الفلك

تقدير وفرة المستعرات الأعظمية من النوع Ia باستخدام مسح محدود الحجم

تقدير وفرة المستعرات الأعظمية من النوع Ia باستخدام مسح محدود الحجم


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

أود تقدير جزء المستعرات الأعظمية من النوع Ia في مسح محدود الحجم (بما في ذلك فقط المستعرات الأعظمية الأكثر سطوعًا من قيمة ظاهرية ثابتة معينة).

لدي حاليًا المعلومات التالية:

  1. عادة ما تكون المستعرات الأعظمية من النوع Ia أكثر سطوعًا بمقدار 2.5 درجة تقريبًا من المستعرات الأعظمية الانهيار.

  2. وجدت المسوحات المحدودة الحجم أن 30٪ من المستعرات الأعظمية الواقعة على مسافة ثابتة منا هي من النوع Ia.

كيف يمكنني حل هذه المشكلة باستخدام المعلومات أعلاه؟ صيغة الحجم الظاهري $ m = -2.512 log_ {10} (d / 10 mathrm {pc}) + c $ يبدو كنقطة انطلاق واضحة ، ولكن لا يبدو أنه يقود إلى أي مكان. سيكون الحل الناجح مفيدًا جدًا.


تتمثل أساسيات الحل في أخذ حد الحجم الظاهر ومعرفة إلى أي مدى يمكنك رؤية المستعرات الأعظمية من النوع Ia وإلى أي مدى يمكنك رؤية انفجار النواة المستعرات الأعظمية.

ضمن المسافة الأخيرة ، سيكون 30٪ من المستعرات الأعظمية من النوع Ia. أبعد من تلك المسافة ، ستكون جميع المستعرات الأعظمية المرصودة من النوع Ia.

عليك بعد ذلك أن تفترض شيئًا ما حول كثافة أسلاف المستعرات الأعظمية والتفكير في أي انتشار بمقاديرها المطلقة. وأنت لم تذكر أي شكوك متعلقة بالملاحظة.


بصمات الأصابع الغوص في موضوعات البحث عن وفرة الطور الغازي المكون من الانزياح الأحمر المتوسط ​​من النوع Ia المستعر الأعظم النجمي للمجرات المضيفة المكونة للنجوم & # 39. معا يشكلون بصمة فريدة.

  • APA
  • مؤلف
  • BIBTEX
  • هارفارد
  • اساسي
  • RIS
  • فانكوفر

مخرجات البحث: المساهمة في المجلة ›المقال› مراجعة الأقران

T1 - الوفرة الأولية في الطور الغازي لمجرات مضيفة مكونة للنجوم من النوع الأول من الانزياح الأحمر المتوسط

N2 - يعتمد الحد الأقصى من سطوع المستعرات الأعظمية من النوع Ia (SNe Ia) على وفرة الأكسجين في مناطق المجرات المضيفة ، حيث تنفجر. هذا الاعتماد المعدني يقلل من التشتت في مخطط هابل (HD) عندما يتم تضمينه مع المعايرة التقليدية ثنائية المعلمات لمعلمات منحنى الضوء SN Ia والحجم المطلق. في هذا العمل ، نستخدم المعايرات التجريبية لتقدير وفرة الأكسجين في المجرات التي تستضيف SNe Ia بعناية من مسح SDSS-II / SN (Sloan Digital Sky Survey-II Supernova) عند الانزياح الأحمر المتوسط ​​عن طريق قياس شدة خط الانبعاث. نشتق أيضًا درجة الحرارة الإلكترونية بالطريقة المباشرة لجزء صغير من الكائنات من أجل الاتساق. وجدنا اتجاهًا لتناقص وفرة الأكسجين مع زيادة الانزياح الأحمر لأكبر المجرات الضخمة. علاوة على ذلك ، نقوم بدراسة اعتماد بقايا HD (HR) مع وفرة أكسجين المجرة للحصول على ارتباط يتماشى مع تلك الموجودة في الأعمال الأخرى. على وجه الخصوص ، تُظهر الموارد البشرية مقابل وفرة الأكسجين منحدرًا قدره -0.186 ± 0.123 mag dex-1 (1.52σ) في توافق جيد مع التوقعات النظرية. يشير هذا إلى وحدات مسافة أصغر بعد تصحيحات SNe Ia في المجرات الغنية بالمعادن. استنادًا إلى نتائجنا السابقة على SNe Ia المحلي ، نقترح أن يكون هذا الاعتماد ناتجًا عن انخفاض لمعان SNe Ia المنتج في بيئات غنية بالمعادن.

