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Astronomía

Sloan Digital Sky Survey (SDSS) HDU 'or_mask': ¿qué significa exactamente?

Sloan Digital Sky Survey (SDSS) HDU 'or_mask': ¿qué significa exactamente?


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Estoy mirando los datos de Sloan Digital Sky Survey. Estoy usando principalmente los datos de flujo, de la documentación veo que la primera extensión (HDU 1) tieneflujo,loglam,ivar,and_mask,or_masketc.

Ha habido mucha confusión aquí sobre lo queor_maskestá haciendo exactamente, y la documentación no ha sido muy clara.

Hasta ahora tengo entendido que elor_maskme dice cuándo se marcó un píxel en particular de una de las muchas formas posibles. He entendido de varias fuentes aleatorias que esto significa que el píxel es "malo" de alguna manera. Todavía no he descubierto cómo saber exactamente "por qué" es malo, mi suposición de trabajo es que las posibilidades son numerosas, que hay muchos campos que tienen indicadores que podrían responder esa pregunta.

Mi pregunta principal: ¿Es cada valor de flujo con un valor distinto de cero?or_maskintrínsecamente indigno de confianza?

Aproximadamente el 80% de los píxeles tienen un valor distinto de ceroor_maskvalor, particularmente en el extremo más azul del espectro.

O es elor_maskdiciéndome más ampliamente que hay una bandera en alguna parte, no necesariamente incluso con los datos de flujo, que podría querer considerar?

HDU 1 (extname COADD): Espectro codificado de spPlate Tabla binaria con columnas: Columnas requeridas Nombre Tipo Comentario flujo float32 flujo calibrado codificado [10-17 ergs / s / cm2 / Å] loglam float32 log10 (longitud de onda [Å]) ivar float32 inverso varianza de flujo y_mask int32 AND mask or_mask int32 OR mask wdisp float32 dispersión de longitud de onda en píxeles = unidades dloglam sky float32 restado sky flux [10-17 ergs / s / cm2 / Å] modelo float32 pipeline mejor ajuste de modelo usado para clasificación y corrimiento al rojo

Sloan Digital Sky Survey (SDSS) HDU 'or_mask': ¿qué significa exactamente? - Astronomía

