천문학

Luminous Red Galaxies 카탈로그의 XYZ 좌표 얻기

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그래서 저는 LRG (발광 붉은 은하) 카탈로그의 XYZ (직사각형 / 직교) 좌표를 얻고 싶습니다. 카탈로그는 여기에서 다운로드 할 수 있습니다. https://data.sdss.org/sas/dr16/eboss/lss/catalogs/DR16/ "LRG"항목 만 검색하면됩니다. 처음에는 클러스터링에별로 관심이 없기 때문에 eBOSS_LRG_full_ALLdata-vDR16.fits를 다운로드 할 것이라고 생각했습니다. 이 fits 파일에서 RA 및 DEC 좌표가 표시되지만 거리 측정 값은 표시되지 않습니다. 따라서이 RA 및 DEC를 XYZ 좌표로 변환하는 방법을 모르겠습니다. 나는 그들이 이것을했다고 말하는 몇몇 논문을 읽었으므로 원칙적으로 그것이 가능할 것입니다. 어떻게 든 거리를 추정하기 위해 크기를 사용해야합니까 (예 : https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Willick/Willick1_2.html)? 어떤 이유로, 나는 이것이 카탈로그 측정에서 미리 계산 될 것이라고 예상했지만 아마도 뭔가 오해하고있을 것입니다.

BAO (Baryon Acoustic Oscillation)가 거리를 결정하는 데 사용된다는 것을 이해합니다. https://www.sdss.org/dr16/spectro/lss/에 따르면 위에 게시 한 SDSS 파일 링크에는 BAO에 대한 정보도 포함되어 있습니다 ( "rec"가 포함 된 파일입니다.eBOSS_LRGpCMASS_clustering_data_rec-NGC-vDR16.fits예를 들어 파일). 그러나 필드의 의미와 더 중요한 것은 필드에서 거리를 얻는 방법을 찾을 수 없습니다.

일부 문서가 누락 된 경우 모든 도움을 주시면 알려주십시오.


은하 좌표

은하 좌표
적도 좌표 (적위)와 (적경)이 주어지면 은하 좌표 (b, l)은 공식에서 계산할 수 있습니다.

은하 좌표 -적도 계가 아닌 우리 은하계에 의해 정의 된 위도와 경도의 좌표계 (천구 적도를 기준으로하는 RA 및 적 위계).
갈릴레오 위성-갈릴레오가 발견 한 목성의 가장 큰 4 개의 위성 : 가니메데, 이오, 칼리스토, 유로파.

은하 좌표계는 태양을 기준으로 은하계에서 물체가 어디에 있는지 설명하는 방법입니다. 은하 경도는 은하 중심 방향에서 시계 반대 방향으로 측정되며 0에서 360까지입니다.

우리 은하의 평면에 의해 정의되는 위도와 경도 시스템.
갈릴리 안 망원경 (Galilean Telescope) 볼록한 대물 렌즈와 오목한 눈 렌즈로 직립 이미지를 형성하는 굴절 망원경.

우리 은하계 내의 별 분포 또는 우주의 먼 거리에있는 다른 은하들의 분포를 연구하면 하나 이상의 좌표 집합이 작동합니다.

은하의 평면과 은하 중심을 기준점으로 사용하고 은하의 위도 및 은하 경도 측정 값을 사용하여 은하계의 물체 분포 연구에 사용되는 시스템.

우주에서 물체의 분포를 연구 할 때 사용됩니다.
SkyEye 추가 정보 용어집.

l (경도) 및 b (위도)입니다.

천구의 적도에 대해 약 63 ° 기울어 진 은하의 평균 평면을 기반으로하는 좌표계입니다. 은하의 위도 (b)는 은하 적도 북쪽 (+) 또는 남쪽 (-)에서 측정됩니다. 은하 경도 (l)는 은하 중심에서 은하 평면을 따라 동쪽으로 측정됩니다.

Gaia DR2에 게시 된 모든 LPV 후보 중. 각 별은 그림 오른쪽에 표시된 중앙값 (GBP) & # 8722 중앙값 (GRP e) 색상 스케일에 따라 자주색-적색-노란색 색상 등급 스케일로 그려집니다.
DEXTER로 열기
3 Gaia all-sky LPV 조사 개요.

새로운 값은 1958 년에 국제 천문 연맹 (International Astronomical Union)의 조치에 의해 변경되었습니다. 새로운 값은 다음과 같습니다. 북극은 적경 방향에 있음 = 12 시간 49 분, 적위 = 27.

하늘에서 위치를 지정하는 또 다른 방법입니다. 은하 적도는 대략 우리 은하의 평면을 따라 흐르고 있으므로 은하의 위도가 0 인 점은 은하에 있으며 위도가 0에서 출발하면 은하에서 멀어집니다.

(1958 년 개정판) ". Royal Astronomical Society 121 (2) : 123-131. Bibcode : 1960MNRAS.121..123B. doi : 10.1093 / mnras / 121.2.123.
↑ Eisenhauer, F. Genzel, R. Alexander, T. Abuter, R. Paumard, T. Ott, T. Gilbert, A. Gillessen, S. Horrobin, M.

, 위치는 은하의 위도, 경도 및 태양까지의 거리에 의해 결정됩니다.

우리 은하수는 슈퍼의 원점에있는 검은 점에 위치하고 있습니다.

이 이미지는 BATSE에 의해 감지 된 감마선 버스트의 위치를 ​​보여줍니다.

(은하수가 그림 중앙을 가로 질러 수평으로 뻗어 있습니다.)

-Yale Bright Star 카탈로그 I. 카탈로그에서 별의 전체 하늘 차트, 은하수 배경 이미지와 함께 검은 하늘에 흰색 별,

, 교장 별명과 함께.

태양이 1 년에 두 번 은하 적도를 가로 지르지 만 2012 년에 12 월 동지 태양과 은하 적도의 정렬에 대해 많은 고민이있었습니다.

