Tähtitiede

Tyypin Ia supernoovien määrän arvioiminen käyttämällä suuruusluokan rajoitettua tutkimusta

Tyypin Ia supernoovien määrän arvioiminen käyttämällä suuruusluokan rajoitettua tutkimusta

Haluaisin arvioida tyypin Ia supernoovien osan suuruusluokan rajoitetussa tutkimuksessa (mukaan lukien vain ne supernoovat, jotka ovat kirkkaampia kuin tietyt kiinteät näennäiset suuruudet).

Minulla on tällä hetkellä seuraavat tiedot:

  1. Tyypin Ia supernovat ovat yleensä noin 2,5 magnitudia kirkkaampia kuin ytimessä romahtavat supernovat.

  2. Määrärajoitetut tutkimukset osoittivat, että 30% supernoovista kiinteällä etäisyydellä meistä on tyyppiä Ia.

Kuinka voin ratkaista tämän ongelman käyttämällä yllä olevia tietoja? Näennäisen suuruuden kaava $ m = -2,512 log_ {10} (d / 10 mathrm {pc}) + c $ näyttää ilmeiseltä lähtökohdalta, mutta ei näytä johtavan mihinkään. Tehty ratkaisu olisi erittäin hyödyllinen.


Ratkaisun perustekijät olisivat ottaa näennäinen suuruusrajasi ja selvittää, kuinka kaukana voit nähdä tyypin Ia supernovoja ja kuinka kaukana näet ytimen romahtavan supernovan.

Viimeksi mainitulla etäisyydellä 30% supernoovista olisi tyyppiä Ia. Tämän etäisyyden ulkopuolella kaikki havaitut supernovat olisivat tyypin Ia.

Sitten sinun on oletettava jotain supernovan esiasteiden tiheydestä ja ajateltava niiden absoluuttisen suuruuden leviämistä. Etkä maininnut mitään havainnoivia epävarmuustekijöitä.


Sormenjälki Sukella tutkimusaiheisiin & # 39; keskitason punasiirtymätyyppisten Ia supernova-tähtiä muodostavien isäntägalaksien & # 39 elementtikaasufaasirikkauksiin. Yhdessä ne muodostavat ainutlaatuisen sormenjäljen.

  • APA
  • Kirjoittaja
  • BIBTEX
  • Harvard
  • Vakio
  • RIS
  • Vancouver

Tutkimustuotos: Artikkelijulkaisu ›Artikkelit› vertaisarviointi

T1 - Punainensiirron tyypin Ia supernova-tähtiä muodostavien isännän galaksien alkuaineiset kaasufaasirikkaudet

N2 - Tyypin Ia supernovojen (SNe Ia) suurin kirkkaus riippuu isäntägalaksien alueiden happirikkaudesta, joissa ne räjähtävät. Tämä metallisuusriippuvuus vähentää dispersiota Hubble-kaaviossa (HD), kun se sisältyy SN Ia -valokäyräparametrien ja absoluuttisen suuruuden perinteiseen kahden parametrin kalibrointiin. Tässä työssä käytämme empiirisiä kalibrointeja arvioidaksemme huolellisesti SNe Ia: ta isännöivien galaksien happipitoisuuden SDSS-II / SN (Sloan Digital Sky Survey-II Supernova) -tutkimuksesta keskitason punasiirtymässä mittaamalla niiden emissiolinjan intensiteetit. Johdetaan myös elektroninen lämpötila suoralla menetelmällä pienelle osalle esineitä johdonmukaisuuden vuoksi. Havaitaan suuntaus vähentää happirikkautta lisääntyvän punasiirtymän kanssa massiivisimmissa galakseissa. Lisäksi tutkimme HD-jäännösten (HR) riippuvuutta galaksin happirikkaudesta saaden korrelaation muissa teoksissa havaitun kanssa. Erityisesti HR: n ja happirikkauden suhteellinen kaltevuus on -0,186 ± 0,123 mag dex-1 (1,52σ), sopusoinnussa teoreettisten odotusten kanssa. Tämä tarkoittaa pienempiä etäisyysmoduuleja SNe Ia: n korjausten jälkeen metallirikkaissa galakseissa. Aikaisempien paikallisten SNe Ia -tulosten perusteella ehdotamme, että tämä riippuvuus johtuu metallirikkaammissa ympäristöissä tuotetun SNe Ia: n pienemmästä kirkkaudesta.

AB - Tyypin Ia supernovojen (SNe Ia) suurin kirkkaus riippuu isäntägalaksien alueiden happirikkaudesta, joissa ne räjähtävät. Tämä metallisuusriippuvuus vähentää dispersiota Hubble-kaaviossa (HD), kun se sisältyy SN Ia -valokäyräparametrien ja absoluuttisen suuruuden perinteiseen kahden parametrin kalibrointiin. Tässä työssä käytämme empiirisiä kalibrointeja arvioidaksemme huolellisesti SNe Ia: ta isännöivien galaksien happipitoisuuden SDSS-II / SN (Sloan Digital Sky Survey-II Supernova) -tutkimuksesta keskitason punasiirtymässä mittaamalla niiden emissiolinjan intensiteetit. Johdetaan myös elektroninen lämpötila suoralla menetelmällä pienelle osalle esineitä johdonmukaisuuden vuoksi. Havaitaan suuntaus vähentää happirikkautta lisääntyvän punasiirtymän kanssa massiivisimmissa galakseissa. Lisäksi tutkimme HD-jäännösten (HR) riippuvuutta galaksin happirikkaudesta saaden korrelaation muissa teoksissa havaitun kanssa. Erityisesti HR: n ja happirikkauden suhteellinen kaltevuus on -0,186 ± 0,123 mag dex-1 (1,52σ), sopusoinnussa teoreettisten odotusten kanssa. Tämä tarkoittaa pienempiä etäisyysmoduuleja SNe Ia: n korjausten jälkeen metallirikkaissa galakseissa. Aikaisempien paikallisten SNe Ia -tulosten perusteella ehdotamme, että tämä riippuvuus johtuu metallirikkaammissa ympäristöissä tuotetun SNe Ia: n pienemmästä kirkkaudesta.


Nimike: BAYESIAN SUPERNOVA-KOSMOLOGIAN SAASTUVAN Etäisyyden jakauman kuvaaminen

Tuhansien tyypin Ia Supernovae -tutkimusten pimeän energian tilan yhtälön mittauksia rajoitetaan spektroskooppisella seurannalla, ja siksi niiden on perustuttava fotometriseen tunnistukseen, mikä lisää mahdollisuutta, että näyte saastuu ytimen romahtamisen supernovien (CC SNe) avulla. Bayesin SN-kosmologian menetelmät voivat poistaa kontaminaatio-ennakkoluulot säilyttäen samalla korkean tilastollisen tarkkuuden, mutta ovat herkkiä kontaminoivan etäisyysjakauman parametroinnin valinnalle. Simulaatioiden avulla tutkitaan kontaminoivan jakauman muoto ja sen riippuvuus CC SNe: n absoluuttisista suuruuksista, valokäyrän muodoista, väreistä, sukupuutosta ja punasiirtymistä. Olemme havainneet, että CC-kirkkaustoiminto (LF) hallitsee etäisyyden jakautumistoimintoa, mutta sen muoto vääristyy yhä enemmän, kun puna-siirto kasvaa ja enemmän CC SNe: tä laskee tutkimuksen suuruusrajan alle. CC-valokäyrien muodot ja värit muuttavat yleensä etäisyysjakaumaa, ja niiden vaikutus CC-etäisyyksiin korreloi. Verrataan simuloituja etäisyyksiä SDSS-II SN -tutkimuksen ensimmäisen vuoden tuloksiin ja havaitaan, että SDSS-etäisyysjakaumat voidaan toistaa simuloiduilla CC SNe: llä, jotka ovat 1 mag halvempi kuin tavallinen Richardson et ai. LF: t, jotka eivät tuota & raquo hyvältä. Bayesin parametriarviointimenetelmän koko tehon hyödyntämiseksi kontaminoituvan jakauman parametroinnin tulisi ohjata CC LF: iden nykyistä tietämystä yhdistettynä tutkimuksen valinnan ja suuruusrajan vaikutuksiin, ja parametrien aiheuttamat järjestelmälliset muutokset tulisi sallia. etäisyydestä. & laquo vähemmän