nombretipotexto
apogeoDiseño Contiene la información de diseño de placas para placas APOGEE.
Esta tabla contiene todos los parámetros de diseño utilizados en el diseño de placas para espectros APOGEE.
apogeeField Contiene la información básica de un campo APOGEE.
Esta tabla contiene el nombre, la ubicación y el número de visitas esperadas para un campo APOGEE.
apogeeObjectESPECTRO Contiene la información de orientación para un objeto APOGEE.
Esta tabla contiene todos los parámetros que se utilizaron en la selección de objetos para los espectros APOGEE.
apogeePlateESPECTRO Contiene toda la información asociada a una placa APOGEE.
Esta tabla contiene los parámetros para una placa espectral APOGEE
apogeeStarESPECTRO Contiene datos para un espectro combinado de estrellas APOGEE.
Esta tabla contiene los datos en el espectro combinado de una estrella APOGEE.
apogeoStarAllVisitESPECTRO Vincula un espectro de estrellas combinado APOGEE con todas las visitas de esa estrella.
Esta es una tabla de enlace que vincula un espectro de estrellas combinado APOGEE con todas las visitas de esa estrella, incluidas buenas, malas, comunicantes, no, etc.
apogeoStarVisitESPECTRO Vincula un espectro de estrellas combinado APOGEE con las visitas utilizadas para crearlo.
Esta es una tabla de enlace que vincula un espectro de estrellas combinado APOGEE con las visitas que se utilizaron para crear el espectro combinado.
apogeoVisitarESPECTRO Contiene datos para una visita del espectro APOGEE en particular.
Esta tabla corresponde a los datos de una visita de espectro único en APOGEE
aspcapStarESPECTRO Contiene datos para una entrada ASPCAP de estrella APOGEE.
Esta tabla contiene los datos en la entrada ASPCAP para una estrella APOGEE.
aspcapStarCovarESPECTRO Contiene la información de covarianza para una entrada ASPCAP de estrella APOGEE.
Esta tabla contiene campos de matriz de covarianza seleccionados para la entrada ASPCAP para una estrella APOGEE.
AtlasOutlineFOTO Contiene un registro que describe cada objeto AtlasOutline
La tabla contiene los contornos de cada objeto sobre una cuadrícula de 4x4 píxeles y el rectángulo delimitador del objeto dentro del marco.
DataConstantsMETA La tabla almacena los valores de varias columnas enumeradas y de máscara de bits.
DBColumnsMETA Cada columna de cada tabla tiene una descripción en esta tabla
DBObjectsMETA Cada objeto de la base de datos SkyServer tiene una descripción de una línea en esta tabla
DBViewColsMETA Las columnas de cada vista se almacenan para la documentación automática.
* significa que se propaga cada columna del padre.
DependenciaMETA Contiene el inventario detallado de los objetos de la base de datos.
Los objetos son rastreados por módulo.
DetectionIndexFOTO Lista completa de todas las detecciones, con la asignación de "cosa" asociada.
Cada fila de esta tabla corresponde a una sola entrada de catálogo, o 'detección' en las imágenes de SDSS. Para cada uno, esta tabla enumera un 'thingId', que es común entre todas las detecciones del mismo objeto en el catálogo.
DiagnósticosMETA Esta tabla almacena una instantánea de diagnóstico completa de la base de datos.
La tabla contiene los nombres de todas las tablas, vistas, procedimientos almacenados y funciones definidas por el usuario en la base de datos. Dejamos fuera los diagnósticos en sí, QueryResults y LoadEvents, etc. estos se pueden actualizar dinámicamente. Calculamos los recuentos de filas para cada tabla y vista. Esto se genera ejecutando el procedimiento almacenado spMakeDiagnostics. La tabla se replicó tras la creación de la base de datos en SiteDiagnostics.
EmisionLinesPortESPECTRO Resultados de la cinemática de la línea de emisión para las galaxias SDSS y BOSS usando GANDALF
Ajustamos galaxias usando una adaptación del Accesorio de Línea de Absorción y Gas disponible públicamente (GANDALF, Sarzi et al. 2006) y el Accesorio PiXel penalizado (pPXF, Cappellari & amp Emsellem 2004). Los modelos de población estelar para el continuo son de Maraston & amp Str & oumlmb & aumlck (2011) y Thomas, Maraston & amp Johansson (2011).
CampoFOTO Todos los parámetros medidos y calibraciones de un campo fotométrico
Un campo es una sección de 2048x1489 píxeles de una columna de cámara. Esta tabla contiene un resumen de los resultados de las tuberías fotométricas y de calibración para cada campo.
FieldProfileFOTO El perfil medio de PSF para el campo determinado a partir de estrellas brillantes.
Para los radios del perfil, consulte la tabla ProfileDefs.
FileGroupMapMETA Para bases de datos 'grandes', asigna tablas grandes a sus propios grupos de archivos
En grandes bases de datos, solo colocamos los objetos principales en el grupo de archivos principal. Otros objetos se agrupan en grupos de archivos separados. Para archivos realmente grandes, los índices se colocan incluso en grupos diferentes. Esta tabla está truncada en las bases de datos de tareas.
PRIMEROFOTO Los objetos SDSS que coinciden con los PRIMEROS objetos tienen sus parámetros de coincidencia almacenados aquí
MarcoFOTO Contiene imágenes JPEG de campos con varios factores de zoom y su astrometría.
El marco es la unidad de imagen básica. La tabla contiene imágenes JPEG en color falso de los campos y sus parámetros más relevantes, en particular los coeficientes de la transformación astrométrica y la información de posición. Las imágenes se almacenan en varios niveles de zoom.
galSpecExtraESPECTRO Parámetros físicos estimados para todas las galaxias en el catálogo espectroscópico MPA-JHU.
Las estimaciones de masa estelar se derivan utilizando la metodología descrita en Kauffmann et al (2003), aplicada a datos fotométricos como se describe en Salim et al (2007). Las tasas de formación de estrellas se derivan como se analiza en Brinchmann et al (2004), pero las correcciones de apertura se realizan estimando los SFR de los ajustes SED a la fotometría fuera de la fibra siguiendo la metodología de Salim et al (2007).
galSpecIndxESPECTRO Mediciones de índices de espectros del catálogo espectroscópico MPA-JHU.
Para cada índice, damos nuestra estimación y barra de error. Las mediciones realizadas como se describe en Brinchmann et al. 2004.
galSpecInfoESPECTRO Información general para el reanálisis espectroscópico MPA-JHU
Esta tabla contiene una entrada por observación espectroscópica. Se puede unir con las otras tablas galSpec con las mediciones, o con specObjAll, usando specObjId. Los números proporcionados aquí corresponden a la versión de los datos utilizados por MPA-JHU y pueden no coincidir perfectamente con specObjAll.
galSpecLineESPECTRO Mediciones de la línea de emisión del reanálisis espectroscópico MPA-JHU
La tabla contiene una entrada por observación espectroscópica derivada como se describe en Tremonti et al (2004) y Brinchmann et al (2004).
Medio espacioREGIÓN Las restricciones para los límites de las diferentes regiones.
Los límites se representan como la ecuación de un plano 3D que cruza la esfera unitaria. Estas intersecciones son círculos grandes y pequeños. La representación es en términos de un 4-vector, (x, y, z, c), donde (x, y, z) son los componentes de un vector normal 3D que apunta a lo largo de la normal del plano hacia el medio paisaje interior nuestro límite, y c es el desplazamiento del plano a lo largo de la normal desde el origen. Por lo tanto, las restricciones de c = 0 representan círculos máximos. Si c _r_original es suficiente (por ejemplo, petro_flux_r_original), para indicar que estas son las cantidades originales determinadas para la banda r, sin correcciones. Se diferencian de los valores de la banda r en las matrices (por ejemplo, petro_flux_r_original) en aquellos casos en los que el radio petrosiano no estaba definido en la banda r. En esos casos, las cantidades de las matrices asumen un radio petrosiano de 5 segundos de arco.