1959 년 IAU에서 정의한대로.

이러한 방식으로 관찰 세션이 크게 향상됩니다. 관찰 된 물체와 은하 간의 관계를 거의 3D로 볼 수 있기 때문입니다. M13은 어디에 있습니까? 또한 다음에 대한 정보를 제공합니다.

, 광도, 거리, 객체의 실제 크기 및 각도 지름.

은하 좌표계에서 기준은 평균에 평행 한 태양을 통과하는 평면입니다.
은하계의 평면. 북극 은하의 방향을 지정하여
적도 좌표, 적도 좌표는 다음으로 변환 될 수 있습니다.

그러나 우리는 천구에지도 그리드를 생성하여 하늘에서 물체를 식별, 참조 및 위치 지정하기 위해 이러한지도 그리드 중 일부에는 적도 좌표 (적경 및 적위), 황도 좌표 (황도 경도 및 위도)가 포함됩니다.

(은하 경도 및 위도).

Scientific American과 같은 인기 과학 잡지에 적합한 하늘의 쌍극자 모델. Lubin, Villela, Epstein & amp Smoot는 풍선을 타고 90GHz 복사계를 날려 하늘지도를 만들었지 만 1985 년에만 발표했습니다.이지도는 오른쪽에 표시됩니다. 컬러 버전을 보려면 이미지를 클릭하십시오.


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우리는 Kilo-Degree Survey의 네 번째 데이터 릴리스 인 KiDS-1000에서 약한 렌즈 전단 카탈로그를 제공하며, 1006 평방도의 딥 및 고해상도 이미징에 걸쳐 있습니다. 잘 보정 된 광도계 적색 편이 분포를 가진 우리 은하의 '금 표본'은 2,100 만 개의 은하로 구성되며, 유효 수 밀도는 평방 분당 6.17 은하입니다. 우리는 공간적, 시간적 및 플럭스 의존적 점 확산 함수 (PSF) 모델의 정확도를 정량화하여 모델이 클러스터링 우주론 매개 변수 S에 대한 추론 된 우주 전단 제약 조건에서 0.1σ 미만의 변화를 유도하기위한 요구 사항을 충족하는지 확인합니다. 8 = σ 8 √Ω m /0.3 .. 일련의 2 점 널 테스트를 통해 전단 추정값을 검증하여 데이터에서 상당한 비 렌즈 B 모드 왜곡에 대한 증거를 찾지 못했습니다. PSF 잔차는 객체 선택 및 / 또는 가중치 편향에서 비롯된 가장 높은 적색 편이 빈에서 감지됩니다. 그러나 진폭은 충분히 낮고 엄격한 요구 사항 내에있는 것으로 나타났습니다. 전 단비 영점 테스트를 통해 우리는 빛나는 적색 은하 주변의 은하-은하 렌즈 신호의 예상 적색 편이 스케일링을 검증합니다. 우리는 KiDS-1000의 전단 및 광도계 적색 편이 보정이 결합 프로브 중력 렌즈 및 분광 클러스터링 분석에 충분히 견고하다는 결론을 내립니다.


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이 연구에서는 간단한 경험적 방법을 통해 LRG와 은하단에 대한 광 도적 적색 편이를 유도하는 데 필요한 단계를 논의합니다. 사용 된 데이터는 SDSS (Sloan Digital Sky Survey)에서 가져온 것입니다. 3 개의 밴드 (gri)만으로는 일반적으로 더 많은 필터를 기반으로하는 다른 기술로 얻은 것만 큼 정확한 결과를 얻을 수 있음을 보여줍니다. 특히 (g-i) 색상을 사용하면 최종 적색 편이를 개선하는 데 도움이됩니다 (특히 클러스터의 경우).이 색상은 z까지 단조롭게 증가합니다.

0.8. LRG의 경우 카탈로그를 생성합니다.

z & lt 0.70에서 150 만 개의 개체. 이 카탈로그의 정확도는 z & lt = 0.55의 경우 σ = 0.027이고 0.55 & lt z & lt = 0.70의 경우 σ = 0.049입니다. 클러스터에 사용되는 포토 메트릭 적색 편이 기술은 클러스터 선택 알고리즘과 독립적입니다. 따라서 적절한 광학 광도 측정이 가능한 한 모든 방법 또는 파장으로 선택한 시스템에 적용 할 수 있습니다. 문헌에 나열된 적색 편이를 측광 추정치와 비교할 때 클러스터에 대해 달성 된 정확도는 z & lt = 0.30의 경우 σ = 0.024이고 030 & lt z & lt = 0.55의 경우 σ = 0.037입니다. 그러나 분 광적 적색 편이를 각 성단 영역의 SDSS 은하의 평균값으로 고려할 때 정확도는 다른 저자가 찾은 것과 동일한 수준입니다. z & lt = 0.30의 경우 σ = 0.011, 030 & lt z & lt =의 경우 σ = 0.016입니다. 0.55. 여기에서 파생 된 포토 메트릭 적색 편이 관계는 다른 곳에서 선택된 수천 개의 클러스터 후보에 적용됩니다. 또한 SDSS에서 사용할 수있는 은하 광도계 적색 편이를 사용하여 적색 편이 공간에서 그룹을 식별 한 다음 가장 가까운 그룹의 적색 편이 피크를 각 클러스터 적색 편이와 비교했습니다. 이 절차는 클러스터 적색 시퀀스가 ​​잘못 정의 될 수 있으므로 특히 높은 적색 편이에서 클러스터 선택을위한 대체 접근 방식을 제공합니다.


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2005 년 2 월 21 일
울트라 루미 너스 천문학

지난 10 년 동안 UL이라는 약어는 우주론 분야에 침투 해 왔습니다. 그것은 "초 발광"또는 "밝은 이상"이라는 인상적인 의미를 가지고 있습니다. 적어도 두 가지 범주에서이 최상급은 관찰에 대한 직접적인 설명이 아니라 관찰에 대한 이론적 해석으로 인한 왜곡입니다.