NGC 2441

0,3 mag pienempi kuin spiraaligalaksissa tekstissä käsitellyistä mahdollisista syistä. Sen jälkeen absoluuttisten suuruuksien laskuasteiden korjaukset ovat pienempiä kuin jotkut kirjoittajat tekstissä selitetyistä syistä. Nelispektroskooppisesti erikoinen 1991T-tyyppinen SNe on merkittävästi ylivalaiseva verrattuna haaran normaaliin SNe Ia: han. Seitsemän 1999999aa: n kaltaisen SNe: n ylivaloisuus on vähemmän selvää. Näytteessä olevat seitsemän 1991bg-tyyppiä muodostavat erillisen SNe Ia -luokan, keskimäärin B2: ssä magneettisemman kuin normaalin Ia: n. Uudet Hubble-kaaviot kohdissa B, V ja I on johdettu

30000 km s-1 käyttäen täysin korjattuja suuruuksia ja nopeuksia, korjattu suoratoistoliikkeille. Yhdeksän ratkaisua näiden kaavioiden syvyysasteisiin osoittaa äärimmäistä stabiilisuutta 0,02 mag: n tasolla käyttämällä eri alinäytteitä näytteen sekä alhaisen että korkean ekstinktion osalta näytteessä, mikä osoittaa isännän galaksin absorptiokorjausten pätevyyden. Käytämme samoja ohjeita SN-suuruuksien täydellisessä korjaamisessa SNe Ia: n kirkkauden uudelleenkalibroinnissa Hubble-vakion Cepheid-SN-kokeilun tulevassa lopullisessa tarkastelussa.

2,5 arcmin. Tähän mennessä on tutkittu noin 1115 astetta2 taivasta. Keskimääräinen efektiivinen melu kyselyn alkuvaiheessa oli noin 16 mJy säde-1. Lovell-teleskoopin päivityksen ensimmäisen vaiheen jälkeen (vuonna 2001) lämpöääni on nyt noin 13 mJy-säde-1. Kuvailemme menetelmiä galaksien havaitsemiseksi HIJASS-tiedoissa ja niiden HI-parametrien mittaamisesta. Saadun HI-valitun galaksinäytteen ominaisuudet on kuvattu. Tähän mennessä vahvistetuista 222 lähteestä 170 (77 prosenttiyksikköä) liittyy selvästi aiemmin luetteloituun galaksiin. Lisäksi 23 lähdettä (10 prosenttia) on lähellä (6 kaariminutin sisällä) aikaisemmin luetteloitua galaksia, jolle ei ole aikaisempaa punasiirtymää. 29 lähdettä (13 prosenttia) ei näytä liittyvän aikaisemmin luetteloituun galaksiin. Huippuvuon, integroidun virtauksen, HI-massan ja cz: n jakautumista käsitellään. Osoitamme HIJASS-tietoja käyttäen, ettäHI itsensä imeytyminen on merkittävä, mutta usein huomiotta jätetty vaikutusvaikutteinen insalaksia, jolla on suuret kallistuskulmat näköyhteyteen nähden. Oikein kirjanpito sen avulla voi lisätä paikallisuniversumin johdettua HI-massatiheyttä vähintään 25 prosenttia. Vaikutus, jolla tällä on HI-massatoiminnon muoto, riippuu siitä, kuinka itsensä imeytyminen vaikuttaa erilaisten morfologisten tyyppien ja HI-massojen galakseihin. Näytämme myös, että galaksit, joilla on pienet taipumukset näköyhteyteen, voidaan myös sulkea pois HI-valittujen näytteiden joukosta, koska monilla sellaisilla galakseilla on havaittu nopeuden leveydet, jotka ovat liian kapeita, jotta ne eivät erotu kapeakaistaisista radiotaajuisista häiriöistä. Tämä vaikutus tulee asteittain vakavammaksi galakseille, joiden sisäisen nopeuden leveys on pienempi. Jos, kuten voimme odottaa, galakseilla, joilla on pienempi sisäisen nopeuden leveys, on pienemmät HI-massat, tämän vaikutuksen kompensoiminen voisi merkittävästi jyrjentää ohitetun HI-massatoiminnon heikkoa loppukaltevuutta.

1, jossa kosmologisten vaikutusten allekirjoituksella on joidenkin uskottavien systemaattisten vaikutusten vastakohta. Näin ollen nämä mittaukset antavat paitsi toisen kvantitatiivisen vahvistuksen pimeän energian merkitykselle, myös muodostavat tehokkaan laadullisen testin kosmisen kiihtyvyyden kosmologiselle alkuperälle. SN Ia: n nopeus on (1,4 +/- 0,5) × 10-4h3Mpc-3yr-1 keskimääräisen punasiirtymän ollessa 0,5. Esitämme etäisyydet ja isännän ekstinktiot 230 SN Ia: lle. Nämä asettavat kosmologisille määrille seuraavat rajoitukset: jos pimeän energian tilaparametrin yhtälö on w = -1, niin H0t0 = 0,96 +/- 0,04 jaΩΛ-1,4ΩM = 0,35 +/- 0,14. Mukaan lukien tasaisen maailmankaikkeuden rajoitus, löydämmeΩM = 0,28 +/- 0,05, riippumatta suurista mittakaavoista. Hyväksymällä priori, joka perustuu kahden asteen kentän (2dF) Redshift Survey -rajoitukseen ΩM: lle ja olettaen aflaattisen maailmankaikkeuden, havaitsemme, että pimeyden tilaparametrin yhtälö on alueella -1,48 -1, saadaan w

25%) esiintyy V-kaistalla päivän 50 jälkeen. Thissug ehdottaa, että V-aalto skaalautuu bolometrisen kirkkauden kanssa ja että talletettu energia kierrätetään välittömästi optiseksi emissioksi tämän aikakauden aikana. Näemme merkittävän SNe I: n värien evoluution päivien 50 ja 170 välillä. Ehdotamme, että tämä voi johtua siirtymisestä spektreistä, joita hallitsevat radioaktiivisen ytimen 56Co emissiolinjat, vakaan tytärydin 56Fe: n spektreihin.

