Astronomie

Calcul de la surdensité des émetteurs Lyman-alpha

Calcul de la surdensité des émetteurs Lyman-alpha


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Supposons que j'ai des observations de $N$ galaxies dans une zone projetée $A$, dans une plage de décalage vers le rouge $Delta z = z_{max} - z_{min}$. Quelle est la bonne façon de calculer leur densité volumique numérique? Je suppose que le volume doit être dérivé en multipliant $A$ par la distance de luminosité différentielle $D_{L}$ calculé à $z_{max}$ et $z_{min}$, c'est à dire., $D_{L}(z_{max}) - D_{L}(z_{min})$, mais je ne suis pas sûr. Aussi, quelle est la manière la plus appropriée d'évaluer la "signification" de toute surdensité. Par exemple, en supposant que les galaxies observées sont Lyman-$alpha$ émetteurs, existe-t-il un calcul de la densité numérique "standard" de Lyman-$alpha$ émetteurs, pour comparer avec?


Fonction luminosité

Votre approche est en principe correcte, mais donnerait la densité numérique $n$ de Lyman $alpha$ émetteurs (LAE) dans un "volume de luminosité". Habituellement, le déménager le volume est utilisé, car vous pouvez alors comparer plus facilement les densités à différents redshifts $z$. Si $n$ change avec $z$, vous savez alors que ce n'est pas seulement à cause de l'expansion de l'Univers, mais à cause d'un processus astrophysique.

De plus, depuis $n$ est une forte fonction de la luminosité de la galaxie $L$, vous feriez ce calcul en bacs de luminosité. Vous obtenez alors le soi-disant fonction de luminosité (LF), $n(L,z)$. Les LF sont souvent équipés de la fonction de Schechter complètement phénoménologique, bien qu'il existe des preuves que l'extrémité brillante de la LF est moins raide que cette forme ne le suggère.

Forme du filtre

Notez cependant que, d'un point de vue observationnel, votre approche n'est qu'approximative : si votre plage de redshift $Delta z$ provient de la largeur de votre (vraisemblablement) filtre à bande étroite, alors cette méthode n'est exacte que dans le cas d'un filtre "carré" parfait, c'est-à-dire un filtre qui transmet 100% dans une certaine plage et 0% en dehors de cette plage. En réalité, les filtres sont décrits par une fonction de transmission non carrée (ce pourrait être une gaussienne, mais elle doit vraiment être mesurée, car ce n'est pas une simple forme fonctionnelle).

Par conséquent, les galaxies avec des décalages vers le rouge tombant dans les ailes de votre filtre doivent être plus lumineuses pour être détectées que les galaxies tombant au centre. En d'autres termes, votre FL sera moins Achevée plus les galaxies sont faibles et votre densité numérique déduite sera fonction de la luminosité.

Pour en tenir compte, vous devez en principe replier la forme exacte du filtre. En pratique, il n'est cependant pas rare de négliger cet effet, et d'utiliser juste une largeur "efficace" du filtre, typiquement la FWHM.

Surdensité

Pour calculer un surdensité vous oblige à assumer un LF "de référence". Il n'y a pas de LF standard, car cela dépendra des observations que vous préférez. Mais un bon choix pourrait être par ex. Wisotski et al. (2018) paramétre le LAE LF en fonction de l'exposition MUSE profonde du champ profond de Hubble (Ultra).


Voir la vidéo: What is LYMAN-ALPHA BLOB? What does LYMAN-ALPHA BLOB mean? LYMAN-ALPHA BLOB meaning (Janvier 2023).