Ich lerne etwas über LOSVDs (Line Of Sight Velocity Distributions) und habe ein bisschen Probleme, die verwendeten Begriffe zu verstehen.
Soweit ich weiß, ist die LOSVD einer gegebenen (elliptischen) Galaxie die Dichteverteilung der LOS-Geschwindigkeiten. Die vollständige LOSVD ist schwer zu finden und es ist einfacher, 2 Parameter der Verteilung zu finden: Und durch Anpassen eines (Gaußschen) Modells an das Spektrum der Galaxie.
Ich habe ein begrenztes Verständnis von Statistiken, daher habe ich Probleme, intuitiv zu verstehen, was diese beiden Parameter später bedeuten.
ich denke, dass ist einfach der Durchschnittswert der LOS-Geschwindigkeit für die gesamte Galaxie während ist das Äquivalent einer Standardabweichung.
Später in meinem Kursbuch gibt es eine Erklärung, wie man mit 3D-Spektrographie LOSVDs für jeden Punkt (/Pixel) in der (Projektion auf die Himmelskugel der) Galaxie erhält.
Daraus können wir aus unserem kinematischen 2D-Modell ein dynamisches 3D-Modell erhalten. In dieser neu gefundenen 3D-Distribution gibt es auch 3 Sigmas, eines für jede Dimension.
Aber hier kommt der Teil, den ich nicht verstehe:
Das Buch befasst sich mit der Bewegung von Sternen in einer Spiralgalaxie, insbesondere der Milchstraße.
Wir versuchen, eine Korrelation zwischen dem Alter von MS-Sternen und ihrer Streuung zu finden, und so gibt es einen Datensatz von einigen Sternen in der Nähe der Sonne mit ihrer Streuung in jeder Dimension.
Was bedeutet Dispersion in diesem Zusammenhang? Wie kann ein einzelnes Objekt eine Streuung haben, wenn es sich um einen Parameter einer Dichteverteilung handelt?
Das gesamte Licht einer Galaxie ist die Summe von vielleicht Milliarden Sternen, jeder mit seiner eigenen Sichtliniengeschwindigkeit. Sie können diese Verteilung mit einem Mittelwert und einer Standardabweichung (Streuung) charakterisieren, und dies wird sich in den Absorptionslinienprofilen dieser Galaxie widerspiegeln.
Ebenso können Sie diese Verteilung als Funktion der Position in einer Galaxie messen, wenn Sie in der Lage sind, verschiedene Regionen räumlich aufzulösen. Zum Beispiel könnte man einen Spektrographenschlitz über eine Galaxie legen und die Geschwindigkeitsdispersion als Funktion der Position entlang des Schlitzes erhalten.
Wenn Sie über nahe Sterne sprechen, können Sie die 3D-Geschwindigkeiten einzeln messen, vorausgesetzt, Sie können die Radialgeschwindigkeit, die Eigenbewegung und die Entfernung jedes Sterns messen. Sie können dann den Mittelwert und die Standardabweichung für diese Gruppe von Messungen in jeder Geschwindigkeitskoordinate finden.