60%) havaitaan olevan galaksiparien jäseniä (

15% esineistä) tai ryhmät, joissa on vähintään kolme jäsentä (

500 ryhmää yhteensä

45% esineistä). Noin 40% galakseista jää ryhmittymättömiksi (kenttägalaksit) .Kuvaamme NOG-galaksijakauman pääpiirteet. Aikaisempiin optisiin ja IRAS-galaksinäytteisiin verrattuna NOG tarjoaa tiheämmän näytteen galaksijakaumasta läheisessä universumissa. Ottaen huomioon suuren taivaan kattavuuden, ryhmien tunnistamisen ja suuren tiheyden näytteenoton NOG soveltuu läheisen maailmankaikkeuden galaksitiheyskentän analysointiin, erityisesti pienissä mittakaavoissa.

1-2. Merkittävien säteittäisten gradienttien puuttuminen SNe: n piikkien (B-V) 0 ja (V-I) 0 väreistä tukee Phillipsin et ai. Löydämme noradiaaligradientin jäännöksistä SN Ia: n kirkkaus-leveyssuhteesta, mikä viittaa siihen, että esi-populaatioiden ominaisuudet eivät vaikuta suhteeseen ja tukevat SNe Ia: n käyttöön etäisyysindikaattoreina perustuvia kosmologisten tulosten luotettavuutta.


Tähtitiede

Vuodesta 1999 lähtien tilasto-osaston jäsenet ovat tehneet tiivistä yhteistyötä tiedekunnan ja opiskelijoiden kanssa sekä CMU: n McWilliamsin kosmologiakeskuksessa että Pittin fysiikan ja tähtitieteen laitoksessa edistääkseen ymmärrystämme maailmankaikkeudesta soveltamalla huipputason tilastoja ja koneita oppimistekniikat. Tilastollisella puolella ensisijainen kiinnostus on kehittää menetelmiä korkean ulottuvuuden tietojen analysoimiseksi, valintahäiriöiden lieventämiseksi ja ei-parametrisiksi, topologisiksi ja todennäköisyydettömiksi analyyseiksi. Näitä menetelmiä on sovellettu laajamittaisen rakenteen, intergalaktisen väliaineen, heikon linssityön, galaksimorfologian ja kääpiögalaksien jne. Analysointiin sekä fotometristen punasiirtymien arviointiin.


Peter Freeman
Apulaisopettaja, perustutkintojen apujohtaja
Christopher Genovese
Professori
Ann Lee
Ph.D. Ohjelmaprofessori
Larry Wasserman
UPMC: n yliopiston professori

Spektrisarjan lähestymistapa suurdimensionaaliseen ei-parametriseen regressioon

Avainkysymys nykyaikaisessa tilastossa on, kuinka tehdä nopeita ja luotettavia päätelmiä monimutkaiselle, korkeaulotteiselle tiedolle. Vaikka harvoista tekniikoista on ollut paljon kiinnostusta, nykyiset menetelmät eivät yleisty hyvin epälineaarisen rakenteen sisältäviin tietoihin. Tässä työssä esitämme ortogonaalisen sarjan estimaattorin ennustajille, jotka ovat monimutkaisia ​​aggregaattikohteita, kuten luonnollisia kuvia, galaksispektrejä, liikeratoja ja elokuvia. Sarjamallimme yhdistää ideoita monenlaisesta oppimisesta, ytimen koneoppimisesta ja Fourier-menetelmistä. Laajennamme tietojen tuntematonta regressiota ydinpohjaisen operaattorin ominaisfunktioiden suhteen ja hyödynnämme perustan ortogonaalisuutta taustalla olevan datan jakelun P suhteen nopeuttaaksemme laskelmia ja parametrien viritystä. Jos ydin on valittu oikein, ominaisfunktiot mukautuvat datan luontaiseen geometriaan ja ulottuvuuteen. Tarjoamme teoreettiset takuut vaihtelevalla kaistanleveydellä olevalle radiaaliselle ytimelle ja yhdistämme regressiofunktion sileyden P: n suhteen ominaisvaikutuksen harvuuteen. Lopuksi käyttämällä simuloitua ja reaalimaailman dataa verrataan systemaattisesti spektrisarjan lähestymistavan suorituskykyä klassiseen ytimen tasoitukseen, k-lähimpien naapureiden regressioon, ytimen harjanteen regressioon ja uusimpiin moni- ja paikallisiin regressiomenetelmiin.

Tilastollinen menetelmä kirkkausfunktioiden arvioimiseksi käyttämällä katkaistuja tietoja

Tähtitieteellisten tutkimusten havainnointirajoitukset johtavat merkittäviin tilastollisiin päättelyhaasteisiin. Yksi tällainen haaste on kirkkausfunktioiden arviointi, kun punasuunta (z) ja absoluuttinen suuruus (M) mitataan epäsäännöllisesti katkaistusta esineenäytteestä. Tämä on kaksimuuttujan tiheyden arviointiongelma, jonka kehitämme tässä tilastollisesti tiukan menetelmän, joka (1) ei ota tiukkaa parametrimuotoa kaksimuuttujan tiheydelle (2) ei ota itsenäisyyttä punasiirtymän ja absoluuttisen suuruuden välillä (ja mahdollistaa siten kirkkaustoiminnon evoluution) punaisella siirtymällä) (3) ei vaadi tietojen jakamista mielivaltaisiksi roskakoreiksi ja (4) sisältää luonnollisesti vaihtelevan valintatoiminnon. Saavutamme tämän hajottamalla kaksimuuttujatiheyden φ (z, M) vialogφ (z, M) = f (z) + g (M) + h (z, M, θ), missä f ja g arvioidaan ei-parametrisesti ja h vie oletettu parametrinen muoto. On yksinkertainen tapa arvioida integroitu keskimääräinen neliövirhe estimaattorin tasoitusparametrit valitaan tämän määrän minimoimiseksi. Tulokset esitetään kvasaarinäytteen analyysistä.

Yhtenäinen kehys fotometristen punasiirtymän tiheysestimaattien rakentamiseksi, virittämiseksi ja arvioimiseksi valintapoikkeama-asetuksessa

Fotometrinen punasiirtymän estimointi on välttämätön tarkkuus kosmologian työkalu. Yksi ongelma, joka vaivaa tämän työkalun käyttöä laajamittaisten taivastutkimusten aikakaudella, on se, että kirkkailla galakseilla, jotka on valittu spektroskooppiseen havainnointiin, ei ole ominaisuuksia, jotka vastaavat (paljon lukuisampien) himmentimien galaksien ominaisuuksia, joten huonosti suunnitellut empiiriset menetelmät, jotka tuottavat tarkkoja ja tarkkoja punasiirtymäennusteita ensimmäisille, eivät yleensä tuota hyviä arvioita jälkimmäisille. Tässä artikkelissa tarjoamme periaatekehyksen ehdollisten tiheysestimaattien (ts. Fotometristen punasuuntaisten PDF-tiedostojen) tuottamiseksi, jossa otetaan huomioon valintapoikkeama ja tämän poikkeaman aiheuttama kovariaattinen muutos. Lähtökohtamme on oletus, että todennäköisyys, että tähtitieteilijät merkitsevät galaksin (ts. Määrittävät sen spektroskooppisen punasiirtymän), riippuu vain sen mitatuista (fotometrisistä ja ehkä muista) ominaisuuksista x eikä todellisesta punasiirtymästä. Tällä oletuksella voimme nimenomaisesti kirjoittaa riskifunktiot, joiden avulla voimme sekä virittää että vertailla menetelmiä tärkeyspainojen (eli leimaamattomien ja leimattujen galaksien tiheyksien suhde x: n eri arvoille) ja ehdollisten tiheyksien arvioimiseksi. Tarjoamme myös menetelmän useiden ehdollisten tiheysestimaattien yhdistämiseksi samalle galaksille yhdeksi estimaatiksi, jolla on paremmat ominaisuudet. Sovellamme riskitoimintojamme noin miljoonan galaksin analysointiin, enimmäkseen SDSS: n havaitsemaan, ja osoitamme useiden diagnostisten testien avulla, että menetelmällämme saavutetaan hyvät ehdollisen tiheyden estimaatit leimaamattomille galakseille.

