Astronomi

Mendapatkan koordinat XYZ dari katalog Galaksi Merah Bercahaya

Mendapatkan koordinat XYZ dari katalog Galaksi Merah Bercahaya

Jadi saya ingin mendapatkan koordinat XYZ (persegi panjang/Cartesian) dari katalog LRG (galaksi merah bercahaya). Katalog tersedia untuk diunduh dari sini: https://data.sdss.org/sas/dr16/eboss/lss/catalogs/DR16/ Anda hanya perlu mencari yang "LRG". Karena saya tidak terlalu tertarik pada pengelompokan pada awalnya, saya pikir saya akan mengunduh eBOSS_LRG_full_ALLdata-vDR16.fits. Dalam file yang cocok ini, saya melihat koordinat RA dan DEC tetapi saya tidak melihat ukuran jarak apa pun. Jadi saya tidak yakin bagaimana cara menyembunyikan koordinat RA dan DEC ini ke XYZ. Saya telah membaca beberapa makalah di mana mereka mengatakan mereka telah melakukan ini, jadi pada prinsipnya itu mungkin hanya saya tidak yakin bagaimana caranya. Apakah saya harus menggunakan besarnya untuk memperkirakan jarak (seperti ini: https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Willick/Willick1_2.html)? Untuk beberapa alasan, saya berharap ini akan dihitung sebelumnya dalam pengukuran katalog tetapi mungkin saya salah memahami sesuatu.

Saya mengerti bahwa BAO (Baryon Acoustic Oscillation) digunakan untuk menentukan jarak. Menurut https://www.sdss.org/dr16/spectro/lss/ tautan file cocok SDSS yang saya posting di atas juga berisi informasi tentang BAO (ini adalah file yang berisi "rec" yang saya gunakaneBOSS_LRGpCMASS_clustering_data_rec-NGC-vDR16.fitsberkas misalnya). Namun, saya tidak dapat menemukan apa arti bidang dan yang lebih penting bagaimana mendapatkan jarak darinya.

Setiap dan semua bantuan dihargai jika saya kehilangan beberapa dokumentasi, beri tahu saya.


Koordinat Galaksi

Koordinat Galaksi
Diberikan koordinat ekuator (deklinasi) dan (kenaikan kanan), koordinat galaksi (b, l), dapat dihitung dari rumus .

Koordinat galaksi - Sistem garis lintang dan garis bujur yang terkoordinasi ditentukan oleh bidang galaksi kita daripada sistem khatulistiwa (RA dan Deklinasi berdasarkan ekuator langit.
Bulan Galilean - Empat bulan terbesar Jupiter yang ditemukan oleh Galileo: Ganymede, Io, Callisto dan Europa.

Sistem koordinat galaksi adalah cara untuk menggambarkan di mana suatu objek berada di Galaksi Bima Sakti, relatif terhadap Matahari. Bujur galaksi diukur dalam derajat berlawanan arah jarum jam dari arah menuju pusat galaksi dan bergerak dari 0 hingga 360°.

Sistem garis lintang dan garis bujur yang ditentukan oleh bidang galaksi kita.
Teleskop Galilea Teleskop pembiasan yang membentuk bayangan tegak dengan lensa objektif cembung dan lensa mata cekung.

Satu set koordinat lagi berperan jika seseorang mempelajari distribusi bintang di dalam Galaksi Bima Sakti kita, atau distribusi galaksi lain di ruang angkasa yang jauh.

Sistem yang digunakan dalam studi distribusi objek di galaksi Bima Sakti, menggunakan bidang Galaksi dan pusat galaksi sebagai titik referensi dan ukuran garis lintang galaksi dan garis bujur galaksi.

digunakan ketika mempelajari distribusi benda-benda di alam semesta
SkyEye Informasi Lebih Lanjut Glosarium .

adalah l (bujur) dan b (lintang).

Sistem koordinat yang didasarkan pada bidang rata-rata Galaksi, yang condong sekitar 63° ke ekuator langit. Garis lintang galaksi (b) diukur dari ekuator galaksi utara (+) atau selatan (-) garis bujur galaksi (l) diukur ke arah timur sepanjang bidang galaksi dari pusat galaksi.

dari semua kandidat LPV yang dipublikasikan di Gaia DR2. Setiap bintang digambar dengan skala warna ungu-merah-kuning menurut skala warna median (GBP ) −median (GRP e) yang ditunjukkan di sebelah kanan gambar.
Buka dengan DEXTER
3 Ikhtisar survei LPV semua langit Gaia .

diubah oleh tindakan International Astronomical Union pada tahun 1958. Nilai barunya adalah: kutub galaksi utara terletak pada arah kenaikan kanan = 12 jam 49 menit, deklinasi = 27.

adalah cara alternatif untuk menentukan posisi di langit. Ekuator galaksi berjalan kira-kira di bidang galaksi kita dengan demikian, titik-titik dengan garis lintang galaksi nol berada di galaksi, dan ketika garis lintang berangkat dari nol, seseorang menjauh dari Bima Sakti.