AB - الحد الأقصى من لمعان المستعرات الأعظمية من النوع Ia (SNe Ia) يعتمد على وفرة الأكسجين في مناطق المجرات المضيفة ، حيث تنفجر. هذا الاعتماد المعدني يقلل من التشتت في مخطط هابل (HD) عندما يتم تضمينه مع المعايرة التقليدية ثنائية المعلمات لمعلمات منحنى الضوء SN Ia والحجم المطلق. في هذا العمل ، نستخدم المعايرات التجريبية لتقدير وفرة الأكسجين في المجرات التي تستضيف SNe Ia بعناية من مسح SDSS-II / SN (Sloan Digital Sky Survey-II Supernova) عند الانزياح الأحمر المتوسط ​​عن طريق قياس شدة خط الانبعاث. نشتق أيضًا درجة الحرارة الإلكترونية بالطريقة المباشرة لجزء صغير من الكائنات من أجل الاتساق. وجدنا اتجاهًا لتناقص وفرة الأكسجين مع زيادة الانزياح الأحمر لأكبر المجرات الضخمة. علاوة على ذلك ، نقوم بدراسة اعتماد بقايا HD (HR) مع وفرة أكسجين المجرة للحصول على ارتباط يتماشى مع تلك الموجودة في الأعمال الأخرى. على وجه الخصوص ، تُظهر الموارد البشرية مقابل وفرة الأكسجين منحدرًا قدره -0.186 ± 0.123 mag dex-1 (1.52σ) في توافق جيد مع التوقعات النظرية. يشير هذا إلى وحدات مسافة أصغر بعد تصحيحات SNe Ia في المجرات الغنية بالمعادن. استنادًا إلى نتائجنا السابقة على SNe Ia المحلي ، نقترح أن يكون هذا الاعتماد ناتجًا عن انخفاض لمعان SNe Ia المنتج في بيئات غنية بالمعادن.


العنوان: توصيف التوزيع الملوث عن بعد لـ BAYESIAN SUPERNOVA COSMOLOGY

ستكون قياسات معادلة حالة الطاقة المظلمة المأخوذة من استطلاعات لآلاف من المستعرات الأعظمية من النوع Ia محدودة من خلال المتابعة الطيفية ، وبالتالي يجب أن تعتمد على التعرف الضوئي ، مما يزيد من فرصة تلوث العينة بفعل انهيار النواة المستعرات الأعظمية (CC SNe). يمكن للطرق البايزية لعلم الكون في SN إزالة تحيز التلوث مع الحفاظ على دقة إحصائية عالية ولكنها حساسة لاختيار معلمات توزيع المسافة الملوثة. نستخدم عمليات المحاكاة لاستكشاف شكل التوزيع الملوث واعتماده على المقادير المطلقة وأشكال منحنى الضوء والألوان والانقراض والانزياح الأحمر لـ CC SNe. نجد أن وظيفة اللمعان CC (LF) تهيمن على وظيفة توزيع المسافة ، ولكن شكلها يتشوه بشكل متزايد مع زيادة الانزياح الأحمر وتراجع المزيد من CC SNe إلى ما دون حد حجم المسح. تعمل أشكال وألوان منحنيات الضوء CC بشكل عام على تغيير توزيع المسافة ، ويكون تأثيرها على مسافات CC مرتبطًا. قارنا المسافات المحاكاة بنتائج السنة الأولى لمسح SDSS-II SN ووجدنا أن توزيعات المسافة SDSS يمكن إعادة إنتاجها باستخدام محاكاة CC SNe التي هي 1 ماج خافت من معيار Richardson et al. LFs ، التي لا تنتج أكثر & raquo تناسب بشكل جيد. لاستغلال القوة الكاملة لطريقة تقدير المعلمة البايزية ، يجب أن تسترشد معلمات التوزيع الملوث بالمعرفة الحالية لـ CC LFs ، إلى جانب تأثيرات اختيار المسح وحدود الحجم ، والسماح بالتحولات المنتظمة التي تسببها المعلمات تناسب المسافة. وقوو أقل


NGC 2441

0.3 ماج أضعف من المجرات الحلزونية للأسباب المحتملة التي تمت مناقشتها في النص. تعد تصحيحات معدل الانخفاض الجديدة للمقادير المطلقة أصغر من تلك التي قام بها بعض المؤلفين لأسباب موضحة في النص. إن النوع SNe الغريب من الناحية الطيفية الرباعية من النوع 1991T عبارة عن سطحية بشكل كبير مقارنةً بالفرع الطبيعي SNe Ia. إن سطوع SNe الشبيه بسبعة 1999aa أقل وضوحًا. تشكل الأنواع السبعة من 1991bg في العينة فئة منفصلة من SNe Ia ، بمتوسط ​​B 2 ماج أضعف من Ia العادي. تم اشتقاق مخططات هابل الجديدة في B و V و I ل

30000 كم ثانية -1 باستخدام الأحجام والقدرات المصححة بالكامل ، المصححة لحركات التدفق. تظهر تسعة حلول لأحجام التقاطع في هذه المخططات ثباتًا شديدًا عند مستوى 0.02 ماج باستخدام عينات فرعية مختلفة من البيانات لكل من الانقراضات المنخفضة والعالية في العينة ، مما يثبت صحة التصحيحات لامتصاص المجرة المضيفة. سنستخدم نفس المبادئ للتصحيح الكامل لأحجام SN لإعادة معايرة السطوع لـ SNe Ia في المراجعة النهائية القادمة لتلسكوب هابل الفضائي Cepheid-SN التجربة لثابت هابل.

