Astronomía

Relación entre el color fotométrico y el corrimiento al rojo, segunda parte

Relación entre el color fotométrico y el corrimiento al rojo, segunda parte


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En los gráficos de mi pregunta anterior aquí, hay regiones con pendiente negativa a medida que oscila la relación color-z. Entonces, si miro cómo cambian los colores I-W2 y W3-U con el corrimiento al rojo, como lo hice aquí:

con I-W2 y W3-U bajando (más azul, ¿no es así?) ¿Eso significa que mis gráficos indican una de las regiones con pendiente ascendente?

¿Qué más indica la evolución del corrimiento al rojo de I-W2 contra W3-U?


Título: portal de ciencia DES: Computación fotométrica de corrimientos al rojo

Informamos que un desafío significativo al que se enfrentan los estudios fotométricos con fines cosmológicos es la necesidad de producir estimaciones fiables del desplazamiento al rojo. La estimación de corrimientos al rojo fotométricos (foto-zs) se ha consolidado como la estrategia estándar para eludir los altos costos de producción y el carácter incompleto de las muestras espectroscópicas de corrimiento al rojo. Los métodos de foto-z basados ​​en entrenamiento requieren la preparación de una lista de corrimientos al rojo espectroscópicos de alta calidad, que debe actualizarse constantemente. El entrenamiento, la validación y la estimación de photo-z deben realizarse de manera coherente y reproducible para cumplir con los requisitos científicos. Para cumplir con este propósito, desarrollamos una interfaz de datos integrada basada en la web que no solo proporciona el marco para llevar a cabo los pasos anteriores de una manera sistemática, lo que permite la prueba y la comparación de diferentes algoritmos, sino que también aborda los requisitos de procesamiento al paralelizar los cálculo de forma transparente para el usuario. Este marco denominado Portal de la ciencia (en adelante, Portal) se desarrolló en el contexto del Dark Energy Survey (DES) para facilitar el análisis científico. En este documento, mostramos cómo el Portal puede proporcionar un entorno confiable para acceder a grandes conjuntos de datos, proporcionar algoritmos y métricas de validación, incluso en el caso de múltiples métodos photo-zs. Es posible mantener la procedencia entre los pasos más y más cortos de una cadena de flujos de trabajo al tiempo que se garantiza la reproducibilidad de los resultados. Ilustramos cómo se puede utilizar el Portal para proporcionar estimaciones de foto-z utilizando los datos del primer año de DES (Y1A1). Finalmente, aunque la colaboración DES todavía está desarrollando técnicas para obtener photo-zs más precisos, tener un marco estructurado como el que se presenta aquí es fundamental para la verificación sistemática de las mejoras algorítmicas de DES y la producción consistente de photo-zs en futuras versiones de DES. & laquo menos

Formatos de cita

Obras que hacen referencia / citan este registro:


1. INTRODUCCIÓN

Los cúmulos de galaxias son trazadores ideales de las mayores fluctuaciones de densidad en el universo, y su abundancia (y su evolución con el tiempo cósmico) puede usarse para imponer restricciones a la cosmología (por ejemplo, Eke et al. 1996). También proporcionan laboratorios ideales para estudiar la evolución de las galaxias. Originalmente utilizadas de esta manera, ya que contienen una gran cantidad de galaxias todas en la misma ubicación, desde entonces ha quedado claro que las propiedades de las galaxias miembros son marcadamente diferentes de las galaxias en el campo general (por ejemplo, Dressler 1980 Balogh et al. 1999 Ellingson et al. 2001), lo que implica que los mecanismos que truncan la formación de estrellas y transforman la morfología de las galaxias operan a escalas de cúmulos (p. Ej., Treu et al. 2003, y sus referencias allí).

La construcción de muestras grandes y bien definidas de cúmulos de galaxias tiene una historia larga y variada. Las primeras búsquedas sistemáticas involucraron la identificación visual de sobredensidades de galaxias ópticas en placas fotográficas (Abell 1958 Abell et al. 1989). En la década de 1970, con el advenimiento de los telescopios de rayos X sobre la atmósfera de la Tierra, la selección de cúmulos a partir de su emisión extendida de rayos X fue favorecida (Mitchell et al. 1976 Serlemitsos et al. 1977). Recientemente, una combinación de detectores CCD de gran formato y algoritmos objetivos para buscar de manera eficiente firmas de cúmulos de galaxias ha llevado a un resurgimiento en el uso de la selección óptica en estudios de cúmulos (Postman et al. 1996 Kepner et al. 1999 Gal et al. 2000 Gladders & amp Yee 2000 Gilbank et al.2004). Se ha sugerido una variedad de técnicas para explotar la luminosidad esperada y / o la distribución de color de las galaxias en cúmulos. La gran ventaja de estas encuestas en comparación con las búsquedas visuales más antiguas es que el método de detección podría automatizarse y caracterizarse, lo que significa que la función de selección de encuestas podría cuantificarse. Podría decirse que el método más eficiente es el de Gladders & amp Yee (2000) que utiliza el hecho de que los núcleos de los cúmulos de galaxias están dominados por galaxias con antiguas poblaciones estelares, formando una secuencia roja apretada en el espacio de magnitud de color (Visvanathan 1978 Bower et al. 1992). ). Existen varias otras realizaciones de algoritmos de búsqueda de conglomerados basados ​​en secuencias rojas (p. Ej., Koester et al. 2007) que difieren en algunos detalles, pero todos se basan en colores precisos de imágenes en dos o más filtros. El color observado de esta secuencia proporciona una estimación precisa de la distancia. La aplicación de este método llevó a la construcción de la primera encuesta de conglomerados de secuencia roja (RCS-1 Gladders & amp Yee 2005), una encuesta de imágenes de 72 grados 2 en dos bandas (RC y z') diseñado para localizar cúmulos de galaxias desde 0,2 z 1.1 utilizando la técnica de Gladders & amp Yee (2000).

No solo la selección óptica de cúmulos de galaxias está experimentando un resurgimiento, sino que la astronomía en general está entrando en una era de "ciencia de levantamientos" en la que un número sin precedentes de levantamientos ópticos de campo amplio (y NIR) están actualmente en curso o planeados, como LSST (LSST Science Collaborations et al.2009), Pan-STARRS 5, UKIDSS (Lawrence et al.2007) y DES. 6 Además, muchos de estos estudios ópticos de campo amplio están dirigidos específicamente a áreas encuestadas por conglomerados utilizando otros métodos, como el Estudio de cosmología Blanco (High et al. 2010) del South Pole Telescope (SPT Carlstrom et al. 2009). Encuesta de conglomerados seleccionados por el efecto Sunyaev-Zel'dovich (SZ). Para las encuestas que utilizan otros métodos (como la selección SZ), los datos ópticos son fundamentales para la verificación de los candidatos de agrupación encontrados y para la determinación de corrimientos al rojo fotométricos. Además, el relevamiento de las mismas áreas con múltiples técnicas permite comparaciones importantes de los diferentes efectos de selección y las propiedades resultantes de los conglomerados encontrados (por ejemplo, Donahue et al. 2001 Gilbank et al. 2004 Rasmussen et al. 2006).

En este artículo, describimos la segunda encuesta de conglomerados de secuencia roja (RCS-2), la encuesta más grande de esta nueva generación para la que ya se han completado las imágenes. Esto se basa en la metodología de RCS-1. La colaboración RCS ha invertido una gran cantidad de trabajo en intentar caracterizar la función de selección y las propiedades de los conglomerados seleccionados con esta técnica. Muchos de estos resultados son directamente aplicables a RCS-2 (como calibraciones de riqueza de masa), por lo que es útil resumir parte del trabajo de RCS hasta la fecha.

La eficacia del método de selección empleado por las encuestas de secuencia roja es que puede localizar y estimar los desplazamientos al rojo de los conglomerados utilizando sólo datos de un color (dos filtros), dada la elección adecuada de filtros. No es práctico obtener estimaciones de masa a partir de observaciones de seguimiento del

30.000 conglomerados que se encontrarán en RCS-2, por lo que los datos de la encuesta en sí deben usarse para producir una aproximación de la masa del conglomerado. Se ha realizado un seguimiento de muestras significativas y representativas de conglomerados de RCS-1 utilizando una variedad de estimadores de masa como dinámicos (Gilbank et al. 2007 DG Gilbank et al. 2011, en preparación), rayos X (Hicks et al. 2008) , lentes fuertes y débiles (de un programa de instantáneas de ACS, PI: Loh ACS SNe Cosmology project, PI: Perlmutter) y observaciones SZ. De esta manera, se puede entender la relación entre nuestro proxy de masa (riqueza óptica de los datos de la encuesta) y la masa del conglomerado.

Uno de los objetivos principales de RCS-1 era imponer restricciones a los parámetros cosmológicos (ΩMETRO, σ8 Gladders y col. 2007) a través del crecimiento de la función de masa del clúster. Esto demostró por primera vez la viabilidad de un enfoque de este tipo utilizando una muestra de conglomerados seleccionada ópticamente. Este enfoque utilizó la relación medida entre masa y riqueza, pero también mostró que se podían obtener restricciones significativas utilizando una técnica de autocalibración (Majumdar & amp Mohr 2004) para estimar la forma de esta relación a partir de los datos de la encuesta. Estos autores demuestran que las mejores restricciones se obtienen cuando se dispone de estimaciones de masa precisas para una submuestra de conglomerados dentro de la encuesta. Vale la pena enfatizar que incluso si hay una dispersión significativa en la relación entre la masa y el proxy (como hemos encontrado para la riqueza óptica), solo es importante que se comprenda bien el tamaño de la dispersión. Con una encuesta de orden de magnitud más grande que RCS-1, es factible restringir también la ecuación de estado de la energía oscura, w (Majumdar & amp Mohr 2004), y esta es en parte la motivación para RCS-2. RCS-1 también produjo una muestra significativa de arcos con lentes fuertemente gravitacionales alrededor de los cúmulos encontrados. El número y la distribución del corrimiento al rojo de estos grupos de lentes se utilizaron para discutir sobre las propiedades físicas de los grupos responsables de su sección transversal de lentes y la relevancia de tales sistemas para restringir la cosmología (Gladders et al. 2003). La identificación de galaxias con un brillo superficial tan alto y con lentes fuertes es otro impulsor científico principal de RCS-2. Los cúmulos masivos se pueden usar como telescopios gravitacionales para estudiar galaxias con alto corrimiento al rojo (por ejemplo, Pettini et al. 2000 Wuyts et al. 2010) que de otra manera serían demasiado débiles para observar en detalle. Los arcos gigantes también se pueden utilizar como sondas de las propiedades de las propias lentes de racimo.

Con una muestra estadística de cúmulos de galaxias, como en RCS-1, es posible estudiar las propiedades de sus galaxias miembros (por ejemplo, sus funciones de luminosidad y fracciones azules) apilando submuestras construidas a partir de los propios datos de la encuesta (Gilbank et al. 2008 Loh et al.2008). Con el RCS-2 de orden de magnitud más grande, es factible medir tendencias mucho más débiles y llevar las mediciones de los cúmulos de galaxias a sobredensidades mucho más bajas. La adición de corrimientos al rojo fotométricos (por ejemplo, Hsieh et al. 2005) permitirá que estas técnicas se extiendan al entorno de campo. Estos estudios de evolución de galaxias se explorarán en trabajos futuros con RCS-2.

El esquema de este documento es el siguiente. En la Sección 2, damos una descripción general del diseño y las observaciones del levantamiento. Las Secciones 3 y 4 tratan sobre el preprocesamiento, la reducción, la detección de objetos y la fotometría del CCD. La Sección 5 describe la calibración fotométrica mediante ajustes precisos a los colores de las estrellas en nuestros campos de levantamiento. 6 describe el procedimiento y la precisión de la calibración astrométrica. Las secciones 7 y 8 describen la incorporación de datos adicionales en nuestros catálogos primarios RCS-2: I-datos de banda que cubren una gran (

70%) submuestra del primario gramo, r, z área de la encuesta y datos de imágenes públicas de la encuesta CFHTLS-Wide, respectivamente. La Sección 9 describe la limpieza final de los catálogos fotométricos: coser en parches contiguos, eliminar datos duplicados entre puntas superpuestas y enmascarar los artefactos. La Sección 10 resume y describe el trabajo actual y futuro de la encuesta.


La vista celestial desde una nave espacial relativista: Parte 2

En mi publicación anterior, describí la apariencia visual del cielo estrellado para un observador que se mueve a una fracción sustancial de la velocidad de la luz, por ejemplo, a bordo de un estatorreactor interestelar Bussard en funcionamiento, como el que se muestra arriba.

Voy a recapitular la terminología que establecí en ese post, que proviene de la Relatividad Especial. Llamamos al punto de vista de un observador que está efectivamente estacionario en relación con las estrellas distantes el & # 8220 marco de descanso & # 8221. El & # 8220moving frame & # 8221 es, como puede adivinar, el punto de vista de un observador que viaja con una velocidad apreciable en relación con el resto del frame. Esta velocidad relativa se expresa como una fracción de la velocidad de la luz y está simbolizada por β (beta).

Para el observador viajero, la aberración de la luz provoca un cambio en la posición aparente de las estrellas, moviéndolas a través del cielo hacia la dirección de viaje. El ángulo relevante es el ángulo entre la dirección de viaje y la ubicación de la estrella & # 8217s, simbolizado por θ (theta) en el marco de descanso, cuya aberración se convierte en un ángulo más pequeño, θ ′, en el marco en movimiento.

Si una esfera de estrellas rodea a un observador del marco de reposo, así:

se transformará en un elipsoide para un observador que se mueva a través del mismo lugar a la mitad de la velocidad de la luz, con cada estrella desplazada paralela a la línea de vuelo:

y en un elipsoide aún más estirado al 85% de la velocidad de la luz:

Así que esa es una aberración. El otro fenómeno importante a abordar es el desplazamiento Doppler.

DOPPLER RELATIVISTA

Al igual que la aberración, el efecto Doppler (llamado así por el físico Christian Doppler) es algo que debería resultar familiar en la vida cotidiana. La sirena de un coche de policía o una ambulancia suena más aguda cuando se acerca que cuando se aleja. La distancia entre los sucesivos frentes de onda del sonido se reduce por la velocidad del vehículo hacia nosotros, y luego aumenta por su velocidad de recesión. Cuando el vehículo pasa a nuestro lado, hay un momento en el que estamos a 90º de su línea de viaje y escuchamos el sonido de la sirena exactamente con la frecuencia a la que fue emitida.

Lo mismo sucede con las ondas de luz: la luz de un objeto que se acerca se desplaza hacia el extremo azul de mayor frecuencia del espectro (un & # 8220blue shift & # 8221), mientras que la luz de un objeto que se aleja se desplaza en la otra dirección ( & # 8220 cambio rojo & # 8221). Pero (como con la aberración de la luz) no podemos usar la misma geometría simple para predecir el comportamiento de la luz: la Relatividad Especial se entromete nuevamente. Esta vez, debemos tener en cuenta el hecho de que un observador en movimiento mide el tiempo como si se ejecutara más lentamente en el marco de reposo. Por lo tanto, un observador en una nave espacial a gran velocidad no vea el color original de la luz de una estrella que está a 90º de la nave espacial y la línea de vuelo # 8217s. La desaceleración de los relojes predichos por la Relatividad Especial significa que la estrella y la luz # 8217s se desplaza hacia el rojo en esta posición (el llamado & # 8220 Doppler transversal & # 8221), y el límite entre el desplazamiento al rojo y el desplazamiento al azul siempre se encuentra un poco más adelante. de la nave espacial.

Lo que necesitamos calcular es el factor Doppler relativista, que está simbolizado de diversas formas por diferentes autores. Voy a usar el símbolo η (eta). Eta es el factor de multiplicación de la frecuencia de la luz observada; si η & gt1, la luz se desplaza al azul si η & lt1, la luz se desplaza al rojo. Cuando η = 1, la luz se recibe a la misma frecuencia a la que se emitió.

El valor de η depende de las dos variables β (el observador en movimiento y la velocidad # 8217s como una fracción de la velocidad de la luz) y θ ′ (el ángulo en la nave espacial y el cielo # 8217 entre la dirección de vuelo y el objeto que se observa) .

Aquí & # 8217s un gráfico de cómo η varía entre θ ′ = 0º (completamente adelante) y θ ′ = 180º (muerto a popa), para tres valores diferentes de β:

Podemos ver que, como se predijo, siempre hay corrimiento hacia el rojo en la posición de 90º (Doppler transversal por dilatación del tiempo relativista). Y el punto en el cielo en el que el cambio de rojo cambia a cambio de azul está progresivamente más hacia adelante para valores más altos de β: cuanto más rápido vuela la nave espacial, más pequeña es la región en la que se produce el cambio de azul. Pero cuanto más rápido se mueve la nave, más fuertemente desplazados hacia el azul están los objetos delante y más fuertemente desplazados hacia el rojo están los objetos por la popa. De hecho, existe una relación inversa precisa: si la frecuencia de la luz procedente de atrás se duplica, la frecuencia de la luz procedente de atrás se reduce a la mitad.