ULIRGs-Ultra Luminous Infra Red Galaxies의 경우를 보겠습니다. 위 사진의 Arp 220은 ULIRG 중 가장 밝습니다. (천문학 자 Halton Arp는 특이한 은하의 목록, 여기서이 물체는 220 번입니다.) 표준 해석은 스펙트럼 선이 더 긴 파장으로 이동하는 양 (빨간색 편이)으로 거리를 계산합니다. 그 거리에서 이렇게 밝게 보이려면 다른 어떤 천체보다 훨씬 더 풍부한 빛을 생성해야합니다. 그러므로 그것은 "초 발광이다. 표준 해석을지지하는 사람들은 가스와 먼지의 가려진 구름 뒤에있는 두 은하의 충돌에 의해 초과 에너지가 생성된다고 추측합니다. 그러나 적색 편이가 신체 고유의 메커니즘에 의해 발생했다면 Arp220은 정상적인 광도가 될만큼 충분히 가까울 수 있습니다. 더 가까웠다면 "Under-Luminous"일 수 있습니다.

은하가 어떻게 작용해야하는지에 대한 기존의 천문학 이론에 비해 너무 밝게 보인다는 사실 외에는 Arp 220이 적색 편이 거리보다 더 가깝다는 증거가 있습니까? 증거가 있지만 이해하려면 몇 단계가 필요합니다.

지난 몇 년 동안 천문학자인 Margaret Burbidge는 불일치하는 적색 편이 연관성을 연구하기 위해 망원경 시간을 사용해 왔습니다. 2001 년에 Halton Arp와 중국 천문학 자 Y. Chu는 Arp 220 부근의 천체에 대한 논문을 발표했습니다. 그들은 Arp 220의 북쪽과 남쪽에있는 두 쌍의 퀘이사를 발견했습니다. 추가로 또 다른 이중 쌍 퀘이사의 수는 Arp 220의 동쪽과 서쪽에 s 자 모양의 선을 형성합니다. 그리고 Arp 220의 핵을 직접 가리키는 직선으로 떨어지는 네 개의 작은 은하의 이전에 발견 된 "배경 클러스터"가 있습니다. 이러한 불일치-적색 편이 연관성은 퀘이사와 은하가 우연히 함께 그룹화된다는 것입니다. 그 경우의 극단적 인 가능성은 간과됩니다.

두 번째 단계는 불일치-적색 편이 물체가 거의 동일한 적색 편이를 가지고 있고 일차 물체의 핵의 반대편에 대칭으로 위치한 쌍으로 발생하는 경향이 있음을 알아 차리는 것입니다. 더욱이,이 쌍의 적색 편이는 1 차 물체로부터의 거리에 따라 잘 표시된 단계에서 감소하는 경향이 있습니다. "배경 객체"가 우연히 배열 될 수 있다고 믿는 것은 분별력을 버리는 것입니다.

Arp는 이러한 연관성을 가족 그룹으로 해석합니다. 모두는 기본 몸체 근처에 있습니다. 적색 편이가 높은 몸체는 하위 적색 편이 몸체에서 방출되었습니다. 방출 된 물체가 노화되어 정상적인 은하로 성장함에 따라 광도가 증가하고 적색 편이가 감소합니다. 우연한 덩어리가 아니라 진화하는 유 전적으로 연결된 개체의 집단입니다.

관측 된 단계적 적색 편이가 은하와 퀘이사의 연관성에 내재적이라면, 적색 편이 측정 거리를 광도 측정 거리보다 선호 할 이유가 없습니다. Arp 220의 관찰 된 광도는 우리와의 거리뿐만 아니라 알려진 에너지 생산 과정과도 일치하여 훨씬 더 가깝게 배치 할 것입니다.

다른 ULIRG와 관련하여 유사한 고려 사항은 UL 천문학과 빅뱅 우주론을 부정 할 수 있습니다.


Gaia DR2를 사용하여 은하 막대를 감지 할 수 있습니까?

은하 막대는 태양에서 멀리 떨어진 내 은하에 있습니다. 가장 가까운 접근 방식은 먼지가 많이 가려진 1 사분면에 있습니다. 그럼에도 불구하고 Gaia DR2 데이터 세트를 사용하여 막대를 감지 할 수 있습니까? 나는 우리가 정량적 인 별 수를 사용하여지도를 만들고 많은 세부 사항을 기대하지 않는다면 대답은 '예'라고 생각합니다.

매핑하려는 1 사분면의 영역은 다음과 같습니다.

도움이되는 것은 막대가 은하계의 위와 아래로 뻗어 있으며 한 지점에서 끝납니다. 이는 모든 데이터 제한에도 불구하고 감지 할 수있는 지오메트리를 생성합니다.

우리가 은하계에 막대를 매핑하려고하면 모든 먼지가 멸종 되었기 때문에 고무적인 결과를 얻지 못합니다.

이것은 은하 경도가 0도에서 50도 사이이고 3에서 8 kpc 사이의 별들의 밀도지도입니다. (이 거리에서 시차 오류가 너무 커서 RUWE & lt 1.4를 제외하고 별에 오류 제약 조건을 부과하지 않았습니다)

그러나 은하계 아래 400 파섹을 보면 멸종을 피할 수 있지만 이제 시차 오류가 너무 높아서 많은 세부 사항이 흐려집니다.

제 생각에 도움이되는 것은 별 수를 사용하는보다 정량적 인 접근입니다. 다음은 은하계에서 400 파섹 아래로 찍은 슬라이스에 대한 별 수와 분포를 분석하는 그래프입니다.

x 축은 은하의 경도를 나타냅니다. 파란색 데이터와 왼쪽 y 축은 그래픽 평면 아래 400 파섹 아래에서 해당 경도에 대해 3 ~ 8kpc 사이의 총 Gaia 별 개수를 보여줍니다. 빨간색 점과 오른쪽 y 축은 해당 경도에 대한 별의 2/3를 찾기 위해 3kpc를 초과하는 거리에서 얼마나 멀리 가야하는지 보여줍니다.