2.5 آركمين. حتى الآن تم مسح 1115deg2 من السماء. كان متوسط ​​ضوضاء جذر متوسط ​​التربيع أثناء الجزء الأول من المسح حوالي 16 مللي جول شعاع -1 بعد المرحلة الأولى من ترقية تلسكوب لوفيل (في عام 2001) ، أصبح ضجيج الحرارة الآن حوالي 13 مللي جول شعاع -1. نصف طرق الكشف عن المجرات ضمن بيانات HIJASS وقياس معلماتها HI. تم وصف خصائص عينة المجرات الناتجة المختارة من قبل HI. من بين 222 مصدرًا تم تأكيدها حتى الآن ، من الواضح أن 170 (77 في المائة) مرتبطة بمجرة مفهرسة سابقًا. يوجد 23 مصدرًا آخر (10 في المائة) قريبًا (في حدود 6 آركمين) من مجرة ​​تم فهرستها سابقًا والتي لا يوجد لها انزياح أحمر سابق. لا يبدو أن هناك 29 مصدرًا آخر (13 في المائة) مرتبطة بأي مجرة ​​مفهرسة سابقًا. تمت مناقشة توزيعات ذروة التدفق ، التدفق المتكامل ، كتلة HI و cz. نوضح ، باستخدام بيانات HIJASS ، أن الامتصاص الذاتي لـ HI هو تأثير هام ، ولكن غالبًا ما يتم تجاهله ، مع زوايا ميل كبيرة لخط البصر. يمكن أن يؤدي حسابها بشكل صحيح إلى زيادة كثافة الكتلة HI المشتقة للكون المحلي بنسبة 25 في المائة على الأقل. سيعتمد تأثير هذا على شكل وظيفة الكتلة HI على كيفية تأثير الامتصاص الذاتي على المجرات ذات الأنواع المورفولوجية المختلفة وكتل HI. ونرى أيضًا أن المجرات ذات الميول الصغيرة لخط البصر قد تُستثنى أيضًا من العينات المختارة من HI ، نظرًا لأن العديد من هذه المجرات ستلاحظ سرعات عرض تكون ضيقة جدًا بالنسبة لها لتمييزها عن تداخل التردد الراديوي ضيق النطاق. سيصبح هذا التأثير أكثر خطورة بشكل تدريجي بالنسبة للمجرات ذات عروض السرعة الداخلية الأصغر. إذا كانت المجرات ذات عروض السرعة الداخلية الأصغر ، كما قد نتوقع ، تحتوي على كتل HI أصغر ، فإن تعويض هذا التأثير يمكن أن يؤدي إلى زيادة انحدار المنحدر الخافت لوظيفة كتلة HI المتوخاة بشكل كبير.

1 ، حيث يكون لتوقيع التأثيرات الكونية نقيض لبعض التأثيرات المنهجية المعقولة. وبالتالي ، فإن هذه القياسات لا توفر فقط تأكيدًا كميًا آخر لأهمية الطاقة المظلمة ، ولكنها تشكل أيضًا اختبارًا نوعيًا قويًا للأصل الكوني للتسارع الكوني. نجد معدل SN Ia (1.4 +/- 0.5) × 10-4h3Mpc-3yr-1 عند متوسط ​​انزياح أحمر يبلغ 0.5. نقدم المسافات وانقراضات المضيف لـ 230 SN Ia. تضع هذه القيود التالية على الكميات الكونية: إذا كانت معادلة معلمة الحالة للطاقة المظلمة هي w = -1 ، فإن H0t0 = 0.96 +/- 0.04 ، وΩΛ-1.4 =M = 0.35 +/- 0.14. بما في ذلك قيود الكون المسطح ، نجد M = 0.28 +/- 0.05 ، بغض النظر عن أي قياسات ذات هيكل كبير. اعتمادًا مسبقًا على قيد مسح الانزياح الأحمر للمجال من درجتين (2dF) على ΩM وافتراض كون مسطحًا ، نجد أن معادلة معلمة الحالة للطاقة المظلمة تكمن في النطاق -1.48 -1 ، نحصل على ث

25٪) يظهر في النطاق V بعد يوم 50. هذا يشير إلى أن النطاق V يتناسب مع اللمعان البوليومتري وأن الطاقة المترسبة يتم إعادة تدويرها على الفور إلى انبعاث ضوئي خلال هذه الحقبة. نرى تطورًا كبيرًا في ألوان SNe I بين الأيام 50 و 170. نقترح أن هذا قد يكون بسبب الانتقال من الأطياف التي تهيمن عليها خطوط الانبعاث من النواة الإشعاعية ، 56 درجة مئوية ، إلى تلك من النواة البنت المستقرة ، 56Fe.