Así que esa es la situación como se ve en el cielo de la nave espacial a gran velocidad, que está distorsionada por los efectos de la aberración. Pero es instructivo convertir de θ ′ a θ (el ángulo correspondiente en el marco de descanso). Aquí & # 8217s la relación entre η y θ para los mismos tres valores de β:

Aunque la región desplazada al azul visto desde la nave espacial se hace más pequeño al aumentar la velocidad, en realidad incluye regiones progresivamente más grandes del cielo como se ve desde el marco de descanso. De hecho, existe otra buena simetría: el ángulo θ ′ en el que η = 1 en el marco móvil se convierte en θ = 180º & # 8211 θ ′ en el marco de descanso.

Aquí & # 8217s la proporción de cielo (por área) afectada por el cambio de azul, para el marco en movimiento (línea continua) y el marco de descanso (línea discontinua). Podría representar igualmente bien las proporciones desplazadas al rojo, con el marco en movimiento discontinuo y el marco de descanso sólido.

Entonces, con el aumento de la velocidad, la aberración mueve más y más estrellas hacia la región delantera desplazada hacia el azul, aunque esa región desplazada hacia el azul se está reduciendo. Aquí & # 8217s el diagrama de efectos de aberración que usé en mi publicación anterior, excepto que esta vez con las regiones de desplazamiento rojo y azul marcadas en él:

Podemos ver que, a medida que aumenta la velocidad, las estrellas cruzan continuamente desde detrás de la nave espacial para entrar en la región desplazada al azul que se encuentra adelante. En el límite de la velocidad de la luz, el todo el cielo termina en el área adelantada desplazada hacia el azul, que se ha reducido a un punto adimensional justo adelante.

Y aquí hay algunas & # 8220Doppler trayectorias & # 8221 para estrellas en varias ubicaciones en el marco de descanso:

Los marcadores de línea son para los mismos valores de β a lo largo de cada trayectoria. Para indicar su significado, los he etiquetado con un pequeño & # 8220C& # 8220, el símbolo convencional de la velocidad de la luz, pero he etiquetado sólo las curvas de 90º y 170º, para evitar el desorden visual. Podemos ver que una estrella que está en la posición θ = 90º se incorpora inmediatamente a la región desplazada al azul del marco en movimiento. A medida que aumenta β, avanza más en el cielo de la nave espacial y se vuelve cada vez más azul. Pero una estrella a θ = 170º, cerca de la popa de nuestra nave espacial, requiere una velocidad muy alta para llevarla a la posición θ ′ = 90º, y luego una velocidad aún mayor antes de que se mueva hacia el (ahora muy pequeño) azul. región desplazada adelante. Y observe que para cada estrella, el máximo desplazamiento hacia el rojo ocurre cuando pasa por θ ′ = 90º.

Ahora, hay una relación muy satisfactoria entre η y los elipsoides de aberración que obtuve en la publicación anterior y reproduje en la parte superior de esta. Si un objeto tiene una distancia r en el marco de reposo, tiene una distancia r ′ = ηr en el marco en movimiento. Por ejemplo, si un objeto parece dos veces más distante debido a una aberración, su luz cambiará al azul al doble de la frecuencia.

Entonces podemos marcar inmediatamente los elipsoides de aberración con una indicación de desplazamiento al rojo y al azul. Las partes de los elipsoides que caen adentro la esfera de estrellas observada en el marco de reposo debe desplazarse al rojo, porque r ′ & ltr, y entonces η & lt1. Y las partes que caen fuera de la esfera debe estar desplazada al azul, porque r ′ & gtr, y entonces η & gt1.

Eso es genial, ¿no es así? Observe cómo el elipsoide más largo producido por una mayor velocidad tiene menos estrellas desplazadas al rojo en la vista trasera. Observe la flecha roja superior, que muestra una estrella que se desplaza al rojo a la mitad de la velocidad de la luz, pero que se desplaza al azul al 85% de la velocidad de la luz. Y observe que todas las estrellas traseras están en su punto más cercano (y, ahora sabemos, más desplazadas al rojo) cuando pasan por la posición de 90º, con las estrellas que están más a popa necesariamente pasando más cerca de todas y, por lo tanto, experimentando el mayor desplazamiento hacia el rojo. . Todo encaja.

Y debido a que la distancia aparente de un objeto es proporcional a η, su diámetro aparente es inversamente proporcional a η, y su área angular es proporcional a 1 / η². El valor η resulta ser la clave de muchas cosas sobre la apariencia del cielo desde nuestra nave espacial a gran velocidad.

Habrá más sobre eso la próxima vez, cuando me ocupe de cómo la apariencia visual de las estrellas cambia por el desplazamiento al azul o al rojo.

Notas matematicas

La relación entre el factor Doppler relativista η, la velocidad β y los ángulos de visión θ (marco en reposo) y θ ′ (marco en movimiento) es:


Relación entre el color fotométrico y el corrimiento al rojo, segunda parte - Astronomía

Un caso especial de análisis de DEE de fuentes extragalácticas es el problema de la estimación del desplazamiento al rojo, un tema al que generalmente se hace referencia como corrimientos al rojo fotométricos (en adelante foto-z). Este problema es distinto de todas las demás estimaciones de propiedades físicas porque se dispone de medidas independientes y más precisas de la misma propiedad para muestras grandes en forma de corrimientos al rojo espectroscópicos. Por tanto, el método puede probarse de forma exhaustiva e incluso calibrarse empíricamente. También es una de las primeras formas de ajuste de SED, ya que se sugirió como una forma de ir más allá de los límites de la espectroscopia temprana (Baum 1957).

Para una definición de trabajo, Koo (1999) sugiere lo siguiente: "los corrimientos al rojo fotométricos son los derivados de solo imágenes o fotometría con resolución espectral / 20. Esta elección de 20 está destinada a excluir los desplazamientos al rojo derivados de espectros con rendija y sin rendija, imágenes de banda estrecha, generador de imágenes con filtro en rampa, imágenes de Fabry-Perot, espectrómetros de transformada de Fourier, etc. "Esta definición deja espacio para una amplia variedad de enfoques que están siendo explorados activamente por miembros de la comunidad. Si bien hoy en día la mayoría de los estudios se basan en un conjunto de magnitudes o colores, recientemente se han utilizado con éxito otros observables, por ejemplo, en el trabajo de Wray y Gunn ( 2008), sin embargo, todos los métodos dependen de características fuertes en las SED de los objetos, como la rotura de Balmer o incluso características de PAH (Negrello et al. 2009).

Tradicionalmente, la estimación fotométrica del desplazamiento al rojo se divide en dos áreas: métodos empíricos y enfoque de ajuste de plantilla. Los métodos empíricos utilizan una submuestra del estudio fotométrico con corrimientos al rojo medidos espectroscópicamente como un "conjunto de entrenamiento" para los estimadores de corrimiento al rojo. Esta submuestra describe la distribución del corrimiento al rojo en magnitud y espacio de color empíricamente y luego se usa para calibrar esta relación. Los métodos de plantilla utilizan bibliotecas de espectros observados de galaxias exteriores al estudio o modelos de SED (como se describe en la Sección 2). Como estos son espectros completos, las plantillas se pueden cambiar a cualquier corrimiento al rojo y luego convolucionar con las curvas de transmisión de los filtros utilizados en el levantamiento fotométrico para crear el conjunto de plantillas para los estimadores de corrimiento al rojo.

Luego, ambos métodos utilizan estos conjuntos de entrenamiento como base para las rutinas de estimación de desplazamiento al rojo, que incluyen 2 -fitting y varios algoritmos de aprendizaje automático (por ejemplo, redes neuronales artificiales, ANN). Las combinaciones más populares son 2 -ajuste con plantillas y aprendizaje automático con modelos empíricos. Para una revisión de las ideas y la historia de ambas áreas, consulte Koo (1999).

La preferencia de uno sobre el otro está impulsada por las limitaciones de nuestra comprensión de las fuentes y las observaciones disponibles. Se prefieren los modelos de plantilla cuando se exploran nuevos regímenes, ya que su extrapolación es trivial, aunque potencialmente incorrecta. Se prefieren los modelos empíricos cuando se dispone de grandes conjuntos de entrenamiento y se requiere una gran precisión estadística. Aquí revisamos estas técnicas y estimadores, concentrándonos predominantemente en el método de plantilla que se acerca más a la idea de ajuste de SED como se discutió en la sección anterior.

Al principio, los primeros métodos empíricos demostraron ser extremadamente poderosos a pesar de su simplicidad (ver, por ejemplo, Connolly et al. 1995a, Brunner et al. 1997, Wang et al. 1998). Esto se debió en parte a su construcción, que debería proporcionar tanto desplazamientos al rojo precisos como estimaciones realistas de las incertidumbres del desplazamiento al rojo. Incluso las funciones de polinomio de bajo orden y de ajuste lineal por partes hacen un trabajo razonable cuando se sintonizan para reproducir los desplazamientos al rojo de las galaxias (ver, por ejemplo, Connolly et al. 1995a). Estos primeros métodos proporcionaron estimaciones de corrimiento al rojo superiores en comparación con el ajuste de la plantilla por varias razones. Por diseño, los conjuntos de entrenamiento son galaxias reales y, por lo tanto, no sufren la incertidumbre de tener plantillas precisas. De manera similar, como las galaxias son una submuestra del estudio, el método incluye intrínsecamente los efectos de los pasos de banda del filtro y las calibraciones de flujo.

Uno de los principales inconvenientes de este método es que la estimación del desplazamiento al rojo solo es precisa cuando los objetos del conjunto de entrenamiento tienen los mismos observables que las fuentes en cuestión. Por lo tanto, este método se vuelve mucho más incierto cuando se usa para objetos en magnitudes más débiles que el conjunto de entrenamiento, ya que esto puede extrapolar las calibraciones empíricas en el corrimiento al rojo u otras propiedades. Esto también significa que, en la práctica, cada vez que se crea un nuevo catálogo, se debe compilar un conjunto de capacitación correspondiente.

La otra limitación relacionada es que el conjunto de entrenamiento debe ser lo suficientemente grande como para cubrir bien el espacio necesario en colores, magnitudes, tipos de galaxias y corrimientos al rojo. Esto es para que las calibraciones y las incertidumbres correspondientes sean bien conocidas y solo sean necesarias extrapolaciones limitadas más allá del locus observado en el espacio de magnitud de color.

Los estimadores más simples y tempranos fueron el ajuste lineal y polinomial, donde se obtuvieron ajustes simples del conjunto de entrenamiento empírico en términos de colores y magnitudes con corrimiento al rojo (ver, por ejemplo, Connolly et al. 1995a). Estos luego podrían compararse con la muestra completa, dando directamente los desplazamientos al rojo y sus incertidumbres para las galaxias. Desde entonces, se han utilizado más algoritmos computacionales intensivos, como la clasificación de árboles de decisión oblicua, bosques aleatorios, máquinas de vectores de soporte, redes neuronales, regresión del proceso gaussiano, regresión del kernel e incluso muchos algoritmos heurísticos caseros.

Todos estos algoritmos trabajan con la idea de utilizar el conjunto de entrenamiento empírico para construir una relación completa entre magnitudes y / o colores y el corrimiento al rojo. Como cada parámetro individual (digamos el B - V color) tendrán alguna extensión con corrimiento al rojo, estos dan distribuciones o valores probabilísticos para el corrimiento al rojo, reducidos con cada parámetro adicional. Este proceso, en términos de redes neuronales artificiales, está muy bien descrito por Collister y Lahav (2004), que utilizan este método en sus fotografías disponibles públicamente.z código ANNz (descrito en el mismo artículo). También discuten las limitaciones e incertidumbres que surgen de esta metodología.

Los algoritmos de aprendizaje automático (de los cuales las redes neuronales son una) son uno de los puntos fuertes del método empírico. Estos métodos son capaces de determinar las correlaciones de magnitud / color y corrimiento al rojo en un grado sorprendente, pueden manejar conjuntos de entrenamiento cada vez más grandes (es decir, SDSS) y devolver estimaciones probabilísticas sólidas (es decir, incertidumbres bien restringidas, ver figura 16) en los corrimientos al rojo (ver Ball et al.2008a para obtener una descripción de los algoritmos de aprendizaje automático disponibles y la sólida foto-z limitaciones posibles). Además, los algoritmos de aprendizaje automático también pueden manejar los conjuntos de datos de teraescala ahora disponibles para foto-z determinación rápida, limitada solo por la velocidad del procesador y la eficiencia del algoritmo (Ball et al. 2008b).

El beneficio adicional del método empírico con aprendizaje automático, que ahora se utiliza cada vez más, es que las entradas restrictivas para la foto-zs no se limitan a las galaxias SED. Sugeridas en primer lugar por Koo (1999), propiedades como la relación entre el abultamiento y el flujo total (p. Ej., Sarajedini et al. 1999), el brillo de la superficie (p. Ej., Kurtz et al. 2007), radios petrosianos (p. , y el índice de concentración (por ejemplo, Collister y Lahav 2004) se han utilizado en asociación con las magnitudes y colores para restringir el corrimiento al rojo, algunos códigos incluso unen muchos de ellos (por ejemplo, Wray y Gunn 2008).

A diferencia del método empírico, el método basado en plantillas es en realidad una forma de ajuste SED en el sentido de esta revisión (ver, por ejemplo, Koo 1985, Lanzetta et al. 1996, Gwyn y Hartwick 1996, Pello et al. 1996, Sawicki et al. 1997). En pocas palabras, este método implica la construcción de una biblioteca de observados (Coleman et al. 1980 es un conjunto de uso común) y / o plantillas de modelos (como Bruzual y Charlot 2003) para muchos corrimientos al rojo, y hacer coincidir estos con los SED observados para estimar la corrimiento al rojo. Como las plantillas son SED o espectros "completos", la extrapolación con el método de ajuste de la plantilla es trivial, si es potencialmente incorrecta. Por lo tanto, se prefieren los modelos de plantilla cuando se exploran nuevos regímenes en una encuesta o con nuevas encuestas sin un gran conjunto de calibración espectroscópica complementario. Un beneficio adicional importante del método de plantilla, especialmente con las plantillas teóricas, es que obtener información adicional, además del corrimiento al rojo, sobre las propiedades físicas de los objetos es una parte incorporada del proceso (como se discutió en la sección 4.1). Sin embargo, tenga en cuenta que incluso los métodos puramente empíricos pueden predecir algunas de estas propiedades si se dispone de un conjunto de entrenamiento adecuado (ver, por ejemplo, Ball et al. 2004).

Sin embargo, al igual que los métodos empíricos, el ajuste de plantillas adolece de varios problemas, siendo los más importantes los desajustes entre las plantillas y las galaxias del estudio. Como se discutió en la sección 2, las plantillas del modelo, si bien son buenas, no son 100% precisas, y estas discrepancias de color entre la plantilla y la galaxia pueden causar errores sistemáticos en la estimación del desplazamiento al rojo. Los modelos SED también se ven afectados por modificadores que no están directamente relacionados con las plantillas, como la contribución de las líneas de emisión, enrojecimiento debido al polvo y también AGN, que requieren plantillas muy diferentes (ver, por ejemplo, Polletta et al. 2007).

También es importante asegurarse de que el conjunto de plantillas esté completo, es decir, que las plantillas utilizadas representen todas, o al menos la mayoría, de las galaxias encontradas en el estudio (compárese también con la Sección 4.5.2). Esto es especialmente cierto cuando se utilizan plantillas empíricas, ya que generalmente son limitadas en número. Las plantillas empíricas también se derivan a menudo de objetos locales y, por lo tanto, pueden ser intrínsecamente diferentes de las galaxias distantes, que pueden estar en diferentes etapas evolutivas. Un conjunto de plantillas grande también es importante para medir los problemas con las degeneraciones, es decir, donde la biblioteca de plantillas puede dar dos corrimientos al rojo diferentes para los mismos colores de entrada. Otra posible desventaja de los métodos de ajuste de plantillas proviene de su sensibilidad a muchas otras mediciones hasta aproximadamente el nivel porcentual, por ejemplo, los perfiles de paso de banda y las calibraciones fotométricas de la encuesta.