여러분이 찾은 것은 경도가 0도에 가까운 약 4500 개의 별에서 시작하고 20도에 가까워 질수록 별의 수가 감소하고 별의 2/3를 찾는 데 필요한 거리도 줄어든다는 것입니다. 이것이 나에게 말하는 것은 0도에서 20도까지 별이 넓게 시작하여 점으로 점차 좁아지는 구조에 있다는 것입니다. 바로 막대 모양의 구조에서 기대할 수있는 것입니다.

저는 여러 조각을 시도해 보았고 은하계 아래 400 파섹에서 약 20도, 그리고 은하계 위 400 파섹에서 약 25-30도에서 발생하는 점 (막대 끝)과 동일한 패턴을 봅니다. 이후. 약 20-25 도보 다 더 큰 패턴은 명확하지 않지만 은하계 아래의 막대 끝에서 서로 다른 거리를 지나가는 두 개의 나선 팔과 은하계 위의 하나의 나선 팔일 수 있습니다. 막대의 끝에 가장 가까운 곳은 은하계 바로 아래에 있습니다.)

간단히 말해서, 막대에 가까운 영역에서 나선형 팔 (Centaurus 팔)이 팁 근처와 아래에서 막대를 교차하는 것처럼 보입니다.

은하계의 400 파섹 이내에서 패턴은 아마도 먼지 멸종으로 인해 더욱 혼란스러워집니다.


UGC-웁살라 은하 일반 카탈로그

카탈로그에는 은하와 그 주변 지역에 대한 설명과 함께 평평한 은하에 대한 기존 시스템 분류 및 위치 각도가 포함되어 있습니다. 파란색과 빨간색 POSS 인쇄물 모두에 은하 직경이 포함되어 있으며, 인쇄물에있는 은하의 모습을 가능한 한 정확하게 설명 할 수 있도록 분류 및 설명이 제공됩니다. 게시 된 UGC의 데이터 부분 만 컴퓨터에서 읽을 수있는 버전에 포함됩니다. 분류, 겉보기 크기 측정 및 데이터 내용에 대한 추가 세부 정보는 소스 참조를 참조해야합니다.

카탈로그 Bibcode

참고 문헌

기원

매개 변수

이름
카탈로그 번호에 따른 UGC 소스 지정. 은하들은 1950 년 적경 값 순으로 번호가 매겨져 있습니다.

UGC_Number
UGC에있는 개체의 카탈로그 번호입니다.

RA
선택된 춘분에서 은하의 적경. 원래 테이블의 RA는 1950 년 적도 좌표에서 0.1 분의 정밀도로 주어졌습니다.

12 월
선택한 춘분에서 은하의 적위. 원래 테이블의 적위는 1950 년 적도 좌표에서 1 arcminute의 정밀도로 제공되었습니다.

LII
은하계의 은하 경도.

BII
은하의 은하 위도.

Mcg
은하의 형태 학적 카탈로그 (MCG : CDS / ADC Catalog VII / 62A, Vorontsov-Velyaminov et al. 1962, 1963, 1964, 1968) 은하의 지정 (가능한 경우) 또는 의사 -MCG desgination (아래 설명 됨), 다음과 같은 경우 아니. 지정의 첫 번째 숫자는 적도 +00에서 천구의 북극 +15까지의 팔로마 천문대 (POSS) 6도 구역입니다. 두 번째 숫자는 구역을 따라있는 POSS 필드이고 세 번째 숫자는 은하계입니다. MCG의이 필드. 비 -MCG 은하는 세 번째 위치에 000이라는 숫자가 지정되지만 첫 번째 및 두 번째 값은 올바르게 지정됩니다.

POSS_Field
은하가 가장 잘 보이는 팔로마 천문대 천문 조사 (POSS) 필드의 수입니다.

Blue_Major_Axis
POSS 청사진에서 측정 한 은하의 장축 (아크 분). 이 숫자의 정밀도는 일반적으로 0.1 arcminutes이지만 일부 경우에는 원래 카탈로그에서 가장 가까운 arcminute에만 제공되었습니다.

Blue_Minor_Axis
POSS 청사진에서 측정 한 은하의 단축 (arcminutes). 이 숫자의 정밀도는 일반적으로 0.01 또는 0.1 arcminutes이지만 일부 경우에는 원래 카탈로그에서 가장 가까운 arcminute에만 제공되었습니다.

Position_Angle
북쪽에서 동쪽까지 기존 방식으로 측정 한 은하 장축의 위치 각도입니다. 이 데이텀을 사용할 수없는 경우이 필드는 비워 둡니다.

Hubble_Type
허블 시스템의 분류 또는 은하 유형에 대한 덜 구체적인 설명. 이것은이 카탈로그의 인쇄 된 버전에서 사용할 수있는 정보의 축약 된 버전이며 필요한 경우 후자를 참조해야합니다. 몇 가지 약어가 사용됩니다.

Phot_Mag
은하의 사진 적 크기로, 카탈로그의 원래 버전에서 일반적으로 0.1 크기, 때로는 가장 가까운 크기까지의 정밀도로 제공됩니다.

Radial_Velocity
지역 은하군에 대한 은하의 반경 속도 (km / s)이며 관계 V0 = +300 cos A에 따라 태양 운동에 대해 수정되었습니다. 여기서 A는 lI = 55도에서 기존 태양 정점까지의 거리입니다. bI = 0 deg, 또는 lII = 87 deg, bII = +1 deg. 측정의 불확실성이 너무 커서 보정을 의미있게 만들 수없는 경우 일반적으로 보정되지 않은 값만 제공됩니다.

Red_Major_Axis
POSS 빨간색 인쇄물에서 측정 한 은하의 장축 (아크 분). 이 숫자의 정밀도는 일반적으로 0.1 arcminutes이지만 일부 경우에는 원래 카탈로그에서 가장 가까운 arcminute에만 제공되었습니다.