(1958 revisi)". Pemberitahuan Bulanan 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.

, di mana lokasi ditentukan oleh garis lintang galaksi, garis bujur dan jarak ke Matahari.

Galaksi Bima Sakti kita terletak di titik hitam di tempat asal super

Gambar ini menunjukkan lokasi semburan sinar Gamma yang terdeteksi oleh BATSE yang diproyeksikan di

(Bima Sakti membentang horizontal di tengah gambar).

- Katalog Yale Bright Star I. Bagan langit penuh bintang dari katalog, bintang putih di langit hitam dengan gambar latar belakang Bima Sakti, di

, dengan bintang utama bernama.

Meskipun matahari melintasi ekuator galaksi dua kali setahun setiap tahun, banyak perdebatan tentang penyelarasan matahari titik balik matahari Desember dengan ekuator galaksi pada tahun 2012. Sebenarnya, jika kita menerima

sebagaimana didefinisikan oleh IAU pada tahun 1959, .

Dengan cara ini, sesi pengamatan Anda sangat ditingkatkan, karena Anda mendapatkan tampilan hampir 3D dari hubungan antara objek yang dilihat dan galaksi. Dimana M13? juga memberikan informasi tentang

, luminositas, jarak, dan ukuran sebenarnya serta diameter sudut benda.

Dalam sistem koordinat galaksi, referensinya adalah bidang yang melalui matahari sejajar dengan rata-rata
pesawat galaksi. Dengan menentukan orientasi kutub galaksi utara dalam hal
koordinat ekuator, koordinat ekuator dapat diubah menjadi

Tetapi kami membuat petak peta pada bola langit untuk mengidentifikasi, merujuk, dan menemukan objek di langit, beberapa petak ini mencakup koordinat ekuator (naik dan deklinasi kanan), koordinat ekliptika (ekliptika bujur dan lintang), dan

(garis bujur dan lintang galaksi).

model dipole di langit, cocok untuk majalah sains populer seperti Scientific American. Lubin, Villela, Epstein & Smoot, menerbangkan radiometer 90 GHz di atas balon, memang membuat peta langit, tetapi baru diterbitkan pada tahun 1985. Peta ini diperlihatkan di sebelah kanan. Klik pada gambar untuk versi warna di


Mendapatkan koordinat XYZ dari katalog Galaksi Merah Bercahaya - Astronomi

Kami menyajikan katalog geser lensa yang lemah dari rilis data keempat dari Kilo-Degree Survey, KiDS-1000, yang mencakup 1006 derajat persegi pencitraan dalam dan resolusi tinggi. `Sampel emas' galaksi kami, dengan distribusi pergeseran merah fotometrik yang terkalibrasi dengan baik, terdiri dari 21 juta galaksi dengan kerapatan jumlah efektif 6,17 galaksi per menit busur persegi. Kami mengukur keakuratan model fungsi titik-spread (PSF) spasial, temporal, dan bergantung fluks, memverifikasi bahwa model memenuhi persyaratan kami untuk menginduksi kurang dari 0,1σ perubahan dalam batasan geser kosmik yang disimpulkan pada parameter kosmologis pengelompokan S 8 = 8 m /0.3.. Melalui serangkaian uji nol dua titik, kami memvalidasi perkiraan geser, tidak menemukan bukti untuk distorsi mode-B non-lensa yang signifikan dalam data. Residu PSF terdeteksi di nampan pergeseran merah tertinggi, yang berasal dari pemilihan objek dan/atau bias bobot. Amplitudo, bagaimanapun, terbukti cukup rendah dan dalam persyaratan ketat kami. Dengan uji nol rasio geser, kami memverifikasi penskalaan pergeseran merah yang diharapkan dari sinyal lensa galaksi-galaksi di sekitar galaksi merah bercahaya. Kami menyimpulkan bahwa geseran KiDS-1000 bersama dan kalibrasi pergeseran merah fotometrik cukup kuat untuk pelensaan gravitasi probe gabungan dan analisis pengelompokan spektroskopi.


