M ten opsigte van die SMF's wat met die ander IMF's verkry word. Hierdie resultaat kan eers onverwags kom. Naïef sou 'n mens verwag dat, deur die IMF 'n tekort aan lae-massa sterre, wat die sterre massa van 'n sterrestelsel oorheers, maar min bydra tot die geïntegreerde lig, die afgeleide sterre massas kleiner sou wees in vergelyking met die afgelei van die ander IMF's, as gevolg van 'n verlaging van die M / L. Soos reeds aangedui deur Van Dokkum (2008), word die aantal afslaansterre ook verminder mc 0.4 M, en hierdie sterre oorheers die lig op optiese golflengtes met rusraamwerk. Daarbenewens kan die afdraaimassa soortgelyk wees aan mc, wat beteken dat die effek op die M / L nie konstant is nie, maar afhang van die ouderdom van die bevolking. 'N Laaste komplikasie is die massa in sterreste, wat 'n groter fraksie is van die totale sterremassa vir meer top-swaar IMF's. Van Dokkum (2008) het die effekte van veranderende karakteristieke massa op die M / L gebruik deur eenvoudige evolusiespore van sterre, maar nie die modellering van volledige sterrepopulasiesintese nie.V vir sterrepopulasies van verskillende ouderdomme, van 0,1 tot 10 Gyr. Hulle het gevind dat die M / L vir jong ouderdomme geleidelik afneem met toename mc, maar die gedrag is ingewikkelder wanneer mc word soortgelyk aan die afdraaimassa. Hulle het spesifiek gevind dat dit vir mc

1 M en in die ou tyd word die massafunksie oorblyfsels oorheers, en die M / L's benader, of oorskry, die implikasies deur 'n Salpeter (1955) IMF. Ons kan hul gevolgtrekkings direk toets deur bogenoemde kwessies korrek te behandel met die beskikbare sterrepopulasiesintesiemodelle wat saamgestel is met die IMF's van die onderste lig. Die effek van die veranderende kenmerkende massa op die M / LV vir verskillende bevolkingsouderdomme word in Figuur 8 getoon.

Figuur 8. Effek van veranderende kenmerkende massa op die M / LV vir sterpopulasies van ouderdomme 0,1, 0,3, 0,5, 3, 5 en 10 Gyr (van onder na bo) met behulp van sterrepopulasiesintesiemodelle (gevulde simbole), na aanleiding van Dokkum (2008). Die soliede kurwes, afgelei deur eenvoudige sterre evolusionêre spore, is geneem uit van Dokkum (2008). Drie verskillende kenmerkende massas is oorweeg: mc = 0,08 (d.w.s. Chabrier 2003 IMF donkergroen sirkel), mc = 0,3 (bruin driehoeke), en mc = 1.9 M (blou vierkante). Vir mc = 1.9 M en in die ou tyd word die massafunksie oorblyfsel oorheers, en die M / L's benader, en oorskry, selfs die implikasies deur 'n Salpeter (1955) IMF (grys soliede lyn).

Hierdie resultate stem ooreen met die resultate wat van Dokkum (2008) behaal het, en bevestig dat die M / LV vir ou sterrepopulasies en hoë kenmerkende massa kan die M / L nader, en selfs oorskryV geïmpliseer deur IMF's van Chabrier (2003) en Salpeter (1955), omdat die sterre bevolking oorblyfsel-gedomineer word.

Die SMF's afgelei met IMF's in die SED-modelleringsaannames, kan nou maklik verklaar word met die getoonde gedrag van die M / LV in gedagte. Wanneer 'n IMF met mc = 0,3 word aangeneem, is die M / L's altyd kleiner, of hoogstens vergelykbaar, met die M / L's wat afgelei word met 'n Chabrier-agtige IMF's. Daarom is die afgeleide sterremassas altyd kleiner, en die afgeleide SMF word in die breë na kleiner massas verskuif. Let egter daarop dat die afhanklikheid van die M / L van ouderdom die spesifieke vorm van die SMF sal beïnvloed. Wanneer 'n IMF met mc = 1.9 aangeneem is, is die M / L's groter as dié wat afgelei word met 'n Chabrier (2003) IMF wanneer die ouderdom van die bevolking groter is as