Red_Minor_Axis
POSS 빨간색 인쇄물에서 측정 된 은하의 단축 (arcminutes). 이 숫자의 정밀도는 일반적으로 0.01 또는 0.1 arcminutes이지만 일부 경우에는 원래 카탈로그에서 가장 가까운 arcminute에만 제공되었습니다.

Inclination_Code
은하의 기울기를 설명하는 코드로, 1 (전면)에서 7 (가장자리)까지의 척도로 측정됩니다. 경사가 높은 은하의 경우 값은 허블 공식 n = 10 (a-b) / a에서 계산됩니다. 여기서 a는 장축이고 b는 단축입니다. 7의 값은 시선에 대해 몇도 이하로 기울어 진 물체를 나타냅니다.

수업
HEASARC 찾아보기 분류는 hubble_type 매개 변수에서이 데이터베이스에 대해 파생됩니다.


천문학 자들은 지금까지 관측 된 가장 '엄청나게'빛나는 은하를보고합니다

매사추세츠 대학교 애 머스트 (Amherst) 대학의 천문학 자들은 우주에서 지금까지 본 것 중 가장 빛나는 은하를 관찰했다고보고했습니다.이 천체는 너무 밝아서 이전에 가장 밝은 것으로 알려진 은하를 설명하는 데 사용 된 "초"및 "초 발광"과 같은 설명자는 그렇지 않습니다. 가까이 오세요. 수석 저자이자 학부생 인 Kevin Harrington은 "적용 할 과학 용어가 없기 때문에 우리는 그들을 '엄청나게 빛나다'라고 부르기로했습니다."라고 말합니다.

자세한 내용은 현재 초기 온라인 버전에 표시됩니다. Royal Astronomical Society의 월간 공지.

해링턴은 천문학 교수 민윤 교수 그룹의 수석 학부생으로, 별 형성을 연구하기 위해 세계에서 가장 크고 가장 민감한 단일 조리개기구 인 50 미터 직경의 대형 밀리미터 망원경 (LMT)을 사용합니다. UMass Amherst와 멕시코의 Instituto Nacional de Astrof & iacutesica, & Oacuteptica y Electr & oacutenica가 공동으로 운영하며 멕시코에서 가장 높은 산의 동반 봉우리 인 푸에블라의 중앙 주에있는 15,000 피트 멸종 화산 인 Sierra Negra의 정상에 위치해 있습니다.

Yun, Harrington 및 동료들은 또한이 작업을 위해 빅뱅의 빛과 마이크로파 배경을 감지하는 NASA / ESA 협력 Planck 위성에서 최신 세대의 위성 망원경과 우주론 실험을 사용했습니다. 그들은 그들이 확인한 새로 관측 된 은하들은 약 100 억년 전이고 빅뱅 이후 40 억년 후에 형성되었다고 추정한다.

해링턴은 발광 원을 분류 할 때 천문학 자들은 적외선 은하가 약 1 조 개의 태양 광도 등급을 가지며 "초 발광"수준에서 약 10 조 개의 태양 광도로 상승하는 적외선 은하를 "초 발광"이라고 부른다고 설명합니다. 그 외에도 새로운 물체의 100 조 개의 태양 광도 범위에 대해 "우리는 이름조차 가지고 있지 않습니다"라고 그는 말합니다.

윤씨는 "우리가 발견 한 은하들은 이론상 너무 크고 너무 밝다고 예측되지 않았기 때문에 전에는 아무도 찾지 못했다"고 덧붙였다. 그것들을 발견하면 천문학 자들이 초기 우주에 대해 더 많이 이해하는 데 도움이 될 것입니다. "그들이 실제로 존재한다는 것과 빅뱅 이후 처음 40 억년 동안 얼마나 성장했는지를 아는 것은 우리가 그들이 작업 할 수있는 물질의 양을 추정하는 데 도움이됩니다. 그들의 존재는 물질과 은하의 수집 과정에 대해 가르쳐줍니다. 그들은이 과정이 많은 사람들이 생각했던 것보다 더 복잡하다고 제안합니다. "

새로 관측 된 은하들은 보이는 것만 큼 크지 않다고 연구자들은 지적했다. 후속 연구에 따르면 아인슈타인의 일반 상대성 이론에서 예측 한 바와 같이 거대한 물체 근처를 통과하는 빛을 확대하는 중력 렌즈 현상이라는 현상에서 극도의 밝기가 발생한다고합니다. 결과적으로 지구에서는 실제보다 약 10 배 더 밝게 보입니다. 그래도 인상적이다.

다른 은하에 의한 먼 은하의 중력 렌즈는 매우 드물기 때문에 이번 조사의 일환으로 최대 8 개의 잠재적 인 렌즈를 발견하는 것은 "잠재적으로 중요한 또 다른 발견"이라고 덧붙였다. Harrington은 중력 렌즈를 발견하는 것은 이미 건초 더미에서 바늘을 찾는 것과 같다고 지적합니다. 왜냐하면 지구에서 볼 때 정확한 정렬이 필요하기 때문입니다. "무엇보다도 이렇게 밝은 렌즈 소스를 찾는 것은 건초 더미에서 바늘 구멍을 찾는 것만큼이나 드물다."

그들은 또한 은하의 밝기가 놀랍도록 빠른 별 형성 속도 때문일 가능성이 가장 높다는 것을 보여주는 분석을 수행했습니다. "은하수는 1 년에 몇 태양 질량의 별을 생성하며,이 천체는 매 시간마다 하나의 별을 형성하는 것처럼 보입니다." 해링턴은 "우리는 아직도 수십에서 수백 개의 태양 질량의 가스가이 천체에서 그렇게 효율적으로 별으로 변환 될 수 있는지 알지 못하며 이러한 천체를 연구하는 것이 우리가 알아내는 데 도움이 될 수 있습니다."라고 덧붙였습니다.

