Астрономија

Које методе постоје за израчунавање елиптичности галаксија

Које методе постоје за израчунавање елиптичности галаксија


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.

Које методе постоје за израчунавање елиптичности галаксија и који су њихови недостаци? Поставио сам ово питање о елиптичности у СДСС-у, али желим да знам о општим методама за случајеве када имам само слику галаксије.

До сада знам ове методе:

  • елиптичност из параметара Стоке-а или други моменат пондерисан флуксом како је овде описано.
  • од адаптивних тренутака како је овде описано (што би ми омогућило калибрацију смицања).
  • уклопити елипсу на одређени изофот као што је овде описано.

Моје питање је да ли постоје друге методе којих нисам упознат. Да ли постоји и метода када елипсу уклопим у све изофоте? И како бих израчунао „просек“ из њега (такав да сферни центар не доприноси много)?

Желео бих да сазнам за и против сваке методе. Посебно ме занимају методе које се приближавају ономе што би људи проценили на око. Такође би ми било драго да чујем о референцама (уџбеницима или радовима) за различите методе.


Прве две методе поменуте у питању су заиста сличне. Обоје користе тренутке расподеле светлости, само се пондерисање разликује.

Друга породица метода су 2Д профили који се уклапају у слику, са више или мање софистицираним моделима профила осветљености. Једноставан случај био би постављање Серсиц профила. Али уместо тога, могао би се направити композитни модел са два или више елиптичних профила (рецимо један експоненцијални диск и де Вауцоулеур избочина). То би омогућило раздвајање елиптичности диска од елиптичности избочине. Широко коришћени софтвер за ово је ГАЛФИТ компаније Цхиен Пенг.


Постоје три варијанте изравнавања када је потребно да се избегне забуна, главно изравнавање назива се прво изравнавање. [1] [2] [3] и веб текстови на мрежи [4] [5]

У наставку, а је већа димензија (нпр. Полувећа ос), док је б мања (полувећа ос). Сва изравнавања су нула за круг ( а = б ).

(Прво) изравнавање ф а - б а < дисплаистиле < фрац >,!> Фундаментални. Геодетски референтни елипсоиди су назначени давањем 1 ф < дисплаистиле < фрац <1>>,!>
Друго изравнавање ф ′ а - б б < дисплаистиле < фрац >,!> Ретко се користи.
Треће изравнавање н, (ф ″) а - б а + б < дисплаистиле < фрац >,!> Користи се у геодетским прорачунима као мали параметар проширења. [6]

Изравнавања су повезана са осталим параметрима елипсе. На пример:


Које методе постоје за израчунавање елиптичности галаксија - Астрономија

  • Класификација галаксија(изворно Едвин Хуббле)
    • Елиптичне галаксије
      Слично глобуларним скупинама, осим много већих и удаљенијих.
      Углавном старе, црвене, звезде популације ИИ. Мало плина, прашине или звезда.
      Звезде круже случајним, елиптичним путањама, гушћим према средини.

    Подразврстано према степену елиптичности:

    Е0
    Округли

    М87, ауторска права ААО
    Е1
    10%
    раван

    М105 од НАСА-е
    Е2
    20%
    раван

    М32, из СЕДС-а
    Е3
    30%
    раван

    (Докторат М32)
    Е4
    40%
    раван

    М49, из СЕДС-а
    Е5
    б = а / 2

    М59, Бил Арнетт
    Е6
    60%
    раван

    НГЦ205, Бил Кил
    Е7
    70%
    раван

    (Докторат М59)
    Са
    Велико језгро
    Тесне руке

    М104, из СЕДС-а
    СБа
    Велико језгро
    Тесне руке
    Централ бар

    М65. ААО фото Давид Малин
    Сб
    Мед. језгро
    Мед. оружја

    Андромеда (М31), из СЕДС-а
    СБб
    Мед. језгро
    Мед. оружја
    Централ бар

    М91, из СЕДС-а
    Сц
    Мало језгро
    Лабаве руке

    М74, из СЕДС-а
    СБц
    Мало језгро
    Лабаве руке
    Централ бар

    М83. ААО фото Давид Малин.
    Сцд
    М33. ИАЦ фотографија Давид Малин.
    СБцд
    М101, из СЕДС-а.
    С0 (или
    Сцп галаксија
    Спирала која је искривљена
    великог суседа, НГЦ4631.

    НГЦ4656, Мицхаел Пурцелл
    Е0-пец
    Појављује се тело ове галаксије
    да буде елиптична галаксија
    која је појела спирални диск!

    НГЦ5128. ААО фотографија Малин.

      Спиралне галаксије.
      Ротација звезда и ХИИ региона у спиралним краковима, применом доплерских померања.
      Даје масе у распону од 10 10 до 10 11 соларних маса.
      Орбита суседне галаксије даје 10 10 до 10 12 соларних маса.
      Мора бити додатна маса изван спиралних кракова.


    ОСНОВНА ЕКСТРАГАЛАКТИЧКА АСТРОНОМИЈА - Део 6: Галаксије, откриће и класификација

    Термин галаксија изведено је из грчких речи за „млечни круг“. Када се великим словом Галаксија односи на нашу галаксију Млечни пут. Од људских почетака, узвишени сјај Млечног пута на тамном ноћном небу служио је као доказ да је обим стварања незамисливо већи од смртних послова. Спектакл је инспирисао митологију, религију, уметност, филозофију, архитектуру и на крају експерименталну науку и технологију. Кроз историју су се нагађања о њеној природи кретала од метафизичких лудости до изненађујуће тачног научног увида. На пример, већ у 5. веку пре нове ере, грчки филозоф Демокрит, отац атомске хипотезе, хипотезе о празнини (између атома), егзобиологије и изузетно стварне космологије, предложио је да се и Млечни пут састоји од небројених далеких звезда. слаба да се види појединачно. Прошле би две хиљаде година пре него што би Демокритов увид могао да потврди Галилеј са новоизумљеним телескопом.

    Древним астрономима су били познати бројни магловити објекти видљиви непомичним оком. У својим књигама о кретању 1022 фиксне звезде, око 150. године нове ере, Клаудије Птоломеј је забележио пет „магловитих звезда“, које су све заправо отворена јата. Прву праву маглину документовао је перзијски астроном ал-Суфи око 964. године нове ере, који је описао „мали облак“ на месту галаксије Андромеда. Такође је документовао два Магеланова облака која нису видљива из Ирака, али се могу видети са Арапског полуострва. Број пријављених маглина брзо се повећавао употребом телескопа. Француски астроном Пеиресц је 1610. године открио Велику маглину у Ориону. До 1781. године, Цхарлес Мессиер је довршио свој каталог од 103 маглице. А до 1802. године, Виллиам и Царолине Херсцхел објавили су три каталога маглина са укупно 2.510 уноса. Упркос значајној колекцији идентификованих предмета, природа маглина је остала неизвесна више од једног века. Хершелови су мислили да су састављени од облака небројених неразрешених звезда.

    Први корак ка идентификовању галаксија међу великим бројем некласификованих маглина предузео је англо-ирски астроном Вилијам Парсонс, трећи гроф од Росеа. Користећи свој 72,3 инчни (1,83 м) телескоп познат као Левијатан од Парсонстовна, највећи инструмент на свету до 1917. године, Парсонс је приметио да неке маглине имају различиту спиралну структуру. Његови цртежи од спиралне маглине, посебно М51, подсећају на савремене астрофотографије.

    Слика 29: Россе-ови цртежи спиралних маглина посматраних кроз његов Левиатхан телескоп.

    Попут Хершелових, Россе је теоретизовао да се све маглине састоје од великог броја нерешених звезда. У ствари, известио је да би његов телескоп могао да разреши маглицу Орион у звезде. Ова тврдња није била потпуно неистинита, јер је регион звездани расадник посут са скоро 3.000 младих звезда које припадају јату маглице Орион, што може изазвати илузију делимичне резолуције у великом телескопу. Астрономи који су претпоставили да су маглине састављене од облака међузвезданог гаса из којих су настале нове звезде наишли су на одређени отпор јер је идеја подразумевала Универзум који није сталан, већ се мења и развија. Разна тумачења постојаности Универзума постојала су и до средине 20. века.

    1864. године енглески астроном Виллиам Хуггинс, рани пионир астрономске спектроскопије, фотографисао је спектар планетарне маглине НГЦ 6543 (маглина Мачје око) и открио да има светли спектар емисионих линија типичан за флуоресцентни гас. Током своје каријере, уз помоћ супруге Маргарет, открио је да је приближно једна трећина од 70 прегледаних маглина показала спектар емисије гаса, док су остале имале континуирани спектар карактеристичан за звезде. Узгред, 1868. године Хуггинс је измерио црвени помак у спектру Сириуса и предложио да се то може користити за израчунавање брзине рецесије звезде у односу на Земљу.

    Трећи тип маглине идентификовао је 1912. године амерички астроном Весто Слипхер. Показао је да је спектар маглине која окружује звезду Меропе апсорпционог типа, тачно се подудара са спектром саме звезде. Ово је доказало да је маглина осветљена светлошћу која се рефлектује од звезде (рефлексиона маглина), а не флуоресценцијом гаса (емисиона маглина).

    Између 1860-их и 1920-их, природа и удаљеност маглина - посебно спиралне маглине - остале су под интензивном анализом и нагађањима. Важно је имати на уму да је научни свет тог периода развио мноштво хипотеза, али није имао потврђена сазнања у вези са димензијама Млечног пута, величином или старошћу Универзума, ширењем Универзума, физиком честица, порекло елемената, нуклеарне реакције, механизми стварања енергије унутар звезда, етиологија и разлике између нових и супернових. Напредак је олакшан развојем фотографских техника и већих, прецизнијих инструмената, док су га спутавали сумњиви налази неколико високо угледних астронома. Један такав је збунио однос апсолутне величине и сјаја променљивих Цефеида (коришћених као стандардне свеће), тврдећи да су окултне бинарне звезде. Још један је успешно тврдио да је фотографисао доказе о ротацији у спиралној маглини Пинвхеел, што је наметнуло ограничење на даљину и величину маглице, како се звезде не би раздвојиле. Упркос неким заиста претпостављеним хипотезама, преовладавало је научно мишљење током ових деценија да је Млечни пут обухватио читав Универзум, укључујући све маглине, и да је био у многим својствима константан.

    Напредак је постигнут постепено. 1912. године, Слипхер је први измерио померање спектралних линија оближњих спиралних маглина, омогућавајући му да процени њихова кретања у односу на Земљу. Две године касније, на почетку Првог светског рата, пријавио је радијалну брзину од -300 км / с за М31 и показао да се спиралне маглине ротирају мерењем да је једна страна спиралних кракова имала црвени помак, док је друга имала плави помак у односу на центар.

    Слика 30: Спектроскопско откривање ротације спиралних маглина. За оближње галаксије тангенцијална брзина може се израчунати коришћењем једначина (4) и (5) у одељку 2).

    1915. године објавио је истраживање кретања 15 спиралних маглина и открио да је просечна радијална брзина била 400 км / с, око 25 пута већа од просечне брзине звезда унутар Млечног пута.

    1917. године амерички астроном Хебер Цуртис открио је доказе о 12 нових у фотографском запису маглице Велика Андромеда и открио да су у просеку 10 магнитуде слабије од оних откривених на Млечном путу. То му је омогућило да процени растојање од скоро 500.000 светлосних година - број пет пута мањи од тренутне вредности, али довољно велик да докаже да маглина Андромеда лежи далеко изван граница Млечног пута. Као резултат, Цуртис је постао главни заговорник Хипотеза о острвском свемиру која је сугерисала да су маглине заправо веома удаљене независне галаксије које се по величини могу упоредити са нашом. Спекулације о звезданим системима једнаког ранга изван Млечног пута заправо датирају из раних 1700-их. Независно су га предложили шведски филозоф Емануел Сведенборг и енглески астроном Тхомас Вригхт из Дурхама. Често се помиње у облику „сидералних система“ у писању Вилијама Херсцхела. И усвојили су га немачки филозоф Иммануел Кант (1755) и швајцарски полимат Јоханн Ламберт (1761), иако у то време није било могуће посматрачки разликовати накупине звезда и гасовите маглине.

    26. априла 1920 Велика дебата одвијала се у холу америчке Националне академије наука у Вашингтону, предлажући да се реши питање величине Млечног пута и да ли он чини читав Универзум или је само једна од хиљада сличних спиралних маглина.

    На једној страни је био Харлов Схаплеи, који је мерио величину Млечног пута користећи променљиве Цефеида као стандардне свеће, и израчунао је да је његова величина најмање 10 пута већа него што се раније мислило. Тврдио је да би маглина Андромеда сличних димензија морала да лежи на удаљености од око 100 милиона светлосних година - број неприхватљив за већину савремених астронома. Истакао је да је 1885. године у М31 примећена нова очигледне магнитуде 5,8. Надмашила је целу маглину, захтевајући немогућ излаз енергије ако би маглина била екстрагалактична. („Нова“ је заправо била раније непознатог типа - много моћнија и светлија Иа супернова, СН 1885А).

    На другој страни је био Хебер Цуртис који је нагласио да се, према његовим проценама, маглина Андромеда налази далеко изван граница Млечног пута, да има истакнуте трасе прашине које подсећају на оне приказане Млечним путем и да њена радијална брзина и брзине ротације су далеко брже од било које звезде у нашој галаксији.

    Иако је већ неколико година већина астронома фаворизовала идеју да су спиралне маглине заправо далеке галаксије, на крају није проглашен дефинитиван победник, јер ниједан од аргумената није сматран коначним.

    Једна линија пресудних доказа произашла је из мерења црвеног померања спиралних маглина направљених новом генерацијом великих телескопа. 1925. године белгијски свештеник и астроном Георгес Лемаитре започео је писање извештаја са насловом Хомогени универзум константне масе и растућег радијуса узимајући у обзир радијалну брзину екстрагалактичких маглина, која је објављена у априлу 1927. у мало познатом белгијском часопису. Откривши скуп решења за Ајнштајнове једнаџбе поља која су омогућила свемир који се шири, представио је математички доказ да се галактички црвени помаци могу објаснити њиховом брзином рецесије и да треба да буду пропорционални њиховој удаљености. На основу доступних података и сопствених запажања, пружио је прву процену брзине ширења Универзума (касније названу Хуббле-ова константа).