تم العثور على 60٪) أعضاء في أزواج المجرات (

15٪ من الكائنات) أو مجموعات بها ثلاثة أعضاء على الأقل (

500 مجموعة لما مجموعه

45٪ من الأشياء). تُترك حوالي 40٪ من المجرات غير مجمعة (مجرات المجال) ، ونوضح الملامح الرئيسية لتوزيع مجرات NOG. مقارنةً بعينات المجرات الضوئية و IRAS السابقة ، يوفر NOG أخذ عينات كثيفة لتوزيع المجرات في الكون القريب. نظرًا لتغطيتها الواسعة للسماء ، وتحديد المجموعات ، وأخذ عيناتها عالي الكثافة ، فإن NOG مناسبة لتحليل مجال كثافة المجرات في الكون القريب ، خاصة على المقاييس الصغيرة.

1-2. يدعم عدم وجود تدرجات شعاعية كبيرة في الذروة (B-V) 0 و (V-I) 0 ألوان من SNe I طريقة تصحيح الاحمرار من Phillips et al. نجد التدرج النوري في المخلفات من علاقة عرض اللمعان SN Ia ، مما يشير إلى أن العلاقة لا تتأثر بخصائص السكان الأصليين ويدعم موثوقية النتائج الكونية بناءً على استخدام SNe Ia كمؤشرات المسافة.


علم التنجيم

منذ عام 1999 ، عمل أعضاء قسم الإحصاء بشكل وثيق مع أعضاء هيئة التدريس والطلاب في كل من مركز McWilliams لعلم الكونيات في CMU وقسم الفيزياء وعلم الفلك في Pitt لتعزيز فهمنا للكون من خلال تطبيق الإحصائيات والآلات المتطورة تقنيات التعلم. على الجانب الإحصائي ، ينصب الاهتمام الأساسي على تطوير منهجيات لتحليل البيانات عالية الأبعاد ، وللتخفيف من تحيزات الاختيار ، وللتحليلات غير المعلمية والطوبولوجية والخالية من الاحتمالات. تم تطبيق هذه المنهجيات لتحليلات البنية واسعة النطاق ، والوسط بين المجرات ، والعدسة الضعيفة ، ومورفولوجيا المجرات ، والمجرات القزمة ، وما إلى ذلك ، وكذلك لتقدير الانزياح الأحمر الضوئي.


بيتر فريمان
أستاذ مساعد ، مدير مشارك للدراسات الجامعية
كريستوفر جينوفيز
أستاذ
آن لي
مدير مشارك دكتوراه. أستاذ البرنامج
لاري واسرمان
أستاذ جامعة UPMC

نهج المتسلسلة الطيفية للانحدار اللامعلمي عالي الأبعاد

السؤال الرئيسي في الإحصائيات الحديثة هو كيفية عمل استنتاجات سريعة وموثوقة للبيانات المعقدة عالية الأبعاد. بينما كان هناك اهتمام كبير بالتقنيات المتفرقة ، فإن الأساليب الحالية لا تعمم جيدًا على البيانات ذات البنية غير الخطية. في هذا العمل ، نقدم مقدر متسلسل متعامد للتنبؤات التي هي كائنات مجمعة معقدة ، مثل الصور الطبيعية وأطياف المجرات والمسارات والأفلام. يربط نهجنا المتسلسل الأفكار من التعلم المتنوع ، والتعلم الآلي للنواة ، وأساليب فورييه. نقوم بتوسيع الانحدار غير المعروف على البيانات من حيث الوظائف الذاتية لمشغل قائم على النواة ، ونستفيد من تعامد الأساس فيما يتعلق بتوزيع البيانات الأساسي ، P ، لتسريع العمليات الحسابية وضبط المعلمات. إذا تم اختيار النواة بشكل مناسب ، فإن الوظائف الذاتية تتكيف مع الهندسة الجوهرية وأبعاد البيانات. نحن نقدم ضمانات نظرية لنواة شعاعية بنطاق ترددي متغير ، ونربط سلاسة وظيفة الانحدار فيما يتعلق بـ P بالتناثر في قاعدة eigenbasis. أخيرًا ، باستخدام بيانات المحاكاة وبيانات العالم الواقعي ، نقارن بشكل منهجي أداء نهج السلسلة الطيفية مع تجانس النواة الكلاسيكي وانحدار الجيران الأقرب لـ k وانحدار kernel ridge وأحدث أساليب الانحدار المحلية والمتشعبة.