이 작업을 위해 팀은 오늘날 사용 가능한 가장 강력한 국제 시설 인 Planck Surveyor, Herschel 및 LMT의 데이터를 사용했습니다. Yun이 설명했듯이 플랑크의 전 천공 범위는이 희귀하지만 예외적 인 물체를 찾는 유일한 방법이지만 정확한 위치를 정확히 파악하려면 Herschel과 LMT의 훨씬 더 높은 해상도가 필요합니다.

그는 "플랑크가 보스턴에 관심있는 물건이 있다고 말하면 Herschel과 LMT는 그 물건이 펜 웨이 파크 옆에있는 특정 바의 어느 테이블에 있는지 정확하게 말할 수 있습니다."라고 제안합니다. 이 정보를 사용하여 "Redshift Search Receiver"라고하는 또 다른 LMT 기기를 배치하여이 은하들이 얼마나 멀리, 얼마나 오래되었는지, 극도의 광도를 유지하기 위해 얼마나 많은 가스를 포함하고 있는지 확인할 수 있습니다.

이 프로젝트의 또 다른 측면은 대단하다고 Yun은 말합니다. "학부생에게 이런 종류의 연구를하는 것은 정말 인상적입니다. 15 년 동안 가르치는 동안 저는 이와 같은 주요 저널 기사에 프로젝트를 게시 할 정도로 프로젝트를 추진 한 소수의 학부생 만 보았습니다. Kevin은 많은 자격이 있습니다. 이 작업에 대한 크레딧. "

5 월에 천문학과 신경 과학을 이중 전공으로 졸업 할 해링턴은 9 월 독일 막스 플랑크 천문학 연구소와 본 대학교에서 박사 과정을 시작하여 은하 진화에 대한이 연구를 계속할 계획이라고 말했다.

이 작업은 국립 과학 재단, UMass Amherst Commonwealth Honors College Research Fellowship and Honors Grants, William Bannick Student Travel Grant가 지원했습니다.이 작업이 없었다면 Harrington이 멕시코에있는 원격 망원경으로 두 번의 여행은 불가능했을 것이라고 Yun은 말합니다.


희미한 외관은 밝은 광도를 의미합니다.

Shaula는 또한 Beta Cephei 변광성으로 광도의 변화는 "열 밸브 역할을하는 표면 아래 이온화 금속"에 기인한다고 일리노이 대학 천문학 명예 교수 인 Jim Kaler가 썼습니다.

별은 Johann Bayer의 카탈로그에 기록되었지만 밝기에도 불구하고 밝은 별에 대한 일반적인 알파가 아닌 그리스 알파벳 & mdash Lambda & mdash의 11 번째 문자가 지정되었습니다. Kaler는 별이 별자리에서 너무 남쪽에 있기 때문에 아마도 그랬다고 생각합니다. Scorpius에서 Shaula는 Gacrux (Gamma Crucis)와 함께 하늘에서 가장 밝은 별이 24 번째로 밝게 묶여있는 지구의 유리한 지점에서 Antares에 의해서만 능가합니다.

이 숫자에 속지 마십시오. 그러나 그 아래에있는 B 별은 태양보다 약 35,000 배 더 밝습니다. 온도는 25,000 켈빈 (약 44,540 화씨 또는 24,725 섭씨)으로 추정됩니다.

별은 또한 빠르게 변할 수 있습니다. "Shaula는 핵에서 수소 융합을 중단했거나 그렇게하는 것에 가깝습니다."라고 Darling은 썼습니다. "약 11 개의 태양 질량을 가진 질량은 결국 폭발 할 수도 있고, 아마도 네온-산소 코어를 가진 무거운 백색 왜성으로 변할 수도 있습니다."

천문학 자 Perry Berlind에 따르면, 하위 B 별은 수소와 중성 헬륨이 스펙트럼을 지배하는 B 별 및 뜨거운 별의 유형을 의미합니다.

"B 별은 광범위한 광도에 걸쳐 발생하고 많은 별이 동반 별을 가지며 많은 별이 별 주위 물질을 가지고 있기 때문에 다양한 하위 유형이 있습니다."


Luminous Red Galaxies 카탈로그의 XYZ 좌표 얻기-천문학

나의 (편향된?) 관찰자의 관점에서, 은하에 대한 데이터는 우리가 그것들을 이해하기 시작해야하는 곳입니다. 전자 컬렉션을 사용하면 그 어느 때보 다 쉽게 숫자를 확인할 수 있습니다. 그러나 번호의 출처와 다양한 카탈로그의 초기 선택이 무엇인지 아는 것은 여전히 ​​도움이됩니다. 특히 카탈로그 샘플이 어떻게 컴파일되었는지는 그로부터 배울 수있는 것에 큰 영향을 미칠 수 있습니다. 이와 관련하여 표면 밝기 및 플럭스 선택 기준이 특히 중요합니다. 또한 각 항목에 대해 균일 한 물리적 데이터를 포함하는 카탈로그와 개체 목록 사이에는 큰 차이가 있습니다.