    Од почетка је Лемаитреова идеја наишла на скептицизам који је трајао деценијама. Најутицајнији космолози у то време, укључујући Ајнштајна и Хабла, веровали су у статични Универзум у коме су галактички црвени помаци морали да се објасне још увек непознатим феноменом природе. Када је Лемаитре поднео свој извештај Ајнштајну током њиховог састанка у Бриселу 1927. године, Ајнштајн је прокоментарисао: „Ваши прорачуни су тачни, али ваша физика је грозна“. Утицајни човек је одбио да прихвати могућност да се Универзум можда шири, што ће касније у животу описати као свој највећи промашај. Што се тиче Хуббле-а, који није желео или није могао да оспори преовлађујући концепт статичног универзума, увек се разборито позивао на термин брзина рецесије као што привидан брзина рецесије.

    1931. Лемаитре је добио ширу пажњу када је Артхур Еддингтон објавио коментар на свој чланак из 1927. у Месечна обавештења Краљевског астрономског друштва. Лемаитре је позван у Лондон да учествује у Британско научно удружење састанак на коме је збунио свет другом радикалном идејом. Ако се Универзум шири, образложио је, а ако експанзију пројектујемо уназад у времену, онда Универзум мора да потиче из једне тачке у простору бесконачне густине, коју је назвао Праисконски Атом. Хипотеза се појавила да се суочи са јавним испитивањем у извештају из 1931. објављеном у британском часопису Природа, и у чланку за читаоце у издању из децембра 1932 Популар Сциенце. Еддингтон је сматрао да је Лемаитреова хипотеза непријатна. Ајнштајн је то сматрао неоправданим са физичке тачке гледишта. Чак и деценијама касније, након што је Лемаитреова запажања потврдио Едвин Хуббле, запажени британски астрофизичари Фред Хоиле, Херманн Бонди и Тхомас Голд закључили су да су Лемаитреови закључци неспојиви са научном методом. Иако је прихватио идеју о свемиру који се шири, Хоиле је идеју да је Универзум имао почетак одакле је произишао, прогласио ирационалним аргументом у корист Створитеља. У ББЦ-јевом интервјуу 1949. године, Хоиле је хипотезу о прастаром атому назвао Велики прасак, са намером да изрази подсмех. И, име се заглавило.

    Лемаитров одговор на критику био је да је Универзум морао имати почетак, јер превладавајућа претпоставка статичног Универзума није могла да се одржи у бесконачној прошлости.

    Друга линија уверљивих доказа да су спиралне маглине у ствари далеке галаксије произашла је из дела америчке астрономке Хенриетте Сван Леавитт која је 1912. године објавила блиску везу између периода и очигледне величине променљивих Цефеида у Малом Магелановом облаку.

    Пошто су све звезде лежале на приближно истој удаљености, њихове апсолутне величине могле су се утврдити из привидних величина чим се скала калибрише паралаксом измереним удаљеностима до неких оближњих Цефеида. Резултати Леавиттов закон учинили су променљиве Цефеида првим „стандардним свећама“ помоћу којих се могу мерити растојања до других галаксија превише удаљених за паралаксна посматрања.

    Слика 31: Тренутни однос између периода и апсолутне величине за две главне врсте променљивих Цефеида. У време открића постојање две главне врсте кефеида није било познато, што је довело до грешака у процени удаљености оближњих галаксија.

    Амерички астроном Едвин Хуббле успоставио се као један од најутицајнијих астронома свих времена користећи Леавиттов закон да би одредио раздаљину до оближњих галаксија и непобитно доказао да леже далеко изван Млечног пута. Рад на недавно завршеном Хоокер телескопу од 100 инча на планини Мт. Вилсонова опсерваторија, Хуббле је тражио доказе о променљивим звездама Цефеида у оближњим спиралним маглинама, укључујући М31 и М33.Између октобра 1923. и фебруара 1924. године, у маглини Андромеда је идентификовао прву вангалактичку променљиву звезду, М31-В1, чија је крива светлости била типична за Цефеиду, са кратким врхунцем, продуженим падом, дугим коритом и брзим успоном. Његове белешке указују на период од 31.415 дана који је по Леавиттовом закону тих дана одговарао апсолутној величини од -5,0. Из привидне средње величине магнитуде 18,5 и процењеног индекса боје од +0,9 израчунао је растојање до звезде и маглице од 220.000 парсека или 717.200 светлосних година. Ово је много мање од удаљености коју данас знамо, али било је сасвим довољно да се Хаблу докаже да је маглина Андромеда сама по себи галаксија, далеко изван граница Млечног пута.

    Слика 32: Друга најутицајнија звезда у историји, М31-В1, променљива Цефеида Хуббле идентификована у маглини Андромеда, што му је омогућило да процени да је њена удаљеност далеко изван Млечног пута

    Заправо, Хуббле је можда погрешио у белешкама посматрања када је у почетку израчунао удаљеност од 220.000 парсека. Ако његове вредности, кориговане за индекс боја, унесемо у једначину модула даљине, резултат је 331.000 парсека или 1.079.000 светлосних година. Изменио је свој резултат пре него што је откриће открио у чланку Нев Иорк Тимеса 23. новембра 1924, заједно са још 35 променљивих цефеида у М31 и М33. Новине су непажљиво написале његово име као др Едвин Хуббелл.

    Подстакнути Схаплеием и астрономом Хенри Русселл-ом, Хуббле је написао рад под насловом Екстрагалактичка природа спиралних маглина која је представљена децембра 1924. на заједничком састанку Америчко астрономско друштво и Америчко удружење за унапређење науке. Лист је поделио прву награду, али није изазвао сензацију јер су водећи астрономи били обавештени о његовим налазима месецима раније. Хубблеови резултати у вези са галаксијом Андромеда не би били формално објављени у Тхе Астропхисицал Јоурнал до априла 1929.

    Тренутна вредност растојања галаксије Андромеда је 2,537 милиона светлосних година, око 2,5 пута већа од процене растојања у Хабловом извештају. Главни извор грешке био је тај што у Хуббле-ово време није откривена разлика између Цефеида типа И (класична) и типа ИИ, што је искривило криву Леавиттовог закона. Такође, Хуббле је радио са неосјетљивим филмским емулзијама, а недостајали су му прецизни фотометријски инструменти. Према студији из 2011. године, М31-В1 има период од 31.397 дана, индекс боја од 0,6, средњу привидну магнитуду 19,0 и апсолутну магнитуду -5,3 у видном појасу.

    Примена ових величина у једначини модула растојања резултира удаљеностом од 724.400 парсека или 2,362 милиона светлосних година, „подложно смањењу ако је звезда затамњена интервенисањем небулозе“, по сопственим Хуббловим речима. Просечно мерење великог броја цефеида М31 дало би тачнији резултат.

    Хабл је наставио да мери даљину до оближњих галаксија методом Цефеида. Затим је анализирао мерења црвеног помака за 46 галаксија које су сакупили Весто Слипхер и његов сопствени помоћник астроном Милтон Хумасон. Када су раздаљине галаксије нанете на основу њихових ЦЗ рецесијских брзина, појавио се приближно линеарни однос, где је нагиб линије одражавао брзину ширења Универзума (видети одељак 5, слику 6). Његове прве процене дале су брзину ширења, касније познату као Хуббле Цонстантод 500 км / с / мпц, отприлике 7 пута више од тренутне вредности, јер су његова мерења даљине била прекратка за фактор 7. Али, осим неточности, Хуббле је убедљиво доказао закон (сада познат као Хуббле-Лемаитреов закон) то рецесијска брзина галаксије пропорционална је њеној удаљености.

    Тешко је поверовати да је, после година мукотрпног корелирања удаљености галаксије са црвеним померањима и након процене брзине ширења Универзума, Хуббле остао искрено сумњичав према Лемаитреовој интерпретацији да је црвени помак мерио стварну брзину рецесије. Али, изгледа да је искрено поделио са већином реномираних космолога уверење у постојаност Универзума. Својим речима, употребио је „термин 'привидно' рецесијска брзина да се нагласи емпиријске одлике корелације, „остављајући питање узрочног механизма црвених помака теоретичарима“који су надлежни да о томе разговарају са властима."

    Након што је Ајнштајн чуо за Хубблеова открића, априла 1931. објавио је чланак за Пруска академија наука у којој се одрекао космолошка константа, који му се није допао из више разлога, и дошао је до идеје о динамичном, све ширем моделу Универзума који су описали Фриедман и Лемаитре. Потом је имао састанак са Хубблом, током којег није успео да убеди Хубблеа да Универзум не може бити статичан јер би то захтевало немогуће прецизну равнотежу.

    Као што је наведено у а Лос Ангелес Тимес чланак од 31. децембра 1941., Хуббле је најавио Америчко удружење за унапређење науке да је шестогодишња Мт. Истраживање Вилсоновог телескопа открило је једнолику дистрибуцију галаксија у свемиру, што не може бити у складу са теоријом свемира који се шири. "Објашњења која покушавају да заобиђу оно што велики телескоп види не успевају да устану. Свемир вероватно не експлодира, већ је тихо, мирно место и можда отприлике бесконачне величине."

    Према америчком астроному Алану Сандагеу, до самог краја свог писања Хуббле је фаворизовао „модел у коме не постоји истинско ширење, и према томе да црвени помак представља до тада непризнати принцип природе“.

    Ако Хуббле није могао да прихвати да је црвени помак последица стварне брзине рецесије, био је у врло славном друштву. Идеја о статичном Универзуму, бесконачном и временски и просторно, коју је први предложио енглески астроном Тхомас Диггс у 16. веку, апелује на важне аспекте људског менталитета. Фритз Звицки је одржавао хипотеза о уморном светлу при чему фотони губе енергију у интеракцији са материјом. 1976. године, теоретичар квантног поља Ирвин Сегал предложио је да је црвени помак последица закривљености простора. Бројни научници су показали да црвени помак може бити узрокован светлошћу која излази из дубоких гравитационих бунара. Током своје каријере, до 2001. године, отац теорије звездане нуклеосинтезе Фред Хоиле промовисао је космичка равнотежа у којој густина свемира који се шири остаје константна континуираним стварањем материје. Још 2013. године, група кинеских астронома на челу са Минг-Хуи Схао сугерисала је да је црвени помак последица интеракције фотона са међугалактичким електромагнетним пољима. Постоје и многи други примери заиста бриљантних умова који смишљају тумачења изван сфере најједноставнијег објашњења. Скептицизам, нагађања и критика леже у основи научне методе.

    31) Морфолошка класификација

    Рад са највећим светским телескопом на планини Мт. Вилсон, Хуббле је био у јединственом положају да започне морфолошку класификацију галаксија. 1926. објавио је у Астропхисицал Јоурнал чланак под насловом Екстра-галактичке маглине у коме је пријавио својства 400 предмета и класификовао их „на основу облика фотографских слика“.

    -Елиптични, са безначајном расподелом светлости, означено Е1 - Е7, где цели број означава елиптичност к 10.

    -Лентицуларс, приказује диск без особина без спиралних структура које окружују светло језгро, означено Е0.

    -Нормалне спирале, на којима су приказани спирални кракови који окружују неомерене језгре, означени Са - Сц.

    -Ређане спирале. приказују спиралне кракове који окружују забрањено језгро, означено СБа - СБц.

    -Неправилне галаксије, којима недостаје доминирајуће језгро и ротациона симетрија, означени Ирр.

    Додијелио је индексе а, б и ц спиралним ознакама галаксије на основу фаза које је дефинисао као рану, средњу и касну. Летикуларне галаксије описао је као „хипотетички посредник“ између нормалних и забрањених спирала. Вероватно је да је сматрао да ова класификациона шема, с лева на десно, одражава стварни еволутивни пут формирања галаксије. Ова претпоставка била је општеприхваћена деценијама, што је резултирало тренутно застарелим терминима „галаксије раног типа“ за елиптичне и летикулере и „галаксије касног типа“ за спирале.

    Слика 33: Хаблова класификација визуелних галаксија

    У релативно малом узорку спиралних галаксија које су му биле доступне, Хуббле је изнео кључно запажање да су галаксије са већим нуклеарним избочинама представљене са чврсто повезаним спиралним краковима. Током наредних деценија ово је довело до модел таласа густине формирања спиралног крака при чему се звезде насумично крећу око галаксије, али се задржавају унутар таласа густине материје у танком галактичком диску, баш као што се таласи саобраћаја формирају на загушеном аутопуту.

    Нови модели, предложени интуицијом и подржани рачунарским симулацијама, то предлажу колекције звезда и међузвездане материје унутар спиралних кракова локално су повезане гравитацијом, такође чинећи стварне пратеће структуре, а не само таласе густине.

    Француски астроном Герард де Вауцоулеурс је 1959. године препоручио да се у морфолошкој класификацији галаксија користе додатни критеријуми. Они су укључивали величину и изглед нуклеарне полуге, прстенове на дисковима и облике сочива на ивицама.

    Тхе Класификација Хуббле-Вауцоулеурс-а дели лентикуларне галаксије на неспутане (С0А) и забрањене (С0Б), при чему се С0 задржава за оне галаксије у којима је немогуће утврдити. Спиралне галаксије се деле на нормалне спирале (СА), решеткасте спирале (СБ) и средње спирале (САБ) са слабо забрањеним језгрима. Галаксије без централног испупчења означене су (м). Они са прстеновима означени су са & рег, без прстенова (прстенова), и прелазне галаксије са делимичним прстеновима (рс). Неправилне галаксије су означени (И), и патуљасте галаксије као (д).

    На пример, небрађена галаксија са лабаво намотаним рукама и без прстенова била би класификована као СА (с) ц. А дИм би била неправилна патуљаста галаксија без централног испупчења.

    Слика 34: Дијаграм класификације морфолошке галаксије Хуббле-Вауцоулеурс-а

    У многим случајевима класификација галаксије је субјективна, а у неким случајевима немогућа због оријентације галаксије у односу на посматрача или квалитета њене слике. Из тог разлога СИМБАД Астрономицал Датабасе наводи а застава квалитета података у распону од А (најбоље) до Е (најгоре) за листу свих врста морфолошких врста. Веома истакнута галаксија М 101 класификована је као САБц, али само уз средње поуздање Ц. Чак и на изврсним фотографијама, разлику између елиптичних и летикуларних слика можда ће бити тешко разликовати. Исто важи и за галаксије без централне избочине означене (м).