Galaxy-morfologioiden jakaumien vertailu

Tähtitieteen päätavoitteena on kuvata ja ymmärtää, miten galaksit kehittyvät
Maailmankaikkeus ikääntyy. Evoluutiota ajavien prosessien ymmärtämiseksi on tutkittava
yhteydet galaksien eri ominaisuuksien, kuten massan, tähtien muodostumisnopeuden (SFR),
ja morfologia kvantitatiivisella tavalla. Viimeinen näistä ominaisuuksista, morfologia,
viittaa taivaan tasoon projisoidun galaksin kaksiulotteiseen ulkonäköön

Muunnetaan korkea-ulotteinen regressio korkea-ulotteiseksi ehdollisen tiheyden estimaatiksi

Ei-parametrien ehdollisen tiheyden estimaattoreille (CDE) on kasvava kysyntä esimerkiksi tähtitieteen ja taloustieteen aloilla. Esimerkiksi tähtitieteessä voidaan dramaattisesti parantaa arvioita parametreista, jotka sanelevat maailmankaikkeuden evoluutiota, työskentelemällä täydellisillä ehdollisilla tiheyksillä regressio (eli ehdollisen keskiarvon) estimaattien sijaan. Tavallisempi regressio ei ole missään ennusteongelmassa, jossa vasteen jakauma on monimutkaisempi multimodaalisuuden, epäsymmetrian tai heteroskedastisen kohinan kanssa. Siitä huolimatta suuri osa korkea-ulotteisista päätelmistä koskee vain regressiota ja luokitusta, kun taas tiheyden arviointia koskeva tutkimus on jäänyt jälkeen. Tässä ehdotamme FlexCodea, täysin ei-parametrista lähestymistapaa ehdollisen tiheyden estimointiin, joka muotoilee CDE: n uudelleen parametrittomana ortogonaalisena sarjaongelmana, jossa laajenemiskertoimet arvioidaan regressiolla. Käyttämällä tällaista lähestymistapaa voidaan tehokkaasti arvioida ehdolliset tiheydet eikä vain odotuksia suurissa ulottuvuuksissa hyödyntämällä menestystä korkean ulottuvuuden regressiossa. Regressiomenettelyn valinnasta riippuen menetelmämme voi sopeutua erilaisiin haastaviin korkean ulottuvuuden asetuksiin, joissa datassa on erilaisia ​​rakenteita (esim. Suuri määrä merkityksettömiä komponentteja ja epälineaarinen jakokanava) sekä erilaisiin tietotyyppeihin (esim. toiminnalliset tiedot, sekatietotyypit ja otosjoukot). Tutkimme ehdotetun menetelmän teoreettista ja empiiristä suorituskykyä ja verrataan lähestymistapamme perinteisiin ehdollisen tiheyden estimaattoreihin sekä simuloiduilla että reaalimaailman tiedoilla, kuten fotometrisen galaksidatan, Twitter-datan ja näkökentän nopeuksilla galaksiryhmä.

Kosminen verkon rekonstruointi tiheysharjanteiden avulla: luettelo

Rakennamme luettelon filamenteille käyttämällä uutta lähestymistapaa, jota kutsutaan SCMS: ksi (alitilan rajoitettu keskimääräinen siirtymä). SCMS on gradienttipohjainen menetelmä, joka havaitsee filamentit tiheysharjan (sileät käyrät, jotka seuraavat suurtiheysalueita) kautta. SCMS: n suuri etu on sen epävarmuusmitta, joka mahdollistaa havaittujen filamenttien virheiden arvioinnin. Filamenttien havaitsemiseksi käytämme tietoja Sloan Digital Sky Survey -tietokannasta, joka koostuu kolmesta galaksinäytteestä: NYU-galaksinäytteestä (MGS), LOWZ-näytteestä ja CMASS-näytteestä. Kukin näistä kolmesta datajoukosta kattaa erilaiset punasiirtoalueet siten, että yhdistetty näyte mahdollistaa filamenttien havaitsemisen z = 0,7 asti. Filamenttiluettelomme koostuu sarjasta kaksiulotteisia filamenttikarttoja eri punasiirtymissä, jotka tarjoavat useita hyödyllisiä tilastoja evoluution kosmisesta verkosta. Karttojen muodostamiseksi valitsemme spektroskooppisesti vahvistetut galaksit 0,050 & lt z 0,700: n sisällä ja jaetaan ne 130 säiliöön. Kummallekin astialle jätetään huomiotta punasiirtymä, käsitellään galaksin havaintoja 2-D-datana ja havaitaan filamentteja SCMS: n avulla. Filamenttiluettelo koostuu 130 yksittäisestä 2-D-filamenttikartasta, ja jokainen kartta sisältää havaittujen filamenttien pisteet, jotka kuvaavat hehkulangarakenteita tietyllä punasiirtymällä. Sovellamme myös filamenttiluettelojamme tutkiakseen galaksin kirkkautta ja sen suhdetta filamentin etäisyyteen. Käyttämällä tilavuudeltaan rajoitettua näytettä löydämme vahvan näytön (6.1σ-12.3σ) siitä, että säikeiden lähellä olevat galaksit ovat yleensä kirkkaampia kuin ne, jotka ovat merkittävällä etäisyydellä säikeistä.

Kosminen verkon rekonstruointi tiheysharjanteiden avulla: menetelmä ja algoritmi

Hehkulankarakenteiden havaitseminen ja karakterisointi kosmisessa verkossa antaa kosmologien rajoittaa parametreja, jotka sanelevat maailmankaikkeuden evoluutiota. Vaikka monia filamenttiestimaattoreita on ehdotettu, niiltä puuttuu yleensä epävarmuusarvioita, mikä vähentää niiden pääteltävää voimaa. Tässä artikkelissa osoitamme, kuinka alitilan rajoitetun keskimääräisen siirtymän (SCMS) algoritmia (Ozertem & amp Erdogmus 2011 Genovese et ai. 2014) voidaan soveltaa säikeisen rakenteen paljastamiseen galaksidatassa. SCMS-algoritmi on gradienttinen nousumenetelmä, joka mallintaa filamentteja tiheyden harjanteina, yksiulotteisina sileinä käyrinä, jotka seuraavat suurtiheysalueita pistepilven sisällä. Osoitamme myös, kuinka SCMS-algoritmin lisääminen bootstrap-pohjaisiin epävarmuuden estimointimenetelmiin antaa mahdollisuuden sijoittaa epävarmuuskaistat oletettujen filamenttien ympärille. Sovellamme SCMS: ää ensin Voronoi-mallista luotuun tietojoukkoon. Tiheysharjanteet osoittavat vahvaa sopimusta Voronoi-menetelmän filamenttien kanssa. Sitten sovellamme SCMS-menetelmän tietojoukkoja, jotka on otettu P3M: n N-rungon simulaatiosta, galaksien lukumäärän tiheyksillä, jotka ovat yhdenmukaisia ​​SDSS: n ja WFIRST-AFTA: n kanssa, ja LOWZ- ja CMASS-tietoihin Baryonin oskillointispektroskooppisesta tutkimuksesta (BOSS). SCMS: n tehokkuuden arvioimiseksi verrataan BOSS-filamenttien suhteellisia sijainteja galaksiryhmiin redMaPPer-luettelossa ja havaitaan, että redMaPPer-klusterit ovat merkittävästi lähempänä (p-arvot & lt10-9) SCMS-detektoituihin filamentteihin kuin satunnaisesti valittuihin galaksit.