무언가를 분류하려면 (1) 객체가 있고 (2) 다른 것이 아님을 확인해야합니다. 은하의 경우, 우리는 그것들을 어떤 파장에서 감지하고 별, 행성상 성운, 은하 권운 및 항법 위성과 구별해야합니다. 이 시점까지의 대부분의 조사는 최근까지 사진 판 조사에서 광학으로 수행되었습니다. 이것은 특정 감지 한계를 의미합니다. (1) 크기가 약 1 arcsecond 미만인 것은 정상적인 지상 기반 이미지에서 별처럼 보이며 별이 아닌 색상 또는 스펙트럼 (QSO, SDSS에서 잘 작동하는 소형 은하, 예). HST 이미지는 지상에서 희미한 별처럼 가장 할 수있는 높은 적색 편이에 희미한 은하가 많이 있음을 보여줍니다 (실제로 이것은 "완두콩"과 같은 희귀도는 다소 밝을 수 있지만 V = 20보다 희미한 크기에 대해서만 상당한 숫자로 들어갑니다. ). (2) 표면 밝기가 너무 낮은 (일상적인 데이터 유형의 경우 밤하늘 밝기의 약 1 % 미만) 개체는 개별 별을 볼 수있을만큼 충분히 가까울 때만 발견됩니다 (이는 조각가 왜소 은하 발견되었다). 표면 밝기 (단위 입체 각당 수신 된 플럭스)는 종종 광학 및 근적외선 통과 대역에 대해 제곱 아크 초당 크기의 확실히 비 SI 단위로 측정됩니다. MJy / steradian, S (10) (V = 평방 도당 별 10 개), 매우 가끔 니트의 SI 단위 (평방 미터당 칸델라). 광학의 주요 구성 요소는 대기 광 (분리 된 원자 및 분자 방출 선)과 태양계 먼지 (황도광) 및 성간 먼지에서 산란 된 별빛입니다. 어두운 사이트에서 먼지 / 공기 광 기여도는 V 밴드에서 거의 동일합니다. 근적외선에서는 대기 광 분자 방출 (특히 OH 밴드, "OH 숲")이 우주로 이동하여 수천 감도의 극도로 밝은 이득을 얻을 수 있습니다. 일반적인 하늘 밝기에 대한 자세한 내용은 Leinert et al. 1998 (A&ASuppl 127, 1), especially their Table 4. Representative dark-sky values in magnitudes per square arcsecond are 22.5-23.1 in the B band and 21.5-22.0 in V. About a factor of 2 variation occurs with the solar cycle, with airglow faintest at sunspot minimum. Arp took advantage of this for many of his peculiar-galaxy photographs.

These limits translate to biases on the kinds of galaxies found by a particular technique see the discussion in Mihalas and Binney (p. 371) on the detection problem and The Light of the Night Sky by Roach and Gordon (Reidel, 1973) for discussion of sources of confusing light (airglow, scattered sunlight and starlight, and unresolved galaxy light). Disney (1976, Nature 263, 573) described a visibility function for galaxies incorporating these quantities. Arp noted this problem in the Atlas of Peculiar Galaxies, and the issue is discussed at some length by Mihalas and Binney (their fig. 5-47, p. 372). The plot below was made from the 1036 galaxies in the RC2 with known integrated B magnitude, redshift, and characteristic diameter D25, using the same reference lines for surface-brightness limits as were adopted by Mihalas and Binney.

The upper dashed line indicates where confusion with foreground Galactic stars sets in (depending on the image quality HST compact galaxies occur with effective diameter of order 2 kpc and M up to -21 or so). The lower limit is roughly where most of a galaxy falls below the surface-brightness threshold set by the night-sky brightness (usually a few percent of the sky intensity). Objects have now been found outside these limits. Compact objects cannot escape detection in complete spectroscopic studies of faint samples, while low-surface-brightness (LSB) objects require very deep imaging studies. Numerous LSB dwarfs are known, and the census is not regarded as complete even within the Local Group. Photographic amplification techniques have led to the discovery of LSB giant galaxies (Bothun et al. 1987 AJ 94,23 Impey and Bothun 1989 ApJ 341, 89 Bothun et al. 1990 ApJ 360, 427). These systems are very luminous but so large as to have escaped previous detection. It is quite fair to question how far our understanding of galaxy formation and evolution is influenced by selection effects in what we consider typical galaxy properties to be. Zwicky used his "morphological approach" to ask what kinds of galaxies might exist, on the premise that all physical objects not prohibited from existing must be out there, and positing not only dwarf and compact galaxies, but pygmy and gnome objects as well. Others have referred to this procedure as dividing parameter space into Zwicky boxes and ruling out the ones that violate physical law.

The giant LSB galaxies are well represented by Malin 1, an object hiding behind the Virgo Cluster. These images are from a single B-band image provided by Greg Bothun, first with a typical intensity mapping and then with a high-contrast stretch about the sky level. The faint galaxy disk almost fills the frame, but at more usual thresholds it appears to be a much smaller and fainter system.

At the other end of the scale, QSOs furnish a test of our ability to find unresolved extragalactic objects (without necessarily suggesting that they are the only kinds of compact extragalactic objects). The first discoveries were as identifications of radio sources (3C 48, 3C 273), with Zwicky compact galaxies not far behind. The most productive optical search techniques for these are multicolor surveys (looking in some -dimensional color-index space for things that fall off the sequence defined by galactic stars) or slitless spectroscopy, in which emission lines or peculiar continuum shapes may be identified wholesale. X-ray source identifications may be the most fruitful of all, especially since large-area deep surveys are in hand. (For examples of multiwavelength ID, see the extensive compendium of quasar candidates put together by a New Zealand amateur!)

Space observations (or those with adaptive optics) help most for angularly small objects (HST resolves numerous compact galaxies that look stellar from the ground). The background at V is not much darker from Earth orbit than from a dark ground site, since half the sky light there comes from sunlight or other starlight scattered by zodiacal or interstellar grains. The situation improves dramatically either into the UV or the far red.

Searches for some subclasses of galaxies can be more efficient, approaching the flux-limited ideal. This includes, for example, infrared- or radio-bright galaxies. In these instances, confusion with galactic objects (i.e. stars) is minimized, so that high spatial resolution is not required to recognize galaxies and they may be identified with rather coarse beams, provided the galaxies have high enough integrated fluxes at the relevant frequency. Large beam sizes reduce the risk of losing objects due to limited surface-brightness sensitivity.

