Nehmen wir an, ich habe Beobachtungen von Galaxien in einem projizierten Gebiet , innerhalb eines Rotverschiebungsbereichs . Wie berechnet man ihre Anzahlvolumendichte richtig? Ich denke, das Volumen muss multipliziert abgeleitet werden durch die differentielle Helligkeitsentfernung berechnet bei Und , dh, , aber ich bin mir nicht sicher. Außerdem, was ist der angemessenere Weg, um die "Erheblichkeit" einer Überdichte zu bewerten. Angenommen, die beobachteten Galaxien sind Lyman- -Emitter, gibt es eine Berechnung der "Standard"-Anzahldichte von Lyman- Emitter, zu vergleichen?
Dein Ansatz ist im Prinzip richtig, würde aber die Zahlendichte geben von Lymann Emitter (LAEs) in einem "Leuchtkraftvolumen". Normalerweise wird das mitbewegte Volumen verwendet, da Sie dann Dichten bei verschiedenen Rotverschiebungen leichter vergleichen können . Wenn wechselt mit , dann wissen Sie, dass dies nicht nur an der Expansion des Universums liegt, sondern an einem astrophysikalischen Prozess.
Außerdem seit ist eine starke Funktion der Galaxienhelligkeit , würden Sie diese Berechnung in Bins of Luminosity durchführen. Sie erhalten dann die sogenannte Leuchtkraftfunktion (LF), . LFs werden oft mit der vollständig phänomenologischen Schechter-Funktion ausgestattet , obwohl es Hinweise darauf gibt, dass das helle Ende des LF weniger steil ist, als diese Form vermuten lässt.
Beachten Sie jedoch, dass Ihr Ansatz aus Beobachtungsgründen nur ungefähr ist: Wenn Ihr Rotverschiebungsbereich von der Breite Ihres (vermutlichen) Schmalbandfilters kommt, dann ist diese Methode nur im Fall eines perfekten "quadratischen" Filters genau, dh eines, das in einem bestimmten Bereich 100 % und außerhalb dieses Bereichs 0 % durchlässt. In Wirklichkeit werden Filter durch eine nichtquadratische Übertragungsfunktion beschrieben (könnte eine Gaußsche Funktion sein, muss aber wirklich gemessen werden, da es sich nicht um eine einfache funktionale Form handelt).
Daher müssen Galaxien mit Rotverschiebungen, die in die Flügel Ihres Filters fallen, heller sein, um erkannt zu werden, als Galaxien, die in die Mitte fallen. Mit anderen Worten, Ihr LF wird weniger vollständig , je schwächer die Galaxien sind, und Ihre abgeleitete Anzahldichte wird eine Funktion der Helligkeit sein.
Um dies zu berücksichtigen, müssen Sie im Prinzip die exakte Form des Filters einfalten. In der Praxis ist es jedoch nicht ungewöhnlich, diesen Effekt zu vernachlässigen und einfach eine "effektive" Breite des Filters zu verwenden, typischerweise die FWHM.
Um eine Überdichte zu berechnen, müssen Sie einen "Referenz"-LF annehmen. Es gibt keinen Standard-LF, da dies davon abhängt, wessen Beobachtungen Sie bevorzugen. Aber eine gute Wahl könnte zB Wisotski et al. (2018) parametrisiert das LAE LF basierend auf der tiefen MUSE-Belichtung des Hubble (Ultra) Deep Field.
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