Я изучаю LOSVD (распределение скоростей прямой видимости), и у меня возникают проблемы с пониманием используемых терминов.
Насколько я понимаю, LOSVD данной (эллиптической) галактики есть плотность распределения LOS-скоростей. Полную ЛОСВД найти сложно и проще найти 2 параметра раздачи: и путем подгонки (гауссовой) модели к спектру галактики.
У меня ограниченное понимание статистики, поэтому мне трудно интуитивно понять, что означают эти два параметра позже.
я думаю что это просто среднее значение скорости LOS для всей галактики, в то время как является эквивалентом стандартного отклонения.
Теперь позже в моем учебнике есть объяснение того, как получить LOSVD для каждой точки (/ пикселя) в (проекции на небесную сферу) галактики с помощью 3D-спектрографии.
Отсюда мы можем получить 3D-динамическую модель из нашей 2D-кинематической модели. В этом недавно найденном трехмерном распределении также есть 3 сигмы, по одной на каждое измерение.
Но здесь начинается часть, которую я не понимаю: в
книге рассматривается движение звезд в спиральной галактике, в частности, в Млечном Пути.
Мы пытаемся найти корреляцию между возрастом звезд ГП и их дисперсией, и поэтому есть набор данных о нескольких звездах в окрестностях Солнца с их дисперсией в каждом измерении.
Что означает дисперсия в этом контексте? Как один объект может иметь дисперсию, если это параметр распределения плотности?
Общий свет галактики — это сумма, возможно, миллиардов звезд, каждая из которых имеет свою скорость на луче зрения. Вы можете охарактеризовать это распределение средним значением и стандартным отклонением (дисперсией), и это будет отражено в профилях линий поглощения этой галактики.
Точно так же вы можете измерить это распределение как функцию положения в галактике, если вы можете пространственно разрешить различные регионы. Например, можно поместить щель спектрографа в галактику и получить дисперсию скоростей как функцию положения вдоль щели.
Когда вы говорите о ближайших звездах, вы можете измерять трехмерные скорости по отдельности, при условии, что вы можете измерить лучевую скорость, собственное движение и расстояние до каждой звезды. Затем вы можете найти среднее значение и стандартное отклонение для этой группы измерений в каждой координате скорости.