0,9 Gyr. Gevolglik sal sterrestelsels wat deur ouderdomme ouer as 0,9 Gyr gepas is, baie groter sterremassas hê as dié wat afgeneem word as 'n Chabrier (2003) IMF aanvaar word. Daarteenoor is die sterrestelsels gepas deur ouderdomme jonger as

0.9 Gyr sal kleiner sterremassas hê in vergelyking met dié afgelei as 'n Chabrier (2003) IMF aanvaar word. Die netto effek op die afgeleide SMF is 'n beduidende toename in die aantal digthede van massiewe sterrestelsels, wat gewoonlik gekenmerk word deur ou sterrepopulasie, en 'n afname in die aantal digthede van sterrestelsels met lae massa, wat gewoonlik gekenmerk word deur jong sterrepopulasie.

Let daarop dat die netto effek op die afgeleide SMF as gevolg van die aanname van 'n IMF van onder die lig ook 'n funksie is van rooi verskuiwing, aangesien die maksimum ouderdom van die sterrepopulasie beperk word deur die ouderdom van die heelal by daardie rooi verskuiwing. Namate die ouderdom van die sterrepopulasies jonger word na hoër rooiverskuiwings, sal die effek op die SMF as gevolg van 'n IMF van onder af nader aan 'n stelselmatige verskuiwing na kleiner sterremassas wees sonder om die vorm aansienlik te verander.

Opsomming. In die breë lei die verskillende kombinasies van SED-modelleringsaannames tot kleiner beramings van die sterremassas ten opsigte van die sterremassas wat deur die standaardversameling verkry word. Gevolglik is die stelselmatige effekte op die SMF's die grootste aan die einde van die SMF's, vanweë die steil helling en die vinnige verandering in getaldigtheid as 'n funksie van die sterre massa. Die netto effek op die afgeleide SMF's is 'n gemiddelde afname in die aantal digthede van sterrestelsels aan die einde van die hoë massa, terwyl die sistematiese effekte oor die algemeen kleiner is aan die lae massa. As die IMF's van die onderste lig nie oorweeg word nie, word die grootste stelselmatige effekte veroorsaak deur die veranderinge in die sterre-populasiesintetismodelle en die kombinasie van supersonlike metalliciteit met die MW-uitsterwingswet. Die grootste sistematiese effekte word veroorsaak deur die gebruik van die IMF's van onder die lig.

5.3.4. Die stelselmatige onsekerhede in die SMF weens verskillende SED-aannames

Die stelselmatige effekte op die SMF's as gevolg van verskillende aannames van SED-modellering is gekwantifiseer deur die resulterende SMF's te vergelyk met diegene wat afgelei word met behulp van die standaard stel instellings. (BC03,Z, Kroupa, Calzetti). Let daarop dat ons implisiet aanvaar dat veranderinge in die afgeleide SMF's die gevolg is van die veranderinge wat ons aan die modelparameters aangebring het. Ons kan nie subtiele tweede-orde-effekte wat die gepaste prosedure kan beïnvloed uitsluit nie, maar gegewe die uitstekende ooreenstemming tussen die maksimum waarskynlikheid en dieVmaksimum skaters is waarskynlik baie kleiner as die effekte wat ons hier meet.

Vir die 1 /Vmaksimum metode, die sistematiese onsekerhede van Φ (M) is geskat deur vir elke ster-massa-as die verskil tussen die maksimum (en minimum) waarde van Φ (M) toegelaat deur al die oorwegende kombinasies van SED-modelleringsinstellings en die waarde van Φ (M) afgelei met die verstekstel. Hierdie sistematiese onsekerhede (σsys) word in Tabel 1 gelys en is dan lineêr by die 1σ-foute σ = (σ 2 gevoeg) Poi + σ 2 CV + σ 2 z, gehardloop) 1/2 (wat die Poisson-fout insluit, die fout as gevolg van veld-tot-veld-variasies, en die fout as gevolg van fotometriese rooi skuifwillekeurige onsekerhede) om die totale 1σ-foute te verkry. In die regterpaneel van Figuur 6 wys ons die SMF van sterrestelsels op 1.3 & # x2264 Z & lt 2.0, waarin die 1σ-foute met en sonder die bydrae van die sistematiese effekte geteken word as gevolg van verskillende aannames van SED-modellering en verskillende kombinasies van sjabloonstelle en sjabloonfoutfunksies.

