Was ich getan habe: Ich analysiere einige Simulationsschnappschüsse der Milchstraße und sie ist als Halo-Bulge-Scheibensystem aus dunkler Materie modelliert. Ich habe einige Schiefe- (unter Verwendung von scipy.stats.skew()
in python
) und Kurtosis- (unter Verwendung scipy.stats.kurtosis
von ) Diagramme der Sichtliniengeschwindigkeit (LOSV) erstellt, die ich hier anhänge. Um diese Diagramme zu erstellen, habe ich einfach die extrahiert
Komponenten der Geschwindigkeiten der Sterne und ich nahm die
-Achse als Sichtlinie. Ich habe den Galaxien-Schnappschuss mit einem Raster überlagert und in verschiedenen Neigungen (
Grad) der Galaxie habe ich die Schiefe und Kurtosis in den Gitterzellen (
ist der
-Komponente der Geschwindigkeiten). [![Bildbeschreibung hier eingeben][1]][1]
Meine Frage: Ich möchte jetzt meine Plots verstehen und interpretieren. Was kann ich aus den Diagrammen für die verschiedenen Neigungswinkel ableiten? Meine Modellgalaxie hat einen Heiligenschein, eine Wölbung in der Mitte und eine Scheibe. Was können wir über die Losv-Verteilungen oder die Komponenten der Galaxie sagen? Ich bin neu in der Astrophysik, also sind diese Art von Plots und Konzepten neu für mich. Jede Hilfe ist sehr willkommen, vielen Dank!
Zu Beginn würde ich vorschlagen, auch die Karten der Sichtliniengeschwindigkeit und der Geschwindigkeitsdispersion für jede Neigung aufzuzeichnen. Insbesondere sollten Sie eine deutliche Antikorrelation zwischen der Geschwindigkeit und der Schiefe sehen, insbesondere im Edge-On-Fall. Dies ist eine Signatur einer rotationsdominierten Kinematik und einer flachen oder sich langsam ändernden Rotationskurve, da der Sichtlinienvetor (fast) kreisförmige Umlaufbahnen in verschiedenen Winkeln außerhalb des Tangentenradius schneidet:
Bearbeitet zum Hinzufügen: Die Idee ist, dass Ihre Sichtlinie (gestrichelte grüne Linie) den Punkt A tangiert, und daher ist die projizierte Sichtliniengeschwindigkeit = die Rotationsgeschwindigkeit bei diesem Radius. Die Sichtlinie schneidet Sternbahnen auf größeren Radien in immer größeren Winkeln, sodass die projizierte Geschwindigkeit entlang der Sichtlinie immer kleiner wird (wenn die Sterngeschwindigkeitskurve flach oder abnehmend oder sogar leicht ansteigend ist). Unter der Annahme einer lokal Gaußschen Verteilung der Sterngeschwindigkeiten bei jedem Radius sind die Beiträge von Radien zeigen sich bei kleineren Geschwindigkeiten (Kurven im rechten Bild). Unter der Annahme, dass die Sterndichte bei größeren Radien abnimmt, sind die Beiträge von größeren Radien kleiner (geringere Höhen in der rechten Abbildung). Der Nettoeffekt wird eine Form mit negativer Neigung sein. Für die andere Seite der Galaxie, wo die Geschwindigkeiten negativ sind (blauverschoben), erhalten Sie die Spiegelsituation mit einem positiv schiefen LOSVD.
(Ein kleiner Vorschlag wäre, positive Mengen mit Lese- und Negativitätsmengen mit Blau darzustellen - das Gegenteil von dem, was Sie derzeit tun - da positive Geschwindigkeiten dann direkt Rotverschiebungen und negative Geschwindigkeiten Blauverschiebungen entsprechen.)
Die starken Pixel-zu-Pixel-Variationen im äußeren Teil der Scheibe in Ihren Diagrammen sind mit ziemlicher Sicherheit nur auf ein niedriges S / N zurückzuführen (da die Anzahldichte von Partikeln bei großen Radien gering ist).
Beachten Sie, dass der Standardansatz bei der Analyse der Galaxien-Sternkinematik darin besteht, die Sichtlinien-Geschwindigkeitsverteilung mit Gauß-Hermite-Polynomen zu modellieren, wobei die Terme erster und zweiter Ordnung der mittleren Geschwindigkeit entsprechen ( ) und die Geschwindigkeitsdispersion ( ) und die Terme dritter und vierter Ordnung ( Und ) zur Schiefe bzw. Kurtosis. (Siehe zB van der Marel & Franx (1993) und Gerhard (1993) .) Ich weise darauf vor allem dann hin, wenn Sie Ihre Ergebnisse mit veröffentlichten Analysen anderer Modelle und echter Galaxien vergleichen möchten.
Karl Witthöft
Hieronymus
Karl Witthöft
Hieronymus