Tutkimalla kartanvalmistusalgoritmin vaikutusta havaittuun tehoasymmetriaan WMAP-tiedoissa

Analysoimme WMAP: n ensimmäisen vuoden tiedot määrittelemään epäsymmetrian merkitys summittaisessa tehossa mielivaltaisesti määriteltyjen vastakkaisten pallonpuoliskojen välillä. Suoritamme tämän analyysin kartoilla, jotka luomme itsellemme aikatilaustiedoista käyttäen WMAP-tiimistä riippumatta kehitettyä ohjelmistoa. Havaitsemme, että moninapa-alueella l = [2, 64] epäsymmetrian merkitys on

10-4, arvo, joka ei ole herkkä sekä taajuudelle että tehospektrille. Määritämme pienimmät moninapa-alueet, joilla on merkittävä epäsymmetria, ja löydämme 12, mukaan lukien l = [2, 3] ja [6, 7], joiden merkitys - & gt0. 12 alueen tutkiminen osoittaa sekä epätodennäköistä yhteyttä maksimaalisen merkitsevyyden suunnan että ekliptisen tason välillä (merkitsevyys

0,01) ja että vähiten merkitykselliset ääriviivat seuraavat suuria ympyröitä, jotka ovat kallistuneet suhteessa ekliptikkaan suurimmissa mittakaavoissa. L = [2, 3]: n suuri ympyrä kulkee aiemmin ilmoitettujen edullisten akselien yli ja on tajuton, kun taas l = [6, 7]: n suuri ympyrä on linjassa ekliptisten napojen kanssa. Tutkimme, kuinka kartanvalmistusparametrien muuttaminen, esimerkiksi etualan peittäminen, vaikuttaa epäsymmetriaan. Vain yksi muutos vähentää huomattavasti epäsymmetriaa: epäsymmetria suurissa mittakaavoissa (l & lt = 7) muuttuu merkityksettömäksi, jos WMAP-dipolivektorin (368,11 km s -1) suuruutta lisätään

2-6 km s -1). Vaikka tämän tuloksen vahvistaminen edellyttää ajallisesti järjestetyn datan uudelleenkalibrointia, tällainen systemaattinen muutos olisi yhdenmukainen taajuudesta riippumattoman epäsymmetrian havaintojen kanssa. Päätelmämme on, että väärän dipolivektorin käyttö yhdistettynä ekliptikkaan liittyvään systemaattiseen tai etualalla olevaan prosessiin voi auttaa selittämään havaittua voiman epäsymmetriaa.

Suuren ulottuvuuden tiheyssuhteen arviointi laajennuksilla likimääräiseen todennäköisyyden laskentaan

Kahden todennäköisyystiheysfunktion välinen suhde on tärkeä osa erilaisia ​​tehtäviä, mukaan lukien valinnan esijännityksen korjaus, uutuuden havaitseminen ja luokittelu. Viime aikoina on ehdotettu useita arvioita tästä suhteesta. Suurin osa näistä menetelmistä epäonnistuu, jos näytetila on korkeaulotteinen ja vaativat siten ulottuvuuden vähentämisvaihetta, jonka tulos voi olla merkittävä tiedon menetys. Tässä ehdotamme yksinkertaisesti toteutettavaa, täysin ei-parametrista tiheyssuhteen estimaattoria, joka laajentaa suhdetta ydinpohjaisen operaattorin ominaisfunktioiden suhteen. Nämä funktiot heijastavat datan taustalla olevaa geometriaa (esim. Alakerran rakenne), mikä johtaa usein parempaan arvioita ilman nimenomaista ulottuvuuden vähentämisvaihetta. Näytämme, kuinka yleistä kehystä voidaan laajentaa käsittelemään toinen tärkeä ongelma, todennäköisyysfunktion arviointi tilanteissa, joissa tätä funktiota ei voida arvioida hyvin analyyttisellä lomakkeella. Tilanne on usein edessään, kun tehdään tilastollista päätelmää tieteiden tiedoista tietojen ja niiden tuottaneiden prosessien monimutkaisuuden vuoksi. Korostamme sovelluksia, joissa olemassa olevien todennäköisyydettömien päätelmämenetelmien käyttö olisi haastavaa näytetilan suuren ulottuvuuden vuoksi, mutta joissa spektrisarjamenetelmämme tuottaa kohtuullisen estimaatin todennäköisyysfunktiolle. Annamme teoreettisia takeita ja havainnollistamme ehdotetun menetelmän tehokkuutta numeerisilla kokeilla.

Tilan pimeän energian yhtälön päätelmä tyypin IA supernova-tietojen avulla

Kiihtyvän maailmankaikkeuden yllättävä löytö sai kosmologit toteamaan "pimeän energian" olemassaolon - salaperäisen energiakentän, joka läpäisee maailmankaikkeuden. Pimeän energian ymmärtämisestä on tullut modernin kosmologian keskeinen ongelma. Kun tieteellinen tausta on kuvattu perusteellisesti, muotoilemme tehtävän epälineaariseksi käänteisongelmaksi, joka ilmaisee yhdistävän etäisyysfunktion pimeän energian tilayhtälöllä. Esitämme kaksi luokkaa menetelmiä terävien tilastollisten johtopäätösten tekemiseen tilan yhtälöstä tyypin Ia Supernovae (SNe) havainnoista. Ensin johdetaan tekniikka tilan yhtälöä koskevien hypoteesien testaamiseksi, joka ei vaadi oletuksia sen muodosta ja joka voidaan erottaa kilpailevien teorioiden välillä. Toiseksi esitämme kehyksen tilayhtälön parametri- ja ei-parametriestimaattoreiden laskemiseksi, johon liittyy epävarmuuden arviointi. Lähestymistapamme avulla arvioimme tilastollisen näytön vahvuutta erilaisille kilpaileville pimeän energian malleille. Nykyisten tutkimusten mukaisesti havaitsemme, että käytettävissä olevien tyypin Ia SNe -tietojen avulla ei ole mahdollista tehdä tilastollista eroa suosittujen pimeän energiamallien joukossa, ja että tiedoissa ei erityisesti ole tukea kosmologisen vakion hylkäämiselle. Koska tulevina vuosina on todennäköisesti saatavana paljon enemmän supernovatietoja (esim. DOE / NASA: n yhteisestä pimeän energian edustustosta), käsittelemme mielenkiintoisemman kysymyksen siitä, onko tulevilla tietojoukoilla riittävä resoluutio erottamaan kilpailevat teoriat.