Mendapatkan koordinat XYZ dari katalog Galaksi Merah Bercahaya - Astronomi

Dalam karya ini saya membahas langkah-langkah yang diperlukan untuk menurunkan pergeseran merah fotometrik untuk galaksi merah bercahaya (LRG) dan gugus galaksi melalui metode empiris sederhana. Data yang digunakan berasal dari Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Saya menunjukkan bahwa hanya dengan tiga pita (gri) dimungkinkan untuk mencapai hasil seakurat yang diperoleh dengan teknik lain, umumnya berdasarkan lebih banyak filter. Secara khusus, penggunaan warna (g - i) membantu meningkatkan pergeseran merah akhir (terutama untuk cluster), karena warna ini meningkat secara monoton hingga z

0.8. Untuk LRG saya membuat katalog catalog

1,5 juta objek pada z < 0,70. Akurasi katalog ini adalah = 0,027 untuk z <= 0,55 dan = 0,049 untuk 0,55 < z <= 0,70. Teknik pergeseran merah fotometrik yang digunakan untuk klaster tidak bergantung pada algoritma pemilihan klaster. Dengan demikian, ini dapat diterapkan pada sistem yang dipilih dengan metode atau panjang gelombang apa pun, selama fotometri optik yang tepat tersedia. Saat membandingkan pergeseran merah yang tercantum dalam literatur dengan perkiraan fotometrik, akurasi yang dicapai untuk cluster adalah = 0,024 untuk z <= 0,30 dan = 0,037 untuk 030 < z <= 0,55. Namun, ketika mempertimbangkan pergeseran merah spektroskopi sebagai nilai rata-rata galaksi SDSS pada setiap wilayah cluster, akurasi berada pada tingkat yang sama seperti yang ditemukan oleh penulis lain: = 0,011 untuk z <= 0,30 dan = 0,016 untuk 030 < z <= 0,55. Relasi pergeseran merah fotometrik yang diturunkan di sini diterapkan pada ribuan kandidat cluster yang dipilih di tempat lain. Saya juga telah menggunakan pergeseran merah fotometrik galaksi yang tersedia di SDSS untuk mengidentifikasi grup di ruang pergeseran merah dan kemudian membandingkan puncak pergeseran merah dari grup terdekat dengan setiap pergeseran merah cluster. Prosedur ini memberikan pendekatan alternatif untuk pemilihan cluster, terutama pada pergeseran merah yang tinggi, karena urutan merah cluster mungkin tidak terdefinisi dengan baik.


Mendapatkan koordinat XYZ dari katalog Galaksi Merah Bercahaya - Astronomi


beranda &banteng tentang &panduan penting banteng &gambar banteng hari ini &bull thunderblogs &berita banteng &multimedia banteng &prediksi banteng &produk banteng &terlibat banteng &kontak banteng

21 Februari 2005
ASTRONOMI ULTRA BERCAHAYA

Selama dekade terakhir, akronim UL telah merayap ke bidang kosmologi. Ini memiliki arti yang mengesankan dari "ultra-luminous" atau "beyond bright". Setidaknya dalam dua kategori, superlatif ini adalah distorsi yang disebabkan oleh interpretasi teoretis pengamatan daripada deskripsi pengamatan langsung.

Ambil kasus ULIRG -- Galaksi Infra Merah Ultra Bercahaya. Arp 220, digambarkan di atas, adalah yang paling terang dari ULIRG. (Astronom Halton Arp menyusun Katalog Galaksi Aneh, di mana objek ini adalah nomor 220.) Interpretasi standar menghitung jaraknya dengan jumlah garis spektralnya digeser ke arah panjang gelombang yang lebih panjang (pergeseran merah). Untuk menjadi seterang ini pada jarak itu, ia harus menghasilkan cahaya yang jauh lebih banyak daripada benda astronomi lainnya. Oleh karena itu, ini adalah "ultra-bercahaya. "Pendukung interpretasi standar berspekulasi bahwa kelebihan energi dihasilkan oleh tabrakan dua galaksi di belakang awan gas dan debu yang menutupi. Tetapi jika pergeseran merah disebabkan oleh beberapa mekanisme intrinsik pada tubuh, Arp220 bisa cukup dekat untuk menjadi luminositas normal. Jika lebih dekat, itu mungkin "Under-Luminous."

Apakah kita memiliki bukti bahwa Arp 220 lebih dekat daripada jarak pergeseran merahnya -- selain fakta bahwa ia tampak terlalu terang untuk teori astronomi konvensional tentang bagaimana seharusnya galaksi bekerja? Buktinya ada, tetapi perlu beberapa langkah untuk memahaminya.

Selama beberapa tahun terakhir, astronom Margaret Burbidge telah menggunakan waktu teleskopnya untuk mempelajari asosiasi pergeseran merah yang sumbang. Pada tahun 2001, dia, Halton Arp dan astronom Cina, Y. Chu, menerbitkan makalah tentang objek di sekitar Arp 220. Mereka menemukan dua pasang quasar yang mengapit inti utara dan selatan Arp 220. Selain itu, pasangan ganda lainnya quasar membentuk garis berbentuk s di sebelah timur dan barat Arp 220. Dan ada "gugus latar belakang" yang sebelumnya ditemukan dari empat galaksi kecil yang kebetulan jatuh dalam garis lurus yang menunjuk langsung ke inti Arp 220. Penjelasan konvensional untuk asosiasi sumbang-pergeseran merah ini adalah bahwa quasar dan galaksi dikelompokkan bersama secara kebetulan. Ketidakmungkinan ekstrim dari hal itu diabaikan.

