Estoy aprendiendo sobre LOSVD (distribuciones de velocidad de la línea de visión) y tengo algunos problemas para entender los términos utilizados.
Según tengo entendido, el LOSVD de una galaxia (elíptica) determinada es la distribución de densidad de las velocidades LOS. El LOSVD completo es difícil de encontrar y es más fácil encontrar 2 parámetros de la distribución: y ajustando un modelo (gaussiano) al espectro de la galaxia.
Tengo una comprensión limitada de las estadísticas, por lo que tengo problemas para comprender intuitivamente lo que significan estos 2 parámetros más adelante.
Creo que es simplemente el valor promedio de la LOS-velocidad para toda la galaxia mientras que es el equivalente de una desviación estándar.
Ahora, más adelante en mi libro de texto, hay una explicación de cómo obtener un LOSVD para cada punto (/ píxel) en la (proyección en la esfera celestial de la) galaxia usando espectrografía 3D.
A partir de esto podemos obtener un modelo dinámico 3D de nuestro modelo cinemático 2D. En esta distribución 3D recién encontrada también hay 3 Sigmas, uno para cada dimensión.
Pero aquí viene la parte que no entiendo:
el libro analiza el movimiento de las estrellas en una galaxia espiral, la Vía Láctea en particular.
Estamos tratando de encontrar una correlación entre la edad de las estrellas MS y su dispersión, por lo que hay un conjunto de datos de algunas estrellas en la vecindad del sol con su dispersión en todas las dimensiones.
¿Cuál es el significado de dispersión en este contexto? ¿Cómo puede un solo objeto tener una dispersión si es un parámetro de una distribución de densidad?
La luz total de una galaxia es la suma de quizás miles de millones de estrellas, cada una con su propia velocidad en la línea de visión. Puede caracterizar esta distribución con una media y una desviación estándar (dispersión), y esto se reflejará en los perfiles de línea de absorción de esa galaxia.
Del mismo modo, puede optar por medir esta distribución en función de la posición en una galaxia, si es capaz de resolver espacialmente diferentes regiones. Por ejemplo, se podría poner una rendija del espectrógrafo a través de una galaxia y obtener la dispersión de la velocidad en función de la posición a lo largo de la rendija.
Cuando habla de estrellas cercanas, puede medir las velocidades 3D individualmente, siempre que pueda medir la velocidad radial, el movimiento propio y la distancia de cada estrella. Luego puede encontrar la media y la desviación estándar para este grupo de medidas en cada coordenada de velocidad.