Vir die maksimum waarskynlikheidsanalise is die stelselmatige onsekerheid oor die Schechter-funksieparameters geskat deur die verskil te neem tussen die maksimum- en minimumwaardes wat afgelei word by die gebruik van al die oorwegende kombinasies van SED-modelleringsinstellings en die waarde wat ooreenstem met die standaardstel. Hierdie sistematiese onsekerhede (αsys, M sys, en Φ sys), word in Tabel 2. gelys. Die regterpaneel van Figuur 7 toon die SMF van sterrestelsels by 1.3 & # x2264 Z & lt 2.0 afgelei met die standaardreeks SED-modelleringsinstellings en die totale 1σ onsekerhede nadat die sistematiese onsekerhede ingesluit is as gevolg van verskillende SED-modelleringsaannames en verskillende kombinasies van sjabloonstelle en sjabloonfoutfunksies, is ook die parameterruimte (α–M ster).

5.4. Sterre massafunksies met alle onsekerhede

Figuur 9 toon die evolusie van die SMF van sterrestelsels vanaf Z = 4,0 tot Z = 1.3 insluitend die bydrae van ewekansige en stelselmatige onsekerhede in die foutbegroting, dws die Poisson-foute, die onsekerhede as gevolg van kosmiese variansie en fotometriese rooi-skuif-willekeurige foute, en die sistematiese onsekerhede as gevolg van verskillende SED-modelleringsaannames en verskillende kombinasies van sjabloonstelle en sjabloonfoutfunksies. Hierdie foute word ook in tabelle 1 en 2. gelys. Die meeste sistematiese effekte is in dieselfde rigting, met die gevolglike netto-effek dat die waargenome getaldigthede verminder, veral aan die einde van die hoë massa en in die hoogste doelgerigte rooiverskuiwingsinterval. Die (M ster–Α) vlak is ook geteken in Figuur 10 wat die effek van sistematiese onsekerhede op die Schechter-funksieparameters toon.

Figuur 9. SMF's van sterrestelsels by rooi verskuiwing 1.3 & # x2264 Z & lt 2.0 (blou), 2.0 & # x2264 Z & lt 3.0 (groen) en 3.0 & # x2264 Z & lt 4.0 (rooi). Linkerpaneel: SMF's van sterrestelsels afgelei met behulp van die 1 /Vmaksimum Metode (gevulde sirkels) bevat die foutstawe Poisson-foute, fotometriese rooiverskuiwingsonsekerhede en foute as gevolg van kosmiese variansie. Die gekleurde blokkies (oranje, groen en siaan, wat ooreenstem met die rooiverskuiwingsintervalle 3.0 & # x2264 Z & lt 4.0, 2.0 & # x2264 Z & lt 3.0, en 1.3 & # x2264 Z & lt 2.0 onderskeidelik) verteenwoordig die totale 1σ onsekerhede in die metings van die SMF's soos beskryf in Afdeling 5, met sistematiese foute wat lineêr by die gestippelde foutbalke gevoeg word. Regterpaneel: SMF's van sterrestelsels afgelei met behulp van die maksimum waarskynlikheidsanalise (soliede kurwes), die skaduwee streke verteenwoordig die totale 1σ onsekerhede soos beskryf in Afdeling 5, insluitend die sistematiese onsekerhede. Die pyle toon die beste ramings van M ster, met hul foutstawe wat ook stelselmatige onsekerhede insluit.

Figuur 10. Parameterruimte (α–M ster) afgelei van die maksimum waarskynlikheidsanalise. Die rooi, donkergroen en blou sirkels is die beste pas-waardes van α en M ster by rooi verskuiwing 3.0 & # x2264 Z & lt 4.0, 2.0 & # x2264 Z & lt 3.0, en 1.3 & # x2264 Z & lt 2.0 onderskeidelik. Die rooi, donkergroen en blou kurwes stel onderskeidelik hul 1σ- en 2σ-kontoervlakke voor. Die gevulde streke toon die 1σ toegelate waardes van α en M ster na die insluiting van die stelselmatige onsekerhede in die foutanalise. Die swart gevulde vierkant stel die rooi verskuiwing voor Z