Langkah kedua adalah memperhatikan bahwa objek pergeseran merah sumbang cenderung terjadi berpasangan yang memiliki pergeseran merah yang hampir sama dan terletak secara simetris pada sisi berlawanan dari inti objek utama. Selanjutnya, pergeseran merah dari pasangan ini cenderung menurun dalam langkah-langkah yang ditandai dengan jarak dari objek utama. Percaya bahwa "objek latar" dapat diatur sedemikian rupa secara kebetulan berarti mengabaikan kebijaksanaan.

Arp mengartikan asosiasi ini sebagai kelompok keluarga. Semua terletak di sekitar tubuh utama. Benda dengan pergeseran merah yang lebih tinggi telah dikeluarkan dari benda dengan pergeseran merah yang lebih rendah. Seiring bertambahnya usia benda yang dikeluarkan dan tumbuh menjadi galaksi normal, luminositasnya meningkat dan pergeseran merahnya berkurang. Alih-alih menjadi rumpun yang kebetulan, mereka adalah populasi yang berkembang dari objek yang terkait secara genetik.

Jika pergeseran merah bertahap yang diamati adalah intrinsik untuk asosiasi galaksi dan quasar, tidak ada alasan untuk memilih jarak yang ditentukan pergeseran merah daripada jarak yang ditentukan luminositas. Luminositas yang diamati dari Arp 220 akan menempatkannya lebih dekat, tidak hanya dalam jarak dari kita tetapi juga sesuai dengan proses produksi energi yang diketahui.

Pertimbangan serupa sehubungan dengan ULIRG lain akan meniadakan astronomi UL dan kosmologi big bang, yang bergantung pada pergeseran merah sebagai indikator jarak, yang memunculkannya.


Bisakah kita mendeteksi bilah galaksi menggunakan Gaia DR2?

Bilah galaksi terletak di galaksi bagian dalam pada jarak yang jauh dari Matahari. Pendekatan terdekatnya terletak pada kuadran pertama yang sangat tertutup debu. Namun demikian, dapatkah kita mendeteksi bilah menggunakan kumpulan data Gaia DR2? Saya pikir jawabannya adalah ya jika kita mau memetakannya menggunakan hitungan bintang kuantitatif dan tidak mengharapkan banyak detail.

Berikut wilayah di kuadran pertama yang ingin kita petakan:

Apa yang membantu adalah bahwa batang memanjang jauh di atas dan di bawah bidang galaksi dan berakhir di satu titik. Itu menciptakan geometri yang dapat dideteksi terlepas dari semua keterbatasan data.

Jika kita hanya mencoba memetakan bilah di bidang galaksi, kita tidak mendapatkan hasil yang menggembirakan karena semua kepunahan debu:

Ini adalah peta kepadatan bintang antara 0 dan 50 derajat di garis bujur galaksi dan antara 3 dan 8 kpc. (Kesalahan paralaks sangat tinggi pada jarak ini sehingga saya tidak memaksakan batasan kesalahan pada bintang kecuali RUWE < 1.4)

Namun, jika kita melihat 400 parsec di bawah bidang galaksi, kita dapat menghindari kepunahan tetapi sekarang kesalahan paralaks sangat tinggi sehingga banyak detail yang kabur:

Apa yang menurut saya membantu adalah pendekatan yang lebih kuantitatif menggunakan jumlah bintang. Berikut adalah grafik yang menganalisis jumlah dan distribusi bintang, juga untuk irisan yang diambil 400 parsec di bawah bidang galaksi:

Sumbu x menunjukkan garis bujur galaksi. Data biru dan sumbu y kiri menunjukkan jumlah bintang Gaia total antara 3 dan 8 kpc untuk derajat bujur pada 400 parsec di bawah bidang grafik. Titik merah dan sumbu y kanan menunjukkan seberapa jauh Anda harus menempuh jarak lebih dari 3 kpc untuk menemukan dua pertiga bintang untuk derajat bujur tersebut.

Apa yang Anda temukan adalah bahwa kita mulai dengan sekitar 4500 bintang yang mendekati garis bujur nol derajat dan ketika kita mendekati 20 derajat, jumlah bintang berkurang dan begitu pula jarak yang diperlukan untuk menemukan dua pertiga bintang. Apa yang dikatakan kepada saya adalah bahwa dari 0 hingga 20 derajat bintang-bintang berada dalam struktur yang mulai lebar dan secara bertahap menyempit ke suatu titik - persis seperti yang Anda harapkan dari struktur berbentuk batang.

