Эволюция соотношения Талли-Фишера<< 3. Данные | Оглавление | 5. Обработка данных >>
4. Выборка объектов
Использование правильной выборки объектов для любого исследования далеких галактик является исключительно важным. Основная причина этого в том, что использование не физически мотивированной выборки объектов способно привести к трудно-предсказуемым систематическим смещениям в результатах. Особенно важна правильность выборки для follow-up проектов, когда каталог объектов от одного проекта используется как входной каталог для другого проекта, для других наблюдений, потому что в таком случае финальная выборка объектов будет определяться двумя функциями селекции. Данная работа как раз и представляет собой пример такого исследования. В случае данной работы входным каталогом был каталог GEMS/COMBO-17 источников. Итак, сначала необходимо разобраться в том, какие эффекты наблюдательной селекции присутствуют в этом каталоге. Это вопрос был подробно изучен для проекта GEMS при помощи большого числа симуляций галактик (см. например [Haussler et al. 2006], [Barden et al. 2005]). Симулировались галактики разных размеров, величин, форм, после чего они размещались на реалистичный фон, пропускались через те же автоматические процедуры детектирования и экстракции объектов, что и реальные наблюдения). Так, одним из главных продуктов этой работы были карты вероятности обнаружения в координатах размер-величина (рис. 4.1)
 |
Рис. 7. Карты вероятности обнаружения объектов в обзорах GEMS и COMBO-17 в координатах размер-величина из [Barden et al. 2005] |
Как всегда бывает для такого рода обзоров, общая картина вероятности
детектирования определяется двумя основными факторами: пределом по величине
и по поверхностной яркости. Так предел СOMBO-17 в фильтре z составляет
примерно 
, а предел по
поверхностной яркости составляет около
.
Карта вероятности детектирования для проекта GEMS определенно отличается от
карты вероятности детектирования для COMBO-17, но в то же время не очень
сильно. Предел по величине у GEMS чуть-чуть более глубокий, а по поверхностной
яркости наоборот менее глубокий.
Теперь вернемся к выборке объектов для исследования эволюции соотношения Талли-Фишера. Для того, чтобы понять какие же галактики из каталога GEMS галактик мы должны выбирать для наблюдений на VIMOS'е надо вспомнить ту конкретную задачу, которая перед нами поставлена. Основная цель данной работы планировалась, как изучение эволюции оптического соотношения Талли-Фишера для обыкновенных дисковых галактик с красного смещения 1 до нашего времени. Итак выборка галактик должна удовлетворять требованию, что галактики в ней не должны отличаться от средних галактик на соответствующих красных смещениях ни по величинам, ни по цветам, поверхностной яркости, размерам. В идеале в выборке должно соблюдаться то же распределение по соответствующим параметрам, что и во всем галактическом населении на тех же красных смещениях. Причем заметим, что так как для проекта GEMS нам известны распределения галактик по основным параметрам, а также функции селекции, можно считать, что мы знаем истинное распределение этих параметров для галактического населения.
Итак, каким же образом создавалась выборка объектов для наблюдений VIMOS'ом? Сейчас будут описаны основные критерии селекции объектов для спектральных наблюдений. Перед этим надо отметить также, что эта селекция не была жесткой в том смысле, что в итоговый список включались и некоторые объекты не удовлетворяющие строго указанным ниже условиям. Дело в том, что выбор объектов для наблюдений проводился одновременно с размещением щелей, и соответственно использовался принцип разных приоритетов - объектам, удовлетворяющим указанным ниже критериям присваивался высокий приоритет, а неудовлетворяющим - низкий. Соответственно, в силу особенностей процедуры размещения щелей (см. главу 3) не всегда была возможность установить щель исключительно на объекты удовлетворяющее нужным нам критериям. Так, например, в финальном списке объектов для наблюдений VIMOS'ом можно встретить даже эллиптические галактики.