طريقة إحصائية لتقدير وظائف اللمعان باستخدام البيانات المختصرة

تؤدي قيود الرصد للمسوحات الفلكية إلى تحديات استدلال إحصائي كبيرة. يتمثل أحد هذه التحديات في تقدير وظائف اللمعان بالنظر إلى الانزياح الأحمر (z) وقياسات الحجم المطلق (M) من عينة مقطوعة بشكل غير منتظم من الكائنات. هذه مشكلة تقدير كثافة ثنائية المتغير نطورها هنا طريقة إحصائية صارمة والتي (1) لا تفترض شكلاً حدوديًا صارمًا للكثافة ثنائية المتغير (2) لا تفترض الاستقلال بين الانزياح الأحمر والحجم المطلق (وبالتالي تسمح بتطور وظيفة اللمعان مع الانزياح الأحمر) (3) لا يتطلب تقسيم البيانات إلى صناديق عشوائية و (4) يتضمن بشكل طبيعي وظيفة اختيار متغيرة. نحقق ذلك عن طريق تحليل الكثافة ثنائية المتغير φ (z ، M) vialogφ (z ، M) = f (z) + g (M) + h (z ، M ، θ) ، حيث يتم تقدير f و g بطريقة غير بارامترية ويأخذ h شكل حدودي مفترض. توجد طريقة بسيطة لتقدير متوسط ​​الخطأ التربيعي المتكامل لمعلمات تجانس المقدر التي يتم اختيارها لتقليل هذه الكمية. يتم عرض النتائج من تحليل عينة من الكوازارات.

إطار عمل موحد لبناء وضبط وتقييم تقديرات كثافة الانزياح الأحمر الضوئية في إعداد تحيز التحديد

تقدير الانزياح الأحمر الضوئي هو أداة لا غنى عنها لعلم الكونيات الدقيق. إحدى المشكلات التي ابتليت بها استخدام هذه الأداة في عصر مسوحات السماء على نطاق واسع هي أن المجرات الساطعة التي تم اختيارها للمراقبة الطيفية ليس لها خصائص تطابق تلك الخاصة بالمجرات الباهتة (أكثر بكثير) ، وبالتالي ، فهي تجريبية سيئة التصميم الطرق التي تنتج تقديرات انزياح حمراء دقيقة ودقيقة للأول بشكل عام لن تنتج تقديرات جيدة للأخيرة. في هذه الورقة ، نقدم إطارًا مبدئيًا لتوليد تقديرات الكثافة الشرطية (أي ملفات PDF ذات الانزياح الأحمر الضوئي) التي تأخذ في الاعتبار تحيز الاختيار والتحول المتغير الذي يسببه هذا التحيز. نحن نبني نهجنا على افتراض أن احتمال تسمية علماء الفلك لمجرة (أي تحديد انزياحها الأحمر الطيفي) يعتمد فقط على خصائصها المقاسة (قياس ضوئي وربما أخرى) x وليس على انزياحها الأحمر الحقيقي. مع هذا الافتراض ، يمكننا كتابة وظائف المخاطرة صراحةً التي تسمح لنا بضبط ومقارنة طرق تقدير أوزان الأهمية (أي نسبة كثافة المجرات غير المسماة والمسمى لقيم مختلفة لـ x) والكثافات الشرطية. نقدم أيضًا طريقة للجمع بين تقديرات الكثافة الشرطية المتعددة لنفس المجرة في تقدير واحد بخصائص أفضل. نحن نطبق وظائف الخطر لدينا على تحليل ما يقرب من مليون مجرة ​​، تمت ملاحظتها في الغالب بواسطة SDSS ، ونوضح من خلال اختبارات التشخيص المتعددة أن طريقتنا تحقق تقديرات كثافة شرطية جيدة للمجرات غير المسماة.

مقارنة توزيعات أشكال المجرة

الهدف الرئيسي لعلم الفلك هو وصف وفهم كيفية تطور المجرات مثل
أعمار الكون. لفهم العمليات التي تقود التطور ، يحتاج المرء إلى التحقيق في
الروابط بين الخصائص المختلفة للمجرات ، مثل الكتلة ومعدل تشكل النجوم (SFR) ،
وعلم التشكل بطريقة كمية. آخر هذه الخصائص ، مورفولوجيا ،
يشير إلى المظهر ثنائي الأبعاد لمجرة مسقطة على مستوى السماء