Die stelselmatige onsekerhede is 'n oorheersende bydrae tot die totale foutbegroting. Die grootste bydrae tot die stelselmatige onsekerhede as gevolg van verskillende aannames van die SED-model, is te danke aan veranderinge in die aangenome IMF, spesifiek wanneer 'n IMF van onder af gebruik word. Die stelselmatige onsekerhede as gevolg van verskillende kombinasies van sjabloonstelle en sjabloonfoutfunksies in die skatting van die fotometriese rooi verskuiwings is altyd kleiner as die sistematiese onsekerhede as gevolg van verskillende aannames van SED-modellering, veral as die maksimum waarskynlikheidsanalise gebruik word. Die maksimum waarskynlikheidsanalise is inderdaad redelik robuust teen fotometriese rooiverskuiwingsfoute, ewekansig en stelselmatig, en die oorheersende bron van onsekerhede is die stelselmatige foute as gevolg van verskillende aannames van SED-modellering. Dit is waar by alle rooi verskuiwings, maar die hoogste rooiverskuiwingsreeks, waar Poisson-foute 'n beduidende bydrae tot die foutbegroting lewer. Soos getoon in die inlas van figuur 7 vir die rooiverskuiwingsreeks 1.3 & # x2264 Z & lt 2.0 is die veranderinge in die Schechter-funksieparameters by die gebruik van verskillende SED-modelleringsaannames, in vergelyking met die ewekansige foute, baie betekenisvol (& gt2σ). Op 2.0 & # x2264 Z & lt 3.0, is die veranderinge effens minder beduidend, maar steeds

2σ-vlak, terwyl dit op 3.0 & # x2264 is Z & lt 4.0, waar Poisson-onsekerhede baie groot is, is die veranderinge meestal op die 1σ-vlak. Wanneer die 1 /Vmaksimum metode gebruik word, is kosmiese variansie die dominante bron van ewekansige foute by 1.3 & # x2264 Z & lt 2.0 in alle sterremassabakke, maar dit word vergelykbaar met die Poisson-foute by 2.0 & # x2264 Z & lt 3.0. Die bydrae van lukrake onsekerhede van fotometriese rooi verskuiwing tot die totale foutbegroting is oor die algemeen kleiner as Poisson-foute, en dit verhoog na hoër rooiverskuiwings. Die relatiewe bydrae van stelselmatige onsekerhede is die kleinste by die hoogste geteikende rooiverskuiwingsinterval, 3.0 & # x2264 Z & lt 4.0, waar ewekansige foute aansienlik bydra tot die totale foutbegroting.

As die stelselmatige onsekerhede ingesluit word, is die resultate wat in Afdeling 4.4 uitgelig word, nie meer sterk nie. Ons kan veral nie 'n sterk evolusie (met soveel as 'n faktor van) uitsluit nie

50) in die getaldigtheid van die massiefste (Mster& gt10 11.5) sterrestelsels uit Z = 4,0 tot Z = 1.3. Ons merk op dat die gevolge van stelselmatige onsekerhede as gevolg van verskillende aannames van die SED-model waarskynlik kleiner is as die evolusie van die rooiverskuiwing oorweeg word, aangesien sommige foute sou ophou wanneer die SMF's in twee verskillende tydperke vergelyk word. Aangesien die metallisiteit, die IMF en die toepaslike uitwissingswet moontlik met rooi verskuiwing kan ontwikkel, is dit onduidelik in watter mate hierdie kansellasie van foute werklik plaasvind.

5.5. Vergelyking met vorige werke

Figuur 11 toon die vergelyking van die SMF's afgelei in hierdie studie met ander werke uit die literatuur (sien Aanhangsel C vir 'n gedetailleerde bespreking van die individuele werke). Soos hierbo bespreek, oorheers kosmiese variansie en sistematiese onsekerhede die foute. Die meeste literatuurstudies gee egter nie ramings vir hierdie foute nie. Daarom wys ons die vergelyking twee keer in Figuur 11: die panele in die boonste twee rye bevat slegs Poisson-foute en onsekerhede as gevolg van lukrake foute met fotometriese rooi verskuiwing, terwyl die panele in die onderste twee rye alle foutbronne bevat (met uitsluiting van die sistematiese effekte as gevolg van die IMF's van die onderste lig). Om ooreenkomste en verskille tussen ons SMF's en dié wat in ander werke verkry word, uit te lig, teken ons ook ΔΦ = log Φander - logboek Φons s'n as 'n funksie van sterelmassa in die tweede en vierde ry panele. Ons merk op dat die foutstawe van die verskillende opnames nie direk vergelyk kan word nie, omdat dit nie op eenvormige manier afgelei is nie.