Para las implementaciones del ajuste de la plantilla, predomina el método de máxima verosimilitud. Esto generalmente implica la comparación de las magnitudes observadas con las magnitudes derivadas de las plantillas en diferentes corrimientos al rojo, encontrando la coincidencia que minimiza el 2 (comparar la sección 4.5). Lo que se devuelve es el desplazamiento al rojo y la plantilla (o plantilla + modificadores como la atenuación del polvo) que mejor se ajustan (mínimo 2). Por sí mismo, este método no da incertidumbres en el corrimiento al rojo, devolviendo solo el mejor ajuste. Para las estimaciones de las incertidumbres en el corrimiento al rojo, un proceso típico es propagarse a través de las incertidumbres fotométricas, para determinar cuál es el rango de corrimientos al rojo posibles dentro de estas incertidumbres. Se puede encontrar una buena descripción del método de máxima verosimilitud de ajuste de la plantilla en la descripción de la foto disponible públicamente.z código, Hyperz en Bolzonella et al. (2000).

Como se mencionó anteriormente, uno de los problemas de las plantillas es la posibilidad de que las plantillas estén incompletas, es decir, no tener suficientes plantillas para describir las galaxias en la muestra. Por otro lado, tener demasiadas galaxias en la biblioteca de plantillas puede conducir a degeneraciones por corrimiento al rojo de color. Una forma de superar estos problemas es a través de la inferencia bayesiana: la inclusión de nuestro conocimiento previo (ver Sección 4.5), como la evolución del límite superior de edad con corrimiento al rojo, o la forma esperada de las distribuciones de corrimiento al rojo, o la evolución esperada de la fracciones de tipo galaxia. Como se describe en la Sección 4.5, esto tiene el beneficio adicional de devolver una función de distribución de probabilidad y, por lo tanto, una estimación de las incertidumbres y degeneraciones. En algunos aspectos, al esperar que la biblioteca de plantillas se ajuste a todas las galaxias observadas en un estudio, el método de la plantilla en sí ya es bayesiano. Tales métodos se utilizan en el código BPZ de Ben & # 237tez (2000), quien describe en este trabajo la metodología de inferencia bayesiana con respecto a la foto-z, el uso de a priori y cómo este método es capaz de estimar la incertidumbre del corrimiento al rojo resultante.

Cabe señalar que, si bien los códigos públicos preempaquetados pueden proporcionar estimaciones razonables para ciertos tipos de fuentes, ningún análisis debe realizarse sin la validación cruzada y los gráficos de diagnóstico. Hay problemas comunes que aparecen en los conjuntos de datos y cuestiones que deben entenderse primero y, de ser posible, solucionarse (ver, por ejemplo, Mandelbaum et al. 2005 para una comparación de algunas fotografías públicas).z códigos). Algunas fotografías públicas mász los códigos incluyen kphotoz (Blanton et al.2003), ZEBRA (Feldmann et al.2006) y Le Phare (Arnouts et al. 1999, Ilbert et al. 2006, Ilbert et al. 2009a).

Los errores de corrimiento al rojo son, en última instancia, impulsados ​​por datos: generalmente escalan con 1+z dada la resolución de longitud de onda constante de la mayoría de los conjuntos de filtros, también escalan con el error fotométrico en un régimen de transición entre

20%. Los errores más pequeños a menudo no se aprovechan debido a los desajustes entre los datos y el modelo que surgen de la calibración de los datos y la elección de plantillas, mientras que los errores grandes se traducen de manera no lineal en restricciones débiles de desplazamiento al rojo. Si se dispone de una resolución de banda media, los QSO muestran fuertes líneas de emisión y conducen a fotografías más profundas.z completitud para los QSO que para las galaxias.

Los desplazamientos al rojo fotométricos tienen limitaciones que comparten con los espectroscópicos, y algunas que son exclusivas de ellos: como en la espectroscopia, los valores atípicos catastróficos pueden resultar de la confusión de características, y la completitud depende del tipo y la magnitud de SED. Dos característicos foto-z Los problemas son los sesgos medios en la estimación del desplazamiento al rojo y la dispersión grande y / o mal determinada en los errores de desplazamiento al rojo. Los valores atípicos catastróficos son el resultado de ambigüedades en el espacio de color: estos son evidentes en el modelo y permiten marcar objetos como inciertos, o no son visibles en el modelo pero están presentes en la realidad, en cuyo caso el gran error es inevitable incluso para fuentes no marcadas. Los modelos empíricos pueden ser demasiado pequeños para mostrar ambigüedades locales con grandes proporciones de densidad, y los modelos de plantilla pueden carecer de algunos SED presentes en el Universo real.

Las soluciones a estos problemas incluyen agregar más datos discriminatorios, mejorar la coincidencia entre los datos y los modelos, así como los modelos anteriores, y tener cuidado de medir la fotometría y sus errores correctamente en primer lugar. Foto-z Los errores en las encuestas de banda ancha parecen estar limitados a una resolución de corrimiento al rojo cerca de 0.02 & # 215 (1 + z), resultado de la resolución espectral limitada y la variedad intrínseca de las propiedades espectrales. Las características de rastreo con mayor resolución aumentan la precisión del corrimiento al rojo hasta llegar a la espectroscopia real. El trabajo futuro entre los fotógrafosz Los desarrolladores probablemente se centrarán en dos áreas: (i) Comprender la diversidad de códigos y perfeccionar su desempeño y (ii) Describir fotografíasz cuestiones cuantitativas de modo que los requisitos sobre rendimiento y valor científico puedan traducirse en requisitos para los datos fotométricos, las propiedades de los modelos y la salida de los códigos.

En general, fotografías basadas en plantillasz las estimaciones dependen sensiblemente del conjunto de plantillas en uso. En particular, se ha encontrado que una mejor foto-z Las estimaciones se pueden lograr con un conjunto empírico de plantillas (p. ej., Coleman et al. 1980, Kinney et al. 1996) en lugar de utilizar modelos de síntesis de población estelar (SPS, p. ej., Bruzual y Charlot 2003, Maraston 2005 ver Sección 2) directamente. Sin embargo, los modelos son los que se utilizan comúnmente para calcular masas estelares de galaxias. Dado que el uso de estas plantillas no produce desplazamientos al rojo fotométricos muy buenos, lo que se suele hacer es derivar primero los desplazamientos al rojo fotométricos a través de plantillas empíricas y luego estimar las masas estelares con las plantillas SSP. Obviamente, esto no es coherente en sí mismo.

Para investigar qué causa la foto-z estimaciones de plantillas sintéticas, Oesch et al. (en preparación) utilizó los datos fotométricos en 11 bandas de la encuesta COSMOS (Scoville et al. 2007), junto con los corrimientos al rojo del seguimiento de zCOSMOS (Lilly et al. 2007) y ajustó los datos con plantillas SSP. En los residuales del marco de reposo resultantes identificaron una característica notable alrededor de 3500 & # 197, donde las plantillas son demasiado débiles con respecto a los datos fotométricos, que se puede ver en la figura 17. La característica no parece ser causada por el continuo nebular. o emisión de línea, que posteriormente agregaron a las plantillas SSP originales. Además, todos los tipos de galaxias sufren el mismo problema, independientemente de su velocidad de formación de estrellas, masa, edad o contenido de polvo.

Wild et al. Han encontrado previamente discrepancias similares. (2007), Walcher et al. (2008), quien encontró un

0.1 compensación magnética en la Dnorte(4000) índice. Como esta ruptura espectral es una de las características principales en el espectro de cualquier galaxia, es probable que la mala foto-z El rendimiento de las plantillas sintéticas se debe a esta discrepancia. La causa de la discrepancia se ha identificado como una falta de cobertura en las bibliotecas estelares sintéticas utilizadas para los modelos. Por tanto, se subsanará en la próxima versión de GALAXEV (G. Bruzual, com. Priv.).

Uno de los grandes beneficios del método de plantilla es que se puede utilizar cualquier submuestra espectroscópica de una encuesta para verificar la foto-zs. Esto también se puede hacer para los métodos empíricos, pero para esto es necesaria una muestra espectroscópica muy grande, de modo que pueda dividirse en un conjunto de entrenamiento y conjuntos de prueba suficientemente grande.

Con la existencia de una muestra espectroscópica de prueba, es posible calibrar la biblioteca de plantillas, lo que lleva a un método combinado de plantilla empírica. Esto significa corregir errores en la calibración fotométrica o incluso la corrección de las propias plantillas, por ejemplo, para permitir la evolución de galaxias con una pequeña biblioteca, o para dar cuenta de modelos inexactos (ver sección 2). Dicha calibración es típicamente un proceso iterativo, en el que la fotometría y / o la plantilla SED se modifican para minimizar la dispersión en los desplazamientos al rojo fotométricos resultantes.

El tipo de calibración más simple implica agregar pequeñas compensaciones de punto cero a la fotometría de manera uniforme en toda la muestra. Esto no implica que la fotometría esté calibrada incorrectamente (aunque en la práctica la calibración absoluta puede tener pequeños errores en el punto cero), sino que a menudo existe un desajuste entre las DEE reales de las galaxias y las plantillas utilizadas para ajustarlas. . La calibración está destinada a minimizar esas diferencias. Trazar diagramas de color-color o de color-desplazamiento al rojo (figura 18) con la plantilla SED superpuesta a menudo indicará compensaciones masivas entre los dos.

Un enfoque más instructivo, sin embargo, es calcular los residuos entre la magnitud predicha de la plantilla de mejor ajuste en el corrimiento al rojo espectroscópico y la magnitud observada (para más detalles, ver Brodwin et al. 2006a, Brodwin et al. 2006b). Estos residuos se pueden representar en comparación con el color o el corrimiento al rojo para obtener un mayor poder de diagnóstico. En el ejemplo de la Figura 19, parece haber una compensación de magnitud efectiva de 0.3 mags en el H-banda.

La aplicación de estos ajustes efectivos de punto cero en todas las bandas en un proceso iterativo minimiza la falta de coincidencia entre los datos y las plantillas y, por lo tanto, minimiza la dispersión del corrimiento al rojo fotométrico resultante, como se muestra en la Fig.20.

Estas fases de calibración se utilizan en los trabajos de Brodwin et al. (2006a) y como "plantilla de optimización" en los códigos ZEBRA (Feldmann et al. 2006) y Le Phare (Ilbert et al. 2006, Ilbert et al. 2009a) que utilizan el ajuste de plantilla con inferencias bayesianas y esta fase de calibración para dar los desplazamientos al rojo fotométricos más precisos posibles con el enfoque de plantilla.

Con los desplazamientos al rojo fotométricos más precisos posibles, el ajuste de la plantilla se puede utilizar para estimar propiedades físicas como masas estelares, tasas de formación de estrellas, etc. (ver sección 6).

Margoniner y Wittman (2008) han investigado específicamente el impacto de la relación señal-ruido (SN) fotométrica en la precisión de los desplazamientos al rojo fotométricos en estudios de imágenes multibanda. El uso de simulaciones de estudios de galaxias con distribuciones de corrimiento al rojo (con un máximo de z

0.6) que imita lo que se espera para un estudio de imágenes profundo (banda R de 10 sigma = 24.5 magnitudes) como el Deep Lens Survey (Wittman et al.2002) investigan el efecto de degradar el SN en los desplazamientos al rojo fotométricos determinados por varios códigos disponibles públicamente (ANNz, BPZ, hyperz).

La Figura 21 muestra los resultados de un conjunto de sus simulaciones para las que degradaron la fotometría inicialmente perfecta para reducir sucesivamente el SN. En estas simulaciones poco realistas, todas las galaxias tienen el mismo SN en todas las bandas. La figura muestra la fracción acumulada de objetos con z menor que un valor dado en función de z. El panel de la izquierda muestra la fracción acumulada de todos los objetos, mientras que el panel de la derecha muestra las galaxias para las que el BPZz parámetro de calidad, IMPARES & gt 0,9. El número de galaxias en el panel derecho se vuelve sucesivamente más pequeño que el número en el izquierdo a medida que disminuye la relación señal-ruido (64% de SN = 250, y solo 6.4% de SN = 10 objetos han IMPARES & gt 0.9), pero la precisión de la foto-zs es claramente mejor.

Los resultados de este trabajo muestran (1) la necesidad de incluir errores fotométricos realistas al pronosticar foto-zs rendimiento (2) que estimar la foto-zEl rendimiento de los objetos espectroscópicos de SN más altos conducirá a resultados demasiado optimistas.

5.3. Un marco unificado El campo de los corrimientos al rojo fotométricos y la estimación de otras propiedades físicas ha sido muy pragmático. Su desarrollo, desde los primeros intentos, ha sido incremental en el sentido de que la mayoría de los estudios se enfocaron en refinar componentes pero manteniéndose dentro de los conceptos de las ideas originales de las dos clases. En la actualidad, los enfoques empíricos y de ajuste de plantillas siguen rutas muy separadas, con estas clases de métodos incluso utilizan diferentes conjuntos de medidas. Solo el enfoque semi-empírico de la calibración de punto cero se acerca a vincular los dos enfoques. Sin embargo, un estudio reciente de Budav & # 225ri (2009a), intenta comprender esta separación y posiblemente unir estos métodos ideando un marco unificado para una solución rigurosa basada en primeros principios y estadísticas bayesianas.

Este trabajo comienza con un conjunto mínimo de requisitos: un conjunto de entrenamiento con algunos observables fotométricos X y mediciones espectroscópicas, y una consulta o conjunto de pruebas con algunos conjuntos de observables potencialmente diferentes y. El vínculo entre estos es un modelo METRO que proporciona el mapeo entre X y y, la densidad de probabilidad pag(X|y, METRO). Esta es más que la fórmula de conversión habitual entre sistemas fotométricos porque también incorpora las incertidumbres.

La relación empírica de X - a menudo se asume que es una función. Un mejor enfoque es dejarlo general midiendo la función de densidad condicional. La forma más sencilla es estimar la relación por las densidades en el conjunto de entrenamiento como pag(|X) = pag(, X) / pag(X). El resultado final es solo una convolución del mapeo y la relación medida: pag(|y, METRO) = DX pag(|X)pag(X|y, METRO). En la figura 22 mostramos los resultados de Budav & # 225ri (2009a), donde traza la relación empírica (línea azul punteada) y la densidad de probabilidad final (rojo sólido) para un puñado de galaxias SDSS. Los paneles superiores muestran galaxias intrínsecamente rojas, cuyas restricciones son razonablemente estrictas para los mayores corrimientos al rojo. Sin embargo, las galaxias azules en los paneles inferiores empeoran con la distancia como se esperaba.

La aplicación mencionada sigue un enfoque empírico minimalista pero ya va más allá de los métodos tradicionales. El ajuste de plantilla se encuentra en el otro extremo del marco donde el conjunto de entrenamiento se genera a partir del modelo utilizando alguna cuadrícula. Sin errores en las plantillas, las ecuaciones se reducen a la estimación de máxima verosimilitud habitual que utilizan actualmente la mayoría de los códigos. Una extensión sencilla que Budav & # 225ri (2009a) sugiere es incluir errores más realistas para las plantillas. De manera similar, se pueden desarrollar predictores más sofisticados que aprovechen los conjuntos de entrenamiento existentes y los modelos de espectro al mismo tiempo.

En general, existe un acuerdo general en la mayoría de los aspectos de las metodologías fotométricas de corrimiento al rojo, e incluso en los aspectos técnicos. Sin embargo, existe la necesidad de medidas de calidad y procedimientos de prueba estandarizados. Es importante analizar el rendimiento de cada espectro del modelo en función del corrimiento al rojo. Esto se hace mejor trazando la diferencia de las magnitudes observadas y las basadas en plantillas. Estas cifras pueden señalar problemas con los espectros e incluso con puntos cero. Intrínsecamente, estas son las cantidades utilizadas dentro de los procedimientos de optimización de plantillas, por ejemplo, en Budav & # 225ri et al. (2000) y Feldmann et al. (2006).

En el ajuste SED, a menudo se utiliza la interpolación entre plantillas, que se puede realizar de forma lineal o logarítmica. Este último tiene la ventaja de ser independiente de la normalización de los espectros. Sin embargo, la mayoría de los códigos parecen utilizar la interpolación lineal sin una normalización cuidadosa. Esto podría explicar algunas de las discrepancias entre códigos similares encontrados por Photo-Z Proyecto de prueba de precisión (PHAT). 5

La determinación de la calidad de las estimaciones también es un tema crucial. Se necesitan diferentes medidas que puedan describir la dispersión de los puntos sin estar dominadas por valores atípicos y que puedan estimar la fracción de fallas catastróficas. También se recomienda caracterizar la precisión de las estimaciones mediante una escala M robusta en lugar del RMS, una medida que es fácil de calcular, pero que no es sensible a valores atípicos. Otro aspecto de esto es el estudio de los criterios de selección que a menudo se descuida. Ciertos proyectos no se ocupan de muestras incompletas siempre que la precisión de las proporcionadas sea buena (por ejemplo, lentes débiles, Mandelbaum et al. 2005), mientras que otros, como el agrupamiento de galaxias, pueden requerir una selección imparcial. Por lo tanto, se percibe que los estudios que utilizan métodos con indicadores de calidad o cantidades deberían proporcionar detalles de sus efectos de selección.