  • PhotoObj: todos los objetos primarios y secundarios, esencialmente, esta es la vista que debe usar a menos que desee un tipo específico de objeto.
  • FotoPrimaria: todos los objetos fotográficos que son primarios (la mejor versión del objeto).
    • Estrella: Objetos primarios que se clasifican como estrellas.
    • Galaxia: Objetos primarios que se clasifican como galaxias.
    • Cielo: Objetos primarios que son muestras del cielo.
    • Desconocido: Objetos primarios que no son ninguno de los anteriores.
    • PhotoObj: todos los objetos primarios y secundarios, esencialmente, esta es la vista que debe usar a menos que desee un tipo específico de objeto.
    • FotoPrimaria: todos los objetos fotográficos que son primarios (la mejor versión del objeto).
      • Estrella: Objetos primarios que se clasifican como estrellas.
      • Galaxia: Objetos primarios que se clasifican como galaxias.
      • Cielo: Objetos primarios que son muestras del cielo.
      • Desconocido: Objetos primarios que no son ninguno de los anteriores.

      Columnas de OBJID a PSFMAGERR_:
      Estos se toman directamente de photoObjAll

      Columnas desde PLATEID hasta SEGUE2_TARGET2:
      Estos se toman de las tablas specObjAll y sppParams para cualquier objeto en este archivo que tenga coincidencias en ese specObjAll. Para los objetos sin coincidencias en specObjAll, los valores se establecen en -9999. Los nombres de SpecObjAll no se modifican.

      Columnas desde MATCH hasta DIST20:
      Estos se toman de la tabla de movimientos apropiados, los movimientos propios de la USNOB recalibrados con el SDSS por Jeff Munn. Para los objetos sin coincidencias en la tabla ProperMotions, los valores se establecen en -9999. Los nombres no se modifican en la tabla de emociones adecuadas.


      INFORMACIÓN GENERAL

      Este documento está estructurado de la siguiente manera. En la Sección 3, discutimos los conceptos fundamentales detrás del diseño de la base de datos, incluida la elección pragmática de DBMS, la organización general del archivo y las consideraciones de calibración. En la Sección 4 describimos un conjunto de "casos de uso" de conservación que se han desarrollado junto con los requisitos funcionales de SRAD para permitir el diseño de bases de datos. En la Sección 5 presentamos el diseño relacional de las bases de datos que compondrán la WSA, incluidos los modelos entidad-relación (ERM) que brindan descripciones generales ilustrativas de la estructura de la base de datos y detalles específicos para los datos V1.0. La Sección 6 continúa con el desarrollo del diseño relacional del archivo V1.0 en la implementación de tablas de base de datos prototipo dentro del DBMS elegido. Se dan detalles de tablas, nombres de columnas, identificadores únicos y claves primarias y externas. También describimos las "vistas" de tablas lógicas que se crearán. En la Sección 7 discutimos temas de indexación dentro de la base de datos, damos detalles de entidades / atributos lógicos para una utilidad mejorada y describimos funciones definidas que estarán disponibles tanto para curación como para uso. Por último, en la Sección 9 damos detalles del software de aplicación que se está desarrollando para fines de transferencia, ingesta y conservación de datos.


      Astrometria

      Una descripción detallada de la calibración astrométrica se da en Pier et al. (2003) (AJ o astro-ph / 0211375). Partes de esa discusión se resumen aquí y en la página de descripción general de la calidad de la astrometría.

      1. Siempre que sea posible, las estrellas detectadas en los CCD r se emparejan directamente con las estrellas del Catálogo de Astrógrafos CCD del Observatorio Naval de los Estados Unidos (UCAC, Zacharias et al.2000), un catálogo astrométrico (eventualmente) de todo el cielo con una precisión de 70 ms en su límite de catálogo de R = 16, y errores sistemáticos de menos de 30 mas. Hay aproximadamente 2-3 magnitudes de superposición entre UCAC y estrellas insaturadas en los r CCD. Los CCD astrométricos no se utilizan. Para DR1, las franjas 9-12, 82 y 86 usaron UCAC.
      2. Si un escaneo no está cubierto por la versión actual de UCAC, entonces se reduce contra Tycho-2 (Hog et al.2000), un catálogo astrométrico de todo el cielo con una precisión mediana de 70 mas en su límite de catálogo de VT = 11,5, y errores sistemáticos de menos de 1 mas. Todas las estrellas Tycho-2 están saturadas en los CCD r, sin embargo, hay aproximadamente 3,5 magnitudes de superposición entre las estrellas brillantes no saturadas en los CCD astrométricos y el extremo débil de Tycho-2 (8 Frames usa las calibraciones astrométricas para hacer coincidir las detecciones del mismo objeto observada en los otros cuatro filtros. La precisión de la astrometría relativa entre filtros puede, por lo tanto, impactar significativamente en los cuadros, en particular la desmezcla de objetos superpuestos, la fotometría basada en la misma apertura en diferentes filtros y la detección de objetos en movimiento. Para minimizar los errores en la astrometría relativa entre filtros, los CCD u, g, i, yz se calibran contra los CCD r.