Saya telah mencoba banyak irisan dan saya melihat pola yang sama dengan titik (ujung batang) terjadi sekitar 20 derajat dari 400 parsec di bawah bidang galaksi dan seterusnya, serta sekitar 25-30 derajat dari 400 parsec di atas bidang galaksi dan seterusnya. Lebih besar dari sekitar 20-25 derajat kita melihat pola yang tidak begitu jelas tetapi bisa dibilang bisa jadi dua lengan spiral lewat pada jarak yang berbeda dari ujung batang di bawah bidang galaksi dan satu lengan spiral di atas bidang galaksi (lengan yang melewati bidang galaksi). paling dekat dengan ujung batang berjalan seluruhnya di bawah bidang galaksi).

Jadi singkatnya, di daerah yang dekat dengan palang, kita seperti melihat lengan spiral (lengan Centaurus) memotong palang di dekat dan di bawah ujungnya.

Dalam 400 parsec bidang galaksi, polanya menjadi lebih kacau, mungkin karena kepunahan debu.


UGC - Katalog Umum Galaksi Uppsala

Katalog berisi deskripsi galaksi dan daerah sekitarnya, ditambah klasifikasi sistem konvensional dan sudut posisi untuk galaksi datar. Diameter galaksi pada cetakan POSS biru dan merah disertakan dan klasifikasi serta deskripsi diberikan sedemikian rupa untuk memberikan laporan seakurat mungkin tentang penampilan galaksi pada cetakan. Hanya bagian data dari UGC yang diterbitkan yang disertakan dalam versi yang dapat dibaca mesin, perhatikan. Untuk rincian tambahan mengenai klasifikasi, pengukuran magnitudo semu, dan isi data, referensi sumber harus dikonsultasikan.

Katalog Bibcode

Referensi

Asal

Parameter

Nama
Penunjukan sumber UGC berdasarkan nomor katalog. Galaksi-galaksi diberi nomor berdasarkan nilai kenaikan kanan tahun 1950 mereka.

UGC_Nomor
Nomor katalog objek di UGC.

RA
Kenaikan Kanan galaksi di ekuinoks yang dipilih. Perhatikan bahwa RA dalam tabel asal diberikan dalam koordinat ekuator 1950 dengan ketepatan waktu 0,1 menit.

Desember
Deklinasi galaksi di ekuinoks yang dipilih. Perhatikan bahwa Deklinasi dalam tabel asal diberikan dalam koordinat ekuator 1950 dengan presisi 1 menit busur.

LII
Garis Bujur Galaksi.

BII
Garis Lintang Galaksi.

Mcg
Katalog Morfologi Galaksi (MCG: CDS/ADC Catalog VII/62A, Vorontsov-Velyaminov et al. 1962, 1963, 1964, 1968) penunjukan galaksi, jika tersedia, atau sebutan pseudo-MCG (dijelaskan di bawah), jika tidak. Angka pertama penunjukannya adalah Palomar Observatory Sky Survey (POSS) zona 6 derajat, dari khatulistiwa +00 ke kutub langit utara +15 angka kedua adalah bidang POSS di sepanjang zona, sedangkan angka ketiga adalah galaksi di bidang ini di MCG. Galaksi non-MCG diberi nomor 000 di posisi ketiga, tetapi nilai pertama dan kedua diberikan dengan benar.

POSS_Field
Jumlah bidang Palomar Observatory Sky Survey (POSS) di mana galaksi terlihat paling baik.

Biru_Mayor_Axis
Sumbu utama galaksi yang diukur pada cetak biru POSS, dalam menit busur. Ketepatan angka ini biasanya 0,1 menit busur, meskipun dalam beberapa kasus itu hanya diberikan ke menit busur terdekat di katalog asal.

Biru_Minor_Axis
Sumbu minor galaksi yang diukur pada cetak biru POSS, dalam menit busur. Ketepatan angka ini biasanya 0,01 atau 0,1 menit busur, meskipun dalam beberapa kasus itu hanya diberikan ke menit busur terdekat di katalog asal.

Posisi_Sudut
Sudut posisi sumbu utama galaksi dalam derajat, diukur dengan cara konvensional dari Utara hingga Timur. Bidang ini dibiarkan kosong jika datum ini tidak tersedia.

Hubble_Type
Klasifikasi dalam sistem Hubble atau deskripsi yang kurang spesifik tentang tipe galaksi. Perhatikan bahwa ini adalah versi singkat dari informasi yang tersedia dalam versi cetak dari katalog ini, yang terakhir harus dikonsultasikan, jika diperlukan. Beberapa singkatan yang digunakan:

Foto_Mag
Magnitudo fotografis galaksi, biasanya diberikan dengan presisi 0,1 magnitudo, kadang-kadang hanya magnitudo terdekat, dalam versi katalog aslinya.

