Предположим, что у меня есть наблюдения за галактики в проецируемой области , в диапазоне красного смещения . Каков правильный способ вычисления их числовой объемной плотности? Я предполагаю, что объем должен быть получен умножением по дифференциальному расстоянию светимости вычислено в и , т.е. , но я не уверен. Кроме того, каков более подходящий способ оценки «значительности» любой сверхплотности. Например, если предположить, что наблюдаемые галактики относятся к типу Лайман- эмиттеров, существует ли какое-либо вычисление «стандартной» плотности числа Лайман- излучатели, с чем сравнивать?
Ваш подход в принципе правильный, но даст плотность числа Лимана излучатели (ЛАЭ) в «объеме светимости». Обычно используется сопутствующий объем, так как тогда вам будет легче сравнивать плотности при разных красных смещениях. . Если меняется с , тогда вы знаете, что это не просто из-за расширения Вселенной, а из-за какого-то астрофизического процесса.
Более того, поскольку является сильной функцией светимости галактики , вы бы сделали этот расчет в бинах светимости. Затем вы получаете так называемую функцию яркости (LF), . LF часто снабжаются полностью феноменологической функцией Шехтера , хотя есть свидетельства того, что светлый конец LF менее крутой, чем можно было бы предположить в этой форме.
Однако обратите внимание, что с точки зрения наблюдений ваш подход является лишь приблизительным: если ваш диапазон красного смещения исходит из ширины вашего (предположительно) узкополосного фильтра, то этот метод точен только в случае идеального "квадратного" фильтра, т.е. пропускающего 100% в каком-то диапазоне и 0% вне этого диапазона. На самом деле фильтры описываются некоторой неквадратичной передаточной функцией (может быть гауссовой, но на самом деле ее нужно измерять, так как это не простая функциональная форма).
Следовательно, галактики с красным смещением, попадающие в крылья вашего фильтра, должны быть ярче, чтобы их можно было обнаружить, чем галактики, попадающие в центр. Другими словами, ваш LF будет тем менее полным, чем слабее галактики, а предполагаемая числовая плотность будет зависеть от яркости.
Чтобы учесть это, вы должны, в принципе, сложить точную форму фильтра. Однако на практике этим эффектом нередко пренебрегают и просто используют «эффективную» ширину фильтра, обычно FWHM.
Чтобы вычислить избыточную плотность , вам необходимо принять «эталонный» LF. Не существует одного стандартного LF, так как это будет зависеть от того, чьи наблюдения вы предпочитаете. Но хорошим выбором может быть, например, Wisotski et al. (2018) параметризует LAE LF на основе глубокой экспозиции MUSE телескопа Хаббла (Ultra) Deep Field.
Марк поло
пела
Марк поло
пела
Марк поло
пела