تحويل الانحدار عالي الأبعاد إلى تقدير كثافة مشروط عالي الأبعاد

هناك طلب متزايد على مقدرات الكثافة المشروطة اللامعلمية (CDEs) في مجالات مثل علم الفلك والاقتصاد. في علم الفلك ، على سبيل المثال ، يمكن للمرء أن يحسن بشكل كبير تقديرات المعلمات التي تملي تطور الكون من خلال العمل بكثافات شرطية كاملة بدلاً من تقديرات الانحدار (أي المتوسط ​​الشرطي). بشكل أكثر عمومية ، فإن الانحدار القياسي يقصر في أي مشكلة تنبؤ حيث يكون توزيع الاستجابة أكثر تعقيدًا مع وجود طرق متعددة أو عدم تناسق أو ضوضاء غير متجانسة. ومع ذلك ، فإن الكثير من العمل على الاستدلال عالي الأبعاد يتعلق بالانحدار والتصنيف فقط ، في حين أن البحث في تقدير الكثافة قد تأخر. هنا نقترح FlexCode ، وهو نهج غير معلمي بالكامل لتقدير الكثافة الشرطية الذي يعيد صياغة CDE كمشكلة سلسلة متعامدة غير معلمية حيث يتم تقدير معاملات التوسع عن طريق الانحدار. من خلال اتباع مثل هذا النهج ، يمكن للمرء أن يقدر بكفاءة الكثافات الشرطية وليس فقط التوقعات في الأبعاد العالية من خلال الاعتماد على النجاح في الانحدار عالي الأبعاد. اعتمادًا على اختيار إجراء الانحدار ، يمكن أن تتكيف طريقتنا مع مجموعة متنوعة من الإعدادات عالية الأبعاد الصعبة مع هياكل مختلفة في البيانات (على سبيل المثال ، عدد كبير من المكونات غير ذات الصلة والهيكل المتشعب غير الخطي) بالإضافة إلى أنواع البيانات المختلفة (على سبيل المثال ، البيانات الوظيفية وأنواع البيانات المختلطة ومجموعات العينات). ندرس الأداء النظري والتجريبي لطريقتنا المقترحة ، ونقارن نهجنا مع مقدرات الكثافة الشرطية التقليدية على بيانات المحاكاة وكذلك في العالم الحقيقي ، مثل بيانات المجرات الضوئية وبيانات تويتر وسرعات خط البصر في كتلة المجرة.

إعادة بناء الشبكة الكونية من خلال تلال الكثافة: كتالوج

نقوم ببناء كتالوج للخيوط باستخدام نهج جديد يسمى SCMS (الفضاء الجزئي مقيد يعني التحول). SCMS هي طريقة قائمة على التدرج تكشف عن الخيوط من خلال حواف الكثافة (المنحنيات الملساء التي تتبع المناطق عالية الكثافة). ميزة كبيرة لـ SCMS هي مقياس عدم اليقين ، والذي يسمح بتقييم أخطاء الخيوط المكتشفة. لاكتشاف الخيوط ، نستخدم بيانات من مسح Sloan الرقمي للسماء ، والذي يتكون من ثلاث عينات مجرة: عينة المجرة الرئيسية في جامعة نيويورك (MGS) ، وعينة LOWZ وعينة CMASS. تغطي كل مجموعة من مجموعات البيانات الثلاث مناطق انزياح أحمر مختلفة بحيث تسمح العينة المجمعة باكتشاف خيوط تصل إلى z = 0.7. يتكون كتالوج الخيوط الخاص بنا من سلسلة من خرائط الخيوط ثنائية الأبعاد عند انزياحات حمراء مختلفة توفر العديد من الإحصائيات المفيدة حول تطور الويب الكوني. لإنشاء الخرائط ، نختار المجرات المؤكدة طيفيًا ضمن 0.050 & lt z & lt 0.700 ونقسمها إلى 130 حاوية. بالنسبة لكل حاوية ، نتجاهل الانزياح الأحمر ، ونتعامل مع ملاحظات المجرة على أنها بيانات ثنائية الأبعاد ، ونكتشف الخيوط باستخدام SCMS. يتكون كتالوج الخيوط من 130 خريطة خيوط فردية ثنائية الأبعاد ، وتشتمل كل خريطة على نقاط على الخيوط المكتشفة التي تصف الهياكل الخيطية عند انزياح أحمر معين. نطبق أيضًا كتالوج الخيوط الخاص بنا للتحقق من لمعان المجرة وعلاقته بالمسافة إلى الخيوط. باستخدام عينة محدودة الحجم ، وجدنا دليلًا قويًا (6.1 × 12.3 درجة مئوية) على أن المجرات القريبة من الخيوط تكون عمومًا أكثر إشراقًا من تلك الموجودة على مسافة كبيرة من الخيوط.