Kecepatan_Radial
Kecepatan radial galaksi dalam km/s relatif terhadap Grup Lokal galaksi dan dikoreksi untuk gerakan matahari menurut hubungan V0 = +300 cos A, di mana A adalah jarak ke puncak Matahari konvensional pada lI = 55 derajat, bI = 0 derajat, atau lII = 87 derajat, bII = +1 derajat. Jika ketidakpastian dalam pengukuran dianggap terlalu besar untuk membuat koreksi yang berarti, biasanya hanya nilai yang tidak dikoreksi yang diberikan.

Merah_Mayor_Axis
Sumbu utama galaksi yang diukur pada cetakan merah POSS, dalam menit busur. Ketepatan angka ini biasanya 0,1 menit busur, meskipun dalam beberapa kasus itu hanya diberikan ke menit busur terdekat di katalog asal.

Merah_Minor_Sumbu
Sumbu minor galaksi yang diukur pada cetakan merah POSS, dalam menit busur. Ketepatan angka ini biasanya 0,01 atau 0,1 menit busur, meskipun dalam beberapa kasus itu hanya diberikan ke menit busur terdekat di katalog asal.

Kode_Kecenderungan
Kode yang menggambarkan kemiringan galaksi, diukur pada skala dari 1 (menghadap ke atas) hingga 7 (ujung ke atas). Untuk galaksi dengan kemiringan tinggi, nilai dihitung dari rumus Hubble n = 10(a-b)/a, di mana a adalah sumbu utama dan b adalah sumbu minor. Nilai 7 menunjukkan objek yang miring tidak lebih dari beberapa derajat ke garis pandang.

Kelas
Klasifikasi HEASARC Browse diturunkan untuk database ini dari parameter hubble_type.


Para astronom melaporkan galaksi bercahaya paling 'luar biasa' yang pernah diamati

Para astronom di University of Massachusetts Amherst melaporkan bahwa mereka telah mengamati galaksi paling terang yang pernah terlihat di Alam Semesta, objek yang begitu terang sehingga deskriptor mapan seperti "ultra-" dan "hyper-luminous" yang digunakan untuk menggambarkan galaksi yang diketahui sebelumnya paling terang tidak bahkan mendekat. Penulis utama dan sarjana Kevin Harrington mengatakan, "Kami telah menyebut mereka 'sangat bercahaya' di antara kami sendiri, karena tidak ada istilah ilmiah untuk diterapkan."

Detail muncul di edisi online awal saat ini Pemberitahuan Bulanan Royal Astronomical Society.

Harrington adalah sarjana senior dalam kelompok profesor astronomi Min Yun, yang menggunakan Large Millimeter Telescope (LMT) berdiameter 50 meter, instrumen apertur tunggal terbesar dan paling sensitif di dunia untuk mempelajari pembentukan bintang. Dioperasikan bersama oleh UMass Amherst dan Instituto Nacional de Astrofísica Meksiko, Óptica y Electrónica dan terletak di puncak Sierra Negra, gunung berapi punah setinggi 15.000 kaki di negara bagian tengah Puebla, puncak pendamping gunung tertinggi Meksiko.

Yun, Harrington, dan rekan-rekannya juga menggunakan teleskop satelit generasi terbaru dan eksperimen kosmologi pada satelit Planck kolaborasi NASA/ESA yang mendeteksi pancaran Big Bang dan latar belakang gelombang mikro untuk pekerjaan ini. Mereka memperkirakan bahwa galaksi yang baru diamati yang mereka identifikasi berusia sekitar 10 miliar tahun dan terbentuk hanya sekitar 4 miliar tahun setelah Big Bang.

Harrington menjelaskan bahwa dalam mengkategorikan sumber bercahaya, para astronom menyebut galaksi inframerah "ultra-luminous" ketika memiliki peringkat sekitar 1 triliun luminositas matahari, dan itu naik menjadi sekitar 10 triliun luminositas matahari pada tingkat "hyper-luminous". Di luar itu, untuk kisaran luminositas matahari 100 triliun objek baru, "kami bahkan tidak memiliki nama," katanya.

Yun menambahkan, "Galaksi-galaksi yang kami temukan tidak diprediksi oleh teori bahwa mereka terlalu besar dan terlalu terang, jadi tidak ada yang benar-benar mencarinya sebelumnya." Menemukan mereka akan membantu para astronom memahami lebih banyak tentang alam semesta awal. "Mengetahui bahwa mereka benar-benar ada dan seberapa banyak mereka telah berkembang dalam 4 miliar tahun pertama sejak Big Bang membantu kami memperkirakan berapa banyak materi yang ada untuk mereka kerjakan. Keberadaan mereka mengajarkan kita tentang proses pengumpulan materi dan galaksi. formasi. Mereka menyarankan bahwa proses ini lebih kompleks daripada yang dipikirkan banyak orang."