Figuur 11. Vergelyking tussen die SMF's afgelei van hierdie werk en vorige metings uit die literatuur. Eerste ry: die SMF's afgelei van hierdie werk word as gevulde rooi, donkergroen en blou sirkels getoon (1 /Vmaksimum metode) en soliede kurwes (maksimum waarskynlikheidsanalise). Die 1σ-foutstawe van die 1 /Vmaksimum metings sluit in Poisson-foute en onsekerhede van fotometriese rooi skuif lukrake onsekerhede, maar nie kosmiese variansie en sistematiese onsekerhede nie. Net so sluit die 1σ-fout van die maksimum waarskynlikheidsmetings (oranje, groen en siaangekleurde streke) nie sistematiese onsekerhede in nie. Vorige werke word as gevulde sterre en gestippelde krommes (Fontana et al. 2006 F06) oop sirkels en soliede kurwes (Pérez-González et al. 2008 P08) oop sterre en kolletjies (Elsner et al. 2008 E08) oop driehoeke geteken. en gestippelde kurwes (Drory et al. 2005 D05) oop vierkante en lang kolletjies (Pozzetti et al. 2007 P07). Tweede ry: simbole soos in die eerste rypanele, maar nou is die verskille tussen die SMF's uit die literatuur en dié wat in hierdie werk afgelei word, ΔΦ = log Φander - logboek Φons s'n, word geteken as 'n funksie van die sterelmassa. Derde en vierde rypanele: simbole soos onderskeidelik in die eerste en tweede rypanele, met kosmiese variansie in kwadratuur by die foutbalkies gevoeg, en stelselmatige onsekerhede word nou ingesluit in die totale foutbegroting wat deur die gekleurde grys blokkies voorgestel word (vir die 1 /Vmaksimum punte) en skaduwee oranje, groen en siaanstreke (vir die maksimum waarskynlikheidsmetings). Die stelselmatige effekte as gevolg van die IMF's van die onderste lig is nie hierby ingesluit nie. Die meeste meningsverskille tussen die verskillende metings van die SMF's kom uit 'n onvolledige ontleding van die foute. 'N Omvattende ontleding van ewekansige en stelselmatige onsekerhede is nodig om die verskillende metings van die hoëZ SMF's.

Vanuit die boonste panele van Figuur 11 is dit duidelik dat ons SMF's saamstem met diegene uit die literatuur vir 'n paar rooi verskuiwings en sterre massa-reekse, maar stem nie saam met ander nie. Ons SMF's stem oor die algemeen goed ooreen met dié van Elsner et al. (2008), Pérez-González et al. (2008), en Pozzetti et al. (2007). Breë ooreenkoms word ook met die SMF's gevind Z & lt 3 van Fontana et al. (2006), en met die hoë massa einde van die SMF's op Z & lt 3 van Drory et al. (2005). Daar is egter ook 'n beduidende meningsverskil tussen ons SMF's en die uit die literatuur, en ook tussen die werke in die literatuur self, vir 'n paar rooi verskuiwings en sterre massa-reekse. Die meningsverskille tussen die verskillende SMF's neem toe met toenemende rooiverskuiwing. Ons SMF's val êrens in die middel van die SMF's uit die literatuur. Die grootste meningsverskil is met die SMF's van Drory et al. (2005) aan die einde van die lae massa by alle rooi verskuiwings. Aan die einde van die groot massa is die grootste meningsverskil met die SMF's van Fontana et al. (2006) om Z

3.5, van Pérez-González et al. (2008) om Z

2.5, en van Elsner et al. (2008) om Z

1.6. Die groot verskille tussen die SMF's van Fontana et al. (2006) en Elsner et al. (2008) is interessant, want albei is afgelei van die GOODS-MUSYC-katalogus. Eersgenoemde is afgelei van a K-geselekteerde katalogus, terwyl laasgenoemde uit a Z-gekose katalogus. Ons merk egter op dat Fontana et al. (2006) beweer dat hul Z-geselekteerde SMF is baie soortgelyk aan hulle Keen gekies.