      Cada escaneo de deriva se procesa por separado. Las seis columnas de la cámara se procesan en una sola reducción. En resumen, las estrellas detectadas en los CCD r si se calibran contra UCAC, o las estrellas detectadas en los CCD astrométricos transformadas en coordenadas r si se calibran contra Tycho-2, se comparan con las estrellas del catálogo. Las transformaciones de las coordenadas de r píxeles a las coordenadas celestes del lugar medio del catálogo (CMP) se derivan utilizando un ajuste de mínimos cuadrados de los medios de ejecución a un modelo de plano focal, utilizando los seis CCD r juntos para resolver tanto el seguimiento del telescopio como el enfoque focal del r CCD. desplazamientos, rotaciones y escalas de planos, combinados con ajustes de spline suavizantes para los residuales intermedios. Estas transformaciones, que comprenden las calibraciones para los r CCD, se aplican luego a las estrellas detectadas en los r CCD, convirtiéndolas en coordenadas CMP y creando un catálogo de estándares astrométricos secundarios. Las estrellas detectadas en los CCD u, g, i y z se comparan luego con este catálogo secundario, y se usa un procedimiento de ajuste similar (cada CCD se ajusta por separado) para derivar transformaciones de las coordenadas de píxeles para los otros CCD fotométricos a CMP celeste. coordenadas, que comprenden las calibraciones para los CCD u, g, i y z.


      Descripciones de todas las banderas

      Banderas que afectan el estado del objeto

      Estos indicadores deben considerarse para rechazar entradas de catálogo duplicadas del mismo objeto. Al usar solo objetos con estado PRIMARIO (ver arriba), automáticamente contabiliza los casos más comunes: aquellos objetos que son BRILLANTES, o que se han desmezclado (descompuesto) en uno o más objetos secundarios que se enumeran individualmente.

      En las tablas, los nombres de las banderas se vinculan a descripciones detalladas. El "In Obj Flags?" columna indica que esta bandera se establecerá en la columna "banderas" generales (por objeto) si esta bandera se establece en cualquiera de los filtros. "Bit" es el número del bit.

      Para encontrar los valores hexadecimales utilizados para probar si se establece una bandera, consulte la tabla PhotoFlags.

      • demasiado cerca de un borde (EDGE ya establecido),
      • demasiado grande (TOO_LARGE), o
      • un niño se superpone a un borde (se establecerá EDGE).

      Banderas que indican problemas con los datos sin procesar

      Estos indicadores son principalmente informativos e importantes solo para algunos objetos y aplicaciones científicas.

      Bandera Un poco ¿En banderas? Descripción
      SATURADO 18 X contiene píxeles saturados afecta la separación estrella-galaxia
      SATURATED_CENTER 43 como SATURADO, píxeles afectados cerca del centro
      BORDE 2 el objeto estaba demasiado cerca del borde del marco para ser medido no debería afectar las fuentes puntuales
      LOCAL_EDGE 39 como EDGE, pero en casos raros cuando la mitad de un CCD falló
      DEBLENDED_AT_EDGE 45 El objeto está cerca de EDGE, pero es tan grande que de todos modos se ha desmezclado. De lo contrario, podría haberse perdido.
      INTERP 17 El objeto contiene píxeles interpolados (columnas defectuosas, rayos cósmicos, estelas de sangrado) no debería afectar la fotometría para una sola columna defectuosa o rayo cósmico
      INTERP_CENTER 44 pixel (s) interpolados dentro de 3 pix del centro. La fotometría puede verse afectada.
      PSF_FLUX_INTERP 47 se interpola más del 20% del flujo de PSF. Puede causar valores atípicos en las gráficas de color-color, p. Ej.
      BAD_COUNTS_ERROR 40 la interpolación afectó a muchos píxeles El error de flujo de PSF es inexacto y probablemente subestimado.
      COSMIC_RAY (CR) 12 El objeto contiene rayos cósmicos que han sido interpolados no deben afectar la fotometría.
      MAYBE_CR 56 el objeto puede ser un rayo cósmico no interpolado. Útil en búsquedas de detecciones de filtro único.
      MAYBE_EGHOST 57 El objeto puede ser un fantasma electrónico de una estrella brillante. Sospeche de las detecciones débiles de un solo filtro.

      Banderas que indican problemas con la imagen

      Estos indicadores pueden ser indicios de que un objeto puede no ser real o que una medición del objeto falló.