    Важно је напоменути да дијаграм класификације галаксија, слева надесно, не представља морфолошку еволуцију галаксија. Тачно је управо супротно. Уз бројне изузетке, модели еволуције галаксија прате обрнути пут на дијаграму - здесна налево или од галаксија „касног типа“ до „раног типа“. Уопштено говорећи, исконске неправилне патуљасте галаксије стапају се и формирају велике Сд спирале богате гасом са лабаво намотаним рукама. Они исцрпљују гасове кроз стварање нове звезде да би постали чврсто намотане Са спирале. Коначно, спајања великих галаксија дају елиптику. Лентикуларне галаксије су средње међу спиралама и елиптикама. За њихово формирање предложена су два механизма - који се међусобно не искључују. Један је процес спајања галаксија. Друга је исцрпљивање гасова и губитак спиралних кракова у чврсто намотаним спиралним галаксијама Са.


    Које методе постоје за израчунавање елиптичности галаксија - Астрономија

    а) Из дисперзије звездане брзине.

    б) Од неутралних брзина гаса пронађених у најудаљенијем региону, у одређеним галаксијама.

    в) Из рендгенске короне која окружује све елиптичне.

    Постоје и комплементарне методе, које користе посматрање јонизованог гаса у централним деловима, глобуларне накупине, гравитационо сочиво, теоријска разматрања о нестабилности шипке и хемијској еволуцији.

    Општи закључак, узимајући у обзир све ове студије, могао би бити, резимирајући, да количине тамне материје упоредиве са видљивом материјом могу бити присутне у видљивом делу галаксије, а да веће количине тамне материје, вероватно велике као у спиралама, су присутни у халоу који окружује галаксију, али да је, у сваком случају, доказ о тамној материји у елиптикама мањи него у случају спирала. Чак и потпуно одсуство тамне материје не може се лако искључити.

    О тој теми је написано неколико критика (нпр. Асхман, 1992 Тримбле, 1987 де Зееув, 1992 Кент, 1990 Бертин и Ставиелли, 1993). Сетимо се да површинску осветљеност елиптичне галаксије може прилагодити де Вокуљев закон

    (де Вауцоулеурс, 1948), где је Р е полупречник који затвара половину светлости, а И е = И (Р = Ре) је друга константа. Вредност Р е се често користи као параметар који нормализује све дужине као и дужина радијалне скале у спиралама. Чини се да се овај закон прилично добро подудара, али то је само један пример који би могао бити мање прикладан за неке подтипове (Андреакис, Пелетиер и Балцеллс, 1995).

    Прокоментарисамо три основне методе и укратко остале методе:

    а) Посматрања дисперзије звездане брзине, протумачена у смислу Јеансове једначине или Виријалове теореме, могу пружити укупну масу за Р & лт Р е, или чак и на већим удаљеностима.

    Виријалова теорема за сферну, устаљену, статичку изотермну елиптичну галаксију своди се на једноставан израз

    где је Р еквивалентни радијус. За дати Р, М, јер звездане хаотичне термичке брзине, квантификоване дисперзијом брзине, морају спречити гравитациони колапс. Што је маса већа, звездане брзине морају бити веће. Ова формула даје прву приближну масу. Међутим, у пракси се за тумачење дисперзија брзине користе много софистициранији модели од овог. Постоји „дегенерација“ између непознате анизотропије и непознатог гравитационог потенцијала. Ако је анизотропија орбита позната, потенцијал се може одредити, али не истовремено. Требали бисмо знати да ли су орбите углавном кружне, или углавном радијалне, или нешто између. Анизотропију карактерише параметар, који је касније дефинисан у одељку 3.5.2.

    Пионирски радови Биннеи-а, Давиес-а и Иллингвортх-а (1990), ван дер Марела, Биннеи-а и Давиес-а (1990) и других закључили су да ниједан градијент у М / Л није јасно цењен и да није потребна тамна материја која би објаснила освјетљење централне површине и дисперзије брзине. Вредности М / Л су реда величине 12х (Биннеи и Тремаине, 1987) (око 8 за х = 0,65), што је упоредиво са вредностима соларног суседства. Нешто је већа, али ова чињеница се може објаснити углавном одсуством младих звезда у елиптикама. Једнокомпонентни модели, без икаквог ореола, пружају добар опис нултог реда (Бертин, Саглиа и Стиавелли, 1992).

    Бертин, Саглиа и Стиавелли (1992) такође су разматрали двокомпонентне сферно симетричне самоконзистентне моделе без судара, који су касније коришћени за тумачење стварних података из 10 светлих изабраних галаксија (Саглиа, Бертин и Стиавелли, 1992) и пронашли неке доказе за тамну материју бити реда видљиве масе. Присуство ротације и тангенцијалне анизотропије отежава доношење чврстих закључака.

    Као у случају спирала са њиховом кривом ротације, равна или полако растућа дисперзија брзине, (р), може указивати на тамне ореоле који доминирају динамиком (Саглиа ет ал. 1993), али постоји изненађујуће велика разноликост -профила, неки од који се релативно брзо смањују према споља. Према томе, Саглиа ет ал. није нашао ниједан уверљив доказ тамне материје до 1-2 Р. Царолло и сар. (1995) су приметили равне или благо опадајуће профиле дисперзије брзине у четири елиптичне галаксије, закључујући да масивни тамни ореоли морају бити присутни у три од четири галаксије, иако за четврту није донет јасан закључак. Бертин и сар. (1994) открили су да у узорку од 6 галаксија три од њих нису биле погодне за поуздано моделирање, од којих две нису имале доказе о тамној материји, а једна (НГЦ 7796) је имала изразит тамни ореол. Али закључак да неке галаксије имају тамни ореол, док друге немају, проблематичан је за разумевање шта је елиптична галаксија. Де Паолис, Ингроссо и Страфелла (1995) открили су да је тамна материја унутар Р е занемарљива у односу на видљиву масу.

    б) Мали део елиптичних галаксија окружен је прстеном неутралног водоника, на пример, НГЦ 1052, НГЦ 4278 и НГЦ 5128. У овим случајевима, одређивање халоа тамне материје врло је слично одређивању у спиралним галаксијама, са криве ротације. Један од најбоље проучаваних гасовитих прстенова је онај ИЦ 2006 (Сцхвеизер, ван Горком и Сеитзер, 1989). Неутрални гас се супротно окреће у радијусу од 18,9 кпц (6,5 Р е) и има укупну масу од 4,8 & # 215 10 8 М. Ова галаксија такође има супротно ротирајућу централну масу јонизованог гаса до 5 кпц. Ове гасовите компоненте неких елиптичара су или прирасле или су остатак спајања из којег је елиптичар створен.

    Сцхвеизер, ван Горком и Сеитзер (1989) пронашли су доказе о ДМ халоу у ИЦ 2006 са двоструком масом светлеће материје унутар 6,5 Р е, под претпоставком да је ХИ прстен раван и кружан. Бертола и сар. (1993) анализирали су пет елиптичних галаксија, комбинујући добијене односе М / Л са унутрашњом јонизованом компонентом водоника и спољним неутралним водоничним прстеном. М / Л је константан на око Р е са умереном вредношћу од 3.50.9, али постаје веома велик у прстенастом региону. Ови аутори су пронашли сличност у дистрибуцији тамне материје у елиптикама и у спиралама, што указује на сличну слику порекла обе.

    Као што ћемо разговарати касније, магнетна поља могу објаснити криве ротације без потребе за тамном материјом у спиралама. Слични аргументи се могу узети у обзир за тумачење гасовитих прстенова око елиптичних.Конкретно, уски прстен се лакше гура према центру од диска, јер спољна магнетна сила притиска не мора бити надокнађена магнетном напетошћу. Треба нагласити да је гасовити прстен ИЦ 2006 врло узак и да га ВЛА чак ни не разрешава.

    в) Метода која највише обећава за проучавање тамне материје у елиптикама заснива се на постојању рендгенских ореола. Врући гас који емитује рендгенске зраке обично се протеже до 50 кпц (Форман, Јонес и Туцкер 1985). Вероватно порекло гаса је губитак масе од звезда које супернове загревају до 10 7 К, а бремсстрахлунг је главни процес хлађења (Биннеи и Тремаине, 1987). Типичне масе овог врућег гаса су 10 10 М.

    За гас се обично претпоставља хидростатска равнотежа. Затим, за сферни ДМ ореол

    где је густина гаса. Једном када се М (Р) одреди на овај начин, добијамо ДМ хало профил.

    Гас није у савршеној хидростатичкој равнотежи. Унутарњи гас у рентгенском ореолу ефикасније се хлади, јер је хлађење пропорционално густини електрона, која је и даље велика. Стога се очекује унутрашњи проток у унутрашњем региону (Биннеи и Тремаине, 1987). Примећени су расхладни токови (Мусхотзки ет ал. 1994) и развијени су модели који укључују радијалне протоке (нпр. Циотти ет ал. 1991). Равнотежа се вероватно руши у галаксијама са ниским односима рендгенске и оптичке осветљености. Ипак, генерално се претпоставља хидростатичка равнотежа.

    У горњој формули, посматрања не пружају довољно прецизан температурни профил Т (Р). Снаге неких рендгенских линија или облик рендгенског континуума треба да обезбеде овај Т-профил, али у пракси је то још увек прилично проблематично. За џиновске цД галаксије, попут М87, температура је изузетно добро одређена и метода пружа поузданије резултате. За М87 подаци су спектакуларни: М (Р & лт 300 кпц) 3 & # 215 10 13 М однос масе и светлости достиже вредност 750, око 95% масе М87 је тамна материја (Фабрицант и Горенстеин, 1983 Стеварт ет др. 1984 Биннеи и Цовие, 1981). Међутим, цД галаксије могу бити изузетне јер леже у центру богатог јата, а ДМ који се нађе могао би припадати јату у целини. Испод се бавимо овим проблемом у одељку 5.

    Потешкоће настају у анализи нормалних елиптичара. Ако је Т (р) непознат, примамљиво је претпоставити изотермну расподелу (нпр. Форман, Јонес и Туцкер, 1985), што би могло бити оправдано. Мусхотзки и сар. (1994) успели су да добију 6 бодова Т (Р) у НГЦ 4636, утврдивши да је Т приближно константан. Штавише, Матсусхита (1997) и Јонес анд Форман (1994) потврдили су постојаност Т (Р). Генерално се добијају високи односи М / Л, у опсегу 10-80, посебно на великим удаљеностима, али Тринцхиери, Фаббиано и Цанизарес (1986) закључују да подаци ДМ не захтевају апсолутно ДМ ореоле. Фаббиано (1989) је такође пронашао много ниже масе.

    Даље, допринос нерешених дискретних извора рендгенског зрака, као што су акретирајуће бинарне датотеке, компликује анализу (де Паолис, Ингроссо и Страфелла, 1995), што би могло бити повезано са чињеницом да је релативна количина ДМ већа за рендгенске зраке светле елиптике.

    Модели често узимају као гранични услов да је гас који емитује рендгенске зраке ограничен кластер међугалактичким гасовитим притиском (Фабиан ет ал. 1986). Други аутори претпостављају нестанак притиска у бесконачности (Лоевенстеин и Вхите, 1999).

    Гас одговоран за емисију Кс-зрака не може се ротирати врло брзо и стога ниједан динамо не може генерисати магнетна поља способна да утичу на хидростатичку равнотежу. Међутим, интергалактичка магнетна поља могу имати утицај као гранични услов. За интеркластични интергалактички простор, са н 10 -5 цм -3 и Т 10 7 К, топлотни притисак је реда величине 10 -14 динцм -2. Као што је размотрено у наставку, кластер међугалактичка поља су реда величине 10 -6 Г, па је према томе густина магнетне енергије реда топлотног притиска. Спољна магнетна поља би могла да допринесу ограничавању рендгенског зрачења врућег гаса, смањујући тако велике количине потребне тамне материје. Ово спољно поље не би деловало изотропно и производило би ексцентричне рендгенске изофоте, као што је на пример НГЦ 720. Еилек (1999) даје предлоге о значају магнетних поља у динамици кластера који су релевантни за динамику Кс- зрачни ореоли око џиновских елиптичара у центру кластера, где поље може да пружи важан део потпоре притиску.

    Буоте и Цанизарес (1998) приметили су различиту геометрију изофота за рендгенске зраке и за оптичке у НГЦ 720. Изофоти рендгенских зрака су издуженији и њихове главне осе су погрешно поравнате за око 30 о. Ако би укупна материја била распоређена као и оптичка светлост, она не би могла да произведе уочене елиптичности рендгенских изофота. Ту су елиптичност протумачили као да је настала халоом тамне материје и развили модел који није требао Т (Р) профил, а који је такође фаворизовао постојање великог халоа тамне материје. Давис и Вхите (1996) и Лоевенстеин анд Вхите (1999) такође су развили методе које не захтевају температурни профил које подразумевају ДМ ореоле.

    д) Поред ових основних метода постоје и друге које треба поменути. Цепање слике појединачног гравитационог система сочива који се састоји од елиптичног облика само је мало осетљиво на постојање ДМ ореола, па се не може дефинитивно разликовати галаксије са и без ореола, уз неке изузетке (Бреимер и Сандерс, 1993 Коцханек, 1995). Заправо, у три случаја када је сочиво очигледно једна галаксија, нема потребе да се разматра било који ореол тамне материје. Маоз и Рик (1993), међутим, из метода гравитационог сочива закључују да се М (Р) линеарно повећава са Р, као што је типично за изотермичке ореоле.

    Сматра се да глобуларна јата утврђују постојање ореола тамне материје у елиптикама, углавном у М87 (Хуцхра и Бродие, 1987 Молд ет ал., 1990). Они подржавају закључке добијене другим методама: модели без тамних ореола не уклапају се у податке из М87, али се не могу искључити у НГЦ 4472 (Молд ет ал. 1990). Овај проблем је разматран у одељку 2.6. Форд и сарадници су у НГЦ 5128 такође разматрали планетарне маглине. (1989) и други, који су пронашли радијални пораст (М / Л Б) достигавши вредности од око 10, иако је де Зееув (1992) предложио нижи градијент. Циардулло и Јацоби (1993) закључили су да елиптична галаксија НГЦ 3379 која не комуницира нема ореол тамне материје и да константа М / Л од око 7 савршено објашњава запажања. Теоријске студије нестабилности шипки (Стиавелли и Спарке 1991) и хемијске еволуције (Маттеуци 1992) нису могле да недвосмислено утврде присуство тамног ореола.

    Закључно, елиптичне галаксије би могле имати ореоле тамне материје по маси и опсегу сличне онима у спиралним галаксијама (Данзигер, 1997), али докази нису толико јасни и не може се чак у потпуности одбацити да уопште не поседују тамни ореол. Као изузеци, чини се да је у огромним ЦД галаксијама попут М87 у потпуности доказано постојање великих количина тамне материје.