إعادة بناء الشبكة الكونية من خلال تلال الكثافة: الطريقة والخوارزمية

يسمح اكتشاف الهياكل الخيطية في الشبكة الكونية وتوصيفها لعلماء الكون بتقييد المعلمات التي تملي تطور الكون. في حين تم اقتراح العديد من مقدرات الخيوط ، إلا أنها تفتقر عمومًا إلى تقديرات عدم اليقين ، مما يقلل من قوتها الاستنتاجية. في هذا البحث ، نوضح كيف يمكن للمرء تطبيق خوارزمية الانزياح المتوسط ​​المقيدة بالمساحة الجزئية (Ozertem & amp Erdogmus 2011 Genovese et al. 2014) للكشف عن البنية الخيطية في بيانات المجرة. تعد خوارزمية SCMS طريقة صعود متدرجة تصمم الخيوط على هيئة حواف كثيفة ، وهي منحنيات سلسة أحادية البعد تتعقب المناطق عالية الكثافة داخل سحابة النقاط. نوضح أيضًا كيف أن زيادة خوارزمية SCMS باستخدام الأساليب القائمة على التمهيد لتقدير عدم اليقين تسمح للمرء بوضع نطاقات عدم اليقين حول الخيوط المفترضة. نقوم بتطبيق SCMS أولاً على مجموعة البيانات التي تم إنشاؤها من نموذج Voronoi. تظهر حواف الكثافة توافقًا قويًا مع خيوط طريقة فورونوي. نقوم بعد ذلك بتطبيق مجموعات بيانات طريقة SCMS المأخوذة من محاكاة P3M N للجسم ، مع كثافات عدد المجرات المتوافقة مع SDSS و WFIRST-AFTA ، وبيانات LOWZ و CMASS من المسح الطيفي لتذبذب الباريون (BOSS). لمزيد من تقييم فعالية SCMS ، قمنا بمقارنة المواقع النسبية لخيوط BOSS مع مجموعات المجرات في كتالوج redMaPPer ، ووجدنا أن مجموعات redMaPPer أقرب بكثير (مع قيم p & lt10 -9) إلى الخيوط التي تم اكتشافها بواسطة SCMS مقارنةً بالخيوط المختارة عشوائيًا المجرات.

فحص تأثير خوارزمية رسم الخرائط على عدم تناسق القدرة المرصود في بيانات WMAP

نقوم بتحليل بيانات السنة الأولى من WMAP لتحديد أهمية عدم التناسق في القوة المجمعة بين نصفي الكرة الأرضية المتعاكسين المحددين بشكل تعسفي. نقوم بإجراء هذا التحليل على الخرائط التي نقوم بإنشائها بأنفسنا من البيانات المرتبة حسب الوقت ، باستخدام برنامج تم تطويره بشكل مستقل عن فريق WMAP. نجد أنه في النطاق متعدد الأقطاب l = [2 ، 64] ، تكون أهمية عدم التماثل

10-4 ، قيمة غير حساسة لكل من طيف التردد والطاقة. نحدد أصغر نطاقات متعددة الأقطاب تظهر عدم تناسق كبير ونجد 12 ، بما في ذلك l = [2 ، 3] و [6 ، 7] ، والتي لها أهمية - & gt0. يشير فحص النطاقات الـ 12 إلى وجود ارتباط غير محتمل بين اتجاه الأهمية القصوى ومستوى مسير الشمس (الأهمية

0.01) وتلك الخطوط ذات الأهمية الأقل تتبع دوائر كبيرة مائلة بالنسبة لمسير الشمس في أكبر المقاييس. الدائرة الكبرى لـ l = [2 ، 3] تمر فوق المحاور المفضلة التي تم الإبلاغ عنها مسبقًا وهي غير حساسة للتردد ، بينما الدائرة الكبرى لـ l = [6 ، 7] تتماشى مع أقطاب مسير الشمس. ندرس كيف يؤثر تغيير معلمات صنع الخريطة ، على سبيل المثال ، إخفاء المقدمة ، على عدم التناسق. يقلل تغيير واحد فقط من عدم التناسق بشكل ملحوظ: عدم التناسق على المقاييس الكبيرة (l & lt = 7) يصبح غير مهم إذا زاد حجم المتجه ثنائي القطب WMAP (368.11 كم ثانية -1) بمقدار

2-6 كم ثانية -1). بينما يتطلب تأكيد هذه النتيجة إعادة معايرة البيانات المرتبة زمنياً ، فإن مثل هذا التغيير المنهجي سيكون متسقًا مع ملاحظات عدم التماثل المستقل عن التردد. نستنتج أن استخدام ناقل ثنائي القطب غير صحيح ، بالاقتران مع عملية منهجية أو مقدمة مرتبطة بمسير الشمس ، قد يساعد في تفسير عدم تناسق القوة المرصود.