      Bandera Un poco ¿En banderas? Descripción
      CANONICAL_CENTER 0 no se pudo determinar un centroide en esta banda usado centroide en CANONICAL_BAND en su lugar
      PEAKCENTER 5 usó el píxel más brillante como pista de centroide de que un objeto puede no ser real
      DEBLEND_NOPEAK 46 El objeto es un HIJO de un DEBLEND, pero no tiene ningún indicio de que un objeto puede no ser real.
      SIN PERFIL 7 solo se sospechan 0 o 1 entradas para las cantidades fotométricas del perfil de flujo radial derivadas del perfil
      SIN REVISAR 19 El objeto contiene píxeles que no se comprobaron en busca de picos mediante el deblender. El deblending puede no ser confiable.
      NOTCHECKED_CENTER 58 como NOTCHECKED, pero los píxeles afectados están cerca del centro del objeto
      DEMASIADO GRANDE 24 El objeto es más grande que el contenedor de perfil radiale más externo (r & gt 4 arcmin), o un NIÑO en un marco deblend es & gt 1/2. Objeto muy grande, cielo mal determinado o deblend incorrecto. Fotometría cuestionable.
      BADSKY 22 La medición del cielo local falló, la fotometría del objeto no tiene sentido

      Problemas asociados con cantidades específicas

      Algunas banderas simplemente indican que la cantidad en cuestión no se pudo medir. Otros indican aspectos más sutiles de las mediciones, particularmente para cantidades petrosianas.

      Todos los indicadores hasta ahora indican algún problema o falla de una medición. Los siguientes indicadores proporcionan información sobre el procesamiento, pero no indican un problema grave o una falla.

      Banderas informativas relacionadas con la eliminación de la mezcla

      Bandera Un poco ¿En banderas? Descripción
      DEBLEND_TOO_MANY_PEAKS 11 el objeto tiene más de 25 picos, solo los primeros 25 se desmezclaron y contienen todo el flujo del padre
      DEBLEND_UNASSIGNED_FLUX 42 X más del 5% del flujo petrosiano de los padres inicialmente no se asignó a los niños todo este flujo se ha redistribuido entre los niños
      DEBLEND_PRUNED 26 padre que contiene picos que no fueron desmezclados
      PEAKS_TOO_CLOSE 37 algunos picos estaban demasiado cerca para ser desintegrados
      DEBLEND_DEGENERATE 50 algunos picos tenían plantillas degeneradas
      BRIGHTEST_GALAXY_CHILD 51 niño más brillante entre los hijos de uno de los padres
      DEBLENDED_AS_PSF 25 el niño no está resuelto

      Banderas informativas adicionales


      ESPECTROSCOPIA GRISM FULL-FIELD SLITLESS

      Los grisms se pueden desplegar de la misma manera que un filtro, sin colimador, por delante del plano focal de una cámara de imágenes. Los espectrógrafos de grism normalmente se operan "sin ranuras", sin aberturas de plano focal, por lo que captan la imagen de todo el campo. Esto captura espectros de cualquier objeto en el campo, que es su principal ventaja. La principal complicación de operación / reducción de datos es la superposición de espectros de diferentes fuentes o incluso de diferentes partes de la misma fuente extendida. Para mitigar la superposición, los espectros se toman típicamente con el espectrógrafo orientado en múltiples (digamos hasta 5) ángulos de posición diferentes en el cielo. Incluso donde no hay superposición de objetos, el espectro superpuesto del cielo de fondo limita la relación señal-ruido. Las canalizaciones de reducción de datos son complejas (por ejemplo, ver Pirzkal 2017).

        WFC3 lleva dos grisms IR, con rangos de longitud de onda de 8000-11500 & Aring y 10750-17000 & Aring, respectivamente. Las resoluciones correspondientes son 210 y 130. El campo de imagen es de aproximadamente 130 segundos de arco cuadrados. El modo grism se utiliza principalmente para obtener distribuciones de energía espectral de fuentes de alto desplazamiento al rojo, donde el espectro óptico / ultravioleta rico en información se desplaza al infrarrojo cercano. A la derecha se muestra un marco de datos de muestra con fuentes de línea de emisión de alto corrimiento al rojo identificadas. Una ventaja importante de los grisms IR utilizados en los telescopios espaciales es que Evite las líneas de emisión del cielo nocturno IR tremendamente brillantes en la atmósfera de la Tierra. JWST también llevará grisms.


      Análisis de imágenes SDSS

      • Nanomaggies
        • Un "maggy" es el flujo f de la fuente en relación con la fuente estándar f0 (que define el punto cero de la escala de magnitud). Por lo tanto, una "nanomaggy" es /> veces una maggy.
        • La fuente estándar para cada banda SDSS es cercana pero no exactamente la Fuente AB (3631 Jy), lo que significa que un nanomaggy es aproximadamente /> Jy. Sin embargo, nuestro conocimiento actual es que la calibración absoluta del sistema SDSS tiene algunas compensaciones de nivel porcentual en relación con AB

        Acerca de las banderas de imágenes SDSS [editar | editar fuente]

        • Ver documento de banderas de Robert Lupton
        • Vea los detalles de las banderas en la página SDSS DR7 aquí
        • También vea la página de detalles de las banderas DR9 aquí
          • BINNED1: Se marca un objeto que se detecta como superior a un pico de 5 sigma (después del suavizado con la PSF local) en una banda determinada BINNED1 en esa banda.
          • MEZCLADO, NODEBLEND, NIÑO
          • SATURATED, SATURATED_CENTER
            • Tenga en cuenta que una galaxia con una estrella saturada superpuesta en su disco, incluso si se desmezcla con éxito, se marcará como SATURADA, ya que algunos de los píxeles en la huella del objeto están realmente saturados.