    Подаци о аутору

    Припадности

    Институт за астрономију Мак Планцк, Хајделберг, Немачка

    Линг Зху, Гленн ван де Вен, Ремцо ван ден Босцх, Ханс-Валтер Рик и амп Марие Мартиг

    Европска јужна опсерваторија, Минхен, Немачка

    Гленн ван де Вен & амп Марииа Лиубенова

    Астрономски институт Каптеин, Универзитет у Гронингену, Гронинген, Холандија

    Институто де Астрофисица де Цанариас (ИАЦ), Ла Лагуна, Тенерифе, Шпанија

    Универсидад де Ла Лагуна, Дпто. Астрофисица, Ла Лагуна, Тенерифе, Шпанија

    Институт за астрофизику, Ливерпоол Јохн Моорес Университи, Ливерпоол, УК

    Одељење за физику и Центар за астрофизику Тсингхуа, Универзитет Тсингхуа, Пекинг, Кина

    Националне астрономске опсерваторије, Кинеска академија наука, Пекинг, Кина

    Јодрелл Банк центар за астрофизику, Универзитет у Манчестеру, Манчестер, Велика Британија

    Хајделбершки институт за теоријске студије, Хајделберг, Немачка

    Дандан Ксу и амп Роберт Ј. Ј. Гранд

    Университатс-Стернварте, Лудвиг-Макимилианс-Университат Мунцхен, Минхен, Немачка

    Универзитет Њујорка Абу Даби, Абу Даби, Уједињени Арапски Емирати

    Аура Обреја, Аарон А. Дуттон & амп Андреа В. Маццио

    Зентрум фур Астрономие дер Университат Хеиделберг, Астрономисцхес Рецхенинститут, Хеиделберг, Немачка

    Институт за истрагу мултидисциплинарности на Циенциа и Тецнологиа, Универсидад де Ла Серена, Ла Серена, Чиле

    Департаменто де Фисица и Астрономиа, Универсидад де Ла Серена, Ла Серена, Чиле

    Леибниз-Институт за астрофизички Потсдам (АИП), Потсдам, Немачка

    Институт Астрофисица де Андалуциа (ЦСИЦ), Гранада, Шпанија

    Оссерваторио Астрофисицо ди Арцетри Ларго Енрицо Ферми 5, Фиренца, Италија

    Институт за астрономију, Национални универзитет у Мексику, Мексико, Мексико, Мексико

    Овог аутора можете потражити и у ПубМед Гоогле Сцхолар-у

    Овог аутора можете потражити и у ПубМед Гоогле Сцхолар-у

    Овог аутора можете потражити и у ПубМед Гоогле Сцхолар-у

    Овог аутора можете потражити и у ПубМед Гоогле Сцхолар-у

    Овог аутора можете потражити и у ПубМед Гоогле Сцхолар-у

    Овог аутора можете потражити и у ПубМед Гоогле Сцхолар-у

    Овог аутора можете потражити и у ПубМед Гоогле Сцхолар-у

    Овог аутора можете потражити и у ПубМед Гоогле Сцхолар-у

    Овог аутора можете потражити и у ПубМед Гоогле Сцхолар-у

    Овог аутора можете потражити и у ПубМед Гоогле Сцхолар-у

    Овог аутора можете потражити и у ПубМед Гоогле Сцхолар-у

    Овог аутора можете потражити и у ПубМед Гоогле Сцхолар-у

    Овог аутора можете потражити и у ПубМед Гоогле Сцхолар-у

    Овог аутора можете потражити и у ПубМед Гоогле Сцхолар-у

    Овог аутора можете потражити и у ПубМед Гоогле Сцхолар-у

    Овог аутора можете потражити и у ПубМед Гоогле Сцхолар-у

    Овог аутора можете потражити и у ПубМед Гоогле Сцхолар-у

    Овог аутора можете потражити и у ПубМед Гоогле Сцхолар-у

    Овог аутора можете потражити и у ПубМед Гоогле Сцхолар-у

    Доприноси

    Текст, слике и тумачење су Л.З., Г.в.д.В., Х.-В.Р., М.М. и С.М. Моделирање воде Л.З., Р.в.д.Б. и Г.в.д.В. Подаци посматрања су од Ј.Ф.Б., М.Л., Г.в.д.В., Ј.Ц.В., Р.Г.Б., С.З. и С.Ф.С. Методологију потписују Л.З., Д.Кс., И.Ј., А.О., Р.Ј.Ј.Г., А.В.М., А.А.Д. и Ф.А.Г.

    Аутор за


    Морфологија / класификација

    Ова страница даје детаљне описе различитих морфолошких излаза цевовода за фотометрију. Такође пружамо расправу о некој методологији за детаље обраде Пхото пипелине-а, прочитајте одговарајући одељак ЕДР папира. Остали фотометријски излази, посебно различите величине, описани су на страници фотометрије.

    Тхе оквири цевовод такође пружа неколико карактеристика облика и морфологије предмета.

    Класификација звезда / галаксија
    Тхе оквири цевовод пружа једноставан сепаратор звезда / галаксија у свом тип параметри (обезбеђени посебно за сваки опсег) и његови објц_типе параметри (једна вредност по објекту) су постављени на:

    КласаИмеКод
    Непознат УНК 0
    Космички зрак ЦР 1
    Дефецт НЕДОСТАТАК 2
    Галаки ГАЛАКСИ 3
    Дух ДУХ 4
    Познати објекат ПОЗНАТИ 5
    Звезда ЗВЕЗДА 6
    Звездина стаза СТАЗА 7
    Небо СКИ 8

    Верзија фотометријског цевовода која се користи за ДР2 и новије податке (5_4) класификује објекте као проширене („галаксија“) или тачкасте („звезда“) на основу разлике између цмоделе и величине ПСФ-а. Објекат је класификован као продужени ако

    Ако сте задовољни, тип је подешен на ГАЛАКСИ за тај бенд иначе, тип је подешен на ЗВЕЗДА . Глобални тип објц_типе поставља се према истом критеријуму, примењеном на сумиране флуксеве из свих опсега у којима је објекат откривен.

    Експериментирање је показало да једноставне варијанте ове шеме, попут дефинисања галаксија као објеката који су као такви класификовани у било која два од три опсега високог односа сигнала и шума (наиме, г, р, и и), раде боље у неким околностима. Ова шема повремено не успева да разликује парове звезда са раздвајањем довољно малим (& лт2 '') да их деблендер не дели, такође повремено класификује Сеифертове галаксије са посебно светлим језгрима као звезде.

    Додатне информације за даље усавршавање раздвајања звезда-галаксија могу се користити, у зависности од научне примене. На пример, Сцрантон и сар. (2001) заговарају примену Баиесиа-а пре горње разлике између ПСФ-а и експоненцијалних величина, у зависности од виђења и коришћења предзнања о бројању галаксија и звезда величине.

    Радијални профили
    Тхе оквири цевовод издваја азимутално просечан профил радијалне осветљености површине. У каталозима је дата као просечна површинска осветљеност у низу прстенастих облика. Ова количина је у јединицама `` магије`` по квадратном луку, где је а Маггие је линеарна мера флукса једне магије има АБ величину 0 (тако површинска осветљеност од 20 маг / квадратни лук одговара 10 -8 магги по квадратном луку). Број анулија за које постоји мерљиви сигнал наведен је као нпроф, средња осветљеност површине наведена је као профМеан, а грешка је наведена као профЕрр. Ова грешка укључује и фотонске шуме и „неравнине“ малог обима у бројању у функцији азимутног угла.

    При конвертовању профМеан вредности на локалну површинску осветљеност, то је не најбољи приступ да се средња површинска осветљеност додели неком радијусу унутар прстена, а затим линеарно интерполира између радијалних канти. Не користите заглађивање завојница, јер неће проћи кроз тачке у кумулативном профилу и на тај начин (очигледно) неће сачувати флукс. Шта оквири да ли је, на пример, при одређивању петросијског односа, прилагођавање затегнутог завојника кумулативни профила, а затим диференцирајте тај спој, након трансформисања радијуса и кумулативних профила са асинх функцијама. Препоручујемо да то урадите и овде.
    Прстени који се користе су:

    Отвор блендеРадијус (пиксели)Полупречник (лук)Површина (пиксели)
    10.560.231
    21.690.689
    32.581.0321
    44.411.7661
    57.513.00177
    611.584.63421
    718.587.431085
    828.5511.422561
    945.5018.206505
    1070.1528.2015619
    11110.5044.2138381
    12172.5069.0093475
    13269.50107.81228207
    14420.50168.20555525
    15657.50263.001358149

    Индекс осветљености и концентрације површине
    Тхе оквири цевовод такође извештава о радијусима који садрже 50% и 90% петросијског флукса за сваки опсег, петроР50 и петроР90 редом. Уобичајена карактеристика површинске осветљености у цевоводу за одабир циљева СДСС-а је средња површинска осветљеност унутар петроР50.

    Испоставља се да је однос петроР50 до петроР90, такозвани „инверзни индекс концентрације“, у корелацији је са морфологијом (Схимасаку и сар. 2001, Стратева и сар. 2001). Галаксије са де Вауцоулеурс профилом имају инверзни индекс концентрације око 0,3 експоненцијалне галаксије имају инверзни индекс концентрације око 0,43. Дакле, овај параметар се може користити као једноставан морфолошки класификатор.

    Важно упозорење при коришћењу ових количина је да оне јесу не исправљено због виђења. То доводи до потцењивања површинске осветљености и преувеличавања инверзног индекса концентрације за објекте величине упоредиве са ПСФ. Међутим, амплитуде ових ефеката још увек нису добро окарактерисане.

    Вероватноће и параметри који одговарају моделу
    Поред модела и величине ПСФ описаних на страници са фотометријом, вероватноће деВ_Л, екп_Л, и стар_Л такође се израчунавају помоћу оквири. То су вероватноће постизања измереног хи-квадрата за деВауцоулеурс-ове, експоненцијалне, односно ПСФ-погодности. На пример, стар_Л је вероватноћа да би објекат имао барем измерену вредност хи-квадрата ако је заиста добро представљен ПСФ-ом. Ако неко жели да користи тринарну шему за класификацију објеката, препоручује се израчунавање делимичних вероватноћа:

    и слично за ф(екп_Л) и ф(стар_Л). Разломљена вероватноћа већа од 0,5 за било који од ова три профила генерално је добар праг за класификацију објеката. Ово добро делује у опсегу 18 & лтр& лт21,5 на светлом крају, вероватноће имају тенденцију да се преливају на нулу, што их чини мање корисним. Нарочито, стар_Л често је нула за светле звезде. За будућа издања података уврстићемо побољшања у уклапање модела како бисмо добили значајније резултате на светлом крају.

    Елиптичности
    Уклапања модела дају процену односа оси и угла положаја сваког објекта, али корисно је имати мере елиптичности независне од модела. У овде објављеним подацима, оквири пружа две даље мере елиптичности, једну засновану на другим моментима, другу засновану на елиптичности одређеног изофота. Уклапање модела исправно објашњава ефекат вида, док овде представљене методе не.

    Прва метода мери флуксом пондерисане друге моменте, дефинисане као:
    М.кк = & лтк 2 / р 2 & гт
    М.ии = & лти 2 / р 2 & гт
    М.ки = & лтки / р 2 & гт

    У случају да су изофоте објекта само-сличне елипсе, може се приказати:
    К = Мкк - Мии = [(а-б) / (а + б)] цос2 и фи
    У = М.ки = [(а-б) / (а + б)] син2 и фи

    где а и б су полу-главне и полу-мале осе, а & пхи је угао положаја. К и У су К и У у ПхотоОбј и називају се „Стокесовим параметрима.“ Могу се користити за реконструкцију односа оси и угла положаја, мерено у односу на ред и стуб ЦЦД-а. Ово је еквивалентно нормалној дефиницији угла положаја (источно од севера) за скенирање на екватору. Перформансе Стокесових параметара нису идеалне при ниским С / Н. Од ДР1, оквири пружа мерења адаптивних момената који су бољи проценитељи облика од Стокесових параметара. Прочитајте детаљан опис адаптивних тренутака.

    Изофоталне величине
    Друга мера елиптичности даје се мерењем елиптичности 25 магнитуда по квадратном луку секундог изофота (у свим опсезима). Детаљно, оквири мери радијус одређеног изофота у зависности од угла и Фоуриер проширује ову функцију. Затим из коефицијената издваја центроид (исоРовЦ, исоЦолЦ), главна и мала оса (исоА, исоБ), угао положаја (исоПхи), и просечни радијус дотичног изофота (Профил). У бази података постоје резервни делови за грешке у свакој од ових количина, али они тренутно нису израчунати. Такође извештава дериват сваке од ових величина с обзиром на ниво изофота, неопходан за поновно израчунавање ових количина ако се промени фотометријска калибрација.

    Адаптиве Моментс
    Прилагодљиви моменти су нове количине које нису биле присутне у Еарли Дата издању. Прочитајте детаљан опис адаптивних тренутака.


    Анализа принципа компонената својстава галаксије из великог узорка одабраног на гас

    Диснеи и сар. (2008) пронашли су упадљиву корелацију између глобалних параметара ХЈа-изабраних галаксија и & # 13 закључили да је ово у супротности са ЦДМ моделом. С обзиром на важност проблема, поново истражујемо проблем користећи анализу главних компоненти на пет пута већем узорку и додатне податке о инфрацрвеној инфрацрвеној зраци. Користимо базе података из Арецибо Легаци Фаст Арецибо

    Истраживање низа феед-матрица за својства гаса, Слоан Дигитал Ски Сурвеи за оптичка својства и Тво Мицрон Алл Ски Сурвеи за својства блиског инфрацрвеног зрака. Потврђујемо да су параметри заиста корелирани тамо где један физички параметар може објаснити 83% варијација. Када боја (

    ), прва компонента и даље доминира, али развија другу главну компоненту. Поред тога, блиска инфрацрвена боја (

    ) показује очигледну другу главну компоненту која би могла да пружи доказе о сложеној формирању старих звезда. На основу наших података, предлажемо да је преурањено проглашавати неуспех ЦДМ модела и мотивише теоретски рад.