Un tema común para los objetivos futuros en la mayoría de los trabajos fotométricos de desplazamiento al rojo parece ser un análisis probabilístico más detallado, con la necesidad de funciones de densidad de probabilidad. Los priores utilizados en la mayoría de los análisis bayesianos parecen ser generalmente aceptados en la foto-z comunidad. Con tal consenso entre los corrimientos al rojo fotométricos obtenidos, el enfoque del trabajo ahora está cambiando de la estimación de "solo" los corrimientos al rojo a restringir simultáneamente los parámetros físicos y el corrimiento al rojo de una manera consistente.


Sistemas fotométricos estándar

▪ Resumen La fotometría estelar estándar dominó la segunda mitad del siglo XX y alcanzó su cenit en la década de 1980. Se introdujo para aprovechar la alta sensibilidad y el amplio rango dinámico de los tubos fotomultiplicadores en comparación con las placas fotográficas. A medida que la eficiencia cuántica de los fotodetectores mejoró y el rango de longitud de onda se extendió más al rojo, los sistemas estándar se modificaron y refinaron, y proliferaron las desviaciones de los sistemas originales. El cambio revolucionario a detectores de área para todas las observaciones ópticas e IR obligó a realizar más cambios en los sistemas estándar, y la precisión y exactitud de gran parte de la fotometría de banda ancha e intermedia sufrió hasta que se adoptaron técnicas de observación más adecuadas y procedimientos de reducción estándar. Pero la mayor revolución ocurrió con la producción de estudios fotométricos de todo el cielo. Hipparcos / Tycho estaba basado en el espacio, pero la mayoría, como 2MASS, eran telescopios topográficos dedicados basados ​​en tierra. Es muy probable que en el futuro, en lugar de realizar una medición de un objeto en algún sistema fotométrico estándar, uno simplemente busque las magnitudes y colores de la mayoría de los objetos en catálogos a los que se accede desde el Observatorio Virtual. En esta revisión se describirá la historia de la fotometría de estrellas estándar y se examinará la calibración y realización de sistemas estándar. Por último, los flujos atmosféricos de los modelos son ahora muy realistas y la fotometría sintética ofrece las mejores perspectivas para calibrar todos los sistemas fotométricos. La fotometría sintética de la espectrofotometría observada también debería utilizarse como algo habitual para proporcionar colores dentro de los sistemas estándar y obtener información sobre los espectros y colores de estrellas inusuales, cúmulos de estrellas y galaxias distantes.


Contenido

El levantamiento 2dF cubrió un área de aproximadamente 1500 grados cuadrados, inspeccionando regiones en los polos galácticos norte y sur. [2] El nombre deriva del hecho de que el instrumento topográfico tiene un campo de visión de 2 grados de diámetro.

Las áreas seleccionadas para la observación fueron encuestadas previamente por el masivo APM Galaxy Survey (en el que también trabajó Steve Maddox). [2] Las regiones estudiadas cubren aproximadamente 75 grados de ascensión recta para ambas bandas, y la declinación de la banda del Polar Norte fue de aproximadamente 7.5 grados mientras que la declinación de la banda del Polar Sur fue de aproximadamente 15 grados. También se estudiaron cientos de campos aislados de dos grados cerca de la banda del Polo Sur (vea esta ilustración, donde los círculos negros representan los campos de la encuesta y la cuadrícula roja representa la encuesta APM anterior).

En total, se midió la fotometría de 382,323 objetos, que incluye espectros para 245,591 objetos, de los cuales 232,155 fueron galaxias (221,414 con espectros de buena calidad), 12,311 son estrellas y 125 son objetos cuasi-estelares (cuásares). [3] La encuesta requirió 272 noches de observación necesarias, repartidas en 5 años.

El levantamiento se llevó a cabo con el Telescopio Anglo-Australiano de 4 metros, con el Instrumento 2dF instalado en el foco primario permitiendo la observación de un campo de 2 grados por apuntamiento. El instrumento posee un espectrógrafo equipado con dos bancos de 200 fibras ópticas cada uno, lo que permite la medición simultánea de 400 espectros.

La magnitud aparente límite de la encuesta es 19,5, cubriendo objetos con un corrimiento al rojo principalmente dentro de menos de z = 0.3 y un corrimiento al rojo medio de 0.11. El volumen del Universo cubierto por la encuesta es aproximadamente 10 8 h −1 Mpc 3, donde h corresponde al valor de la constante de Hubble, H0, dividido por 100. H0 es de aproximadamente 70 km / s / Mpc. El mayor corrimiento al rojo observado por la encuesta corresponde a una distancia de 600 h −1 Mpc.

Los principales resultados obtenidos para el campo de la cosmología por el levantamiento 2dF son:

  • La medición del parámetro de densidad de la materia no relativista (materia bariónica más materia oscura más neutrinos masivos)
  • La detección de oscilaciones acústicas bariónicas y, como consecuencia, la relación entre la densidad de la materia bariónica y la materia oscura.
  • Límites a la contribución de neutrinos masivos a la materia oscura, poniendo un límite a la suma de las masas de las tres familias de neutrinos en 1.8 eV.

Todos estos resultados están de acuerdo con las mediciones de otros experimentos, especialmente los de WMAP. Confirman el modelo cosmológico estándar.

El estudio 2dF también ofrece una visión única de nuestro entorno cósmico local. En la figura se muestra una reconstrucción en 3-D de las partes internas del estudio, que revela una vista impresionante de las estructuras cósmicas en el universo cercano. Se destacan varios supercúmulos, como la Gran Muralla Sloan, una de las estructuras más grandes [4] del universo conocidas hasta la fecha (ver también Huge-LQG).


Charla: Extinción (astronomía)

Quizás incluya la fórmula que vincula la magnitud absoluta y aparente y la extinción.

FTA "En términos generales, la extinción interestelar varía con la longitud de onda, de modo que cuanto más corta es la longitud de onda, más fuerte es la extinción". Esto no es realmente cierto y creo que es un poco confuso. El vínculo, aunque presente, se rompe en los extremos del espectro EM. Es relativamente débil y creo que sería más útil tener algún tipo de tabla que enumere la opacidad relativa del polvo a los rayos X, gamma, infrarrojos, etc.


¿Qué piensa la gente sobre esto?

Deseo que otros revisen la inclusión de Trumpler y la referencia a la página y obtengan un consenso para dejarla o excluirla.Jobberone (hablar) 19:28, 10 de septiembre de 2008 (UTC)

Comencé a actualizar y expandir esta página para que sea más completa e incluya más referencias. Esto es parte de un esfuerzo mayor de mi parte para mejorar la información sobre el polvo interestelar en general. Siéntase libre de agregar preguntas a esta página y / o enviarlas a mi manera. Karl D. Gordon 14:32, 27 de diciembre de 2006 (UTC)

Aún por hacer: actualice la sección sobre cómo se miden las curvas de extinción, agregue una sección sobre características que no sean solo un golpe de 2175 A (absorciones de silicato y hielo, tal vez agregue bordes de absorptoína de rayos X) y agregue más cifras (curva de extinción UV-IR con características etiquetadas , figura de cómo se calculan las curvas de extinción, figura con características de silicato y hielo) Karl D. Gordon 17:51, 1 de enero de 2007 (UTC)

Propongo que este artículo se divida en dos partes. La mayor parte del texto entraría en extinción interestelar y el resto en extinción atmosférica. Esto tendría más sentido ya que las dos fuentes de extinción surgen de diferentes procesos físicos. Y facilitaría la revisión de ambas piezas para que sean más completas. Karl D. Gordon 16:50, 27 de diciembre de 2006 (UTC)

La mención del estudio ROSAT, y solo ese estudio, para la determinación de la relación entre N (H) y A_V parece implicar que es la medición definitiva, si no la única. Quizás se deba mencionar la referencia de Bohlin, Savage y Drake (1978), y el estudio ROSAT, entre otros, podría usarse para fortalecer la confianza en el valor. AmberRobot 17:51, 28 de diciembre de 2006 (UTC)

Excelente punto. He añadido a Bohlin et al. (1978) y el más reciente Diplas & amp Savage (1994) a la lista de referencias y cambiaron el valor de la relación aproximado dado que estos tres estudios no obtuvieron todos el mismo valor (1.87, 1.59 y 1.79). Karl D. Gordon 18:36, 28 de diciembre de 2006 (UTC)

Dudoso Editar

La relación a veces se da como átomos de H / A (V) o átomos de H / E (B-V). Están relacionados por R (V) = A (V) / E (B-V). Como R (V) es 3,1 para el polvo difuso promedio de la Vía Láctea, las medidas divididas por E (B-V) se pueden convertir a por A (V) dividiendo por 3,1. Bohlin et al. (1978) la referencia es según E (B-V). Entonces, dividir por 3.1 da algo así como 1.87 · 10 21 átomos por magnitud. Dado que existe incertidumbre en esta medición tanto observacional como en la contribución de H2 para el total de átomos de H, un valor aproximado es probablemente lo mejor para informar. Karl D. Gordon (charla) 10:00, 26 de enero de 2011 (UTC)

Los diversos términos R (V), A (V), E (B-V) deben definirse claramente para que el lector general pueda tener una idea de lo que significan los conceptos. Si se definen en otro lugar, deberían estar wikificados. La introducción es lo suficientemente clara, pero todo el artículo debe explicarse con la misma claridad. Se debe incluir un diagrama de una curva de extinción, junto con la relación matemática de la parametrización.Puzl bustr (hablar) 11:32, 8 de diciembre de 2009 (UTC)

Por ejemplo, un rápido Google encontró: "A (V) La extinción absoluta en la banda V a 5550 Angstroms. E (BV) El exceso de color entre las bandas B y V. C La extinción logarítmica de H beta". Puzl bustr (hablar ) 11:45, 8 de diciembre de 2009 (UTC) De acuerdo, cambié el artículo para dejar en claro que R (V) está definido, no solo igual a A (V) / E (BV), y dejé en claro que A (V) se mide a 5550 Å. Quizás alguien podría agregar la longitud de onda relevante para B. También se definió la extinción total y absoluta, usando las referencias, ya que la extinción absoluta A (λ) / A (V) está en el eje y del gráfico posterior. La relación matemática entre R (V) y la curva de extinción se especifica en las referencias, pero lamentablemente no pude seguirla. Algo sobre ajustar a (x) + b (x) / R (V) a la media de A (λ) / A (V) para varios rangos de longitud de onda, para polinomios ay b. También se incluye un diagrama de curva de extinción normalizada en [1] y muestra las características mencionadas, la rodilla, etc. Tiene 1 / λ en el eje xy E (λ-V) / E (BV) en el eje y . Sería genial si alguien pudiera hacer un diagrama de este tipo y subirlo para mostrar las características mencionadas. Puzl bustr (charla) 18:35, 10 de diciembre de 2009 (UTC)

No está escrito cuán significativo es el fenómeno de extinción espacial. Debería compararse de alguna manera con otras cosas. La única explicación es 0,7 mag / Kpc. No me dice nada. Cabe señalar si para alguna estrella el efecto se puede ver a simple vista, no mediante una curva (¿cambia el color de la estrella?). Compare con el corrimiento al rojo y compare la extinción atmosférica con la espacial. Setreset (charla) 06:06, 25 de agosto de 2010 (UTC)

Átomos de hidrógeno por centímetro cuadrado de columna.No entiendo esto. ¿Significa una columna de centímetros cuadrados que se extiende desde la tierra hasta el objeto que se está mirando? En cualquier caso, otros no astrónomos podrían beneficiarse de que esto se hiciera explícito. 68.186.166.197 (conversación) 21:41, 24 de marzo de 2011 (UTC)

Es la ruta integral de la densidad numérica a lo largo de la línea de visión entre el observador y la fuente. La densidad numérica tiene unidades de cm ^ -3, mientras que la longitud del camino tiene unidades de cm. Mutliply los dos juntos y obtienes cm ^ -2. Esto se denomina "densidad de columna". Genio modesto charla 19:45, 26 de mayo de 2011 (UTC)

R.J. A Trumpler se le atribuye en el artículo el primer descubrimiento del enrojecimiento (primera referencia). No puedo encontrar nada sobre enrojecimiento en la fuente proporcionada. Puede que me lo haya perdido, ¿alguien puede citarlo y decirme la página?

Es posible que fuera el primero con:

6. La discrepancia entre los índices de color y los tipos espectrales observados en los cúmulos abiertos aumenta con la distancia del cúmulo y muestra que esta absorción de luz es selectiva, siendo el coeficiente de absorción fotográfica aproximadamente el doble del visual.

Ahora, eso puede estar refiriéndose en parte al enrojecimiento, pero ¿dónde se refiere al polvo y al enrojecimiento? Mi disculpa por eludirme, estaría agradecido si alguien pudiera señalarlo. Orphadeus (charla) 19:01, 21 de mayo de 2011 (UTC)

La tercera referencia es ¿dónde? Orphadeus (charla) 20:05, 21 de mayo de 2011 (UTC)

Gracias por la respuesta. Con respecto al primer punto, he encontrado la sección (de escritura) sobre la absorción de nubes (presumiblemente de polvo):

Wallenquist, consciente de la gran discrepancia entre sus índices de color de NGC 663 y los tipos espectrales de las mismas estrellas, e incapaz de explicarlo por errores de observación, concluye: 'La explicación más probable es, quizás, la suposición de absorción selectiva nubes dentro (y en los alrededores) del cúmulo NGC 663. ' Que el efecto no se debe a un error en el método está bien ilustrado por el hecho de que Wallenquist observó tres conglomerados con el mismo método e instrumento y que solo los dos más distantes muestran un gran exceso de color, lo mismo ocurre con los dos conglomerados abiertos. investigado por Shapley. En una publicación anterior llamé la atención sobre el gran exceso de observaciones de color de Shapley en el cúmulo Messier 11 y, en contra de la idea de una absorción selectiva general en nuestro sistema estelar, tomé una actitud bastante escéptica con respecto a la exactitud de los resultados de Shapley hasta que estos fueron confirmado por las observaciones de Wallenquist. (Página 165)

De ahí se desprende que el concepto de extinción interestelar debería atribuirse actualmente a Wallenquist. Orphadeus 94.194.100.228 (hablar) 11:34, 22 de mayo de 2011 (UTC)

Parece que alguien ha agregado otra no referencia (actualmente referencia 2), lo que arroja fuera de lugar la lista de referencias en esta sección de charla. Haga clic en esa referencia y obtendrá esto. Seguro que hay un número de página, haz la búsqueda y no obtienes nada. Las referencias actualmente en 4 (anteriormente 3) se han modificado y dan lo mismo (nada) que lo que es actualmente la referencia 2. La segunda referencia anterior, actualmente en 3, todavía proporciona un enlace a un estudio que "no está disponible". La leve paranoia, perdón, me dice que si elimino razonablemente las referencias dudosas y atribuyo el concepto de enrojecimiento a Wallenquist, con referencia, la mafia se ocupará de mí. Orphadeus (charla) 12:30, 22 de mayo de 2011 (UTC)

La prioridad en estos casos a menudo es difícil de determinar si el material de Wallenquist se ve básicamente bien. ¿Verificó la fuente real o solo el enlace de conveniencia de BookSources? Lea sobre ADSABS, vinculado anteriormente. Te estás quejando de un problema sin importancia. La no disponible en esa página indica que ese servicio de indexación en particular no tiene el resumen de ese documento. Por favor lea y cumpla con la política de civilidad. - 2/0 (cont.) 22:07, 22 de mayo de 2011 (UTC)

Pensé que si el resumen del artículo no está disponible, no es un enlace que no debería estar allí. Recuerdo que al leer Wikipedia estaba de acuerdo. En cuanto a los enlaces ISBN, simplemente no funcionan, incluso si haces la búsqueda con el número de referencia. Literalmente no son referencias, aparte de lo cual, ¿sería aceptable poner un motor de búsqueda de Google como fuente? Creo que esos enlaces son indefendibles. Orphadeus (charla) 17:09, 23 de mayo de 2011 (UTC)

Su citación repetida de Wallenquist es incorrecta. Él, como muchos otros observadores de esa época, incluido Shapley, notó que los cúmulos de estrellas en diferentes direcciones y a diferentes distancias tenían diferentes gradientes de color. Pero no lo atribuyó a la causa correcta. Trumpler fue el primer astrónomo en juntar todas las observaciones discrepantes y proponer que había polvo difuso en la Galaxia. Por eso se le atribuye el mérito. Sus quejas sobre los enlaces ISBN y los ADS de la NASA también son incorrectas. La página de ISBN BookSources proporciona una página general para encontrar un libro en muchas fuentes diferentes. NASA ADS no tiene resúmenes para la mayoría de las referencias más antiguas porque fueron escaneadas y no han sido OCR. Todos los enlaces de NASA ADS en este artículo incluyen un enlace al artículo requerido, incluso si el resumen no se muestra en la página principal de ADS. - Parejkoj (charla) 14:09, 26 de mayo de 2011 (UTC)