Sodra die stelselmatige onsekerhede in ag geneem word, soos getoon in die onderste panele van Figuur 11, word die SMF's wat in hierdie werk verkry word, ooreenstem met die meeste SMF's uit die literatuur. Die lae massa van die SMF's in Z

1.6 van Drory et al. (2005) is steeds aansienlik steiler ten opsigte van beide ons SMF's en die ander SMF's uit die literatuur. 'N Moontlike verklaring is die verskillende manier waarop die volledigheidsgrense in sterelmassa deur Drory et al afgelei is. (2005) (SSP-afgeleide volledigheid), aangesien dit die digtheid aan die einde van die lae massa moontlik oorkorrigeer.

Ons beklemtoon dat die meeste meningsverskille tussen die verskillende metings van die SMF's spruit uit 'n onvolledige ontleding van die foute. Die foute op die SMF's uit die literatuur bevat slegs Poisson-foute (bv. Drory et al. 2005), of Poisson-foute en foute as gevolg van fotometriese rooiverskuiwingsonsekerhede (maar nie kosmiese variansie, bv. Fontana et al. 2006 Pérez-González et al. 2008 Elsner et al. 2008). Veld-tot-veld-variasies is 'n belangrike bron van foute wanneer die SMF afgelei word met behulp van die 1 /Vmaksimum metode. Dit is waar by alle rooi verskuiwings, veral aan die hoë massa, maar kosmiese variansie oorheers die foutbegroting by Z

1.6. Die beraming van die maksimum waarskynlikheid, onbevooroordeeld ten opsigte van digtheidsinhomogeniteite, is slegs deur Fontana et al. (2006) en Pozzetti et al. (2007), terwyl die ander werke eenvoudig pas by die SMF's wat afgelei is met die 1 /Vmaksimum met 'n Schechter-funksie. Ten slotte is dit uiters belangrik om die stelselmatige onsekerhede as gevolg van verskillende aannames van SED-modellering in te sluit, wat die totale foutbegroting oorheers en nodig is om die verskillende metings van die hoëZ SMF's.


Antwoorde en antwoorde

afhang van die data in die simulasie.
Die eienaardige snelheid hou gewoonlik nie verband met die radiale nie. maar tot die hoeksnelheid.

Ek dink nie ons is hier op dieselfde bladsy nie. Aangesien ons praat oor spotkatalogusse van sterrestelsels wat in simulasie geproduseer word, het ons kennis van die individuele snelheid van die sterrestelsels.

Soos ek hierbo genoem het, het ons byvoorbeeld die kosmologiese rooi verskuiwing van elke Melkweg wat ooreenstem met die snelheid as gevolg van kosmiese vloei, en ek het ook die waarnemingsrooi verskuiwing wat ooreenstem met die snelheid as gevolg van kosmiese stroom + radiale komponent van die sterrestelsel se eienaardige snelheid.

Met ander woorde, ek kan eintlik die radiale komponent van die eienaardige snelheid meet en my vraag bly staan. Is daar 'n manier om die loodregte eienaardige snelheid van elke Melkweg te bereken, en hoe?

Die hoeksnelheid het niks daarmee te doen nie.

Ongelukkig het ek nie so 'n vektor in die gegewens wat ek ontvang het nie (wat my lewe sou vergemaklik). Ek het afstande, hoekkoördinate, waarnemings- en kosmologiese rooi verskuiwing en verskillende ander eienskappe (d.w.s. helderheid, SFR, ens.). Ek is nie seker of ek die tangensiële komponent van die eienaardige snelheid kan meet nie (dus is my vraag in 'n sekere sin redelik arbitrêr).

Is daar 'n ander manier om te bereken, aangesien ek nie 'n 3D-snelheidsvektor het nie?

My finale doel is om die paarsgewyse verspreiding van die snelheid te bereken. Normaalweg moet 'n mens die snelheidsverspreiding met 'n paar punte met die twee-punt korrelasie-funksie modelleer, maar aangesien ek gesimuleer het, moet data dit direk kan bereken.

As u die paarsnelheid definieer as: u12(r) = u1(x) -u2(x + r) dan moet die paarsgewys verspreiding wees
σ12(r) = & lt (u12(r) - & ltu12(r) & gt) 2/3 & gt 1/2

Ek het gedink om as u 2 = u te neemr 2 + ubl 2, waar ur en jybl is die radiale en loodregte komponente van die eienaardige snelheid (vir elke sterrestelsel).