Итак, основные параметры выборки:
- Самой основной задачей нашей выборки галактики является то, что она
должна выбирать исключительно дисковые галактики. Для решения такой задачи
существует несколько различных устоявшихся методов. Наиболее часто
использующийся метод, который применялся и в данной работе, это метод
основанный на серсиковском [Sersic 1968] индексе аппроксимации профилей
галактик. В основе этого метода лежит то факт, что существует зависимость
или скорее корреляция между соотношением балдж/диск и серсиковским индексом
профиля галактики (см. например [Blanton et al. 2003], [Koposov 2006], [Barden et al. 2005])
(В основе этой корреляции лежит два факта: один, главный, сугубо математический,
заключающийся в том, что профиль диска с более ярким балджем при
однокомпонентном серсиковском фите будет давать больший серсиковский индекс,
а второй факт - физический, заключающийся в том, что галактики поздних
типов имеют балджи с меньшими серсиковскими индексами [Mollenhoff et al. 2001]).
Так на рис. 4.2 показана зависимость отношения B/T от серсиковского
индекса принятая в SDSS [Blanton et al. 2003].
В реальности зависимость n от B/D (рис. 4.2) далеко не такая хорошая, потому что вид этой зависимости зависит очень сильно от отношения эффективных радиусов диска и балджа [Koposov 2006], а это отношение меняется существенно для разных галактик [Mc Arthur et al. 2003].
Рис. 8. Зависимость индекса серсика от отношения светимостей балджа и всей галактики (из работы [Blanton et al. 2003]).
В настоящей работе для того, чтобы выбрать дисковые галактики был применено отсечение по серсиковскому индексу 2.5. Это критерий аналогичен принятому в работе [Barden et al. 2005]. Таким образом, распределения серсиковских индексов для всех GEMS галактик и для нашей выборки представлены на рисунке 4.3.
- Распределение по красным смещениям. С самого начала нашей целью было
исследование галактик на больших красных смещениях. В принципе в обзорах
GEMS и COMBO-17 наблюдаются галактики вплоть до красного смещения 1.2
(не считая квазаров, так как квазары наблюдаются вплоть до красного смещения
3 [Jahnke et al. 2004]). Но на красном смещении 1.2 GEMS и COMBO-17 уже
недостаточно полны [Barden et al. 2005], так что основными галактиками, на которые
мы рассчитывали, были галактики до красного смещения 1 и в особенности около
0.7 (учитывая непонятный пик плотности галактик около этого красного
смещения [Wolf et al. 2003]). Таким образом, когда расставлялись
щели/выбирались объекты, наибольшие приоритеты выставлялись галактикам в
диапазоне красных смещений от 0.5 до 0.8. Итоговое распределение красных
смещений для всего GEMS каталога и для нашей VIMOS выборки показаны на
рис. 4.4.
Рис. 10. Распределение красных смещений для всего каталога GEMS галактик (черный цвет) и для нашей выборки, подготовленной для спектральных наблюдений (красный цвет).
- Выборка по видимой величине галактик. В силу очевидных причин
(предел чувствительности VIMOS'а)
список галактик, подготовленный для наблюдений на VIMOSе, должен быть
ограничен по видимой величине галактик. Поэтому было выбрано
опять же нестрогое
ограничение по величине в фильтре z -
(по данным HST
фотометрии). Итоговое распределение по величинам для всех GEMS галактик и
для нашей выборки показаны на рис. 4.5.
- Наконец, при составлении VIMOS выборки была применена дополнительная
селекция на по видимым размерам галактик. В силу того, что VIMOS -
это наземный инструмент с соответствующим качеством изображений (не лучше
), поэтому опять был применен нестрогий отбор по размерам
галактик, не включающий галактики меньшие 
. Распределение размеров
показано на 4.6.
Выше были описаны формальные критерии селекции галактик для VIMOS. Физический
анализ этой выборки откладывается до главы 7, так как, к
сожалению, только малая часть из наблюденных VIMOS'ом галактик оказалась
пригодна для изучения эволюции соотношения ТФ.
Пока можно заметить, что по отношению к выборке дисковых галактик из
[Barden et al. 2005] для фиксированного красного смещения на нашу выборку
наложены всего лишь ограничения по размеру и величине, что не усложняет
дальнейший анализ, учитывая известное распределение и эволюцию соотношения абсолютная
величина-размер [Barden et al. 2005].
<< 3. Данные | Оглавление | 5. Обработка данных >>
|
Публикации с ключевыми словами:
зависимость Талли-Фишера - галактики
Публикации со словами: зависимость Талли-Фишера - галактики | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
