Сначала пара оговорок:
Учитывая это, возможно, мне следует точно сформулировать свой вопрос ( это tl;dr ):
Если я выберу линию обзора на небе случайным образом, звездная масса какой галактики разделит набор всех галактик на две популяции, чтобы у меня был равный шанс пересечения моей линии обзора с галактикой из каждой популяции?
Наконец, немного предыстории того, почему меня интересует этот вопрос. За чашкой кофе мы с коллегой поговорили о системах DLA.. Это происходит, когда квазар (яркий точечный источник) имеет галактику на переднем плане, так что измеряется спектр поглощения содержания газа в галактике. Галактику, производящую поглощение, обычно невозможно обнаружить, потому что она (1) по своей природе тусклая и (2) прямо над ней на изображении гудящий яркий квазар. Квазары более или менее беспорядочно разбросаны по небу, поэтому вопрос в том, что я, скорее всего, буду измерять в среднем спектр поглощения большой или маленькой галактики? Таким образом, еще более интересным ответом было бы использование поперечного сечения галактик с достаточно высокой плотностью газового столба для создания системы DLA вместо какой-либо другой меры размера. Если кому-то это удастся, вы можете ожидать от меня одобрения + одобрения + щедрого вознаграждения :)
Типичная галактика маленькая.
Аргументация (которая не является моей собственной мыслью) выглядит следующим образом:
Распределение светимостей галактик задается функцией светимости . Предполагая связь между светимостью и размерами ( Holmberg 1975 ), это можно перевести в распределение по размерам . Типичный размер поглотителя затем находится путем максимизации (в квадрате, так как площадь радиус ). С также является функцией красного смещения, у вас есть зависимость от красного смещения.
Мо и др. (2010) обсуждаются в гл. 16.5.4 о размерах поглотителей в Лимане лес (показывая, что типичные поглотители LAF намного больше, чем отдельные галактики). Онлайн-версию можно найти здесь .
Финбо и др. (1999) обсуждают это применительно к амортизирующим поглотителям Lyman α.
Обратите внимание, что модель довольно проста, и что есть некоторые оговорки. Например, соотношение Холмберга определяется локально, а не при большом красном смещении. Но есть признаки того, что это справедливо и при более высоком красном смещении (возможно, я могу найти ссылки на это, если хотите). Кроме того, слабый конечный наклон LF плохо определяется при больших z, что приводит к неопределенности. Ваш результат весьма чувствителен к (для , максимум расходится). Наконец, галактики не идеальные сферы, может не задаваться функцией Шехтера и т. д. и т. п.
В простейшем случае, предполагающем однородное распределение, вероятность обнаружения карликовой галактики (D) или гигантской галактики (G) будет прямо пропорциональна их относительной распространенности. Например, если D в 10 раз больше, чем G, то вероятности составляют 10/11 для D и 1/11 для G в любом случайном направлении. Если распределение неоднородно, то вам нужно найти сектора, которые «близки» к тому, чтобы быть однородными, найти относительное содержание Ds и Gs в секторе и рассчитать, как указано выше. Это будет применяться только в направлении выбранного сектора. Повторите вышеописанное для других секторов, представляющих интерес.
Пираминкс
Процветает
Процветает
Кайл Оман