Creo que puede haber cierta confusión con respecto al artículo actual y el desplazamiento al rojo de la expansión métrica del espacio. Ambos hacen que los espectros se vean más rojos de manera predecible, lo que significa que cualquier observación en particular deberá ser deconvolucionada antes de que los datos sean interpretables. Sin embargo, los orígenes físicos de los efectos son completamente distintos. ¿Hay alguna forma de que esto se pueda expresar con más claridad y, al mismo tiempo, de manera sucinta en la parte principal? - 2/0 (cont.) 22:11, 22 de mayo de 2011 (UTC)

"cualquier observación en particular tendrá que ser deconvolucionada" - no realmente, a menos que se esté hablando de estimar los desplazamientos al rojo fotométricos, que es un proceso mucho más complicado. El desplazamiento al rojo cambia las longitudes de onda de las líneas espectrales, el enrojecimiento cambia la amplitud del extremo azul del espectro en relación con el extremo rojo, sin cambiar las posiciones de las líneas. Se trata de efectos completamente ortogonales, que el artículo describe como tales. - Parejkoj (charla) 13:42, 23 de mayo de 2011 (UTC)

Me gustan las últimas 2 oraciones de 2/0. Creo que alguien que comprenda toda la terminología y sea ágil, tal vez debería revisar el estudio. No entiendo toda la terminología, pero puedo entender la clave y me parece que Parejkoj es incorrecto. De cualquier manera, no es trabajo de Wikipedia defender una posición establecida. Quizás una sección sobre el corrimiento al rojo y el corrimiento al rojo sea apropiada, siempre que sea imparcial. Por cierto, alguien podría encontrarlo interesante, acabo de encontrar esto. Orphadeus (charla) 17:46, 23 de mayo de 2011 (UTC)

Orphadeus: claramente no comprendes estos trabajos de investigación que sigues citando. Una vez más, le aconsejo que consulte algunos libros de texto sobre astronomía antes de continuar, ya que está logrando confundirse más y está extendiendo esa confusión a las páginas de Wikipedia. No entiendo por qué sigue mencionando a Santiago et al., Pero habla de cómo la selección de objetivos para los estudios de desplazamiento al rojo se ve afectada por la extinción, no que los desplazamientos al rojo determinados posteriormente cambien, como he dicho antes. Aunque este artículo podría necesitar una nueva redacción (he comenzado a hacerlo), los hechos incluidos son correctos tal como están. Su enlace a un "RedshiftEssay" es WP: FRINGE, y * en el mejor de los casos * pertenecería a la página de cosmología no estándar. - Parejkoj (charla) 20:08, 23 de mayo de 2011 (UTC)

Con respecto a la sugerencia de 2/0, podría usarse su oración, "Sin embargo, los orígenes físicos de los efectos son completamente distintos". Orphadeus (charla) 17:59, 23 de mayo de 2011 (UTC)

@Parejkoj: Contaría eso como una deconvolución en el sentido de que si solo miras la relación de dos longitudes de onda, aún es necesario determinar por qué hay más rojo de lo esperado. Aún así, eso no está ni aquí ni allá, y la última oración de su primer comentario lo dice perfectamente. Releyendo mi comentario inicial, parece que estaba tratando de ser demasiado diplomático. Orphadeus, creo que puede estar confundiendo dos conceptos físicamente distintos. Me gustaría editar este artículo de una manera que aclare su malentendido, pero necesito ayuda para determinar exactamente dónde se encuentra. Además, no estoy seguro de por qué cree que Santiago dice lo que usted parece pensar que dice, a menos que le esté malinterpretando, no es así. Ensayos de física En general, no es una fuente confiable para nada más allá de las opiniones de los autores. Si esta idea en particular ha recibido atención externa, podría ser apropiado citarla en Cosmología no estándar, aunque tengo mis dudas. - 2/0 (cont.) 21:47, 23 de mayo de 2011 (UTC)

Examinemos estos dos estudios:

Además, todas las propiedades físicas que gobiernan las propiedades del polvo (metalicidad, tasas de formación y evolución de estrellas y fondos de radiación) evolucionan fuertemente con el corrimiento al rojo, por lo que esperaríamos que las propiedades del polvo evolucionen con el corrimiento al rojo. La evolución en la ley de extinción media con corrimiento al rojo sería una incertidumbre sistemática crucial en los estudios de supernovas de Tipo Ia para restringir el modelo cosmológico (ver, por ejemplo, Perlmutter, Turner y White 1999), ya que la extinción modifica el tramo aparente de las curvas de luz (Nugent, Kim y Perlmutter 2002). http://iopscience.iop.org/0004-637X/605/2/614/59211.text.html

'Usando las observaciones de la Voyager, se demuestra que el orbital de Tritón la curva de luz depende en gran medida de la longitud de onda, una característica que explica fácilmente algunas de las aparentes discrepancias entre las mediciones telescópicas anteriores a la Voyager. Específicamente, se encuentra una amplitud de la curva de luz (pico a pico) que disminuye sistemáticamente al aumentar la longitud de onda desde aproximadamente 0.08 de magnitud (pico a pico) cerca de 200 nm a menos de 0.02 de magnitud cerca de 1000 nm. ' http://adsabs.harvard.edu/abs/1991JGR. 9619211H

¿Estoy agarrando pajitas? ¿Quizás la curva de luz que depende en gran medida de la longitud de onda es específica del orbital de Tritón? Me pregunto si hay una diferencia entre el equipo principal científico real y la corriente científica principal de los medios. Me pregunto si el problema es específico del Reino Unido. Orphadeus (charla) 11:06, 24 de mayo de 2011 (UTC)

Está malinterpretando ambos estudios (entonces, sí, agarrándose a las pajitas): una curva de luz es el cambio en el brillo observado de un objeto con el tiempo, que no está relacionado con el corrimiento al rojo o el enrojecimiento. Por favor, lea un libro de texto de astronomía antes de leer artículos de investigación, ya que * no * comprende la terminología. También está saturando estas páginas de discusión con sus malentendidos. Estudie un libro de texto antes de publicar más en las páginas de astronomía de Wikipedia. - Parejkoj (charla) 16:24, 24 de mayo de 2011 (UTC)

Supongo que algo bueno que surgió de los recientes cambios erróneos en esta página es que la modifiqué. La introducción y la primera sección deberían ser mucho más legibles ahora, y es de esperar que la bandera "Técnica" se pueda eliminar. No tengo una cita para el enrojecimiento típico de "0.7-1.0 mag / kpc" en el valor del vecindario estelar, así que si alguien pudiera agregar eso, sería genial. El polvo interestelar no es mi área de especialización, por lo que no he intentado actualizar ninguna referencia para reflejar la literatura más reciente, lo siento. - Parejkoj (charla) 01:17, 24 de mayo de 2011 (UTC)

'Fitzgerald (1968) encuentra que hay un fuerte enrojecimiento (Av = 0,7-1 mag / kpc) en las regiones 140-150 ° y 160-170 ° del brazo de Perseus, lo que implica que .. Página 8

No sé si 140-150 ° y 160-170 ° del brazo de Perseus es lo que estás buscando. Orphadeus (charla) 12:08, 24 de mayo de 2011 (UTC)

"Se deduce una tasa media de extinción visual de (1,25 ± 1,08 mag / kpc) a partir de una muestra de 133 estrellas". Página 244 También puede consultar la página 243. Orphadeus (hablar) 11:17, 25 de mayo de 2011 (UTC)

El párrafo que comienza, "Hablando en términos generales" está lleno de términos de espectroscopia, pero no se hace referencia a esa técnica. Alguien como yo con experiencia en física no se inmuta por eso, pero la mayoría de la gente con la que socializo estaría totalmente desconcertada. Ok, lo edité. De hecho, el primer párrafo de todo el artículo se beneficiaría de la mención de la espectroscopia, técnica que a menudo me encuentro explicando cuando la gente me pregunta "pero ¿cómo sabemos que hay tal o cual elemento interesante en ese objeto distante que solo podemos observar? mirando desde lejos? " Fuera de la comunidad de científicos y técnicos, la espectroscopia no es una técnica que se comprenda generalmente, y ciertamente no en la medida en que los telescopios ópticos son entendidos por personas sin conocimientos técnicos. Musicengin (charla) 11:18, 24 de abril de 2015 (UTC)

Es probable que la edición actual sea exactamente lo que quieren los lectores de Wikipedia. Tú

Un niño promedio de 15 años que está interesado en la ciencia puede entender y disfrutar. Cualquiera más avanzado en ciencia puede disfrutar de los enlaces. Todas las referencias son reales en ese artículo. puedo

No me moleste una guerra de edición, pero creo que he mostrado cómo debería ser una página de ciencia de wikipedia. Orphadeus (charla) 19:09, 26 de mayo de 2011 (UTC)

El problema con sus ediciones es que son en gran parte incorrectas y muestran una falta significativa de comprensión del tema. Aprecio que desee mejorar el artículo, pero sus cambios en su mayoría difunden inexactitudes y, por lo tanto, no ayudan. Como dije anteriormente, no comprende las referencias que cita, está malinterpretando muy mal algunas de ellas y está citando muy trabajo marginal que no tiene nada que ver con el tema de la extinción. Tampoco ha respondido a ninguna de mis críticas y comentarios en el pasado, y no parece haber leído ninguno de ellos. - Parejkoj (charla) 19:32, 26 de mayo de 2011 (UTC)

Puse en negrita algo en la publicación de Parejkoj que es verificablemente incorrecto. Orphadeus (charla) 10:00, 27 de mayo de 2011 (UTC)

Por favor, no edite los comentarios de la página de discusión de otros usuarios como ese. Hay un conjunto muy limitado de circunstancias en las que hacerlo es aceptable, ninguna de las cuales se aplica aquí. Además, no ha abordado su punto ni ha explicado por qué cree que esa afirmación es incorrecta. Genio modesto charla 13:35, 27 de mayo de 2011 (UTC) Orphadeus ha demostrado una total incapacidad para comprender WP: NPOV y WP: RS en Talk: Number of the Beast, su artículo y otros. Si se trata de WP: CIR o WP: IDIDNTHEARTHAT, no lo sé, pero es interesante ver que este tipo también es un problema en otras páginas. Aunque este no es un tema en el que estoy involucrado, lo agregaré a mi lista de observación. Por lo que vale, solo tuve un curso de introducción a la astronomía hace años, y la introducción regular no es difícil de leer. Si lo fuera, haría clic en los enlaces involucrados para leer sobre las cosas de las que no estaba seguro. Muchos de nuestros lectores hacen eso. Concederé que algunas otras secciones son un poco técnicas, pero descartar esa información no hace que sea más fácil de leer. En cambio, menos resúmenes técnicos y explicaciones que se agreguen al artículo (en lugar de reemplazarlos) funcionarían mejor. Sin embargo, estos deberían cumplir con los mismos estándares de abastecimiento que el resto del artículo o cualquier otro artículo. Recomiendo encarecidamente que Orphadeus discuta cualquier cambio potencial en la página de discusión antes de realizarlos, ya que varios otros editores han expresado su preocupación por su capacidad para localizar y resumir con precisión fuentes confiables. Ian.thomson (charla) 14:51, 27 de mayo de 2011 (UTC)

Ian muy interesante. (Creo que está molesto - y me sigue - porque el evangelio de Marcos tiene 666 versos). Orphadeus (charla) 15:24, 27 de mayo de 2011 (UTC)

No, estoy vigilando a un usuario problemático que es bastante experto en traer detalles sin poder explicar su relevancia. Ian.thomson (charla) 15:27, 27 de mayo de 2011 (UTC)

Entonces, Ian, me estás siguiendo. ¿Qué detalles he mencionado sin explicar su relevancia? Modest Genius, claramente eres un riguroso con las reglas. Mi disculpa, no me di cuenta de que era un crimen resaltar algunas palabras que alguien publicó y decir claramente, donde alguien vio el negrita vería, que las había resaltado. Siendo estricto con las reglas, ¿está satisfecho con las referencias en el artículo actual (no en el que escribí)? Orphadeus (hablar) 15:31, 27 de mayo de 2011 (UTC)

Las referencias son adecuadas, aunque por supuesto podrían mejorarse. No parecen ser lo suficientemente buenos para, por ejemplo, Estándares de GA, pero son decentes. Les vendría bien deshacerse de todos esos feos enlaces rojos. Pero son muchísimo mejores que las referencias en la versión del artículo que escribiste y describiste como "casi perfecto". Ah, y nunca te acusé de un delito, simplemente hice una solicitud cortés y dejé un enlace a la página del proyecto relevante, que quizás no conocías. Genio modesto 20:44, 27 de mayo de 2011 (UTC) Su incapacidad para asumir la buena fe al acusarme de enojo por su reclamo es absurda (e irrazonable cuando expliqué cómo hacer que su reclamo sea aplicable al artículo al pedirle que explique cómo fue relevante y señaló las pautas que debía seguir). El problema relevante es que ha demostrado una y otra vez que no parece tener la comprensión de un estudiante de secundaria sobre los estándares básicos de investigación, y continuamente rechaza los consejos de otros editores sobre las pautas de este sitio (que bordean los estándares de investigación de nivel universitario pero siguen siendo lo suficientemente simples que he visto a editores en la escuela secundaria manejarlos). Has presionado para que se realicen adiciones marginales a varios artículos, y en el caso del Número de la Bestia y tu afirmación de que el Evangelio de Marcos (¿qué versión?) Tiene 666 versículos, nunca pudiste explicar por qué eso era relevante. Aquí se requiere competencia y debe dejar de ser un editor tendencioso, aceptar la orientación si no sabe cómo hacerlo o irse. Ya tenía las pautas de la página de discusión vinculadas a usted antes, lo que explicaba que es inaceptable editar las publicaciones de la página de discusión de otros, excepto bajo condiciones limitadas archivo como si uno no entendiera lo que significa la palabra "archivo"). Ian.thomson (charla) 15:42, 27 de mayo de 2011 (UTC)

¿Estás aquí para hablar sobre Extinction? Orphadeus (charla) 18:56, 27 de mayo de 2011 (UTC)

(Señala mi primera publicación en esta página). Estoy aquí para ayudar a mejorar el artículo (para eso están las páginas de discusión, no para la discusión general, como se le explicó antes), porque un editor problemático lo ha interrumpido y otros editores no están al tanto de su comportamiento en otros lugares. Ian.thomson (charla) 19:04, 27 de mayo de 2011 (UTC)

Entonces, Ian, ¿cómo crees que se puede mejorar el artículo? Mi opinión personal es que es demasiado técnico (o demasiado técnico demasiado pronto) y debería plantearse para que las personas sin un doctorado puedan disfrutarlo y aprender. Puede que sea parcial, pero pensé que hice un buen intento (no estoy seguro si leíste el artículo; hay un enlace en la primera publicación de esta sección). Pensé que después de ese tipo de explicación, si la gente quisiera, puede tener una sección técnica (quizás con subsecciones relevantes) con las cosas incomprensibles (para la mayoría de la gente). También creo que hay más precisión en el artículo que escribí, particularmente con la atribución del concepto de extinción y en la sección Efecto sobre Redshift.¿Estarías de acuerdo? Otro problema con el artículo es que hay enlaces que parecen no ser nada. Orphadeus (charla) 19:25, 27 de mayo de 2011 (UTC)

Si bien el artículo ciertamente podría mejorarse, la eliminación total de casi toda la información no es la forma de hacerlo. Si desea que el artículo sea más comprensible, le sugiero que lo haga. una o dos oraciones a la vez. Encuentre algo que crea que está mal redactado y modifíquelo para que sea más fácil de entender. Luego, guarde el artículo y déjelo durante 24 horas para ver si los otros editores que miran la página están de acuerdo en que es una mejora. No elimines todo el contenido, no intentes reescribir completamente el artículo de una sola vez y, en su lugar, trata de mejorarlo de forma gradual e incremental pieza por pieza. Genio modesto charla 20:37, 27 de mayo de 2011 (UTC) Como dije antes, "Por lo que vale, solo tuve un curso de introducción a la astronomía hace años, y la introducción regular no es difícil de leer. Si lo fuera, haría clic en los enlaces involucrados para leer sobre las cosas de las que no estaba seguro. Muchos de nuestros lectores hacen eso. Concedo que algunas otras secciones son un poco técnicas, pero tirar esa información no facilita la lectura. En cambio, menos resúmenes técnicos y explicaciones que se agreguen al artículo (en lugar de reemplazarlos) funcionarían mejor. Sin embargo, estos tendrían que cumplir con los mismos estándares de abastecimiento que el resto del artículo, o cualquier otro artículo ". En otras palabras, la eliminación total de gran parte de la información del artículo alegando que era demasiado técnica estaba lejos de ser perfecta ( incluso lejos de "casi perfecto"). Orphadeus, ¿qué tal si realmente lees los comentarios de otros usuarios? No terminarás pareciendo tendencioso o incompetente. En cuanto a los enlaces rojos, si los enlaces son para temas que merecen un artículo, una buena solución sería crear el artículo. Esa es una práctica común y aceptada, siempre que los artículos estén a la altura. Ian.thomson (charla) 21:33, 27 de mayo de 2011 (UTC)

Lo siento Ian, no he leído tu publicación porque tuvimos una superposición de edición y casi no tengo tiempo de Internet, así que corté y pegué en Modest Genius.