    1. Представљање

    Један од начина да разумемо наш универзум је стицање увида у структуру галаксија. Као прво, помаже откривање улоге тамне материје у њиховом настанку и динамици. Космолошки модел који се поред обичне барионске материје и зрачења састоји од космолошке константе и хладне тамне материје (

    ЦДМ) је био у стању да успешно објасни еволуцију космичких структура, посебно у великим размерама. Мерећи ЦМБ флуктуације ЦОБЕ [4, 5], ВМАП [6–9], супернове типа Иа [10] и гравитационо сочиво [11], овај модел космологије до сада је успостављен као стандардни модел космологије. Међу различитим импликацијама, она сугерише хијерархијску историју формирања структуре одоздо према горе која еволуира од малих флуктуација до галаксија, јата и на крају супер јата. С друге стране, успех ЦДМ-а није био толико јасан у малим размерама. Још увек постоји неколико недоследности између ЦДМ-а и посматрања у малим размерама. На пример, симулације засноване на ЦДМ-у откриле су већи број галактичких сателита [12–15] и мањи број галаксија у диску [16] него што је примећено. Поред тога, степен празнине у празнинама такође није у складу између теорије и посматрања [17]. Иако ЦДМ може да објасни ротационе криве галаксије при великим радијусима [18], релативно већа густина у галактичком језгру од оне коју предвиђа ЦДМ, односно такозвани проблем језгра, још увек није решена [19].

    Хијерархијски сценарио формирања галаксије претходно је активно истражен (нпр. [20–22]), а уска корелација између одабраних галактичких параметара проучавана је у прошлости [23–30]. Штавише, укупну корелацију између свих главних галактичких променљивих такође су недавно темељно истражили Диснеи ет ал. ([31] у даљем тексту Д08) и Гарциа-Аппадоо ет ал. ([32] у даљем тексту Г09). На основу 195 галаксија, две студије су пронашле изузетно јаке корелације између шест галактичких променљивих: радијус светлости од 90% (

    ), сјај () и боја. Г09 је пронашао јаке корелације између галактичких својстава, укључујући заједнички динамички однос масе и светлости унутар оптичких радијуса, корелацију између површинске светлине и сјаја и уобичајеног ХЈа површинска густина. Д08 је даље показао да се сви параметри могу укључити у једну корелацију и предложио да је то у супротности са појмом сценарија формирања хијерархијске структуре и ЦДМ моделом.

    С обзиром на важност овог питања, кренули смо да поново истражимо анализу направљену Д08 и Г09. Примећујемо да њихова тужба заправо укључује два одвојена подтипа. Прво, постоји питање да ли се галактичком динамиком заиста управља једним параметром. Друго, чак и ако је то тачно, и даље остаје питање да ли таква чињеница нужно закључује неуспех сценарија формирања хијерархијске структуре и модела хладне тамне материје. Према нашем мишљењу, позитивни закључак првог не мора нужно довести до потврдног закључка другог. У овом раду приказујемо оквирне доказе да може постојати више од једне главне компоненте међу глобалним параметрима галаксија с обзиром на прво издање. Што се тиче другог броја, расправљамо о значају негравитацијске физике бариона у формирању галактичке структуре, што доводи у питање наивну екстраполацију сценарија формирања хијерархијске структуре од космичких до галактичких скала.

    Да бисмо детаљно испитали питање корекције, извршили смо сличну анализу глобалних параметара галаксија са знатно већом базом података и два додатна параметра, и на основу инфрацрвеног опсега. Укључујемо укупно 1022 галаксије из Арецибо Легаци Фаст Арецибо-Банд Феед Арраи Сурвеи (АЛФАЛФА [33–36]) за својства атомских гасова и Слоан Дигитал Ски Сурвеи (СДСС [37]) за оптичка својства. Недавно су Торибио и сар. објавио два рада ([38, 39] у даљем тексту Т11) са ове две анкете. У Т11 су сакупили три узорка за анализу података. Они су тврдили да је Х.Ја емисија пружа најпоузданији начин за одређивање морфологија и закључак да су боја и Х.Јамаса галаксија богатих гасом не може бити веома затворена. Поред тога, такође су пронашли корелацију између масе, радијуса, сјаја и (-

    ) анализом главних компонената (ПЦА [40]) за један од њихових подузорка. Међу наших 1022 галаксије, 479 их је такође откривено Истраживањем два микрона на целом небу (2МАСС [41]). Користимо ове галаксије за проучавање њихових блиских инфрацрвених својстава, која садрже више звезданих информација.

    Близу инфрацрвене студије Х.ЈаРазне групе покушавале су да одаберу галаксије (нпр. Г09 [42, 43]). Наша мотивација за додавање података о близини инфрацрвеног зрака у нашу анализу је следећа. Оптичка емисија је осетљива на младе звезде. С друге стране, на младу звезду на инфрацрвену емисију мање утичу и стога је бољи траг укупне звездане масе која доминира барионском материјом на галактичким скалама. Верујемо да би нам укључивање инфрацрвених података пружило додатне и независне информације о историји окупљања барионске масе галаксија.

    Путем ПЦА потврђујемо да осим боје, и све остале уочљиве, из Х.Ја, оптички до близу инфрацрвеног опсега, високо су у корелацији и њима доминира један параметар. Ово је тачно како у оптичким, тако и у блиским инфрацрвеним опсезима, што потврђује резултате у Д08. Поред тога, видимо и другу компоненту из боје, посебно у нашим инфрацрвеним инфрацрвеним подацима. Будући да блиска инфрацрвена боја пружа информације о историји интегрисане формације звезда, то може бити доказ за комплексну историју формирања, док ваљана теорија формирања структуре треба да објасни ово запажање.

    Организација овог рада је следећа. Податке и изворе описујемо у одељку 2. Затим је усвојено неколико променљивих и примењено на статистичку анализу у одељку 3. У одељку 4 сумирамо и расправљамо о нашим резултатима.

    2. Подаци

    Наши узорци су слепа анкета од 21 цм компаније АЛФАЛФА. Овим се бирају галаксије богате гасом које такође садрже галаксије мале осветљености и мале површинске осветљености у већем проценту од оних у оптичком избору. Оптички подаци за ову студију потичу из СДСС ДР7, који покрива 12.000 степени 2 за снимање и даје спектре од 930.000 галаксија. Овде ћемо укратко описати како одабиремо СДСС пандане изворима АЛФАЛФА, а позивамо се на Г09 за детаљнију дискусију о идентификацији.

    Телескоп Арецибо има величину снопа

    на 21 цм. Пошто је већина Х.Ја детекције имају С / Н

    [34–36], усвојили смо конзервативни радијус претраживања од. Пронашли смо 1233 СДСС галаксије за које је изгледа да их је открио АЛФАЛФА. Затим смо изузели галаксије Девице, јер је познато да њихов неутрални водоник подлеже јаком утицају на животну средину (нпр. [44]). Такође смо изузели галаксије чији су радијуси полусветлости премали (

    ) у поређењу са резолуцијом СДСС-а. Ти мали полупречници полу-светлости произилазе из погрешних идентификација (звезда) или би резултирали великим неизвесностима. Преостао нам је велики узорак од 1022 СДСС оближње галаксије, које имају растојања мања од 254

    . Међу овим галаксијама 889 има магнитуде које су & лт18, а 120 имају магнитуде

    –20. Кумулативни број бројева СДСС галаксија (нпр. [45]) је

    450 у –20. С обзиром на наш радијус претраживања, очекујемо највише 1,3 погрешно идентификованих у наших 889 галаксија и додатних 1,3 погрешно идентификованих у наших 120 галаксија. Овај број је довољно мали и погрешно идентификоване галаксије не би требало да утичу на наше анализе.

    Укупне звездане масе галаксија директније се одражавају у близини инфрацрвеног посматрања. У наше узорке смо додали податке из 2МАСС. 2МАСС пружа, и

    -појасна посматрања читавог неба, као и тачкасти каталог извора и проширени каталог извора. Користимо 2МАСС каталог са проширеним изворима за све небо (КССЦ) да бисмо пронашли галаксије у ХЈа Узорци. Да бисмо разумели квалитет идентификације, прво смо упоредили 2МАСС и СДСС координате галаксија детектованих 2МАСС. Открили смо да више од 90% њих има помаке између 2МАСС и СДСС који се налазе унутар њихових полупречника. Визуелно смо прегледали све галаксије са великим помацима и пронашли мали број случајева који су вероватно погрешне идентификације, као и текућа спајања. Искључили смо ове галаксије из наших узорака. Будући да је 2МАСС плићи од СДСС-а, остало нам је 481 поуздано идентификованих галаксија у блиској инфрацрвеној мрежи. Да би се подударао са истим отвором бленде у боји за СДСС и 2МАСС каталог, у нашим скоро инфрацрвеним подузорцима остало је 479 галаксија.

    Из каталога 1, 2 и 3 који је објавио АЛФАЛФА добили смо 1796 Х.Ја подаци, од којих се 1265 галаксија могло наћи у бази података СДСС ДР7. У овом скупу се налазе 32 галаксије које су сувише слабе у оптичкој мрежи да би имале поуздане величине и сјаје. Стога смо коначно искористили преосталих 1022 галаксије у нашим анализама. Такође смо анализирали 195 галаксија Д08 и Г09 из ХИПАСС-а [46–49] и добили смо сличне резултате. Међутим, с обзиром да дефиниције променљивих посматрања, као што су оне брзине ротације, нису у потпуности доследне између два скупа података, извештавамо само о резултатима из АЛФАЛФА-е. Ових 1022 галаксије могу се сматрати слепим Х.Ја-одабрани узорак. Из података смо закључили шест променљивих, а то су (радијус полусвета у јединицама пц), (

    -електрични полупречник у јединицама пц), (осветљеност у опсегу у соларним јединицама), (ХЈа маса у соларним јединицама), (динамичка маса у соларним јединицама) и боја (-).

    Променљиве и представљају радијусе у петросијском систему [45, 50, 51]. У СДСС-у су параметри петроР50 и петроР90 , редом. Будући да се петрозијски систем заснива на кружним објектима, кориговали смо радијусе односима главне и мале осе, који су параметри деВАБ_р или екпАБ_р у СДСС-у. Да бисмо то урадили, пратимо резултат у [52] и [48, 49]. Аутори су прилагођавали корекције од кружних до елиптичних отвора као функције односа главних и малих осовина. Директно смо усвојили њихове формуле за наше исправке. Упоређивањем вероватноће де Вауцоулеур-а и експоненцијалних модела, изабрали смо модел са већом вероватноћом између деВАБ_р и екпАБ_р . је изведен из петросијског система и израчунат из петросијске величине, петроМаг_р . Да бисмо имали исти отвор за 2МАСС, користимо петросијску боју која је из петроМаг_г и петроМаг_и. Варијабла се израчунава помоћу

    , у којој је брзина ротације од ХЈа спектри и коригована за нагиб с односом главне и мале осе, као што смо радили за и. добија се директно из базе података АЛФАЛФА и потиче из Х.Ја флукс. Ова процена се заснива на претпоставци да су масе оптичког радијуса пропорционалне ореолима тамне материје.

    Да би били сигурни да масе из Х.Ја мерење може описати динамичку масу, упоређујемо их са масама на основу дисперзије звездане брзине, која је

    , као у [1–3]. Овде је дисперзија брзине, ефективни радијус,

    , и је Сершићев индекс. У СДСС-у се дисперзија брзине може израчунати помоћу

    , је из најбоље уклопљеног циркуларизованог Серсиц профила и представља СДСС мерење унутар влакана. Подаци Серсиц-а потичу из НИУ каталога Галаксије са додатном вредношћу (ВАГЦ [54]). Након упаривања имамо 320 од 1022 главног узорка галаксије и 164 од 479 2МАСС подузорка.

    Слика 1 је поређење између Х.Ја и звездане динамичке масе. Постоји привидан низ који указује да две масе прате сличну динамику за већину галаксија. С друге стране, Х.Ја динамичке масе су у просеку

    веће од звезданих динамичких маса. Овај однос је приказан пуном линијом на слици 1. То није превише изненађујуће, јер неутрални гас (и) може да прати динамичку масу на већу удаљеност у халоу тамне материје. У нашим каснијим анализама усвојили смо Х.Ја динамичке масе. Ово је у складу са радом Д08 / Г09 и овде пружа већи узорак.


    Поређење између динамичких маса из Х.Ја као Д08 / Г09 и динамичке масе светлости звезда [1–3]. Тачке су 320 галаксија у узорцима АЛФАЛФА / СДСС, а укрштени симболи су 164 галаксије из подузорка АЛФАЛФА / СДСС / 2МАСС. Пуна линија указује да је Х.Ја динамичке масе су у просеку

    Будући да постоји велика дегенерација између опсега,, и опсега, изабрали смо опсег само за представљање података блиске инфрацрвеној мрежи. Стога смо стекли (полупречник полу-светлости у опсегу у јединицама пц) и (осветљеност у опсегу у соларним јединицама) галаксија које се преклапају у каталозима АЛФАЛФА, СДСС и 2МАСС да бисмо стекли бољи увид у звезде галаксија . Тачније, изведено је из величине у опсегу, што је параметар ј_м_ект у бази 2МАСС. Ова величина се заснива на екстраполацији уклапања у профил површинске осветљености. И да ли је интегрисани полупречник полупречника опсега, што је параметар ј_р_ефф у бази 2МАСС. Усвојили смо - за боју блиског инфрацрвеног подузорка. Отвор од петроМаг_и у СДСС-у је два пута петросијев радијус петроРад_и. Тако интерполирамо величину опсега у 2МАСС на истом отвору бленде као и СДСС. У наших 481 подузорка 2МАСС, њих 479 има довољно података на различитим отворима бленде да интерполира величину 2МАСС. Према томе, наш крајњи инфрацрвени подузор садржи 479 галаксија.

    3. Методе и резултати

    Наш узорак од 1022 галаксије није само већи од оног у Д08 и Г09, већ покрива и шире опсеге величине, сјајности и масе (слика 2). Упркос томе, нашим узорком и даље доминира

    галаксија, минимална вредност у нашем узорку је много мања од вредности Д08 и Г09. Што се тиче Х.Ја и динамичке масе, иако су средње вредности два узорка сличне, наш узорак садржи значајну количину галаксија ниже масе. Наш узорак такође покрива шири спектар боје. Због већег узорковања и ширег опсега галактичких својстава, наш узорак је генерално репрезентативнији. Међутим, с обзиром да је 2МАСС плићи, наш 2МАСС подузор од 479 галаксија релативно је мање репрезентативан од оног из СДСС-а. Упркос томе, наш узорак 2МАСС је и даље знатно већи од оног код Д08 и Г09.