Galaktisen morfologian evoluutio

Tähtitieteessä yksi tärkeimmistä tavoitteista on asettaa tiukempia rajoituksia parametreille Lambda-CDM: ssä
malli, joka on tällä hetkellä standardimalli, joka kuvaa maailmankaikkeuden evoluutiota Suuren jälkeen
Pamaus. Yksi tapa työskennellä tämän tavoitteen saavuttamiseksi on arvioida, kuinka galaksirakenne ja morfologia kehittyvät
voimme sitten verrata havaitsemiamme nopeuksia, jotka vakiomalli ennustaa simulaation avulla.

Galaksifilamenttien kohdistusten tutkiminen hydrodynaamisissa simulaatioissa käyttäen tiheysharjanteita

Tässä artikkelissa tutkimme säikeisiä rakenteita ja galaksin linjausta filamenttien varrella punasiirtymällä z = 0,06 MassiveBlack-II-simulaatiossa, joka on huipputekninen, korkean resoluution hydrodynaaminen kosmologinen simulaatio, joka sisältää tähti- ja AGN-palautetta tilavuus (100 Mpc h -1) 3. Filamentit rakennetaan käyttämällä alitilan rajoitettua keskimääräistä siirtymää (SCMS Ozertem & amp Erdogmus Chen et ai.). Ensinnäkin osoitamme, että rekonstruoidut filamentit, jotka käyttävät galakseja, ja rekonstruoidut filamentit, joissa käytetään tumman aineen hiukkasia, ovat samanlaisia ​​toistensa kanssa. päinvastoin) ja tämä etäisyys on vieläkin pienempi tiheillä alueilla. Toiseksi tarkkailemme galaksin pääpääakselin suuntausta sen lähimmän filamentin suuntaukseen nähden ja havaitsemme 2,5 Mpc h -1: n kriittisen säteen hehkulangan vaikutukselle kohdistukseen, kun tämän galaksin subhalogeeni on välillä 10 9 M h -1 ja 10 12 M h-1. Lisäksi havaitsemme kohdistussignaalin kasvavan merkittävästi subhalo-massan kanssa. Kolmanneksi, kun galaksi on lähellä säikeitä (alle 0,25 Mpc h -1), galaksin suuntaus kohti lähintä galaksiryhmää korreloi positiivisesti galaksin subhalogeenimassan kanssa. Lopuksi havaitsemme, että säikeiden tai ryhmien lähellä olevat galaksit ovat yleensä pyöreämpiä kuin säikeiden tai ryhmien ulkopuolella olevat galaksit.

Paikallinen kahden otoksen testaus: uusi työkalu korkean ulottuvuuden tähtitietojen analysointiin

Nykyaikaiset tutkimukset ovat tarjonneet tähtitieteelliselle yhteisölle tulvaa korkean ulottuvuuden dataa, mutta näiden tietojen analyysejä tapahtuu usein sen jälkeen, kun ne on projisoitu alempiin ulottuvuuksiin. Tässä työssä esitämme paikallisen kahden otoksen hypoteesitestikehyksen, jota analyytikko voi soveltaa suoraan natiivissa tilassa olevaan dataan. Tässä yhteydessä analyytikko määrittelee kaksi luokkaa kiinnostavan vastemuuttujan perusteella (esim. Suuremman massan galaksit verrattuna pienemmän massan galakseihin) ja määrittää ennustetilan avaruuden mielivaltaisissa kohdissa, eroavatko kahteen luokkaan kuuluvien esineiden paikalliset osuudet merkittävästi maailmanlaajuinen osuus. Kehyksellämme on tässä lukemattomia käyttötapoja koko tähtitieteessä, osoitamme sen tehokkuuden soveltamalla sitä 2487 I-kaistalla valitun galaksin otokseen, jotka HST-ACS on havainnut neljässä CANDELS-ohjelmakentässä. Kullekin galaksille meillä on seitsemän morfologista yhteenvetotilastoa sekä arvioitu tähtien massa ja tähtien muodostumisnopeus (SFR). We perform two studies: one in which we determine regions of the seven-dimensional space of morphological statistics where high-mass galaxies are significantly more numerous than low-mass galaxies, and vice versa, and another study where we use SFR in place of mass. We find that we are able to identify such regions, and show how high-mass/low-SFR regions are associated with concentrated and undisturbed galaxies, while galaxies in low-mass/high-SFR regions appear more extended and/or disturbed than their high-mass/low-SFR counterparts.

New image statistics for detecting disturbed galaxy morphologies at high redshift

Testing theories of hierarchical structure formation requires estimating the distribution of galaxy morphologies and its change with redshift. One aspect of this investigation involves identifying galaxies with disturbed morphologies (e.g. merging galaxies). This is often done by summarizing galaxy images using, e.g. the concentration, asymmetry and clumpiness and Gini-M 20 statistics of Conselice and Lotz et al., respectively, and associating particular statistic values with disturbance. We introduce three statistics that enhance detection of disturbed morphologies at high redshift (z ˜ 2): the multimode (M), intensity (I) and deviation (D) statistics. We show their effectiveness by training a machine-learning classifier, random forest, using 1639 galaxies observed in the H band by the Hubble Space Telescope WFC3, galaxies that had been previously classified by eye by the Cosmic Assembly Near-IR Deep Extragalactic Legacy Survey collaboration. We find that the MID statistics (and the A statistic of Conselice) are the most useful for identifying disturbed morphologies.

We also explore whether human annotators are useful for identifying disturbed morphologies. We demonstrate that they show limited ability to detect disturbance at high redshift, and that increasing their number beyond ≈10 does not provably yield better classification performance. We propose a simulation-based model-fitting algorithm that mitigates these issues by bypassing annotation.

Non-parametric 3D map of the intergalactic medium using the Lyman-alpha forest

Visualizing the high-redshift Universe is difficult due to the dearth of available data however, the Lyman-alpha forest provides a means to map the intergalactic medium at redshifts not accessible to large galaxy surveys. Large-scale structure surveys, such as the Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS), have collected quasar (QSO) spectra that enable the reconstruction of H I density fluctuations. The data fall on a collection of lines defined by the lines of sight (LOS) of the QSO, and a major issue with producing a 3D reconstruction is determining how to model the regions between the LOS. We present a method that produces a 3D map of this relatively uncharted portion of the Universe by employing local polynomial smoothing, a non-parametric methodology. The performance of the method is analysed on simulated data that mimics the varying number of LOS expected in real data, and then is applied to a sample region selected from BOSS. Evaluation of the reconstruction is assessed by considering various features of the predicted 3D maps including visual comparison of slices, probability density functions (PDFs), counts of local minima and maxima, and standardized correlation functions. This 3D reconstruction allows for an initial investigation of the topology of this portion of the Universe using persistent homology.