            Habilidades [editar | editar fuente]

            Obtención de imágenes y enlaces necesarios [editar | editar fuente]

              : Devuelve la URL de un ra, dec en la herramienta Explorer.
              • seleccione dbo.fGetUrlExpEq (@ ra, @ dec)
              • El formato de esta URL es: http: //localhost/en/tools/explore/obj.asp? Ra = 185.000000 & ampdec = 0.00000000
                : Devuelve la URL de un objID de foto en el Explorador.
                • seleccione dbo.fGetUrlExpId (@objid)
                • El formato de esta URL es: http: //localhost/en/tools/explore/obj.asp? Id = 2255029915222048
                  : Obtenga la URL del archivo FITS de un marco corregido dado el fieldID y la banda
                  • seleccione dbo.fGetUrlFitsCFrame (@fieldid, '@ band')

                  Referencia [editar | editar fuente]

                  • Información en el Libro de proyectos (PBOOK)-Sistemas de datos La sección podría ser útil
                    • Blanton, Kazin, Muna, Weaver & amp Price-Whelan 2011, AJ
                      • Padmanabhan y col. 2008, ApJ
                        • Ivezic y col. 2007, AJ
                          • Bramich & amp Freudling 2012, MNRAS

                          Información útil en la base de datos [editar | editar fuente]

                          Información útil de los catálogos fotométricos: [editar | editar fuente]

                            • Índice: objid, correr, volver a ejecutar, camcol, campo, obj, mjd
                            • Posición: ra, dec, raErr, decErr, b, l
                            • modo: 1: primario, 2: secundario, 3: otro
                              • Función útil: fPhotoMode, fPhotoModeN
                              • Incluso DESCONOCIDO = 0 COSMIC_RAY = 1 DEFECTO = 2 GALAXY = 3 FANTASMA = 4 CONOCIDO OBJ = 5 ESTRELLA = 6 CIELO = 8
                              • Funciones útiles: fPhotoType, fPhotoTypeN
                              • Incluso INMASK_NOT_IN_MASK INMASK_BLEEDING INMASK_BRIGHT_STAR INMASK_TRAIL INMASK_HOLE INMASK_POOR_SEEING INMASK_BAD_SEEING
                              • Función útil: fInsideMask, fInsideMaskN
                              • Preste atención a los siguientes: BRILLANTE, BORDE, MEZCLADO, NIÑO, NODEBLEND, NOPETRO, DEBLEND_TOO_MANY_PEAKS, COSMIC_RAY, SATURADO, RESTA, TOO_LARGE, SATUR_CENTER, INTERP_CENTER, PSF_FLUX_INTERP
                              • Funciones útiles: fFotoBanderas, fFotoBanderasN
                              • Incluso: FOTOMÉTRICO, UNPHOT_OVERLAP, UNPHOT_EXTRAP_CLEAR, UNPHOT_EXTRAP_CLOUDY, UNPHOT_DISJOINT, INCREMENT_CALIB
                              • Funciones útiles: fCalibStatus, fCalibStatusN

                              Información útil de Campo catálogo: [editar | editar fuente]

                                • Índice: fieldID, ejecutar, volver a ejecutar, camcol, campo
                                • Numero de objetos: nTotal, nObjects, nChild, nGalaxy, nStars
                                • Número de objetos brillantes: nBrightObj_u, g, r, i, z
                                • calidad: Calidad del campo
                                  • Incluso MALO, ACEPTABLE, BUENO, FALTA, AGUJERO
                                  • Función útil: fFieldQuality, fFieldQualityN

                                  Referencias

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                                  La magnitud petrosiana

                                  Almacenado como petroMag. Para la fotometría de galaxias, medir el flujo es más difícil que para las estrellas, porque no todas las galaxias tienen el mismo perfil de brillo de superficie radial y no tienen bordes afilados. Para evitar sesgos, deseamos medir una fracción constante de la luz total, independientemente de la posición y la distancia del objeto. Para satisfacer estos requisitos, el SDSS ha adoptado una forma modificada del sistema Petrosian (1976), midiendo los flujos de galaxias dentro de una apertura circular cuyo radio está definido por la forma del perfil de luz promediado azimutalmente.