    (а)
    (б)
    (ц)
    (д)
    (е)
    (ф)
    (а)
    (б)
    (ц)
    (д)
    (е)
    (ф) Расподела променљивих. Чврсти хистограми су наши узорци, а испрекидани хистограми су узорци Д08 и Г09. Могли смо да пронађемо само 157 галаксија са ротационим брзинама за

    Важно је истражити да ли наш Х.Ја- одабрани узорак је пристран према галаксијама раног типа, јер су ове галаксије обично сиромашне гасом. Да бисмо то урадили, идентификујемо сфероидне и диск галаксије у нашем узорку на основу морфологије методом сличном оној у [55]. У бази података СДСС-а постоје де Вокул и експоненцијални модели за сваку галаксију. Упоређивањем вероватноће и делова два модела за наших 1022 галаксије, открили смо да су 804 галаксије сличне диску и 218 галаксија сфероидним.

    На слици 3 приказујемо дијаграм светлости боја за наших 1022 галаксије. Сфероидне галаксије су генерално светлије и црвеније од галаксија на диску. Ово је у складу са оним што очекујемо од елиптичних и спиралних галаксија. Што је најважније, у простору светлости боја, сфероидне галаксије су црвеније од плавог облака, иако још увек не чине потпуну црвену секвенцу. Изгледа да наш узорак укључује приличан број црвених и елиптичних галаксија. Иако се овде тешко може избећи пристрасност према галаксијама изузетно сиромашним гасом, срећом, у нашим наредним студијама нисмо пронашли већу разлику између ове две врсте. Стога верујемо да пропуст галаксија изузетно сиромашних гасом није требало да изазове велике систематске пристрасности у нашој анализи.


    Односи између кључних параметара могу се закључити из 1022 галаксије и у АЛФАЛФА-и и у СДСС-у. На пример, утврђено је да је радијус полусвета пропорционалан радијусу од 90% светлости (

    [56]) сјај опсега пропорционалан је кубној снази полупречника полу-светлости ([57]) ХЈа маса је пропорционална квадрату полупречника полу-светлости ([43, 58]), коначно, динамичка маса је пропорционална осветљености опсега ([25]). Открили смо да су све корелације евидентне чак и након укључивања варијабли блиске инфрацрвене светлости, осим боје (слике 4 и 5).


    Распршени графикони који показују корелације између шест измерених променљивих. Све променљиве су у соларним јединицама и имају логаритамски приказ. Дијагонална линија су хистограми који имају вертикалне скале од 0 до 700.


    Распршени графикони који показују корелације између осам измерених променљивих, укључујући податке од 2МАСС и смањење на 479 галаксија. Све променљиве су у соларним јединицама и имају логаритамски приказ. Дијагонална линија су хистограми који имају вертикалне скале од 0 до 350. У многим плоскама постоји мали број одступања. Вероватно су погрешне идентификације или лоша фотометрија и не утичу на наше анализе.

    У целини, корелације између боје и других променљивих су много слабије од осталих корелација. Тестирали смо разне комбинације боја и установили да - даје већи ПЦА коефицијент корелације од осталих боја (нпр. -, усвојен у Д08). Разлог би могла бити већа таласна разлика између и. Међу три опсега 2МАСС, резултат заснован је нешто бољи у ПЦА, вероватно због бољег односа сигнал-шум. Стога смо прихватили - за боју када смо анализирали 479 галаксија у 2МАСС. Ипак, наше анализе показују да су сви коефицијенти корелације мањи од 0,7, што указује да нису толико високо повезани са другим параметрима. Интуитивно, светлеће галаксије имају тенденцију да буду црвеније јер у њиховим бојама доминирају старије звезде. У ствари, боја је сложенија од било које друге променљиве због пристрасности коју су увеле врло светлеће младе звезде.

    Спровели смо ПЦА како бисмо пронашли корелације између променљивих. ПЦА обично производи низ нових променљивих који се називају главним компонентама, наиме ПЦ1, ПЦ2 и тако даље. Корелације између ових главних компоненти и оригиналних променљивих откривају опште корелације између одређене променљиве и осталих. У нашем случају смо открили да је прва главна компонента, ПЦ1, у високој корелацији са шест посматрачких променљивих. Примећујемо да, иако је боја у мањој корелацији са ПЦ1, вероватно због недавног формирања звезда, много је корелиранија са другом главном компонентом, ПЦ2. Поред истраживања дијаграма корелација, властите вредности матрица корелације изворних променљивих дају квантитативне информације о степену корелације. За 1022 галаксије засноване на СДСС-у, властите вредности ПЦ1 до ПЦ6 су 4,29, 0,92, 0,39, 0,20, 0,18 и 0,02 (слика 6), где је максимална могућа вредност 6. На основу уобичајених ПЦА критеријума, сопствене вредности веће од 1 се сматрају значајним. Стога цртамо само ПЦ1 и ПЦ2. Даље смо спровели ПЦА без боје и утврдили смо да су сопствене вредности ПЦ1 до ПЦ5 4,15, 0,41, 0,22, 0,20 и 0,02 (слика 7), где је максимална могућа вредност 5.


    Резултати ПЦА дају 1022 галаксије из АЛФАЛФА-е и СДСС-а са бојама. Овде приказујемо само оне најјаче, ПЦ1 и ПЦ2, јер друге главне компоненте нису значајне према критеријумима ПЦА. ПЦ1 је у доброј корелацији са свим променљивим. У првом реду је боја и даље у корелацији са осталих пет променљивих и ПЦ1. У другом реду, крајњи десни графикон показује да је боја још снажније у корелацији са новом главном компонентом, ПЦ2, која није у корелацији са другим променљивим. У овој парцели,


    Резултати ПЦА дају 1022 галаксије АЛФАЛФА и СДСС без боја. Овде приказујемо само оне најјаче, ПЦ1 и ПЦ2, јер друге главне компоненте нису значајне према критеријумима ПЦА. ПЦ1 је у доброј корелацији са свим променљивим. У овој парцели,

    Горе поменута запажања потврђују налаз Д08. Сви посматрани параметри су у тесној корелацији са ПЦ1. Сопствена вредност ПЦ1 указује на то да може објаснити 83% варијансе података (када боја није укључена). Сама боја чини другу главну компоненту. Ово се може објаснити чињеницом да на оптичку боју теже снажно утицати недавне активности формирања звезда и стога носе додатне информације које нису повезане са глобалном историјом формирања галаксија. Вратићемо се питању боје у одељку 4. Д08 је тврдио да снажна доминација ПЦ1 подразумева један физички параметар који управља структуром галаксија. Међутим, ово може бити превише поједностављен приказ галаксија због ограничених параметара посматрања. Да бисмо то тестирали, проширујемо ПЦА на блиску инфрацрвену.

    Укључили смо радијус опсега 2МАСС и сјај како бисмо истражили улогу звезда које доминирају барионском материјом у галаксијама. За 479 галаксија које је открио 2МАСС, утврдили смо да су сопствене вредности ПЦ1 до ПЦ8 5,40, 1,01, 0,61, 0,45, 0,32, 0,16, 0,03 и 0,02 (слика 8), где је максимална могућа вредност 8. Провођење Поново ПЦА без боје, открили смо да су сопствене вредности ПЦ1 до ПЦ7 5,35, 0,62, 0,45, 0,31, 0,19, 0,05 и 0,02 (слика 9), где је максимална могућа вредност 7.


    Резултати ПЦА дају 479 галаксија из АЛФАЛФА-е, СДСС-а и 2МАСС-а са бојама. Овде приказујемо само оне најјаче, ПЦ1 и ПЦ2, јер друге главне компоненте нису значајне према критеријумима ПЦА. ПЦ1 је у доброј корелацији са свим променљивим. Боја је у корелацији са осталим променљивим и ПЦ1 у првом реду, као и снажно у корелацији са ПЦ2 као на слици 6. У овој графикону,


    Резултати ПЦА дају 479 галаксија АЛФАЛФА, СДСС и 2МАСС без боја. Овде приказујемо само оне најјаче, ПЦ1 и ПЦ2, јер друге главне компоненте нису значајне према критеријумима ПЦА. ПЦ1 је у доброј корелацији са свим променљивим, као на слици 7. На овој графикону,

    Укупни трендови у претходном блиско-инфрацрвеном ПЦА слични су онима у оптичком ПЦА. Када боја није укључена, ПЦ1 доминира и може објаснити 76% варијансе података. Значај ПЦ2 се благо повећава са 8% у оптичком кућишту на 9% у кућишту са инфрацрвеном инфрацрвеном светлошћу. Када се укључи боја, она сама формира другу главну компоненту. Ово поново потврђује запажања Д08 да само један физички параметар управља динамиком галаксија.

    Суптилна, али изненађујућа разлика између оптичких и блиско инфрацрвених ПЦА је понашање боје. У оптичком ПЦА на слици 6, иако - боја чини другу главну компоненту, она и даље слабо корелира са осталим параметрима и део је прве главне компоненте. С друге стране, у блиско-инфрацрвеном ПЦА на слици 8, ​​боја - готово да не укључује прву главну компоненту и сама формира другу компоненту која је готово независна од других параметара. Овде је потенцијално питање комбинација СДСС-а и 2МАСС-а. То је разлог због којег бирамо прорачун отвора у СДСС и 2МАСС за израчунавање боје. Да бисмо тестирали да ли друге мање разлике између два фотометријска система коче корелацију, заменили смо - боју чистом бојом 2МАСС - и пронашли смо доследне резултате. Поред тога, средња грешка у и за 1022 галаксије СДСС износи 0,015, односно 0,018, а средња грешка у и за 479 галаксија 2МАСС износи 0,011, односно 0,075. Они преводе на типичне грешке у боји од 0,023 ин - и 0,076 ин -. Обе вредности су знатно мање од динамичких опсега боја приказаних на сликама 4 и 5, што значи да дистрибуцијом података не доминирају грешке мерења. Стога верујемо да је недостатак корелације између инфрацрвене боје и других параметара стваран. О овом резултату ћемо разговарати више у одељку 4.

    4. Дискусија и закључак

    За 195 галаксија анализираних у Д08 и Г09, корелације између параметара,,, и су очигледне. Одабиром значајних 5 пута већих, 1022 преклапајућих узорака из СДСС-а и АЛФАЛФА-е, такође смо извршили ПЦА и преко високих сопствених вредности матрица корелације потврдили да су корелације слично јаке. Из тога следи да су полупречник, осветљеност, Х.Ја маса и динамичка маса одабраних галаксија су у тесној корелацији. Д08 показује да су основни параметри галаксија у високој корелацији и да постоји само једна доминантна главна компонента. Из наших студија знамо да је то тачно и у оптичким и у блиским инфрацрвеним опсезима. На основу хијерархијске претпоставке формирања галаксије, формирање халоа тамне материје је добро проучено кроз процес стабла спајања (нпр. [20, 21, 59–64]). Д08 верује да овај сценарио можда није у складу са једноставном везом између свих основних галактичких параметара, јер би процеси спајања разбили изворне галактичке структуре. Иако је наша анализа потврдила налаз Д08, не сматрамо га нужним или довољним разлогом за одбацивање ЦДМ-а. С друге стране, проучаван је динамички однос масе и светлости затворен оптичким радијусом који снажно антикорелира са површинском осветљеношћу [65–67]. То није приказано у нашим подацима. То може бити узроковано селекционим ефектима из галаксија и недовољним динамичким опсегом површинске осветљености са СДСС и 2МАСС подацима. Ипак, снажне корелације између параметра у Д09 и наших узорака изабраних за гас очигледне су и у оптичким и у близини инфрацрвених података.

    Међутим, чини се да је боја много мање корелирана, као што је споменуо Т11. Ово заиста компликује ситуацију и може се објаснити софистициранијом теоријом која би укључивала, на пример, утицај недавног формирања звезда и врло светлећих младих звезда. Заиста су се овим студијама већ бавили многи аутори (нпр. [55, 59, 68–71]. Д08 сугерише да се оптичка боја (- у њиховом случају) састоји од две компоненте: систематске компоненте која корелира са другим параметрима (и стога укључује прву главну компоненту) и неваљалу компоненту која је више или мање случајна (и чини другу главну компоненту). Примамљиво је претпоставити да систематска компонента потиче из утврђених звезданих популација и да је повезана са глобалном формацијом историја галаксија, док је случајна компонента повезана са текућим активностима формирања звезда и може бити краткотрајни догађај у историји формације. Изненађујуће је да наше блиске инфрацрвене анализе сугеришу другачију причу. У нашем блиском инфрацрвеном ПЦА, боја је још некорелиранији са осталим параметрима, у поређењу са оптичком бојом.

    Може се веровати да недавна формација звезда на снажнији утицај може имати оптичке боје, док - боја може бити бољи траг интегрисане историје звезданих формација, јер на њу мање утичу текуће стварање звезда и одумирање прашине. Ако је ово тачно, резултат који је више повезан са другим динамичким својствима сугерише да је недавна историја формирања звезда више контролисана тренутном динамичном структуром галаксија. С друге стране, наш резултат - који није повезан са другим динамичким својствима сугерише да је историја формирања старих звезданих компоненти хаотичнији процес. Другим речима, јача друга компонента може бити показатељ историје сложеног формирања и еволуције галаксија. Ако је ово тачна интерпретација наших података, тада су докази о сложеној историји спајања предвиђени хијерархијским моделом формирања ЦДМ били сакривени у близини инфрацрвене боје и Д08 их није открио. Међутим, верујемо да ово треба тестирати са више запажања и симулација, а преурањено је сугерисати неуспех ЦДМ модела.

    Да резимирамо, верујемо да 5 пута већа величина узорка појачава тврдњу у Д08 да постоји један доминантан параметар у галактичкој структури. Поред тога, наше блиске инфрацрвене анализе такође пружају додатни увид у боју галаксија. Чврста корелација и некорелирани део боје између параметара у оптичким и блиским инфрацрвеним подацима пружају потенцијално моћна ограничења за посматрање теорије формирања хијерархијске структуре и било којих других космолошких модела.