Nonparametric Conditional Density Estimation in a High-Dimensional Regression Setting

In some applications (e.g., in cosmology and economics), the regression E[Z|x] is not adequate to represent the association between a predictor x and a response Z because of multi-modality and asymmetry of f(z|x) using the full density instead of a single-point estimate can then lead to less bias in subsequent analysis. As of now, there are no effective ways of estimating f(z|x) when x represents high-dimensional, complex data. In this article, we propose a new nonparametric estimator of f(z|x) that adapts to sparse (low-dimensional) structure in x. By directly expanding f(z|x) in the eigenfunctions of a kernel-based operator, we avoid tensor products in high dimensions as well as ratios of estimated densities. Our basis functions are orthogonal with respect to the underlying data distribution, allowing fast implementation and tuning of parameters. We derive rates of convergence and show that the method adapts to the intrinsic dimension of the data. We also demonstrate the effectiveness of the series method on images, spectra, and an application to photometric redshift estimation of galaxies. Supplementary materials for this article are available online.

Nonparametric Inference for the Cosmic Microwave Background

The cosmic microwave background (CMB), which permeates the entire Universe, is the radiation left over from just 380,000 years after the Big Bang. On very large scales, the CMB radiation field is smooth and isotropic, but the existence of structure in the Universe - stars, galaxies, clusters of galaxies, -- suggests that the field should fluctuate on smaller scales. Recent observations, from the Cosmic Microwave Background Explorer to the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, have strikingly confirmed this prediction.

CMB fluctuations provide clues to the Universe's structure and composition shortly after the Big Bang that are critical for testing cosmological models. For example, CMB data can be used to determine what portion of the Universe is composed of ordinary matter versus the mysterious dark matter and dark energy. To this end, cosmologists usually summarize the fluctuations by the power spectrum, which gives the variance as a function of angular frequency. The spectrum's shape, and in particular the location and height of its peaks, relates directly to the parameters in the cosmological models. Thus, a critical statistical question is how accurately can these peaks be estimated.

We use recently developed techniques to construct a nonparametric confidence set for the unknown CMB spectrum. Our estimated spectrum, based on minimal assumptions, closely matches the model-based estimates used by cosmologists, but we can make a wide range of additional inferences. We apply these techniques to test various models and to extract confidence intervals on cosmological parameters of interest. Our analysis shows that, even without parametric assumptions, the first peak is resolved accurately with current data but that the second and third peaks are not.

Photometric redshift estimation using spectral connectivity analysis

The development of fast and accurate methods of photometric redshift estimation is a vital step towards being able to fully utilize the data of next-generation surveys within precision cosmology. In this paper, we apply a specific approach to spectral connectivity analysis (SCA) called diffusion map. SCA is a class of non-linear techniques for transforming observed data (e.g. photometric colours for each galaxy, where the data lie on a complex subset of p-dimensional space) to a simpler, more natural coordinate system wherein we apply regression to make redshift predictions. In previous applications of SCA to other astronomical problems, we demonstrate its superiority vis-a-vis the principal components analysis, a standard linear technique for transforming data. As SCA relies upon eigen-decomposition, our training set size is limited to <

10 4 galaxies we use the Nyström extension to quickly estimate diffusion coordinates for objects not in the training set. We apply our method to 350738 Sloan Digital Sky Survey (SDSS) main sample galaxies, 29816 SDSS luminous red galaxies and 5223 galaxies from DEEP2 with Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey ugriz photometry. For all three data sets, we achieve prediction accuracies at par with previous analyses, and find that the use of the Nyström extension leads to a negligible loss of prediction accuracy relative to that achieved with the training sets. As in some previous analyses, we observe that our predictions are generally too high (low) in the low (high) redshift regimes. We demonstrate that this is a manifestation of attenuation bias, wherein measurement error (i.e. uncertainty in diffusion coordinates due to uncertainty in the measured fluxes/magnitudes) reduces the slope of the best-fitting regression line. Mitigation of this bias is necessary if we are to use photometric redshift estimates produced by computationally efficient empirical methods in precision cosmology.

RFCDE: Random Forests for Conditional Density Estimation

Random forests is a common non-parametric regression technique which performs well for mixed-type data and irrelevant covariates, while being robust to monotonic variable transformations. Existing random forest implementations target regression or classification. We introduce the RFCDE package for fitting random forest models optimized for nonparametric conditional density estimation, including joint densities for multiple responses. This enables analysis of conditional probability distributions which is useful for propagating uncertainty and of joint distributions that describe relationships between multiple responses and covariates. RFCDE is released under the MIT open-source license and can be accessed at this https URL . Both R and Python versions, which call a common C++ library, are available.

Semi-supervised learning for photometric supernova classification

We present a semi-supervised method for photometric supernova typing. Our approach is to first use the non-linear dimension reduction technique diffusion map to detect structure in a data base of supernova light curves and subsequently employ random forest classification on a spectroscopically confirmed training set to learn a model that can predict the type of each newly observed supernova. We demonstrate that this is an effective method for supernova typing. As supernova numbers increase, our semi-supervised method efficiently utilizes this information to improve classification, a property not enjoyed by template-based methods. Applied to supernova data simulated by Kessler et al. to mimic those of the Dark Energy Survey, our methods achieve (cross-validated) 95 per cent Type Ia purity and 87 per cent Type Ia efficiency on the spectroscopic sample, but only 50 per cent Type Ia purity and 50 per cent efficiency on the photometric sample due to their spectroscopic follow-up strategy. To improve the performance on the photometric sample, we search for better spectroscopic follow-up procedures by studying the sensitivity of our machine-learned supernova classification on the specific strategy used to obtain training sets. With a fixed amount of spectroscopic follow-up time, we find that, despite collecting data on a smaller number of supernovae, deeper magnitude-limited spectroscopic surveys are better for producing training sets. For supernova Ia (II-P) typing, we obtain a 44 per cent (1 per cent) increase in purity to 72 per cent (87 per cent) and 30 per cent (162 per cent) increase in efficiency to 65 per cent (84 per cent) of the sample using a 25th (24.5th) magnitude-limited survey instead of the shallower spectroscopic sample used in the original simulations. When redshift information is available, we incorporate it into our analysis using a novel method of altering the diffusion map representation of the supernovae. Incorporating host redshifts leads to a 5 per cent improvement in Type Ia purity and 13 per cent improvement in Type Ia efficiency.

Trend filtering - I. A modern statistical tool for time-domain astronomy and astronomical spectrospcopy

Trend filtering – II. Denoising astronomical signals with varying degrees of smoothness

Trend filtering – first introduced into the astronomical literature in Paper I of this series – is a state-of-the-art statistical tool for denoising 1D signals that possess varying degrees of smoothness. In this work, we demonstrate the broad utility of trend filtering to observational astronomy by discussing how it can contribute to a variety of spectroscopic and time-domain studies. The observations we discuss are (1) the Lyman-α (Lyα) forest of quasar spectra (2) more general spectroscopy of quasars, galaxies, and stars (3) stellar light curves with planetary transits (4) eclipsing binary light curves and (5) supernova light curves. We study the Lyα forest in the greatest detail – using trend filtering to map the large-scale structure of the intergalactic medium along quasar-observer lines of sight. The remaining studies share broad themes of: (1) estimating observable parameters of light curves and spectra and (2) constructing observational spectral/light-curve templates. We also briefly discuss the utility of trend filtering as a tool for 1D data reduction and compression.


Abstrakti

Observational cosmology is currently experiencing a revolution. Recent measurements of mangitudes vs redshift of very distant type Ia supernovae indicate that the expansion velocity of the universe is increasing. This acceleration requires the existence of an energy form that overcomes the gravitational self-attraction of matter, such as the vacuum energy density associated with the cosmological constant (Λ).