                                  Definimos la "proporción petrosiana" RPAG en un radio r desde el centro de un objeto para ser la relación del brillo de la superficie local en un anillo en r al brillo superficial medio dentro r, como describen Blanton et al. 2001a, Yasuda y col. 2001:

                                  dónde Yo (r) es el perfil de brillo superficial promediado azimutalmente.

                                  El radio petrosiano rPAG se define como el radio en el que RPAG(rPAG) es igual a un valor especificado RP, lim, establecido en 0,2 en nuestro caso. El flujo petrosiano en cualquier banda se define entonces como el flujo dentro de un cierto número nortePAG (igual a 2.0 en nuestro caso) de r Radios petrosianos:

                                  En la fotometría de cinco bandas SDSS, la apertura en todas las bandas se establece por el perfil de la galaxia en el r banda sola. Este procedimiento asegura que el color medido comparando el flujo Petrosiano FPAG en diferentes bandas se mide a través de una apertura constante.

                                  La apertura 2rPAG es lo suficientemente grande para contener casi todo el flujo de los perfiles típicos de galaxias, pero lo suficientemente pequeño como para que el ruido del cielo en FPAG es pequeño. Por tanto, incluso errores sustanciales en rPAG causan sólo pequeños errores en el flujo petrosiano (errores estadísticos típicos cerca del límite de flujo espectroscópico de r

                                  17.7 son & lt 5%), aunque estos errores están correlacionados.

                                  El radio de Petrosian en cada banda es el parámetro petroRad, y la magnitud de Petrosian en cada banda (calculado, recuerde, usando solo petroRad para el r band) es el parámetro petroMag.

                                  En la práctica, hay una serie de complicaciones asociadas con esta definición, porque el ruido, la subestructura y el tamaño finito de los objetos pueden hacer que los objetos no tengan radio petrosiano, o que tengan más de uno. Aquellos con más de uno se marcan como MANYPETRO se usa el más grande. Aquellos que no tienen ninguno tienen NOPETRO configurado. Más comúnmente, estos objetos son débiles (r & gt 20.5 más o menos) la relación Petrosiana se vuelve inconmensurable antes de caer al valor límite de 0.2. Estos tienen PETROFAINT configurado y sus "radios Petrosianos" configurados en el valor predeterminado del mayor de 3 "o el punto medido más externo en el perfil radial. Finalmente, una galaxia con un núcleo estelar brillante, como una galaxia Seyfert, puede tener un radio petrosiano establecido solo por el núcleo; en este caso, el flujo petrosiano pierde la mayor parte de la luz extendida del objeto. Esto ocurre muy raramente, pero un ejemplo dramático en los datos de EDR es la galaxia Seyfert NGC 7603 = Arp 092, en RA (2000) = 23: 18: 56.6, diciembre (2000) = +00: 14: 38.


                                  Ampliación de lentes QSO: una comparación de los resultados de 2QZ y Sloan Digital Sky Survey

                                  La ampliación con lente de los QSO de fondo por parte de las galaxias y los cúmulos en primer plano es una poderosa sonda de la densidad de masa del Universo y el espectro de potencia de la agrupación de masas. Sin embargo, los resultados observacionales en esta área han sido controvertidos. En particular, los resultados de Myers et al. de la encuesta 2dF QSO sugirió que se observa un fuerte efecto anticorrelación en g & lt 21 tanto para las galaxias como para los cúmulos, lo que implica que las galaxias son antibiased (by asymp 0.1) en pequeñas escalas a un nivel más alto que el predicho por la cosmología estándar mientras que los resultados de Scranton et al. de Sloan Digital Sky Survey (SDSS) sugirió que el efecto era mucho más pequeño (by asymp 1) y en línea con las expectativas estándar. Primero correlacionamos de forma cruzada los QSOs de SDSS photo-z, g & lt 21, 1.0 & lt zp & lt 2.2 con g & lt 21 galaxias y cúmulos en las mismas áreas. La anticorrelación encontrada es algo menor que los resultados de Myers et al. basado en QSO 2QZ. Pero la contaminación de los QSO por galaxias de líneas de emisión estrechas con bajo corrimiento al rojo y QSO puede causar una subestimación de la señal de lente anticorrelación. La corrección de dicha contaminación con bajo corrimiento al rojo en los niveles indicados por nuestras comprobaciones espectroscópicas sugiere que el efecto es generalmente pequeño para las correlaciones cruzadas de QSO con galaxias g & lt 21, pero puede ser un problema para muestras de galaxias más débiles. Así, cuando esta corrección se aplica a la muestra de QSO foto-z de Scranton et al. la anticorrelación aumenta y la concordancia con los resultados del 2QZ de Myers et al. se mejora. Cuando también tenemos en cuenta el límite de galaxias r & lt 21 más débil de Scranton et al. a diferencia de g & lt 21 para Myers et al., los dos resultados observacionales parecen estar muy de acuerdo. Esto, por lo tanto, deja abierta la pregunta de por qué las interpretaciones teóricas son tan diferentes para estos análisis. Observamos que los resultados de Guimaraes, Myers y Shanks basados ​​en catálogos simulados de la simulación de Hubble Volume sugieren fuertemente que la lente QSO en los niveles detectados por Myers et al. y ahora Scranton et al. es incompatible con un sesgo de galaxias de by asymp 1 en el modelo cosmológico estándar. Si los resultados de la lente del QSO son correctos, las consecuencias para la cosmología pueden ser significativas.