    Захвалнице

    Овај рад подржава Тајвански национални савет за науку у оквиру пројекта бр. НСЦ97-2112-М-002-026-МИ3 (П. Цхен и И.-И. Цханг), НСЦ98-2112-М-001-003-МИ2 и НСЦ99-2112-М-001-012-МИ3 (В. - Х. Ванг и И.-И. Цханг), и од стране Министарства енергетике САД-а по Уговору бр. ДЕ-АЦ03- 76СФ00515. Аутори се такође захваљују подршци Националног центра за теоријске науке Тајвана. Захвални су Л. Лин, Х. Хирасхита, М. Диснеи, П. Кроупа и Х.-В. Рик за корисне коментаре и дискусију. Опсерваторија Арецибо део је Националног центра за астрономију и јоносферу, којим управља Универзитет Цорнелл у складу са споразумом о сарадњи са Националном фондацијом за науку. Финансирање СДСС-а и СДСС-ИИ обезбедили су Фондација Алфред П. Слоан, Институције које учествују, Национална научна фондација, Министарство енергетике САД-а, Национална управа за ваздухопловство и свемир, јапански Монбукагакусхо, друштво Мак Планцк, и Веће за финансирање високог образовања за Енглеску. Веб локација СДСС је хттп://ввв.сдсс.орг/. СДСС-ом управља Конзорцијум за астрофизичка истраживања за институције које учествују. Институције које учествују су Амерички природњачки музеј, Астрофизички институт Потсдам, Универзитет у Базелу, Универзитет у Кембриџу, Универзитет Цасе Вестерн Ресерве, Универзитет у Чикагу, Универзитет Дрекел, Фермилаб, Институт за напредне студије, Јапанска група за учешће, Јохнс Хопкинс Универзитет, Заједнички институт за нуклеарну астрофизику, Кавли институт за астрофизику и космологију честица, Корејска група научника, Кинеска академија наука (ЛАМОСТ), Национална лабораторија Лос Аламос, Мак-Планцк-Институт за астрономију (МПИА), Мак-Планцк-Институт за астрофизику (МПА), Државни универзитет у Новом Мексику, Државни универзитет у држави Охио, Универзитет у Питтсбургху, Универзитет у Портсмоутху, Универзитет Принцетон, Америчка поморска опсерваторија и Универзитет у Вашингтону. Овај рад користи производе података из истраживања „Два микрона на сва неба“, који је заједнички пројекат Универзитета у Массацхусеттсу и Центра за инфрацрвену обраду и анализу / Калифорнијски институт за технологију, који финансирају Национална управа за ваздухопловство и свемир и Национална наука Фондација.

    Референце

    1. Е. Н. Таилор, М. Франк, Ј. Бринцхманн, А. Ван Дер Вел и П. Г. Ван Доккум, „О масама галаксија у локалном универзуму“, Астропхисицал Јоурнал Леттерс, вол. 722, бр. 1, стр. 1–19, 2010. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    2. Д. А. Ваке, М. Франк и П. Г. ван Доккум, „Које је својство галаксије најбољи показатељ хало својстава тамне материје домаћина?“ хттп://аркив.орг/абс/1201.1913. Погледајте на: Гоогле Сцхолар
    3. Д. А. Ваке, П. Г. ван Доккум и М. Франк, „Откривање дисперзије брзине као најбољи показатељ боје галаксије, у поређењу са звезданом масом, површинском густином масе или морфологијом“, хттп://аркив.орг/абс/1201.4998. Погледајте на: Гоогле Сцхолар
    4. Г. Ф. Смоот, Ц. Л. Беннетт, А. Когут ет ал., „Структура на ЦОБЕ диференцијалним микроталасним радиометрским мапама прве године“, Астропхисицал Јоурнал Леттерс, вол. 396, бр. 1, стр. Л1 – Л5, 1992. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    5. Ц. Л. Беннетт, А. Когут, Г. Хинсхав ет ал., „Космичка колебања температуре од две године проматрања ЦОБЕ диференцијалних микроталасних радиометара,“ Астропхисицал Јоурнал Леттерс, вол. 436, бр. 2, стр. 423–442, 1994. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    6. Ц. Л. Беннетт, М. Халперн, Г. Хинсхав ет ал., „Првогодишња посматрања сонде микроталасне анизотропије Вилкинсон (ВМАП): прелиминарне мапе и основни резултати,“ Астропхисицал Јоурнал, вол. 148, бр. 1, стр. 1–27, 2003. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    7. Ц. Л. Беннетт, Р. С. Хилл, Г. Хинсхав ет ал., „Првогодишња запажања сонде микроталасне анизотропије Вилкинсон (ВМАП): емисија у првом плану“, Астропхисицал Јоурнал, вол. 148, бр. 1, стр. 97–117, 2003. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    8. Е. Коматсу, Ј. Дунклеи, М. Р. Нолта ет ал., „Петогодишња запажања сонде микроталасне анизотропије Вилкинсон: космолошка интерпретација“, Астропхисицал Јоурнал, вол. 180, бр. 2, стр. 330–376, 2009. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    9. Ј. Дунклеи, Д. Н. Спергел, Е. Коматсу и сар., „Опажања петогодишње вилкинсонове микроталасне анизотропије (ВМАП): Баиесова процена космичких микроталасних поларизационих мапа,“ Астропхисицал Јоурнал Леттерс, вол. 701, бр. 2, стр. 1804–1813, 2009. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    10. А. Г. Риесс, А. В. Филиппенко, П. Цхаллис ет ал., „Осматрачки докази супернова за убрзавајући универзум и космолошку константу“ Астрономицал Јоурнал, вол. 116, бр. 3, стр. 1009–1038, 1998. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    11. Ф. Звицки, „О масама маглина и кластера маглина,“ Астропхисицал Јоурнал, вол. 86, стр. 217, 1937. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    12. Б. Мооре, С. Гхигна, Ф. Говернато ет ал., „Подструктура тамне материје унутар галактичких ореола“, Астропхисицал Јоурнал Леттерс, вол. 524, бр. 1, стр. Л19 – Л22, 1999. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    13. А. Клипин, А. В. Кравтсов, О. Валензуела и Ф. Прада, „Где су нестали галактички сателити?“ Астропхисицал Јоурнал Леттерс, вол. 522, бр. 1, стр. 82–92, 1999. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    14. Ј. Р. Примацк, „Козмологија: питања малог обима,“ Нови часопис за физику, вол. 11, бр. 10, ИД чланка 105029, 2009. Приказ на: Веб локација издавача | Гоогле Сцхолар
    15. А. Кравтсов, „Подструктура тамне материје и патуљасти галактички сателити,“ Напредак у астрономији, вол. 2010, ИД чланка 281913, 2010. Приказ на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    16. Ј. Соммер-Ларсен и А. Долгов, „Формирање дисковних галаксија: топла тамна материја и проблем угаоног момента“, Астропхисицал Јоурнал Леттерс, вол. 551, бр. 2, стр. 608–623, 2001. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    17. П. Ј. Е. Пееблес, „Феномен празнине“, Астропхисицал Јоурнал Леттерс, вол. 557, бр. 2, стр. 495–504, 2001. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    18. В. Ј. Г. Де Блок и С. С. МцГаугх, „Садржај тамне и видљиве материје галаксија дискова мале површинске осветљености“, Месечна обавештења Краљевског астрономског друштва, вол. 290, бр. 3, стр. 533–552, 1997. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    19. Ј. Ј. Далцантон и Ц. Ј. Хоган, „Хало језгра и густине фазног простора: ограничења посматрања у физици тамне материје и формирању структуре“, Астропхисицал Јоурнал Леттерс, вол. 561, бр. 1, стр. 35–45, 2001. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    20. С. Д. М. Вхите и Ц. С. Френк, „Формирање галаксије кроз хијерархијско груписање“, Астропхисицал Јоурнал Леттерс, вол. 379, бр. 1, стр. 52–79, 1991. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    21. С. Цоле, Ц. Г. Лацеи, Ц. М. Баугх и Ц. С. Френк, „Хијерархијска формација галаксије“, Месечна обавештења Краљевског астрономског друштва, вол. 319, бр. 1, стр. 168–204, 2000. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    22. Ц. М. Баугх, „Приручник о хијерархијској формацији галаксије: полуаналитички приступ,“ Извештаји о напретку у физици, вол. 69, бр. 12, чланак Р02, стр. 3101–3156, 2006. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    23. С. М. Фабер и Р. Е. Јацксон, „Дисперзије брзине и односи масе и светлости за елиптичне галаксије,“ Астропхисицал Јоурнал, вол. 204, стр. 668–683, 1976.Погледајте на: Гоогле Сцхолар
    24. Р. Б. Тулли и Ј. Р. Фисхер, „Нова метода одређивања удаљености до галаксија“, Астрономија и астрофизика, вол. 54, бр. 3, стр. 661–673, 1977. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    25. Г. Гаваззи, Д. Пиерини и А. Боселли, „Феноменологија диск галаксија,“ Астрономија и астрофизика, вол. 312, бр. 2, стр. 397–408, 1996. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    26. М. Р. Блантон, Д. В. Хогг, Н. А. Бахцалл и сар., „Широкопојасна оптичка својства галаксија са црвеним помаком 0,02 & лт З & лт 0,22,“ Астропхисицал Јоурнал Леттерс, вол. 594, бр. 1 И, стр. 186–207, 2003. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    27. М. Бернарди, Р. К. Схетх, Ј. Аннис ет ал., „Галаксије раног типа у анкети Слоан дигиталног неба. ИИ. Корелације између видљивих, “ Астрономицал Јоурнал, вол. 125, бр. 4, стр. 1849–1865, 2003. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    28. Г. Кауффманн, Т. М. Хецкман, С. Д. М. Вхите и сар., „Звездине масе и историје формирања звезда за 105 галаксија из Слоан Дигитал Сурвеи-а“, Месечна обавештења Краљевског астрономског друштва, вол. 341, бр. 1, стр. 33–53, 2003. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    29. Г. Кауффманн, С. Д. М. Вхите, Т. М. Хецкман ет ал., „Еколошка зависност односа између звездане масе, структуре, формирања звезда и нуклеарне активности у галаксијама,“ Месечна обавештења Краљевског астрономског друштва, вол. 353, бр. 3, стр. 713–731, 2004. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    30. М. Р. Блантон, М. Геха и А. А. Вест, „Испитивање хладне тамне материје на релацији Тулли-Фисхер мале масе“, Астропхисицал Јоурнал Леттерс, вол. 682, бр. 2, стр. 861–873, 2008. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    31. М. Ј. Диснеи, Ј. Д. Романо, Д. А. Гарциа-Аппадоо, А. А. Вест, Ј. Ј. Далцантон и Л. Цортесе, „Галаксије изгледају једноставније него што се очекивало“ Природа, вол. 455, бр. 7216, стр. 1082–1084, 2008. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    32. Д. А. Гарциа-Аппадоо, А. А. Вест, Ј. Ј. Далцантон, Л. Цортесе и М. Ј. Диснеи, „Корелације између својстава галаксија пронађених у слепом истраживању Х и, које такође имају СДСС оптичке податке“, Месечна обавештења Краљевског астрономског друштва, вол. 394, бр. 1, стр. 340–356, 2009. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    33. Л. Ставелеи-Смитх, В. Е. Вилсон, Т. С. Бирд ет ал., „Тхе Паркес 21 цм мултибеам рецеивер,“ Публикације Астрономског друштва Аустралије, вол. 13, бр. 3, стр. 243–248, 1996. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    34. Р. Гиованелли, М. П. Хаинес, Б. Р. Кент и сар., „Анкета брзог алфа истраживања легата. ИИИ. Х И изворни каталог северне регије грозда Девице, “ Астрономицал Јоурнал, вол. 133, бр. 6, стр. 2569–2583, 2007. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    35. А. Саинтонге, Р. Гиованелли, М. П. Хаинес и сар., „Анкета брзог алфа-истраживања о наслеђу арециба. В. изворни каталог Х и антидевичке регије на δ = +27°,” Астрономицал Јоурнал, вол. 135, бр. 2, стр. 588–604, 2008. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    36. Б. Р. Кент, Р. Гиованелли, М. П. Хаинес ет ал., „Анкета брзе алфе о наслеђу Арециба. ВИ. Други ХИ изворни каталог регије кластера Девица, ” Астрономицал Јоурнал, вол. 136, бр. 2, стр. 713–724, 2008. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    37. К. Н. Абазајиан, Ј. К. Аделман-Мццартхи, М. А. Агуерос и сар., „Седмо објављивање података истраживања Слоан дигиталног неба“, Астропхисицал Јоурнал, вол. 182, бр. 2, стр. 543–558, 2009. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    38. М. Ц. Торибио, Ј. М. Соланес, Р. Гиованелли, М. П. Хаинес и К. Л. Мастерс, „Садржај Х И и оптичка својства пољских галаксија из истраживања АЛФАЛФА. И. Избор контролног узорка, ” Астропхисицал Јоурнал Леттерс, вол. 732, бр. 2, чланак 92, 2011. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    39. М. Ц. Торибио, Ј. М. Соланес, Р. Гиованелли, М. П. Хаинес и А. М. Мартин, „Х и садржај и оптичка својства пољских галаксија из истраживања АЛФАЛФА. ИИ. Мултиваријантна анализа узорка галаксије у окружењима мале густине, ” Астропхисицал Јоурнал Леттерс, вол. 732, бр. 2, чланак 93, 2011. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    40. И. Т. Јоллиффе, Главни анализа компоненти, вол. 1, Спрингер, 1986.
    41. М. Ф. Скрутские, Р. М. Цутри, Р. Стиенинг и сар., „Тхе Тво Мицрон Алл Ски Сурвеи (2МАСС),“ Астрономицал Јоурнал, вол. 131, бр. 2, стр. 1163–1183, 2006. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    42. Ј. Бринцхманн, С. Цхарлот, С. Д. М. Вхите ет ал., „Физичка својства галаксија које формирају звезде у Универзуму са ниским црвеним помаком“, Месечна обавештења Краљевског астрономског друштва, вол. 351, бр. 4, стр. 1151–1179, 2004. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    43. Ј. Л. Росенберг, С. Е. Сцхнеидер и Ј. Поссон-Бровн, „Гас и звезде у узорку галаксије одабраном од ХИ“, Астрономицал Јоурнал, вол. 129, бр. 3, стр. 1311–1330, 2005. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    44. А. Цхунг, Ј. Х. ван Горком, Ј. Д. Кеннеи, Х. Цровл и Б. Воллмер, „ВЛА снимање девичанских спирала у атомском гасу (ВИВА). И. Атлас и својства Хи, ” Астрономицал Јоурнал, вол. 138, бр. 6, стр. 1741–816, 2009. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    45. Н. Иасуда, М. Фукугита, В. К. Нараианан ет ал., „Бројеви галаксије рачунају се из података о налогу Слоан Дигитал Ски Сурвеи“, Астрономицал Јоурнал, вол. 122, бр. 3, стр. 1104–1124, 2001. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    46. М. Ј. Меиер, М. А. Зваан, Р. Л. Вебстер и сар., „ХИПАСС каталог - И. Презентација података, ” Месечна обавештења Краљевског астрономског друштва, вол. 350, бр. 4, стр. 1195–1209, 2004. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    47. К. Абазајиан, Ј. К. Аделман-МцЦартхи, М. А. Агуерос и сар., „Друго објављивање података о слоановом истраживању дигиталног неба“, Астрономицал Јоурнал, вол. 128, бр. 1, стр. 502–512, 2004. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    48. А. А. Вест, Д. А. Гарциа-Аппадоо, Ј. Ј. Далцантон ет ал., „Х и-Селецтед Галакиес ин Слоан Дигитал Ски Сурвеи. ИИ. Боје галаксија богатих гасом, ” Астрономицал Јоурнал, вол. 138, бр. 3, стр. 796–807, 2009. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    49. А. А. Вест, Д. А. Гарциа-Аппадоо, Ј. Ј. Далцантон и сар., „Х И-одабране галаксије у истраживању Слоан-овог дигиталног неба. И. Оптички подаци, ” Астрономицал Јоурнал, вол. 139, бр. 2, стр. 315–328, 2010. Приказ на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    50. В. Петросиан, „Сјај површине и еволуција галаксија,“ Астропхисицал Јоурнал, вол. 209, стр. Л1 – Л5, 1976. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    51. М. Р. Блантон, Ј. Далцантон, Д. Еисенстеин ет ал., „Функција осветљености галаксија у подацима о пуштању у рад СДСС-а“, Астрономицал Јоурнал, вол. 121, бр. 5, стр. 2358–2380, 2001. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    52. А. А. Вест, Одабрао сам галаксије у истраживању Слоан-овог дигиталног неба, Др. теза, Универзитет у Вашингтону, 2005.
    53. М. Цаппеллари, Р. Бацон, М. Буреау ет ал., „САУРОН пројекат - ИВ. Однос масе и светлости, виријални процењивач масе и основна раван елиптичних и лентикуларних галаксија, " Месечна обавештења Краљевског астрономског друштва, вол. 366, бр. 4, стр. 1126–1150, 2006. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    54. М. Р. Блантон, Д. Ј. Сцхлегел, М. А. Страусс ет ал., „Каталог галаксије са додатном вредношћу Универзитета у Нев Иорку: каталог галаксија заснован на новим јавним истраживањима“, Астрономицал Јоурнал, вол. 129, бр. 6, стр. 2562–2578, 2005. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    55. И. Стратева, Ж. Ивезић, Г. Р. Кнапп и сар., „Одвајање боја типова галаксија у подацима снимања Слоан Дигитал Сурвеи“, Астрономицал Јоурнал, вол. 122, бр. 4, стр. 1861–1874, 2001. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    56. П. Ц. ван дер Круит, „Тродимензионална расподела светлости и масе у дисковима спиралних галаксија,“ Астрономија и астрофизика, вол. 192, бр. 1-2, стр. 117–127, 1988. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    57. М. Р. Блантон, Д. В. Хогг, Н. А. Бахцалл и сар., „Функција сјаја галаксије и густина сјаја при црвеном помаку з = 0,1,“ Астропхисицал Јоурнал Леттерс, вол. 592, бр. 2 И, стр. 819–838, 2003. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    58. М. П. Хаинес и Р. Гиованелли, „Неутрални водоник у изолованим галаксијама. ИВ — резултати за Арецибо обилно, ” Астрономицал Јоурнал, вол. 89, стр. 758–800, 1984. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    59. Ј. Корменди, „Интегрисане боје светлих галаксија у у, б, В систему,“ Астропхисицал Јоурнал, вол. 218, стр. 333, 1977. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    60. М. С. Лонгаир, Формирање галаксије, вол. 1, Спрингер, 2000.
    61. Ј. Корменди и Р. Ц. Кенницутт, „Секуларна еволуција и формирање псеудо-испупчења у галаксијама диска,“ Годишњи преглед астрономије и астрофизике, вол. 42, стр. 603–683, 2004. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    62. Р. Г. Бовер, А. Ј. Бенсон, Р. Малбон ет ал., „Разбијање хијерархије формирања галаксије“, Месечна обавештења Краљевског астрономског друштва, вол. 370, бр. 2, стр. 645–655, 2006. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    63. Ј. Корменди, Д. Б. Фисхер, М. Е. Цорнелл и Р. Бендер, „Структура и формирање елиптичних и сфероидних галаксија,“ Астропхисицал Јоурнал, вол. 182, бр. 1, стр. 216–309, 2009. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    64. Ф. Фонтанот, Г. Де Луциа, П. Монацо, Р. С. Сомервилле и П. Сантини, „Много манифестација смањења: хијерархијски модели формирања галаксије суочавају се са запажањима“, Месечна обавештења Краљевског астрономског друштва, вол. 397, бр. 4, стр. 1776–1790, 2009. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    65. М. А. Зваан, Ј. М. ван дер Хулст, В. Ј. Г. де Блок и С. С. МцГаугх, „Тулли-Фисхер-ов однос за галаксије мале површинске светлине: импликације на еволуцију галаксија“, Месечна обавештења Краљевског астрономског друштва, вол. 273, стр. Л35 – Л38, 1998. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    66. С. С. МцГауон и В. Ј. Г. Де Блок, „Испитивање хипотезе о модификованој динамици са галаксијама мале површинске светлине и други докази“, Астропхисицал Јоурнал Леттерс, вол. 499, бр. 1, стр. 66–81, 1998. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар
    67. Р. Реиес, Р. Манделбаум, Ј. Е. Гунн, Ј. Пизагно и Ц. Н. Лацкнер, „Калибрисани Тулли-Фисхер-ови односи за побољшане процене брзина ротације диска,“ хттп://аркив.орг/абс/1106.1650. Погледајте на: Гоогле Сцхолар
    68. Г. де Вауцоулеурс, „Интегрисане боје светлих галаксија у у, б, В систему,“ Астропхисицал Јоурнал Супплемент Сериес, вол. 5, стр. 233, 1961. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    69. Р. Б. Тулли, Ј. Р. Молд и М. Ааронсон, „Однос магнитуде боје за спиралне галаксије“, Астропхисицал Јоурнал, вол. 257, стр. 527–537, 1982. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    70. Д. В. Хогг, М. Р. Блантон, Ј. Бринцхманн ет ал., „Зависност односа боје и величине галаксија од околине“, Астропхисицал Јоурнал, вол. 601, бр. 1, стр. Л29 – Л32, 2004. Поглед на: Гоогле Сцхолар
    71. И. Цхен, Ј. Д. Ловентхал и М. С. Иун, „Однос величине и величине и морфологија улирга са ниским црвеним помаком у дигиталном снимању неба Слоан-а“, Астропхисицал Јоурнал Леттерс, вол. 712, бр. 2, стр. 1385–1402, 2010. Поглед на: Место издавача | Гоогле Сцхолар