Dit sou eenvoudig wees as ek die ortogonale komponente van die unieke snelheid vir elke sterrestelsel gehad het. Ek het nie tyd om data te varieer nie, dit is net 'n skynkatalogus van sterrestelsels. (ek weet ek gee jou nie veel om dit deur te werk nie, maar dit is wat ek tot dusver weet)


Korrekte skaal van kragspektrum en korrelasiefunksie van sterrestelsels uit skynkatalogusse - sterrekunde

Academia.edu ondersteun nie meer Internet Explorer nie.

Om u Academia.edu en die breër internet vinniger en veiliger te blaai, neem u 'n paar sekondes om u blaaier op te gradeer.

2. In die modelle is LRG's gewoonlik bult-gedomineerde stelsels met M * van

2x10 ^ 11 h ^ <-1> M_sun en snelheidsverspreidings van

250 km s ^ <-1>. Ongeveer die helfte van die sterre massa in die model LRG's word reeds gevorm deur z

2.2 en word saamgestel uit een hoofvader deur z

1.5 word gemiddeld slegs 25% van die massa van die hoofvader na z bygevoeg

1. Daar word voorspel dat LRG's in 'n wye verskeidenheid halo-massas voorkom, 'n gevolgtrekking wat afhanklik is van behoorlike inagneming van die verspreiding in die vormingsgeskiedenis van halo's. Opvallend is dat ons voorspel dat die korrelasiefunksie van LRG's 'n kragwet is tot klein paar-skeidings, in ooreenstemming met waarnemingsberamings. Nie die Bower et al. ook nie die Baugh et al. model is in staat om die waargenome radiusse van LRG's weer te gee.

2. In die modelle is LRG's gewoonlik bult-gedomineerde stelsels met sterre massas van

2 × 1011h-1Sol- en snelheidsverspreidings van σ

250 km-1. Ongeveer die helfte van die sterre massa in die model LRG's word reeds gevorm deur z

2.2 en word deur z in een hoofvader saamgestel

1,5 gemiddeld word slegs 25 persent van die massa van die hoofvader na z bygevoeg

1. Daar word voorspel dat LRG's in 'n wye verskeidenheid halo-massas voorkom, 'n gevolgtrekking wat afhanklik is van behoorlike inagneming van die verspreiding in die vormingsgeskiedenis van halo's. Opvallend is dat ons voorspel dat die korrelasiefunksie van LRG's 'n kragwet is tot klein paar-skeidings, in ooreenstemming met waarnemingsberamings. Nie die Bower et al. ook nie die Baugh et al. model is in staat om die waargenome strale van LRG's weer te gee.


29 Julie 2016 Vrydag: Henrik Junklewitz (Argelander Instituut vir Astronomie, Bonn)

Samevatting: Beeldvorming en data-analise word 'n al hoe dringender saak in die moderne sterrekunde, met steeds groter en ingewikkelder datastelle vir die wetenskaplike beskikbaar. Dit geld veral in radiosterrekunde, waar 'n aantal nuwe interferometriese instrumente nou beskikbaar is of binne die afsienbare toekoms sal wees, wat ongekende datakwaliteit bied, maar ook bestaande data-analise-instrumente uitdagings bied. In hierdie toespraak bied ek die groeiende RESOLVE-pakket aan, 'n versameling nuut ontwikkelde radio-interferometriese beeldmetodes wat sterk gebaseer is op Bayesiese inferensie en inligtingstelselteorie. Die algoritmepakket kan die rekonstruksie van die totale intensiteit van uitgebreide en puntbronne hanteer, multifrekwensie-data in ag neem en is ook in die ontwikkelingsfase vir polarisasie-analise. Dit is die eerste radiobeeldmetode tot dusver wat 'n skatting van die statistiese beeldonsekerheid kan bied, wat nie met die huidige standaardmetodes moontlik is nie. Die aanbieding bevat 'n teoretiese inleiding tot die afleidingsbeginsels wat gebruik word, asook 'n aantal toepassingsvoorbeelde.


Kyk die video: 10 Raarste Planeten in Ons Universum! (November 2022).