A basic question arises at this point - just what 이다 a galaxy? For theorists of galaxy formation, it is a collapsing high-density region of gas. For observers, we might require that the gas at some time formed some stars - but then what about the few intergalactic H I clouds? When do they cease being protogalaxies and become gas-rich dwarfs? Does a lump of material torn out of a spiral during a tidal encounter deserve the name? Is it then newly formed? Kinematics suggest that a galaxy is collected in a dark-matter potential well, while even the biggest star clusters are not - that is, globular clusters have no dark-matter problem, while essentially all galaxies do (even if they're no brighter than an individual globular cluster).

Thought experiment: In our night sky (with skyglow and looking no fainter than, say, 19th visual magnitude) stars are much more prominent than galaxies. Why is this, and what would we have to change to reverse the situation?

Optical surveys that are complete within any sort of useful limits were long based on Schmidt sky-survey plates - from the Palomar, ESO, or UK Schmidts. Such surveys include the UGC, MCG, and ESO/Uppsala catalogs (see reference list) - but most of the 10 7 or so galaxies on these plates are too faint to be of more than statistical interest. These surveys are based on visual inspection, so that optical catalogs now lag behind radio and IR surveys. There has long been a crying need for a digital optical sky survey, filled to an important extent by the Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Optical surveys are sensitive to the intermediate-temperature stellar component exemplified by older main-sequence stars (like the Sun, which is not exactly a coincidence) and K-type red giants. The old populations, and dusty ones, are well sampled by near-IR surveys, of which 2MASS has now surveyed the whole sky with modest surface-brightness sensitivity. The optical and near-IR bands are special for galaxies in that all other bands are dominated by the effects of recent star formation or nuclear activity, so much of galaxy history is written at these intermediate waveengths.

I describe first the specific catalogs containing most well-studied galaxies and active nuclei, then point to useful (mostly electronic, by now) compendia that every astronomer working on galaxies should have in their bookmark list.

Basic Object Catalogs

NGC = New General Catalog. Includes star clusters, galaxies, gaseous nebulae, and hallucinations, mostly from the visual surveys by the Herschels. Produced by J. Dreyer in the 1880s. The modern version is the Revised New General Catalog of Nonstellar Astronomical Objects, Sulentic and Tifft, Univ. Arizona 1973. The entries are ordered by right ascension at epoch 1855, which makes things somewhat confusing in current coordinates (especially when there are large declination jumps between objects). ( Electronic version at the CDS)

IC = Index Catalog, supplement to the above, with another 7000+ entries. The NGC 2000 compilation includes both NGC and IC lists.

3C = Third Cambridge Catalog of radio sources selected at 178 MHz. Optical identifications of extragalactic sources are given by Spinrad, Djorgovski, and Aguilar 1985 PASP 97, 932. ( CDS electronic version)

See the bright-galaxy compendia, plus these specific collections:

Many sources from the NSSDC (and NED, if you can tell which consensus value is listed) are useful for current redshift-survey results, which have passed the 3-million-galaxy mark, rising so fast that electronic retrieval is the only way to keep up. The Sloan Digital Sky Survey (SDSS) alone yielded 10 6 galaxy redshifts in the northern galactic cap in its first incarnation, and the AAT 2dF survey delivered more than 220,000 in two southern fields.

Markarian UV-excess galaxies are important, since they contain a large fraction of Seyfert 1 objects and actively star-forming systems. There were 15 published lists from the original Byurakan objective-prism surveys, all collected by Markarian, Lipovetskii, Stepanian, Erastova, and Shapovalova, Publ. Special Astrophys. Obs. (USSR), vol. 62, 1989. I have a local copy of their data table taken from a diskette provided by Lipovetskii. Cross-correlation with additional catalogs (notably the IRAS survey) was done by Mazzarella and Balzano 1986, ApJSuppl 62, 751.

Additional surveys for UV-excess and emission-line galaxies have been done by several groups:

Radio and X-ray surveys: these are by now so extensive that they are most sensibly approached digitally, from (for example) the FIRST, NVSS, and HEASARC WWW sites. The near-IR 2MASS survey covered the entire sky at a level detecting tens of thousands of galaxies from 1.2-2.2 microns, though the surface-brightness level is not great for galaxy structures. Looking at specific wavelength ranges:


Electronic archives and retrieval

The biggest news in data collections throughout astronomy has been, of course, network resources. For galaxies, the NASA Extragalactic Database (NED) maintained at IPAC has ways of searching for basic data and literature references by position or catalog designation (and even for objects close to a known one). Somewhat different searches (for example, by availability of 2D or 3D kinematic information) are available using HyperCat at (a descendant of LEDA, the Lyon Extragalactic Database). To deal with whole catalogs at once, you can retrieve them from the CDS in Strasbourg. The HEASARC "browse" interface includes powerful catalog search-and-plot routines.

The primary literature interface has become the NASA Astrophysics Data System (ADS) archive search tool. There are emerging and powerful cross-links that let you enter the data unierse via an object name, location, literature mention, and emerge in one of the other kinds of interface. Mastering these techniques has become a basic professional skill, as we move toward the era a global Virtual Observatory (VO).


The Clustering of Galaxies in the Completed SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: Cosmic Flows and Cosmic Web from Luminous Red Galaxies

0.2 h Mpc -1 , and vanishing quadrupoles down to 아르 자형

20 h -1 Mpc. We also demonstrate that the non-linear cosmic web can be obtained from the tidal field tensor based on the Gaussian component of the reconstructed density field. We find that the reconstructed velocities have a statistical correlation coefficient compared to the true velocities of each individual lightcone mock galaxy of 아르 자형

0.68 including about 10 per cent of satellite galaxies with virial motions (about 아르 자형 = 0.75 without satellites). The power spectra of the velocity divergence agree well with theoretical predictions up to 케이

0.2 h Mpc -1 . This work will be especially useful to improve, for example, baryon acoustic oscillation reconstructions, kinematic Sunyaev- Zeldovich, integrated Sachs-Wolfe measurements or environmental studies. & laquo 이하


비디오보기: რა მოხდება, თუ ადამიანი მიუახლოვდება ნეიტრონულ ვარსკვლავს? (팔월 2022).