Galaksi yang baru diamati tidak sebesar yang terlihat, para peneliti menunjukkan. Studi lanjutan menunjukkan bahwa kecerahan ekstrim mereka muncul dari fenomena yang disebut pelensaan gravitasi yang memperbesar cahaya yang lewat di dekat objek besar, seperti yang diprediksi oleh relativitas umum Einstein. Akibatnya, dari Bumi mereka terlihat sekitar 10 kali lebih terang dari yang sebenarnya. Meski begitu, mereka mengesankan, kata Yun.

Lensa gravitasi dari galaksi yang jauh oleh galaksi lain cukup langka, tambahnya, sehingga menemukan sebanyak delapan objek lensa potensial sebagai bagian dari penyelidikan ini "adalah penemuan lain yang berpotensi penting." Harrington menunjukkan bahwa menemukan lensa gravitasi sudah seperti menemukan jarum di tumpukan jerami, karena membutuhkan keselarasan yang tepat dari pandangan di Bumi. "Selain itu, menemukan sumber lensa seterang ini sama langkanya dengan menemukan lubang di jarum di tumpukan jerami."

Mereka juga melakukan analisis untuk menunjukkan bahwa kecerahan galaksi kemungkinan besar hanya disebabkan oleh tingkat pembentukan bintang yang luar biasa tinggi. "Bima Sakti menghasilkan beberapa massa matahari bintang per tahun, dan benda-benda ini terlihat seperti membentuk satu bintang setiap jam," kata Yun. Harrington menambahkan, "Kami masih belum tahu berapa puluhan hingga ratusan massa gas matahari dapat diubah menjadi bintang dengan sangat efisien di objek-objek ini, dan mempelajari objek-objek ini mungkin membantu kami untuk mengetahuinya."

Untuk pekerjaan ini, tim menggunakan data dari fasilitas internasional paling kuat yang tersedia saat ini untuk mencapai penemuan ini, Planck Surveyor, Herschel, dan LMT. Seperti yang dijelaskan Yun, Planck yang mencakup seluruh langit adalah satu-satunya cara untuk menemukan objek langka namun luar biasa ini, tetapi resolusi Herschel dan LMT yang jauh lebih tinggi diperlukan untuk menentukan lokasi persisnya.

Dia menyarankan, "Jika Planck mengatakan ada objek yang menarik di Boston, Herschel dan LMT memiliki ketepatan untuk mengatakan bahwa objek itu ada di meja mana di bar tertentu di sebelah Fenway Park." Dengan informasi ini, instrumen LMT lain yang disebut "Penerima Pencarian Pergeseran Merah" dapat digunakan untuk menentukan seberapa jauh dan berapa usia galaksi ini dan berapa banyak gas yang dikandungnya untuk mempertahankan luminositas ekstremnya.

Satu aspek lain dari proyek ini luar biasa, kata Yun. "Bagi seorang sarjana untuk melakukan studi semacam ini benar-benar mengesankan. Dalam 15 tahun mengajar, saya hanya melihat beberapa mahasiswa yang mendorong sebuah proyek ke titik penerbitan dalam artikel jurnal besar seperti ini. Kevin layak mendapat banyak kredit untuk pekerjaan ini."

Sementara itu, Harrington, yang akan lulus pada bulan Mei dengan gelar ganda dalam astronomi dan ilmu saraf, mengatakan dia berencana untuk memulai pekerjaan doktoralnya pada bulan September di Institut Astronomi Max Planck Jerman dan Universitas Bonn, melanjutkan penelitian tentang evolusi galaksi ini.

Pekerjaan ini didukung oleh National Science Foundation, UMass Amherst Commonwealth Honors College Research Fellowship and Honours Grants, dan The William Bannick Student Travel Grant, yang tanpanya dua perjalanan Harrington ke teleskop jarak jauh di Meksiko tidak akan mungkin terjadi, kata Yun.


Penampilan redup memungkiri luminositas cerah

Shaula juga merupakan bintang variabel Beta Cephei, perubahan luminositasnya disebabkan oleh "logam pengion bawah permukaan yang bertindak sebagai katup panas," tulis Jim Kaler, profesor emeritus astronomi Universitas Illinois.

Bintang tersebut dicatat dalam katalog Johann Bayer, tetapi meskipun terang, bintang tersebut diberi huruf ke-11 dari alfabet Yunani &mdash Lambda &mdash daripada Alpha biasa untuk bintang yang lebih terang. Kaler menduga bahwa itu mungkin karena bintang itu berada jauh di selatan di konstelasi. Di Scorpius, Shaula hanya dikalahkan oleh Antares dari sudut pandang Bumi, bintang itu berada di urutan ke-24 paling terang di langit bersama dengan Gacrux (Gamma Crucis).