This papers describes how cosmological parameters can be extracted from the Supernova Cosmology Project data and what can be expected from future measurements of Type Ia supernovae.


NGC 3190

3×10-8 Msolar yr-1, which arguesstrongly against white dwarf accretion via a stellar wind from a massivebinary companion in the symbiotic star, an example of the``single-degenerate'' scenario. However, a white dwarf accreting from arelatively low mass companion via a sufficiently high efficiency(>60%-80%) Roche lobe overflow is still consistent with our limits.The ``double-degenerate'' merger scenario also cannot be excluded.

400 cm-3)and obscuration (AV

1.0 mag for a foreground screen),consistent with a lack of dense clumps of highly obscured gas and dustresiding in the emitting regions.

20% of all bright nearby galaxies) aretrue AGN. The radio powers of the LTS galaxies allow the construction ofa local radio luminosity function. By comparing the luminosity functionwith those of selected moderate-redshift AGN, selected from the 2dF/NVSSsurvey, we find that LTS sources naturally extend the RLF of powerfulAGN down to powers of about 10 times that of Sgr A*.

0.3 mag fainterthan in spiral galaxies for possible reasons discussed in the text. Thenew decline rate corrections to absolute magnitudes are smaller thanthose by some authors for reasons explained in the text. The fourspectroscopically peculiar 1991T-type SNe are significantly overluminousas compared to Branch-normal SNe Ia. The overluminosity of the seven1999aa-like SNe is less pronounced. The seven 1991bg types in the sampleconstitute a separate class of SNe Ia, averaging in B 2 mag fainter thanthe normal Ia. New Hubble diagrams in B, V, and I are derived out to

30,000 km s-1 using the fully corrected magnitudes andvelocities, corrected for streaming motions. Nine solutions for theintercept magnitudes in these diagrams show extreme stability at the0.02 mag level using various subsamples of the data for both low andhigh extinctions in the sample, proving the validity of the correctionsfor host galaxy absorption. We shall use the same precepts for fullycorrecting SN magnitudes for the luminosity recalibration of SNe Ia inthe forthcoming final review of our Hubble Space Telescope Cepheid-SNexperiment for the Hubble constant.

0.30]. In some respects, SN 2002bo behavesas a typical `Branch normal' type Ia supernova (SN Ia) at optical andinfrared wavelengths. We find a B-band risetime of 17.9 +/- 0.5 d, aΔm15(B) of 1.13 +/- 0.05, and a dereddenedMB=-19.41 +/- 0.42. However, comparison with other type Iasupernovae having similar Δm15(B) values indicates thatin other respects SN 2002bo is unusual. While the optical spectra of SN2002bo are very similar to those of SN 1984A [Δm15(B) =1.19], lower velocities and a generally more structured appearance arefound in SNe 1990N, 1994D and 1998bu. For supernovae havingΔm15(B) > 1.2, we confirm the variation of withΔm15(B). However, for supernovae such as SN 2002bo,with lower values of Δm15(B) the relation breaks down.Moreover, the evolution of for SN 2002bo is strikingly different fromthat shown by other type Ia supernovae. The velocities of SN 2002bo and1984A derived from S II 5640 Å, Si II 6355 Å and Ca II H andK lines are either much higher and/or evolve differently from those seenin other normal SNe Ia events. Thus, while SN 2002bo and SN 1984A appearto be highly similar, they exhibit behaviour which is distinctlydifferent from other SNe Ia having similar Δm15(B)values. We suggest that the unusually low temperature, the presence ofhigh-velocity intermediate-mass elements and the low abundance of carbonat early times indicates that burning to Si penetrated to much higherlayers than in more normal type Ia supernovae. This may be indicative ofa delayed detonation explosion.

0.15 mag. Thenear-infrared properties of Type Ia supernovae continue to be excellentmeasures of the luminosity distances to the supernova host galaxiesbecause of the need for only small corrections from the epoch ofobservation to maximum light, low dispersion in absolute magnitudes atmaximum light, and the minimal reddening effects in the near-infrared.


Estimating the abundance of type-Ia supernovae using magnitude limited survey - Astronomy

Aims: Powerful gravitational telescopes in the form of massive galaxy clusters can be used to enhance the light collecting power over a limited field of view by about an order of magnitude in flux. This effect is exploited here to increase the depth of a survey for lensed supernovae at near-IR wavelengths.
Methods: We present a pilot supernova search programme conducted with the ISAAC camera at VLT. Lensed galaxies behind the massive clusters A1689, A1835, and AC114 were observed for a total of 20 h divided into 2, 3, and 4 epochs respectively, separated by approximately one month to a limiting magnitude J ≲ 24 (Vega). Image subtractions including another 20 h worth of archival ISAAC/VLT data were used to search for transients with lightcurve properties consistent with redshifted supernovae, both in the new and reference data.
Results: The feasibility of finding lensed supernovae in our survey was investigated using synthetic lightcurves of supernovae and several models of the volumetric type Ia and core-collapse supernova rates as a function of redshift. We also estimate the number of supernova discoveries expected from the inferred star-formation rate in the observed galaxies. The methods consistently predict a Poisson mean value for the expected number of supernovae in the survey of between N_SN = 0.8 and 1.6 for all supernova types, evenly distributed between core collapse and type Ia supernovae. One transient object was found behind A1689, 0.5 arcsec from a galaxy with photometric redshift z_gal = 0.6 ± 0.15. The lightcurve and colors of the transient are consistent with being a reddened type IIP supernova at z_SN = 0.59. The lensing model predicts 1.4 mag of magnification at the location of the transient, without which this object would not have been detected in the near-IR ground-based search described in this paper (unlensed magnitude J

25). We perform a feasibility study of the potential for lensed supernovae discoveries with larger and deeper surveys and conclude that the use of gravitational telescopes is a very exciting path for new discoveries. For example, a monthly rolling supernova search of a single very massive cluster with the HAWK-I camera at VLT would yield ≳ 10 lensed supernova lightcurves per year, where type Ia supernovae would constitute about half of the expected sample.

Based on observations made with ESO telescopes at the La Silla Paranal Observatory under programme ID 079.A-0192 and ID 081.A-0734.


Ilmailu-ja avaruushallinto

This website is kept for archival purposes only and is no longer updated.

1.5 to 4 Mpc> Sculptor group. Four of these systems have been recently found to contain modest amounts of HI, and existing ground-based and HST snapshot data point to the potential presence of small populations of young stars in at least three of these systems. Consequently, they resemble the Local Group 'transition' objects Phoenix and LGS3. The relative number of such transition systems is thus substantially larger in the low density environment of the Scl group than for the Local Group. Detailed stellar populations studies will allow estimation of the star formation histories, via stellar population modelling of the color-magnitude diagrams, of the target dwarfs, which in turn will connect to gas consumption and retention rates. For the two nearer dwarfs we aim to reach below the horizontal branch equivalent to a main sequence turnoff age of

1 Gyr. The observations of these two systems will also allow detection of RR Lyrae variables and thus direct confirmation of the presence of old populations. For the other three dwarfs will we cover the first 2.5 mags of the red giant branch, equivalent to the main sequence termination for a

300 Myr population. The results will have implications for theories of galaxy formation and evolution, particularly with regard to the evolutionary relation between low luminosity dEs and dwarf irregulars.


Katso video: Type 1A Supernova (Tammikuu 2022).