    Ауторско право

    Ауторска права & # ка9 2012 Иу-Иен Цханг ет ал. Ово је чланак са отвореним приступом дистрибуиран под лиценцом Цреативе Цоммонс Аттрибутион, који дозвољава неограничену употребу, дистрибуцију и репродукцију на било ком медијуму, под условом да се оригинално дело правилно цитира.


    Како израчунавамо растојања до других галаксија?

    Постоји неколико различитих метода, али једна од најчешћих је метода „стандардне свеће“. Ово се ослања на чињеницу да ако знамо колико је објекат у свемиру заиста светао (његова ’унутрашња’ осветљеност), онда можемо проценити његову удаљеност од тога колико нам се светли од Земље (његова ‘привидна’ осветљеност).

    „Цефеидна променљива“ је једна врста стандардне свеће. Цефеидне променљиве су врста звезде која има доследан однос између сопствене осветљености и брзине пулсирања - тако да можете да је гледате, а ако пулсира брзином од к, знате да је њена унутрашња осветљеност и.

    Мерење унутрашње осветљености променљиве Цефеида или других врста стандардних свећа, попут супернова, омогућава астрономима да израчунају удаљеност до матичне галаксије стандардне свеће.

    За најудаљеније галаксије стандардне свеће су превише слабе да би биле корисне, па астрономи често користе закон „Хуббле-Лемаитре“ који показује да што је галаксија удаљенија од Земље, то се брже удаљава од нас. Ово је само последица чињенице да се Универзум шири.

    Астрономи прво мере брзину галаксије анализирајући померање светлости галаксије према црвеном крају њеног светлосног спектра (њен ‘црвени помак’), а када се сазна брзина, могу да израчунају удаљеност.


    Ископавање & # 8220црвених груменова & # 8221 у локалним елиптичним галаксијама

    Прошле недеље је овај астробит расправљао о стварању спиралних галаксија сличних Млечном путу. Аутори студије закључили су да спиралне галаксије у почетку не формирају звезде које почињу изнутра и раде ка споља, већ да се централни регион (избочина) формира заједно са остатком диска. У овом писму Хуанг и сар. 2013. упоредите локалне елиптичне галаксије (слика 1) са њиховим удаљеним родоначелницима и закључите да, за разлику од спирала, масивне елиптичне галаксије граде звезде из & # 8220унутра-ван & # 8221: прво у компактном језгру, а затим у спољним слојевима.

    Слика 1: Локалне елиптичне галаксије из истраживања Царнегие-Ирвине Галаки. Из Хуанг и сар. 2013а, пратећи рад уз ово писмо.

    Да бисмо разумели зашто ова слика има смисла, погледајмо се у прошлост. У универзуму са високим црвеним помаком (читај: веома далеком и самим тим много млађем свемиру, будући да светлости треба одређено време да би путовала до нас), астрономи су приметили популацију компактних, масивних и црвених галаксија названих & # 8220ред груменци & # 8221 . На основу ових посматраних својстава, црвени груменци су вероватно млађа верзија данашњих елиптичних галаксија. Црвени груменци мора да су брзо порасли да би били тако компактни и масивни у тако раном времену и било би им потребно велико снабдевање гасом да би се створиле све њихове звезде. Аутори верују да су груменци расли или спајањем галаксија / протогалаксија богатих гасом, или увлачењем хладног гаса (који би лако могао да се сруши да би формирао звезде) дуж нити свемирске структуре великих размера. Нешто & # 8211 највероватније зрачење и / или млазови из нарастајуће супермасивне црне рупе у центру галаксије & # 8211 би тада могло да истисне заостали гас и забрани галаксији да ствара нове звезде, као што је описано у овим астробитима.

    Боја црвених груменова сугерише да су они # # мртви & # 8221, тј. Готови са формирањем звезда. Да су црвени груменци у процесу стварања нових звезда, јарке, плаве краткотрајне звезде надјачале би мутне, црвене, дуговечне звезде. Ипак, некако морају добити више звезда како би се подударали са посматрањима сличних галаксија до данашњих дана. Слика 2а показује да се просторни опсег звезда у црвеним галаксијама типа грумен, квантификован ефективним радијусом, временом знатно повећава. Шта више, звездана маса ових удаљених црвених галаксија ће се удвостручити или чак утростручити. Како елиптичне галаксије могу добити нове звезде, а да их не стварају изнутра? Ови аутори и други сумњају да одговор долази из спољних елиптичних галаксија које своје спољне слојеве изграђују увлачењем малих, сиромашних гасом сателитских галаксија, у ономе што ми називамо & # 8220мања спајања & # 8221.

    Слика 2: (а) Повећање просторног опсега црвених груменова / елиптичних галаксија (оса и) у функцији црвеног померања, з (оса к к већа з подразумева веће растојање). Панели крајње лево показују просторни опсег локалних галаксија (з = 0) разбијених на различите компоненте.
    (б) Однос између звездане масе (оса к) и просторног опсега (оса и). Наранџасте тачке & # 8211комбиноване унутрашње и средње компоненте локалних елиптичара & # 8211 падају на врх сивих тачака & # 8211црвене груменке, што указује на њихову сличност.

    Хуанг и сар. пронађите доказе за овај двофазни сценарио формирања који се вреба у локалним елиптичним галаксијама из истраживања Царнегие-Ирвине Галаки. Астрономи обично користе 2-Д површинску осветљеност, тј. Оно што можемо да посматрамо, да би закључили о информацијама о 3-Д звезданој густини. Традиционално се сматрало да би цела елиптична галаксија могла бити добро описана једним профилом осветљености површине сразмерним Р 1/4, где је Р пројектована удаљеност од центра галаксије, што можда указује на један механизам формирања. Овде аутори показују да је површинска осветљеност локалних елиптичних галаксија боље представљена са три једначине: две за опис унутрашњих компонената и једна за опис спољне компоненте (слика 3). Штавише, комбинована маса и просторни опсег две унутрашње компоненте је запањујуће сличан читавим галаксијама црвених груменова, као што је приказано на слици 2б. Ови структурни докази снажно фаворизују модел са две овде описане фазе формирања: једна за стварање црвених груменова у стању у којем их посматрамо, а друга за накнадно додавање материјала у предграђе галаксије.

    Слика 3: Модел једне локалне елиптичне галаксије.Горња три панела на левој страни једноставно описују детаљан облик, елиптичност и оријентацију елипса једнаке површинске осветљености у функцији полупречника (до снаге 1/4), доња десна плоча приказује остатке. Најважнији је четврти панел доле десно: осветљеност површине у функцији пројектованог радијуса од центра, где црвене, зелене и плаве криве приказују три компоненте у моделу. На десној страни је посматрана галаксија (горе), модел галаксије (средина) и остаци, тј. Оно што је остало када одузмете модел од запажања (дно). Три елипсе у боји показују ефективни опсег сваке компоненте. Из Хуанг и сар. 2013а.

    Многи детаљи остају неизвесни. Зашто постоје две, суптилно различите унутрашње компоненте за разлику од само једне? Како су структурирани сами црвени груменци да ли је маса већ распоређена као сада или су ове ране галаксије имале друге особине (попут дискова) које су касније уништене? У будућности би астрономи могли одговорити на ова питања разлагањем структура ових раних галаксија. Иако би то било тешко с обзиром да су црвени груменци толико далеко, све информације које можемо добити пружиле би директан увид у рано формирање елиптичних галаксија. Ипак, откривање црвених груменова код наших блиских суседа важан је корак ка потпуном разумевању елиптичне еволуције галаксије.


    Погледајте видео: SAMOSABOTAZA U PEAT METODAMA (Децембар 2022).