                                  Diario

                                  Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society y ndash Oxford University Press


                                  Lost & # 039fossil galaxy & # 039 Heracles desenterrado de las profundidades del Hades - uh, la Vía Láctea

                                  Cuando un héroe caído realmente no muere, es inmortalizado como una galaxia. Los astrónomos han descubierto ahora los restos de una galaxia "fósil" llamada Heracles (la forma correcta de deletrear el nombre del héroe mítico en lugar de "Hércules") en las profundidades de la Vía Láctea.

                                  Se cree que Heracles se estrelló contra nuestra galaxia hace 10 mil millones de años, y sus remanentes supuestamente constituyen un tercio del halo galáctico de la Vía Láctea. Fue solo después de que un equipo de astrónomos que utilizaron el Sloan Digital Sky Survey (SDSS) y su Experimento de Evolución Galáctica del Observatorio Apache Point (APOGEE) examinó la composición química y los movimientos de todas las estrellas de nuestra galaxia que las de Heracles se destacaron mucho. like the legend himself.

                                  More space

                                  “It all came down to the stars chemical composition and velocities. We found that the stars associated with Heracles were so different in their chemical compositions compared to the rest of the Milky Way halo, which when coupled with their peculiar velocities, it meant that they could only have come from another galaxy,” Danny Horta-Darrington, a graduate student from Liverpool John Moores University (LJMU) who recently led a study published in The Astrophysical Journal, told SYFY WIRE.

                                  So why were the remnants of mighty Heracles lost to time? The nascent Milky Way grew and grew from the time of the collision, burying Heracles deeper and deeper into a sort of cosmic realm of Hades. Mergers build galaxies, and the evidence of those mergers — the shards of older galaxies — is usually found in its immense outer halo. Haloes are a huge clouds of stars that shroud galaxies. The problem is that the stars in our galaxy’s outer halo are scattered around. To really dig for cosmic fossils that reveal the earliest mergers, you have to go deeper into the halo and into the galactic disc, which is made of star stuff, and bulge, which is a dense and slightly flattened spherical formation of stars. The ones which once belonged to Heracles were hiding in there somewhere.

                                  This is where SDSS and APOGEE come in. SDSS has been surveying and mapping the sky for two decades, and has been used its telescope at Apache Point Observatory in New Mexico to see the universe in different spectra and come up with some mind-blowing images of 3 million objects in space. For ten years, APOGEE observed 146,000 stars in the Milky Way from the Sloan telescope and found half a million hi-res infrared spectra associated with them. This data was analyzed in excruciating detail by Horta-Darrington’s team, who noticed that a third of the stars in our galaxy have chemistry and velocity so different from the rest they could have only come from somewhere else in space.

                                  "We believe Heracles must have formed relatively close to a young Milky Way in a cosmological context in order for these two systems to merge, caused by their gravitational attraction. However, the exact location is extremely difficult to pin point," Horta-Darrington said.

                                  Interstellar dust obscuring these stars made it especially difficult to unearth the fossil galaxy, but APOGEE was able to see through the clouds of dust by measuring the spectra of the stars behind them in near-infrared light. Wavelengths from the infrared and near-infrared parts of the spectrum are too long for human eyes to see, but dust can really mess with visible light, and instruments like APOGEE use infrared vision to get past it. Going through the tens of thousands of stars APOGEE measured revealed the misfits that eventually gave an idea of where Heracles had smashed into the Milky Way and what happened to it over the eons. Because so many make up our galaxy’s halo, the collision is now thought to have been a really violent event.

                                  The stars of Heracles make the Milky Way something of a misfit itself. Most spiral galaxies experience quieter early lives, and they rarely have to deal with enormous intruders so soon after they are born. The formation of galaxies such as our own and M33 is not completely understood, but astronomers believe that there are three processes involved in varying degrees. Gargantuan gas clouds in the early universe collapsed. Afterward, large galaxies like the Milky Way were formed by the merging of many smaller ones, though Heracles definitely had more muscle than some random tiny galaxy. Internal processes would then shape the new galaxy into a spiral.

                                  Is there anything about the young Milky Way that could have made it prone to that collision? Horta-Darrington and other scientists still wonder.

                                  "We believe that given by the discovery of the Heracles, and recent results on the Milky Way’s mass assembly history, that the Milky Way must have had an increased merger activity in its younger life," he said. "In this context, we believe the Milky Way is special when compared to other disc galaxies of similar mass and morphology."

                                  By the way, there was way too much Disney got wrong about the mythical figure Heracles. Hercules? Don’t know him.


                                  Ver el vídeo: SDSS releases largest 3D map of the universe ever created (Febrero 2023).

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