Cálculo de la sobredensidad de los emisores Lyman-alfa

Supongamos que tengo observaciones de norte galaxias en un área proyectada A , dentro de un rango de corrimiento al rojo Δ z = z metro a X − z metro i norte . ¿Cuál es la forma correcta de calcular su densidad de volumen numérico? Supongo que el volumen tiene que derivarse multiplicando A por la distancia de luminosidad diferencial D L calculado en z metro a X y z metro i norte , es decir, D L ( z metro a X ) − D L ( z metro i norte ) , pero no estoy seguro. Además, cuál es la forma más apropiada de evaluar la "significación" de cualquier exceso de densidad. Por ejemplo, suponiendo que las galaxias observadas son Lyman- α emisores, ¿existe algún cálculo de la densidad numérica "estándar" de Lyman- α emisores, para comparar?

Respuestas (1)

Función de luminosidad

Su enfoque es en principio correcto, pero daría la densidad numérica norte de Lyman α emisores (LAE) en un "volumen de luminosidad". Por lo general, se usa el volumen de comovimiento , ya que luego puede comparar más fácilmente las densidades en diferentes corrimientos al rojo z . Si norte cambia con z , entonces sabes que no es solo por la expansión del Universo, sino por algún proceso astrofísico.

Además, desde norte es una fuerte función de la luminosidad de la galaxia L , haría este cálculo en intervalos de luminosidad. Entonces obtienes la llamada función de luminosidad (LF), norte ( L , z ) . Los LF a menudo están equipados con la función de Schechter completamente fenomenológica , aunque hay evidencia de que el extremo brillante del LF es menos pronunciado de lo que sugeriría esta forma.

forma de filtro

Sin embargo, tenga en cuenta que, por observación, su enfoque es solo aproximado: si su rango de corrimiento al rojo Δ z proviene del ancho de su (presumiblemente) filtro de banda estrecha, entonces este método solo es exacto en el caso de un filtro "cuadrado" perfecto, es decir, uno que transmite el 100% en algún rango y el 0% fuera de este rango. En realidad, los filtros se describen mediante alguna función de transmisión no cuadrada (podría ser una gaussiana, pero en realidad tiene que medirse, ya que no es una forma funcional simple).

Por lo tanto, las galaxias con corrimientos al rojo que caen en las alas de su filtro tienen que ser más brillantes para ser detectadas que las galaxias que caen en el centro. En otras palabras, su LF será menos completa cuanto más débiles sean las galaxias, y su densidad numérica inferida será una función del brillo.

Para tener esto en cuenta, en principio debe plegarse en la forma exacta del filtro. Sin embargo, en la práctica, no es raro descuidar este efecto y simplemente usar un ancho "efectivo" del filtro, típicamente el FWHM.

sobredensidad

Para calcular una sobredensidad se requiere asumir un LF de "referencia". No hay un LF estándar, ya que esto dependerá de las observaciones que prefiera. Pero una buena opción podría ser, por ejemplo, Wisotski et al. (2018) parametriza el LAE LF en función de la exposición MUSE profunda del campo (ultra) profundo del Hubble.

Gracias @Pela, muy útil! En mi caso, no existe el "problema" de Filter Shape, porque tengo corrimientos al rojo espectroscópicos para galaxias en el campo. Pero sigo teniendo problemas con el cálculo de volúmenes comóviles, tratando de reproducir números en papeles. Por ejemplo, en Umehata+15 ( arxiv.org/pdf/1510.08861.pdf ; comienzo de la página 4), estiman una densidad numérica de (en este caso) SMG de 1e-3 Mpc-3, a partir de 8 SMG en z= 3.08-3.1 en un campo de 1.5'x3'. Pero encontré 9e-3, donde para la "distancia de movimiento" entre z=3.08-3.1, usé home.fnal.gov/~gnedin/cc/ (dist. entre dos z).
@markpolo Su estimación de 1e-3 es el número total (N), no la densidad numérica (n), y es el número que obtienen cuando asumen la densidad numérica Simpson+ 14 (4e-6/Mpc³) y la multiplican por la suya propia volumen (~300 Mpc³). Es decir, esta es la densidad numérica "esperada". Tenga en cuenta que aquí solo consideran logL> 12.5, por lo que su número "propio" de SMG es 3, no 8. Y N = 3 es aproximadamente tres órdenes de magnitud más grande que N = 1e-3.
¡Muchas gracias @pela por la explicación! Finalmente puedo reproducir sus números :-) Pero siguiendo este camino, sigo encontrando inconsistencias con arxiv.org/pdf/1910.01324.pdf (Sección S8), donde encuentran densidades de volumen de SMG de 2e-3 Mpc-3, a partir de 5 SMG en un área de 2'x3' en z=3.08 - 3.1. Calculo un volumen de ~410 Mpc3, por lo que n sería n = 5/410 Mpc3 ~ 1.2e-2 Mpc-3, bastante mayor que su resultado.
@markpolo Hmm, sí, estoy de acuerdo en que parece incorrecto. Parece que no puedo encontrar qué cosmología usan, pero eso no debería cambiar el resultado en más de ~ 10%, y obtengo valores similares a los suyos, es decir, un factor ~ 6 de los de ellos. La versión publicada contiene el mismo valor.
Gracias @pela! Genial, parece que acabamos de encontrar un error en un artículo de Science :-)
@markpolo Lo he pensado antes, pero por lo general resulta que me equivoco... Pero conozco a uno de los autores, puedo preguntarle la próxima vez que hable con ella :)
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