Puede que sea una buena idea. Creo que es la solución más difícil en la práctica. El problema es, por ejemplo, que la primera oración es buena y no quiero cambiarla. También es bastante técnico. Estaba pensando en la línea de la explicación de los laicos seguida por el éxtasis técnico, posiblemente siendo discreto sobre la "progresión". La línea de apertura actual podría abrir la sección más técnica. Requiere un poco de pensamiento táctico en cuanto al diseño de la página. Orphadeus (charla) 22:15, 27 de mayo de 2011 (UTC)

Hola Ian, leí tu publicación ahora y estoy de acuerdo en que 'menos resúmenes técnicos y explicaciones agregadas al artículo (en lugar de reemplazarlo) funcionarían mejor'. También creo que al principio, como los lectores menos técnicos, es menos probable que lean todo el material técnico para llegar a lo que agradecerían, que viceversa. En cuanto a la apertura, la referencia a la radiación electromagnética no es buena para el profano, incluso haciendo clic en el enlace, su mejor apertura con una referencia a la luz, con la frase de apertura actual en una explicación técnica más adelante. Voy a intentar hacer una edición sin eliminar nada del artículo actual. Orphadeus (charla) 11:30, 28 de mayo de 2011 (UTC)

Acaba de volver a agregar el material que se revirtió no solo por interrumpir la página, sino por ser erróneo y marginal. Nunca abordó el punto anterior de Parejkoj con respecto a esto. Además, el sarcasmo del título "Éxtasis técnica" es inapropiado para una enciclopedia. Si no tiene un horario de Internet tan limitado que no puede leer de manera efectiva mis comentarios o los suyos, o cualquiera que resulte ser algo con lo que no esté de acuerdo, tal vez debería reconsiderar si tiene suficiente tiempo para editar en Wikipedia. Ian.thomson (charla) 15:00, 28 de mayo de 2011 (UTC)

Ciertamente respondí al comentario de Parejkok. Si alguien comprobó las referencias, todos sus puntos fueron tratados. No ha escapado a mi atención que Parejkok está eliminando repetidamente material de origen. Otro punto es que estoy haciendo exactamente lo que pide el técnico. Orphadeus (charla) 18:32, 28 de mayo de 2011 (UTC) Orphadeus (charla) 18:33, 28 de mayo de 2011 (UTC)

En realidad, fue Ian quien lo eliminó esta vez (lo siento Parejkok). Por cierto, si alguien piensa que tiene un título mejor que 'Éxtasis técnica', cámbielo. Orphadeus (charla) 18:47, 28 de mayo de 2011 (UTC)

Una vez más, el material sigue siendo lo que Parejkoj ha señalado como una interpretación errónea. No parece que te hayas dirigido a él en ninguna parte sobre este asunto, sino que simplemente has iniciado una conversación y te vas cuando él señala el error. Aún tiene que abordar sus puntos planteados en la discusión de la fuente o el vínculo entre extinción / enrojecimiento y desplazamiento al rojo. El usuario 2/0 también ha señalado que no tiene idea de lo que está pasando. Los ha ignorado por completo allí y ha continuado a pesar de que varios usuarios señalaron sus errores. Está demostrando ser un ejemplo del efecto Dunning-Kruger en funcionamiento aquí. Deje de reintroducir su material erróneo. Ian.thomson (charla) 19:00, 28 de mayo de 2011 (UTC)

Ian, no tiene sentido continuar con Parejkok diciendo "estos enlaces" y yo diciendo "que los enlaces". Verifique las referencias usted mismo. Se proporcionan números de página para los lugares donde se requieren números de página. Hay una teoría marginal que se establece en el artículo como una teoría marginal y es contrarrestada en el artículo por un estudio general. Te daré tiempo para comprobar las referencias. Orphadeus (charla) 21:34, 28 de mayo de 2011 (UTC) Orphadeus (charla) 21:37, 28 de mayo de 2011 (UTC)

    . La pieza de pelusa que ha creado en Ling Jun Wang prácticamente admite que es un trabajo marginal. , cualquier intento de relacionarlo sería una investigación original.

El artículo de Ling Jun Wang podría mejorarse señalando que la publicación del gobierno de EE. UU. Sobre el error de desplazamiento al rojo no refutó su teoría, con referencia. En cuanto a sus otros puntos, http://iopscience.iop.org/0004-637X/605/2/614/59211.text.html y http://adsabs.harvard.edu/abs/1991JGR. 9619211H no están en el artículo. Las referencias que pongo en el artículo son:

  • 1. ^ http://www.asterism.org/tutorials/tut28-1.htm Extinción y refracción atmosférica
  • 2. ^ http://www.astro.virginia.edu/class/skrutskie/astr121/notes/redden.html Enrojecimiento interestelar, extinción y puestas de sol rojas
  • 3. ^ http://www.asterism.org/tutorials/tut28-1.htm Extinción y refracción atmosférica
  • 4. ^ http://star-www.rl.ac.uk/star/docs/sc6.htx/node15.html Extinción atmosférica y masa de aire
  • 5. ^ http://mintaka.sdsu.edu/GF/explain/optics/scatter.html Dispersión atmosférica
  • 6. ^ Atribución a Wallenquist en la página 165 http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1930LicOB.420..154T RESULTADOS PRELIMINARES SOBRE LA DISTANCIA, LAS DIMENSIONES Y LA DISTRIBUCIÓN DEL ESPACIO DE LOS GRUPOS DE ESTRELLAS ABIERTAS. Autores: Trumpler, Robert Julius
  • 7. ^ http://adsabs.harvard.edu/full/1937AnHar.105..359G EL EFECTO DE LAS NUBES ABSORBENTES EN EL COEFICIENTE DE ABSORCIÓN GENERAL. Autor: Jesse L Greenstein
  • 8. ^ Página 18. http://citeseerx.ist.psu.edu/viewdoc/summary?doi=10.1.1.53.80 The Optical Redshift Survey II. Autores: Basílio X. Santiago, Bas'ilio X. Santiago, Michael A. Strauss, Ofer Lahav, Marc Davis, Alan Dressler, John P. Huchra
  • 9. ^ http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept07/Li2/Li3.html ESPECTROSCOPIA DE POLVO - DIAGNÓSTICO DE LA COMPOSICIÓN DEL POLVO En "El motor central de los núcleos galácticos activos", Serie de conferencias ASP, vol. 373, Xi'an, China, 16 al 21 de octubre de 2007, eds. L. C. Ho y J.-M. Wang
  • 10. ^ Página 99 http://iopscience.iop.org/1538-3881/125/1/98/pdf/1538-3881_125_1_98.pdf LAS CONDICIONES FÍSICAS DEL CAMBIO AL ROJO INTERMEDIO Mg II QUE ABSORBE NUBES DEL ANÁLISIS DEL PERFIL DE VOIGT. Autores: Christopher W, Churchill, Stephen S. Vogt, Jane C. Charlton
  • 11. ^ http://citeseerx.ist.psu.edu/viewdoc/summary?doi=10.1.1.53.80 The Optical Redshift Survey II. Autores: Basílio X. Santiago, Bas'ilio X. Santiago, Michael A. Strauss, Ofer Lahav, Marc Davis, Alan Dressler, John P. Huchra
  • 12. ^ Página 104 http://iopscience.iop.org/0004-637X/518/1/103/pdf/0004-637X_518_1_103.pdf LA DISTRIBUCIÓN DE COLORES GALAXY DE ALTO DESPLAZAMIENTO AL ROJO: VARIACIONES DE LA LÍNEA DE VISTA EN EL HIDRÓGENO NEUTRO ABSORCIÓN. Autores: Matthew A. Bershady, Jane C. Charlton, Janet M. Geoffroy
  • 13. ^ http://www.utc.edu/Faculty/LingJun-Wang/RedshiftEssay.pdf Teoría de extinción dispersiva del corrimiento al rojo. Autor: Ling Jun Wang
  • 14. ^ http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1111/j.1365-2966.2010.16464.x/abstract Sobre el impacto del polvo intergaláctico en la cosmología con supernovas de Tipo Ia. Autores Brice Ménard, Martin Kilbinger, Ryan Scranton

Orphadeus (charla) 14:55, 30 de mayo de 2011 (UTC) Orphadeus (charla) 15:00, 30 de mayo de 2011 (UTC)

Hay una imagen que se puede descargar aquí. Traté de incluirlo en el artículo pero no pude. Quizás le gustaría a alguien más técnico que yo. Orphadeus (charla) 21:42, 28 de mayo de 2011 (UTC) Orphadeus (charla) 21:44, 28 de mayo de 2011 (UTC)

No es solo una cuestión de codificación Wiki, sino de derechos de autor. Ian.thomson (charla) 14:32, 29 de mayo de 2011 (UTC) De hecho. Esa imagen no se puede utilizar con una licencia "gratuita", ni podría considerarse de uso legítimo. Consulte Wikipedia: política de uso de imágenes. Más concretamente, está enormemente desactualizado. ¿Por qué querríamos utilizar una imagen que muestra muy poco y que no refleja el consenso científico actual? Genio modesto charla 16:31, 29 de mayo de 2011 (UTC)

Asumí que era de uso gratuito, pensé que agregaría algo de color a la página. Mis disculpas. Orphadeus (charla) 19:47, 29 de mayo de 2011 (UTC)

Agradecería que alguien pudiera responder si EL TELESCOPIO HUBBLE SPACE * CLUSTER SUPERNOVA ENCUESTA: es marginal.

'Los cúmulos de galaxias de tipo temprano en particular se forman incluso antes que las del campo, y la mayoría de la formación de estrellas ocurre en z & amp 3 (Thomas et al. 2005 S´anchez-Bl´azquez et al. 2006 Gobat et al. anchez-Bl´azquez et al.2006 Gobat et al.2008).) '

"La alta tasa de desplazamiento al rojo del grupo es particularmente importante: las mediciones muestran que la mayor parte del hierro dentro del grupo se produjo con un alto desplazamiento al rojo (Calura et al. 2007)".

Eso es hacia el final de la página 2. ¿Es marginal? - Comentario anterior sin firmar agregado por Orphadeus (charla • contribuciones) 13:10, 29 de mayo de 2011 (UTC)

Eso no es marginal, pero tampoco tiene nada que ver con el tema de este artículo, que es la extinción. Como he dicho repetidamente, es necesario estudiar un libro de texto sobre astronomía antes de intentar editar las páginas de wikipedia sobre el tema: está malinterpretando seriamente los artículos de investigación que sigue citando. - Parejkoj (charla) 14:00, 29 de mayo de 2011 (UTC) De hecho, ese documento no habla de la extinción. El tema del artículo son las supernovas de tipo 1a en cúmulos de galaxias, lo que no tiene nada que ver con el tema de este artículo. Genio modesto charla 16:34, 29 de mayo de 2011 (UTC)

Es un buen punto. Sin embargo, es relevante ya que valida mi interpretación de la página 104 de una de las referencias que utilicé. Además, THE HUBBLE SPACE TELESCOPE * CLUSTER SUPERNOVA ENCUESTA: sí se refiere a la extinción en la página 7:

Sin embargo, su anfitrión es morfológicamente elíptico y probablemente en z. 0,7 según su color. En z. 0.7, un SN Ia tendría que estar muy enrojecido (E (B - V) & amp 1) para igualar el color y magnitud de la curva de luz SCP06U50. Como esto es muy poco probable (considerando que el anfitrión elíptico probablemente contiene poco polvo), concluimos que SCP06U50 también es probablemente un AGN '.

Desde un poco más arriba en la página -

Sin embargo, dado que es probable que la galaxia anfitriona esté en z. 1 basado en su magnitud y color,'

- Encuentro alguna evidencia que sugiere que la encuesta general, de manera política, afirma que el polvo produce un corrimiento al rojo. Orphadeus (charla) 19:22, 29 de mayo de 2011 (UTC) Orphadeus (charla) 19:44, 29 de mayo de 2011 (UTC)

1) Afecto de extinción y enrojecimiento cada observación fotométrica de cualquier cosa más allá del Sistema Solar, en mayor o menor grado. El hecho de que un artículo los mencione no significa que tenga información importante que impartir sobre el tema. Hay miles, probablemente decenas de miles de artículos que los mencionan, pero en casi todos los casos es simplemente para corregir el efecto. 2) El enrojecimiento y el corrimiento al rojo son dos cosas totalmente diferentes. El desplazamiento al rojo es el desplazamiento de las longitudes de onda de las líneas espectrales hacia el rojo debido a que la Tierra y la fuente se separan a gran velocidad. Para las galaxias distantes, esta velocidad es causada por la expansión del universo. Esto no tiene absolutamente nada que ver con la absorción y dispersión de los granos de polvo. 3) Si alguien cree que sabe cómo se ve una versión sin desplazamiento al rojo de un objeto, puede usar la fotometría para estimar el corrimiento al rojo. Eso es lo que hacen esos autores cuando dicen 'en función de su magnitud y color'. Tenga en cuenta que se refieren a la galaxia anfitriona en este punto, no a la supernova candidata. 4) En la discusión de SCP06U50, los autores están tratando de averiguar si se trata de una supernova de Tipo Ia o de algún otro tipo de objeto. La única información que tienen es una curva de luz fotométrica en varios colores. Porque todas Las mediciones fotométricas se ven afectadas por la extinción, deben considerar el efecto que esto podría tener. Su conclusión es que se necesitaría mucho polvo para que esta fuente sea un SN Ia, por lo que concluyen que probablemente sea un AGN. 5) Si tuvieran un espectroscópico medición del corrimiento al rojo, medido a partir de una línea espectral, no se vería afectado en absoluto por el polvo. No quiero ser grosero, pero ¿leíste y comprendiste el contenido de todo ese documento o simplemente lo estabas buscando en busca de alguna mención a la extinción? ¿Qué quiere decir exactamente con "de una manera política, afirma que el polvo produce corrimiento al rojo"? ¿En qué sentido afecta el polvo al corrimiento al rojo? ¿Qué tiene que ver con la política? ¿Y cómo es esto relevante para el contenido del artículo de Wikipedia sobre extinción? Genio modesto hablar 21:31, 29 de mayo de 2011 (UTC) (editar conflicto)"¿Político?" ¿Qué tiene esto que ver con el concepto de ciudad-estado o de gobernanza? Además, no hay investigación original. Eso significa que no hay interpretaciones personales. Solo resumimos la fuente. Esto se le ha explicado repetidamente, y ha tenido las pautas de este sitio que definen la investigación original vinculada a usted varias veces (caramba, tal vez piense que se ha hecho para poder leerlos y dejar de perder el tiempo de todos enviando spam a esta página de discusión con cosas este sitio simplemente no acepta?). Ian.thomson (charla) 21:40, 29 de mayo de 2011 (UTC)

¿Por qué intentan corregir la medición del corrimiento al rojo para la extinción si la extinción no tiene ningún efecto? Orphadeus (charla) 21:51, 29 de mayo de 2011 (UTC)

No lo hacen. Intentan corregir su fotometría para determinar si el objeto es una supernova o no. Eso no tiene nada que ver con su determinación de corrimiento al rojo. ¿Leíste lo que publiqué arriba? ¿O lo estás ignorando a propósito? Genio modesto hablar 21:55, 29 de mayo de 2011 (UTC) ¿Ignorarlo intencionalmente cuando demuestra que se equivocó? Bienvenido al club. Ian.thomson (charla) 22:22, 29 de mayo de 2011 (UTC)

¿Se refiere al corrimiento al rojo fotométrico? Según el artículo, ha sido reemplazado por corrimiento al rojo espectroscópico. Parajkoj nos ha asegurado repetidamente (sin referencia) que las líneas espectroscópicas no se ven afectadas por la extinción. Según THE HUBBLE SPACE TELESCOPE * CLUSTER SUPERNOVA ENCUESTA en la página 16:

«Para la distribución del color, además de un simple cambio, también cuantificamos el efecto de incluir una fracción mayor o menor de SNe enrojecido significativamente por el polvo. De hecho, tenemos buenas razones para creer que la mayoría de los clústeres SNe Ia estarán en entornos libres de polvo. Una gran fracción de la masa estelar en los cúmulos ( 80%) está contenida en galaxias de secuencia roja que se espera que tengan poco o ningún polvo. Nuestro análisis espectroscópico y fotométrico (Meyers10) de las galaxias de secuencia roja confirma esta expectativa ”.