Jangan tertipu oleh angka-angka itu, namun bintang B sub-raksasa sekitar 35.000 kali lebih bercahaya daripada matahari, kata Darling. Suhunya diperkirakan mencapai 25.000 Kelvin (kira-kira 44.540 Fahrenheit atau 24.725 Celcius.)

Bintang juga dapat berubah dengan cepat: "Shaula telah menghentikan fusi hidrogen di intinya atau hampir melakukannya," tulis Darling. "Dengan massa sekitar 11 massa matahari, pada akhirnya dapat meledak atau lebih mungkin berubah menjadi katai putih yang berat, mungkin dengan inti neon-oksigen."

Bintang B sub-raksasa mengacu pada jenis bintang B & bintang panas mdash yang memiliki hidrogen dan helium netral yang mendominasi spektrumnya, menurut astronom Perry Berlind.

"Ada berbagai macam sub-tipe, karena bintang B muncul pada rentang luminositas yang luas, banyak yang memiliki bintang pendamping, dan banyak yang memiliki materi circumstellar," tulisnya.


Mendapatkan koordinat XYZ dari katalog Galaksi Merah Bercahaya - Astronomi

Dari sudut pandang saya (bias?) pengamat, data tentang galaksi adalah di mana kita harus mulai memahami mereka. Dengan koleksi elektronik, mendapatkan nomor lebih mudah dari sebelumnya. Namun, tetap membantu untuk mengetahui dari mana angka-angka itu berasal, dan apa pemilihan awal berbagai katalog itu. Secara khusus, bagaimana sampel katalog dikompilasi mungkin memiliki pengaruh besar pada apa yang dapat dipelajari darinya. Kriteria pemilihan kecerahan permukaan dan fluks sangat penting dalam hal ini. Selain itu, ada perbedaan besar antara daftar objek dan katalog termasuk data fisik yang seragam untuk setiap entri.

Untuk membuat katalog sesuatu, kita harus melihat bahwa (1) sebuah objek ada di sana dan (2) bukan sesuatu yang lain. Untuk galaksi, kita harus mendeteksinya pada panjang gelombang tertentu dan membedakannya dari bintang, nebula planet, cirrus galaksi, dan satelit navigasi. Sebagian besar survei sampai saat ini telah dilakukan di optik, sampai saat ini dari pemeriksaan pelat fotografi. Ini menyiratkan batas deteksi tertentu: (1) Apa pun yang berukuran kurang dari 1 detik busur terlihat seperti bintang pada gambar berbasis darat yang normal, dan hanya dapat dibedakan dengan warna atau spektrum nonbintang (QSO, galaksi kompak, ini berfungsi dengan baik untuk SDSS, sebagai contoh). Citra HST menunjukkan bahwa ada banyak galaksi redup pada pergeseran merah tinggi yang dapat menyamar sebagai bintang redup dari tanah (dalam praktiknya ini masuk dalam jumlah yang signifikan hanya untuk magnitudo yang lebih redup dari V=20, meskipun kelangkaan seperti "kacang polong" mungkin agak lebih terang ). (2) Objek apa pun dengan kecerahan permukaan yang terlalu rendah (kurang dari sekitar 1% kecerahan langit malam untuk jenis data rutin) hanya akan ditemukan jika cukup dekat untuk melihat bintang individu (inilah cara galaksi kerdil Sculptor telah ditemukan). Kecerahan permukaan (fluks yang diterima per unit sudut padat) sering diukur dalam satuan besaran non-SI yang pasti per detik busur persegi untuk pita pas optik dan inframerah-dekat, kita juga menemukan MJy/steradian, S(10) (cahaya V= 10 bintang per derajat persegi), dan kadang-kadang satuan SI dari nit (candela per meter persegi). Komponen utama dalam optik adalah airglow (banyak di jalur emisi atom dan molekul yang terisolasi) dan cahaya bintang yang tersebar dari debu Tata Surya (cahaya zodiak) dan debu antarbintang. Dari situs yang gelap, kontribusi debu/pancaran udara hampir sama di pita V. Dalam IR-dekat, emisi molekul airglow (khususnya pita OH, "hutan OH") menjadi perolehan sangat terang dari ribuan sensitivitas dimungkinkan dengan pergi ke luar angkasa. Detail tentang kecerahan langit yang khas dapat ditemukan di 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 MB 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 tidak-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 aku s 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 r

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 r

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

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. « less


Tonton videonya: Tutorial Mendapatkan Koordinat XYZ Di Arcgis Secara Otomatis (Januari 2022).