Me parece que Parajkok puede estar equivocado. Orphadeus (hablar) 22:27, 29 de mayo de 2011 (UTC)

¿Dónde dice Parajkok que la misma luz no puede verse afectada tanto por el corrimiento al rojo como por la extinción? ¿Y qué tiene esto que ver con tu anterior. ¿puntos? ¿Cómo no sabes cómo formar una tesis coherente? Ian.thomson (charla) 22:43, 29 de mayo de 2011 (UTC) Sí, me refiero al corrimiento al rojo fotométrico de la galaxia. Pero la discusión sobre el enrojecimiento estaba en la determinación de la fuente, una medida completamente diferente, sin nada que ver con el corrimiento al rojo. El corrimiento al rojo fotométrico es ciertamente una técnica inferior a los corrimientos al rojo espectroscópicos, pero se usa ampliamente porque es MUCHO más fácil tomar una imagen a través de varios filtros que medir un espectro. Los corrimientos al rojo en ese papel del cúmulo de supernovas al que te refieres son corrimientos al rojo fotométricos. Pero no entiendo qué tiene que ver esa cita con nada, ni en qué supuestamente Parajkok está equivocado. Genio modesto hablar 22:42, 29 de mayo de 2011 (UTC)

Ian, no dije que Parajkoj dijera que la misma luz no puede ser afectada tanto por el corrimiento al rojo como por la extinción. En repetidas ocasiones (sin referencia) ha afirmado que la extinción no afecta el corrimiento al rojo. Puede notar que he solicitado referencias específicamente. Creo que también vale la pena responder al punto político (tengo un tiempo limitado). Me parece que el área de extinción, el desplazamiento al rojo adquirido de diversas formas, el desplazamiento al rojo intrínseco y otros temas relacionados entre sí es un área de incertidumbre científica. Parecería que algo en la línea de que un Gurú 'lo resolvió', se convirtió en un best seller de la corriente principal, los hombres del sí se amontonaron y se estableció el 'hecho científico principal', al menos en los medios de comunicación. Sin embargo, tomando el cuerpo de estudios científicos publicados como ciencia convencional, parece haber una división entre la corriente principal de los medios - ejemplificada por Stephen Hawking y Brian Cox - y la corriente principal científica real. La certeza vende libros. Puede que esté tergiversando a Hawking, me baso en lo que he leído sobre él y no en él, pero el punto es justo con respecto a Cox. Es posible que parte de la corriente científica principal haya ido a las personalidades de los medios durante un tiempo, pero hay pruebas sólidas, como una publicación del gobierno de los EE. UU. Y también en la encuesta del Hubble, de que eso está siendo abandonado (si es que alguna vez se aceptado). Sin embargo, puede haber un problema en que el establishment no quiere que el público se ría de la ciencia, de ahí que la discusión, si alguna vez estuvo con las personalidades de los medios, se está haciendo de una manera sutil que podría describirse como política. También puede haber un problema con el feudo y la protección de la cara si, por ejemplo, en las universidades británicas se está enseñando basura verificable. Orphadeus (charla) 11:50, 30 de mayo de 2011 (UTC)

Sin hablar, solo referencia. Por favor ponga sus referencias con comillas para respaldar su caso. Haré rodar la pelota

evlinder / redsys.pdf. - Comentario anterior sin firmar agregado por Orphadeus (charla • contribuciones)

Si lo estoy leyendo correctamente (y tenga en cuenta que no me han llamado constantemente, ni pretendo ser un astrónomo después de haber sido llamado repetidamente por un astrónomo profesional), el artículo no dice que la extinción aafecta el corrimiento al rojo. "El término del módulo de distancia es dominante en los corrimientos al rojo más bajos, mientras que los errores de extinción dominan para casi todo el rango de corrimiento al rojo considerado". La extinción y el corrimiento al rojo pueden confundirse entre sí, pero esta confusión es un error. Pueden ocurrir dentro de la misma ubicación (un evento que cause la extinción podría alejarse de nosotros, creando un corrimiento al rojo), pero son distintos. Ian.thomson (charla) 22:22, 29 de mayo de 2011 (UTC)

"El término del módulo de distancia es dominante en los corrimientos al rojo más bajos, mientras que los errores de extinción dominan para casi todo el rango de corrimiento al rojo considerado". Gracias por eso Ian. Orphadeus (hablar) 22:31, 29 de mayo de 2011 (UTC)

(editar conflicto)En realidad, Ian, ese 'documento' no dice exactamente eso (tenga en cuenta que escribí esto en respuesta a su comentario anterior, que ya corrigió). Al medir la expansión del universo, es necesario graficar el corrimiento al rojo contra la distancia. Usando supernovas de Tipo 1a, la distancia se puede encontrar desde el brillo, después de corregir varias cosas (incluida la extinción). Ese 'artículo' analiza las diversas fuentes de error para ambas cantidades. Digo "artículo" porque es extremadamente breve y no parece haber sido publicado en una revista revisada por pares. Tampoco está escrito por el gobierno de los Estados Unidos, pero alguien llamado 'A. Kim 'que aparentemente trabaja en LBNL. Ahora, para abordar el punto real: acabo de explicar (sección anterior) que si está estimando los desplazamientos al rojo de la fotometría, entonces debe tener en cuenta la extinción. Si alguien mide realmente los desplazamientos al rojo de la espectroscopia, el polvo es irrelevante. Esta es una diferencia clave entre corrimientos al rojo fotométricos, que son solo una estimación e incluso quienes los usan admiten que no son muy precisos, y corrimientos al rojo espectroscópicos que son medidas reales del afecto. Entonces, Orphadeus, ¿qué intentas probar? ¿Por qué de repente estamos discutiendo sobre si el polvo afecta el corrimiento al rojo? ¿Qué tiene esto que ver con el artículo? ¿Y por qué sigue ignorando los puntos de otros usuarios y en su lugar comienza a discutir algo completamente nuevo? Genio modesto hablar 22:35, 29 de mayo de 2011 (UTC)

A esto le vendría bien el acompañamiento musical. El Laboratorio Nacional Lawrence Berkley es el gobierno de los Estados Unidos. Suponiendo de buena fe, si Modest Genius hubiera leído el informe, podría haber notado que se refería al corrimiento al rojo espectrométrico (pruebe la introducción):

'En los estudios de supernovas, la medición del desplazamiento al rojo se toma típicamente del espectro de la galaxia anfitriona, ya sea de líneas de emisión nítidas o de la ruptura de 4000 Å' Orphadeus (conversación) 10:57, 30 de mayo de 2011 (UTC) Orphadeus (conversación) 14: 14 y 30 de mayo de 2011 (UTC)

No voy a buscar una cita de que el corrimiento al rojo y el enrojecimiento son diferentes, porque dudo seriamente que cualquier publicación se tome la molestia de decirlo. Sus efectos en el espectro de un objeto son tan diferentes que su insistencia en que son similares solo demuestra su falta de conocimiento del tema. Es como pedirle a alguien una citación de que un caballo y un coche fúnebre son cosas diferentes. Su enlace al breve documento de A. Kim sobre supernova habla sobre cómo determinar el módulo de distancia a una supernova a partir de su luminosidad. La luminosidad se calcula a partir del brillo en una banda óptica determinada que se ve afectada por la extinción. La determinación del corrimiento al rojo no se ve afectada por la extinción. Punto final. Modest Genius tiene razón arriba. Por lo que puedo decir, solo está buscando documentos que usan ambos términos (enrojecimiento y corrimiento al rojo) y luego afirma que implican un vínculo entre los conceptos, sin comprender realmente los documentos. No hay confusión entre enrojecimiento y corrimiento al rojo en la literatura, solo en su cabeza. Dos astrónomos profesionales, que utilizan el enrojecimiento y el corrimiento al rojo en su trabajo, les han dicho esto. Esta conversación no hace nada para mejorar la página en cuestión, y debería terminar ahora y archivarse pronto, por lo que no satura más esta página de discusión. Además, para todos los involucrados: es parejkoj. - Parejkoj (charla) 17:21, 30 de mayo de 2011 (UTC)

Esta es una sección de referencias. La mediana en la ecuación debe escribirse en pequeño, al igual que la especificación. Desafortunadamente, una onda por encima de una línea recta no está disponible, ya que después de la mediana en la ecuación:

'La extinción es una fuente de confusión y dificulta la identificación de QSO en el plano galáctico (c) el método χ2 es mejor que las RNA para estimar los desplazamientos al rojo fotométricos. Debido a las degeneraciones de color, el error absoluto mediano más grande (| Δz | Mediana '0.2) se predice en el rango 0.5 & lt zspec & lt 2. El método basado en los Componentes Principales Espectrales es prometedoramente bueno para recuperar el corrimiento al rojo, en particular para V & lt 19, z & lt 2.5 QSOs. ' http://gaia.esa.int/spectralib/spectralibqso/Claeskens-et-al.pdf Orphadeus (charla) 18:43, 30 de mayo de 2011 (UTC)

Sin embargo, inmediatamente nos dimos cuenta en este estudio de que la diversidad existente entre los espectros de QSO debe tenerse en cuenta para estimar de manera realista la fracción de QSO correctamente identificados y los errores en la determinación del desplazamiento al rojo. De hecho, el espectro observado de un QSO depende en gran medida de su corrimiento al rojo z, la pendiente de su continuo, las intensidades de las líneas individuales (flujos de pico a continuo, anchos de línea), la posible presencia de líneas de absorción amplias, absorción por nubes intergalácticas intermedias o extinción. por el polvo en la galaxia anfitriona del QSO o en la Vía Láctea '. - Página 3: http: //gaia.esa.int/spectralib/spectralibqso/Claeskens-et-al.pdf Orphadeus (charla) 19:10, 30 de mayo de 2011 (UTC)

Solo registraré que cambié el encabezado de esta sección (por ninguna otra razón que) para que sea consensual. Orphadeus (charla) 21:06, 30 de mayo de 2011 (UTC)

Esto se está extendiendo demasiado, así que lo estoy consolidando:

Si tiene tan poco tiempo que no puede responder adecuadamente a una serie de puntos de los usuarios o no puede leer las correcciones de sus constantes errores, debe irse y concentrarse en su vida en lugar de perder el tiempo de todos. Prácticamente todos los editores con los que ha interactuado han tenido que criticarlo por algún tipo de incompetencia y, en muchos casos, solo escupió en sus casos ignorando sus consejos. Razón de más por la que deberías irte. No eres de ayuda aquí.

En cuanto a sus afirmaciones de "política", Wikipedia va con revistas revisadas por pares y libros basados ​​en ellas. Este artículo en ningún momento cita a Cox o Hawking ni a nadie por el estilo. Estás planteando un argumento de hombre de paja, un sustituto de un punto real. Todos los autores de las fuentes de este artículo son personas no destacadas. Tus afirmaciones de "política" son una mierda ignorante. Habiendo ido a una universidad que trató de empujar a las comunidades científicas y artísticas al mismo departamento, la comunidad científica en realidad odia celebridades científicas, por lo que a nuestras fuentes no les importaría derribar a Hawking y Cox, si fueran en lo más mínimo relevantes para esta discusión.

Además, como estadounidense, sé que hay una diferencia entre "obtener fondos del gobierno" y ser realmente parte del gobierno. Aunque el Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley está financiado por el gobierno de los Estados Unidos, en realidad está dirigido por la Universidad de California. El documento de Wang no es más un documento del gobierno de los Estados Unidos que mi tarea del semestre pasado. El artículo de Wang parece más una tarea que cualquier artículo de revista revisado por pares.

Y tengo un mensaje general para ti:

Soy un estudiante de inglés. Mi título está en tonterías, así que sé cómo detectar cuando alguien más está hablando de algo que no conocen. Sé que no sabes de lo que estás hablando. Puede pensar que sí, pero no es así. Habiendo visto que no entendías para qué sirve un "archivo", tuve que cuestionar tu inteligencia. Habiendo visto su completa falta de habilidades de investigación y su incapacidad para formar una tesis coherente en Talk: Number of the Beast, solo puedo asumir que parte de su educación falta por alguna razón. Dado que un astrónomo (Parajkoj) dice repetidamente que no sabe nada sobre este tema, y ​​nadie lo llamó por decir eso, solo puedo asumir que no sabe nada sobre este tema. Después de haber mirado el artículo de LBNL, puedo decir que está obteniendo el contenido al revés y partes faltantes, y leyendo sus puntos de vista en lugar de lo que dice el artículo. No sabes nada de ningún tema del que has estado hablando. No ha demostrado que sepa ninguna forma de investigar. Solo estás haciendo un lío y debes irte. Solo has demostrado que eres incapaz de nada útil. Eres un excelente ejemplo del efecto Dunning-Kruger.

Si quiere demostrar que estoy equivocado, indique de manera coherente lo que está tratando de hacer con los artículos en los que ha estado tratando de trabajar. Es decir, forme un enunciado de tesis y traiga fuentes que apoyen directamente ese enunciado. Esto es algo que debe saber para graduarse de la escuela secundaria y ha demostrado una incapacidad total para manejarlo. Ian.thomson (charla) 17:06, 30 de mayo de 2011 (UTC)

Y nuevamente, se niega a abordar cualquier punto. Me rindo, eres un editor inútil y malo, ya sea porque eres deliberadamente ignorante y sin educación y no puedes darte cuenta de esto o porque eres un troll. Cualquiera sea el motivo, esta es la última vez que le responderé fuera de las advertencias y los informes. Ian.thomson (charla) 18:56, 30 de mayo de 2011 (UTC)

En la introducción, dice que la extinción se mide en mag / kpc. No está claro si la extinción es A (paso de banda), que se menciona a continuación y se identifica como "extinción total", y las unidades de A nunca se expresan sin ambigüedades. Sin embargo, las unidades en la ecuación para N_H / A (V) implican que A tiene unidades de mags. ¿A tiene unidades de mag, o mag / kpc? Asterai (charla) 21:34, 1 de julio de 2011 (UTC)

A tiene unidades de magnitudes. Eliminé la declaración engañosa al principio y mencioné las unidades cuando se presenta A (y N (H)). Genio modesto hablar 23:11, 1 de julio de 2011 (UTC)

Si pudiera hacer una sugerencia aquí: ponga uno o dos ejemplos con términos claramente definidos sobre cómo se calcula el enrojecimiento localmente. Elija una estrella, diga. 300 parsecs y guiar al lector a través de las matemáticas paso a paso. En realidad, ver un ejemplo de la ecuación en acción, con términos definidos en todos los sentidos, ayudaría mucho aquí. - Comentario anterior sin firmar agregado por 74.124.96.239 (charla) 00:25, 3 de abril de 2013 (UTC)

De acuerdo, eso sería útil. Continúe y agregue uno. Genio modesto charla 12:13, 22 de abril de 2013 (UTC)


1. Introducción

Los estudios del Universo de alto corrimiento al rojo se basan cada vez más en corrimientos al rojo fotométricos para identificar y mapear la distribución de galaxias distantes. Estos corrimientos al rojo fotométricos se estiman a partir de las formas espectrales generales según se trazan mediante catálogos de datos fotométricos, en lugar de ajustar una o más características espectroscópicas. Los estudios fotométricos de desplazamiento al rojo amplían drásticamente las posibilidades de los estudios cosmológicos y evolutivos de galaxias aumentando enormemente el número y la variedad de galaxias más allá de los estudios espectroscópicos de galaxias más costosos desde el punto de vista de la observación.

Debido a que el corrimiento al rojo de las galaxias es una propiedad tan fundamental, comprender los errores en las estimaciones fotométricas del corrimiento al rojo es crucial para interpretar los hallazgos empíricos. Por ejemplo, se ha demostrado que las incertidumbres del corrimiento al rojo afectan gravemente la evolución medida de la función de masa (por ejemplo, chen: 03 marchesini: 09 muzzin: 13). Los estudios fotométricos pueden permitir estudios de estructuras a gran escala y agrupaciones de galaxias que son inaccesibles para estudios espectroscópicos, pero el modelado de los resultados depende en gran medida de la comprensión de las incertidumbres del corrimiento al rojo (por ejemplo, chen: 03 quadri: 08 wake: 11 mccracken: 15 soltan: 15) . Para modelar completamente los efectos de los desplazamientos al rojo fotométricos, debemos cuantificar su precisión, que a su vez puede depender del desplazamiento al rojo y de las propiedades de las galaxias.

Tradicionalmente, la precisión del corrimiento al rojo fotométrico se prueba mediante una comparación directa entre los corrimientos al rojo medidos y cierto corrimientos al rojo para un subconjunto de un catálogo con espectroscopia de seguimiento (por ejemplo, skelton3dhst dahlen: 13). Alternativamente, varios grupos han identificado métodos novedosos para probar la precisión del corrimiento al rojo fotométrico utilizando las propiedades de agrupamiento de las galaxias (por ejemplo, newman: 08 benjamin: 10 quadri: 10). Por último, se han realizado una serie de estudios de precisión fotométrica del corrimiento al rojo basados ​​en catálogos de galaxias simuladas (por ejemplo, ascaso: 15). El primer método es el más directo, pero típicamente está sesgado hacia muestras muy específicas y las galaxias más brillantes para las que los desplazamientos al rojo espectroscópicos son factibles: principalmente en z & lt 1 y para galaxias formadoras de estrellas con líneas de emisión brillantes. La segunda clase de métodos tiene diferentes implementaciones posibles, pero en general requieren grandes conjuntos de datos, pueden carecer de sensibilidad a ciertos tipos de errores sistemáticos de corrimiento al rojo o fallas catastróficas, y los resultados pueden ser difíciles de interpretar. Aunque los catálogos simulados son una alternativa atractiva y no requieren datos adicionales, están fundamentalmente limitados por su capacidad para coincidir con la diversidad empírica de una población de galaxias en evolución.

Existen varios métodos de ajuste de corrimientos al rojo fotométricos y muchos paquetes de software y bibliotecas dentro de la comunidad. Con los mismos datos, cada método producirá resultados sutilmente diferentes (por ejemplo, hogg: 98 hildebrandt: 08 hildebrandt: 10 abdalla: 11). Recientemente, dahlen: 13 publicó un extenso estudio que evalúa la precisión de los desplazamientos al rojo producidos por varios códigos fotométricos, centrándose en la comparación directa de objetos con desplazamientos al rojo espectroscópicos en los campos CANDELS (Cosmic Assembly Near-Infrared Deep Extragalactic Legacy Survey), incluida una muestra con Telescopio espacial Hubble más profundo (HST) corrimientos al rojo espectroscópicos de grism para extender el análisis a un alto corrimiento al rojo. Aunque el estudio investigó algunas tendencias en la precisión del corrimiento al rojo fotométrico con las propiedades de las galaxias, está fundamentalmente limitado a la disponibilidad de corrimientos al rojo espectroscópicos.

El levantamiento 3D-HST (3dhst skelton3dhst, PI: P. van Dokkum) brinda una oportunidad única para probar directamente la precisión del corrimiento al rojo fotométrico en los campos CANDELS (candels candelsb) y 3D-HST. Los datos de este programa HST Legacy combinados con los de la encuesta AGHAST (A Grism H-Alpha SpecTroscopic) (PI: B. Weiner) incluyen espectroscopía grism de baja resolución en ∼ 70% de la huella de imágenes CANDELS / 3D-HST. Esta cobertura espectroscópica uniforme permite estimaciones espectroscópicas de grismo sin precedentes de los corrimientos al rojo verdaderos para miles de galaxias más allá de z & gt 1. Utilizando los desplazamientos al rojo del grismo, podemos cuantificar la precisión del desplazamiento al rojo de los catálogos fotométricos en estos campos para una muestra suficientemente grande e imparcial de galaxias con alto desplazamiento al rojo (z & lt 3). En este artículo, evaluamos la precisión del corrimiento al rojo fotométrico en los catálogos fotométricos seleccionados por HST / WFC3 (Wide Field Camera 3) producidos por la colaboración 3D-HST (skelton3dhst). Aunque centramos nuestra investigación en los desplazamientos al rojo fotométricos derivados del código EAZY (eazy), esperamos que las conclusiones sean similares para diferentes algoritmos dado que dahlen: 13 no encontró grandes diferencias entre las diferentes metodologías y códigos para un conjunto de datos similar. Además, aunque ese estudio recomendó la combinación de corrimientos al rojo fotométricos utilizando una multitud de técnicas de ajuste, el código EAZY fue ejecutado por tres grupos diferentes y produjo consistentemente fracciones de dispersión relativamente baja y valores atípicos entre el conjunto de pruebas de corrimiento al rojo. En este trabajo, nuestro objetivo es cuantificar las tendencias en la dispersión entre los corrimientos al rojo fotométricos y verdaderos en función de las propiedades de las galaxias, así como las tasas de ocurrencia de fallas catastróficas.

Dado el objetivo final de cuantificar el rendimiento del corrimiento al rojo fotométrico en los catálogos 3D-HST, este documento está organizado de la siguiente manera. La Sección 2 describe brevemente el conjunto de datos 3D-HST. La Sección 3 cuantifica la precisión de los corrimientos al rojo fotométricos de la muestra detectada completa y en función de las propiedades de la galaxia en comparación con los corrimientos al rojo espectroscópicos y de grism, además de un análisis de pares cercanos. La sección 4 analiza la relación entre la precisión del corrimiento al rojo fotométrico y los pases de banda fotométricos incluidos en el ajuste del corrimiento al rojo. La sección LABEL: sect: pdfs aborda el uso de la función de distribución de probabilidad fotométrica completa del corrimiento al rojo en contraposición a un corrimiento al rojo fotométrico de un solo valor. La sección LABEL: sect: sim_surveys amplía el análisis de la dependencia del filtro para simular el rendimiento del corrimiento al rojo fotométrico en los levantamientos DES, DES más VHS y LSST. Finalmente, resumimos los principales resultados del estudio en la Sección LABEL: sección: resumen.

A lo largo de este artículo asumimos una cosmología de concordancia (H 0 = 70 k m s - 1 M p c - 1, Ω M = 0.3 y Ω Λ = 0.7) y citamos todas las magnitudes en el sistema AB.


Colores y sistemas fotométricos

Pero observe lo que sucede cuando tomamos una fotografía del mismo cúmulo de estrellas con un tipo diferente de emulsión fotográfica.

¿Cuáles son los tres más brillantes ahora? Entonces, ¿cuál debería tener los valores de magnitud más pequeños?

Colores estelares

  • la mayoría son relativamente débiles
  • todos son pequeños puntos de luz
  • la mayoría de las estrellas brillan con suaves colores pastel, sin gritar neón

No obstante, si observa con atención, verá ligeras diferencias en los colores. En la constelación de Orión, por ejemplo,


Imagen cortesía de Denys Sakva

Betelgeuse, en la parte superior izquierda, es claramente más roja que la mayoría de las estrellas.

Puede mejorar los colores en una fotografía (o un ocular) desenfocando para que la luz se extienda sobre un área más grande.

La respuesta es temperatura.

La escala de temperatura Kelvin

Tomemos un momento para discutir la forma en que los astrónomos describen la temperatura. Aquí en la Tierra, en circunstancias normales, la gente usa escalas de temperatura que tienden a dar valores "convenientes" para la mayoría de los objetos: pequeños números positivos, como "12", "45" o "98".

Los astrónomos estudian objetos que cubren un rango de temperaturas mucho, mucho más amplio. Las nubes muy frías de gas y polvo pueden tener temperaturas inconvenientemente bajas en esta escala ordinaria: -420 Fahrenheit o -250 Celsius. Las estrellas ordinarias como el Sol tienen temperaturas de miles de grados, y las estrellas muy calientes pueden alcanzar muchas decenas de miles. Es confuso tratar con números positivos y negativos, por lo que los astrónomos optan por adoptar la Kelvin escala de temperatura: comienza en la temperatura más fría posible, luego se mueve hacia arriba en pasos que son del mismo tamaño que los grados Celsius.

Es fácil convertir de Celsius a Kelvin: solo agregue 273. Convertir de Fahrenheit a Kelvin es un poco más difícil, pero si usa Celsius como un paso intermedio, no es tan difícil.

Tenga en cuenta que los científicos a menudo omiten la palabra "grados" cuando describen una temperatura en Kelvin. El agua pura se congela a "0 grados Celsius", pero a "273 Kelvin". Alguien que quiera sonar anticuado podría incluso escribir "273 Kelvins".

La conexión entre color y temperatura.

Probablemente ya sepa que los objetos calientes brillan con un color que depende de su temperatura. La lava relativamente fría, solo 1000 Kelvin, aparece de un rojo apagado:

mientras que un soplete de oxiacetileno a 3200 Kelvin emite una luz de color blanco azulado:

Lo que sucede es que la temperatura de un objeto afecta la espectro de luz que emite. Un "espectro" es simplemente una descripción de la cantidad de luz dividida por longitud de onda. Podemos mostrar el espectro de un objeto como una imagen, así:


Derechos de autor de la imagen Maurice Gavin

También podemos mostrar espectros en formato gráfico, con longitud de onda a lo largo del eje horizontal e intensidad de luz a lo largo del eje vertical.


Derechos de autor de la imagen y el espectro Maurice Gavin

Resulta que hay un patrón claro en el espectro de luz emitida por un objeto.

  • Los objetos calientes emiten la mayor parte de su luz en longitudes de onda cortas.
  • Los objetos fríos emiten la mayor parte de su luz en longitudes de onda largas.

Sistemas fotométricos estándar

La definición formal de magnitudes describe solo las diferencias entre dos estrellas, no contiene una Punto cero. Claramente, en algún momento es necesario establecer un punto cero, de modo que las estrellas puedan describirse individualmente en lugar de solo en relación con otras. Pero, ¿cómo elegir ese punto cero?

Uno de los factores que complican la situación es que el brillo aparente de una estrella depende del equipo que se utilice para medirlo. "Seguro", podría decir, "cuando miro a través de un telescopio grande, una estrella aparecerá mucho más brillante que cuando miro a través de un telescopio pequeño". Suficientemente cierto. Pero el relativo el brillo de dos estrellas una al lado de la otra puede cambiar, dependiendo de cómo se vean:

La respuesta es que las temperaturas de las estrellas abarcan un amplio rango, desde menos de 2000 Kelvin hasta más de 50,000 Kelvin. La mayoría de las estrellas emiten radiación como un cuerpo negro clásico, con un espectro que depende principalmente de su temperatura:

Ahora, si uno tuviera que colocar un filtro azul en su telescopio, solo mediría la luz azul emitida por las estrellas. En ese caso, la estrella caliente parecería más brillante que la fría:

Por otro lado, si se colocara un filtro rojo en el telescopio, la estrella fría parecería más brillante que la caliente:

Entonces, la relación de brillo aparente - y, por lo tanto, la diferencia de magnitud - entre dos estrellas depende de la paso de banda a través del cual uno los observa. Un "paso de banda" es la sensibilidad general de un instrumento en función de la longitud de onda: incluye los efectos de los filtros, además de las características del detector y los espejos de los telescopios.

Los astrónomos se han decidido por una serie de sistemas fotométricos, cada uno basado en una banda de paso particular (es decir, una combinación particular de filtro, detector y telescopio). Siempre se debe recordar especificar el sistema al citar la magnitud de una estrella.

La mayoría de los astrónomos que trabajan en la óptica utilizan los sistemas fotométricos UBVRI. Estas son cinco bandas de paso diferentes que se extienden desde el extremo azul del espectro visible hasta más allá del extremo rojo. Fueron establecidos hace muchos años por varios astrónomos:

  • Johnson y Morgan, ApJ 117, 313 (1953) define el sistema UBV con estrellas visibles en el hemisferio norte
  • Cousins, MNRAS 166, 711 (1974) (y referencias allí) extiende el sistema UBV al cielo del sur
  • Cousins, MNASSA 33, 149 (1974) define las bandas de paso R e I. más rojas. Desafortunadamente, este artículo y otros de Cousins ​​que describen las bandas de paso R, I se publicaron en una revista algo oscura (Monthly Notices of the Astronomical Society of South Africa), que no está disponible en línea ni en muchas bibliotecas. Una buena referencia secundaria es Bessell, PASP 91, 589 (1979).

Los sistemas se definen por combinaciones particulares de filtros de vidrio y tubos fotomultiplicadores, ya que se crearon en los días anteriores a la existencia de los CCD. Dado que los fotomultiplicadores y los CCD tienen sensibilidades espectrales muy diferentes (los fotomultiplicadores son más eficientes en azul, los CCD en rojo), es difícil hacer que la banda de paso efectiva de un instrumento basado en CCD coincida con la de un instrumento basado en fotomultiplicador. En 1990, a Michael Bessell se le ocurrió una receta para hacer filtros con vasos de colores comunes que reproducirían bastante fielmente las bandas de paso UBVRI oficiales de Johnson-Cousins.

Las bandas de paso UBVRI se denominan banda ancha porque abarcan amplias franjas de longitudes de onda. La resolución espectral de las bandas de paso es pequeña:

Para algunas aplicaciones, los astrónomos usan filtros que transmiten un rango mucho más pequeño de longitudes de onda, un filtro común usado para medir la luz emitida por átomos de hidrógeno se centra en 6563 Angstroms y aproximadamente 20 Angstroms de ancho:

A Banda estrecha Un filtro como este requiere tiempos de exposición mucho más largos para generar la misma señal que un filtro de banda ancha. Dado que el tiempo del telescopio es tan valioso, los astrónomos tienden a utilizar sistemas de banda ancha. Esa es una de las razones de la popularidad del sistema UBVRI.

Al escribir la magnitud de una estrella, los astrónomos usan una abreviatura para denotar el sistema fotométrico de la medición:

También existe una convención para usar letras minúsculas para medidas sin procesar y letras mayúsculas para valores totalmente reducidos:

Punto cero

Entonces, una vez que uno se ha decidido por el equipo que usará, que establece el sistema fotométrico, uno todavía enfrenta la cuestión del punto cero de magnitud. La elección es arbitraria. Los astrónomos han optado por utilizar la estrella brillante Vega como punto de partida.

En los sistemas UBVRI, la estrella Vega se define como de magnitud cero. (*)

"Colores" estelares

Cuando la gente común usa la palabra "color" para describir una estrella, entonces quiere decir "¿cuál es el tinte que percibe el ojo?" Una estrella puede tener un color de "naranja pálido", otra de "blanco azulado".

Pero los astrónomos usan la palabra "color" de una manera muy diferente. Para ellos, "color" es una medida de la diferencia de magnitud de una estrella en dos bandas de paso. en relación con la diferencia de magnitud de Vega en las mismas bandas de paso. Permítanme ilustrar con uno o dos ejemplos.

Considere las estrellas Vega (una estrella caliente), Antares (una estrella muy fría) y Meissa (una estrella muy caliente en la constelación de Orión). Podemos medir sus magnitudes en las bandas de paso B y V.

Un astrónomo diría, "Antares tiene un índice de color de (B-V) = 1,87", o menos formalmente "Antares tiene un color de 1,87", o, incluso menos formalmente, "Antares es rojo". Cualquier índice de color menor a 0.5 (que indica una temperatura similar a la de Vega aproximadamente 10,000 K) significa que una estrella es "azul" cualquier índice de color mayor que aproximadamente 1.5 (indica una temperatura mucho menor que la de Vega) significa que una estrella es "roja".

Debido a que se han realizado tantas mediciones en los sistemas B y V a lo largo de los años, los astrónomos a menudo usan el índice de color (B-V) como "la" medida del color de una estrella. De hecho, también se puede hacer referencia al índice de color formado por (U-B), o (V-I), o cualquier otro par de bandas de paso. Pero (B-V) es el índice más utilizado. Por ejemplo, el diagrama de Hertzsprung Russell, que muestra la relación entre la luminosidad de una estrella y su temperatura, generalmente se traza con el índice de color (B-V) como indicador de temperatura:

Debido a que la mayoría de las estrellas comunes emiten radiación como un cuerpo negro, existe una relación simple entre su índice de color y su temperatura. Sekiguchi y Fukugita, AJ 120, 1072 (2000) muestran

Esto sugiere una forma muy rápida y fácil de determinar la temperatura de una estrella: simplemente tome imágenes a través de dos bandas de paso diferentes (B y V, por ejemplo) y luego aplique una fórmula empírica para convertir el índice de color en una temperatura. Con una cámara de campo amplio, se pueden medir cientos o incluso miles de colores estelares en un solo par de imágenes.


Este APOD para el 4 de diciembre de 2005 proviene de David Malin, Reino Unido Schmidt Telescope, DSS, AAO -. y así se pueden calcular las temperaturas de miles de estrellas después de unos minutos de trabajo en el observatorio. Esto es mucho, mucho más rápido que tomar el espectro de cada estrella individualmente (aunque, para ser justos, la temperatura determinada a partir de un espectro es más precisa que una del índice de color solo).


Ver el vídeo: Corrimiento al rojo (Febrero 2023).