تقدير نسبة الكثافة عالية الأبعاد مع ملحقات لتقريب حساب الاحتمالية

تعد النسبة بين وظيفتي كثافة الاحتمال مكونًا مهمًا في المهام المختلفة ، بما في ذلك تصحيح التحيز في الاختيار وكشف الحداثة والتصنيف. في الآونة الأخيرة ، تم اقتراح العديد من تقديرات هذه النسبة. تفشل معظم هذه الطرق إذا كانت مساحة العينة عالية الأبعاد ، وبالتالي تتطلب خطوة تقليل البعد ، والتي يمكن أن تكون النتيجة فقدانًا كبيرًا للمعلومات. نقترح هنا مقدر نسبة كثافة غير معلمية بالكامل سهل التنفيذ ، يوسع النسبة من حيث الوظائف الذاتية لمشغل قائم على النواة ، وتعكس هذه الوظائف الهندسة الأساسية للبيانات (على سبيل المثال ، بنية عديدات الطيات الفرعية) ، مما يؤدي غالبًا إلى تحسين تقديرات بدون خطوة صريحة لتقليل البعد. نوضح كيف يمكن توسيع إطار عملنا العام لمعالجة مشكلة مهمة أخرى ، وهي تقدير دالة الاحتمالية في المواقف التي لا يمكن فيها تقريب هذه الوظيفة بشكل جيد من خلال شكل تحليلي. غالبًا ما يواجه المرء هذا الموقف عند إجراء الاستدلال الإحصائي ببيانات من العلوم ، بسبب تعقيد البيانات والعمليات التي أنتجت هذه البيانات. نؤكد على التطبيقات التي يكون فيها استخدام طرق الاستدلال الخالية من الاحتمالية أمرًا صعبًا بسبب الأبعاد العالية لمساحة العينة ، ولكن حيث ينتج عن طريقة السلسلة الطيفية لدينا تقديرًا معقولاً لوظيفة الاحتمال. نقدم ضمانات نظرية ونوضح فعالية طريقتنا المقترحة من خلال التجارب العددية.

استدلال معادلة الطاقة المظلمة للحالة باستخدام بيانات المستعر الأعظم من النوع IA

أدى الاكتشاف المفاجئ للكون المتسارع إلى قيام علماء الكونيات بافتراض وجود "الطاقة المظلمة" - حقل طاقة غامض يتخلل الكون. أصبح فهم الطاقة المظلمة هو المشكلة المركزية في علم الكونيات الحديث. بعد وصف الخلفية العلمية بعمق ، نقوم بصياغة المهمة كمسألة عكسية غير خطية تعبر عن وظيفة المسافة القادمة من حيث معادلة الطاقة المظلمة للحالة. نقدم فئتين من الأساليب لعمل استنتاجات إحصائية حادة حول معادلة الحالة من ملاحظات النوع الأول من المستعرات العظمى (SNe). أولاً ، نشتق تقنية لاختبار الفرضيات حول معادلة الحالة التي لا تتطلب افتراضات حول شكلها ويمكنها التمييز بين النظريات المتنافسة. ثانيًا ، نقدم إطارًا لحساب المقدرات البارامترية واللامعلمية لمعادلة الحالة ، مع تقييم مرتبط بعدم اليقين. باستخدام نهجنا ، نقوم بتقييم قوة الأدلة الإحصائية لمختلف النماذج المتنافسة للطاقة المظلمة. تمشيا مع الدراسات الحالية ، نجد أنه مع البيانات المتاحة من النوع Ia SNe ، لا يمكن التمييز إحصائيًا بين نماذج الطاقة المظلمة الشائعة ، ولا يوجد دعم في البيانات لرفض الثابت الكوني على وجه الخصوص. مع احتمال توفر المزيد من بيانات المستعر الأعظم في السنوات القادمة (على سبيل المثال ، من مهمة الطاقة المظلمة المشتركة بين وزارة الطاقة وناسا) ، فإننا نتعامل مع السؤال الأكثر إثارة للاهتمام حول ما إذا كانت مجموعات البيانات المستقبلية ستتمتع بدقة كافية للتمييز بين النظريات المتنافسة.

استنتاج تطور مورفولوجيا المجرة

في علم الفلك ، يتمثل أحد الأهداف الرئيسية في وضع قيود أكثر صرامة على المعلمات في Lambda-CDM
النموذج ، وهو حاليًا النموذج القياسي الذي يصف تطور الكون بعد الكبير
حية. تتمثل إحدى طرق العمل لتحقيق هذا الهدف في تقدير كيفية تطور بنية المجرة وتشكلها
يمكننا بعد ذلك مقارنة ما نلاحظه بالمعدلات التي تنبأ بها النموذج القياسي عبر المحاكاة.

التحقيق في محاذاة خيوط المجرة في عمليات المحاكاة الهيدروديناميكية باستخدام حواف الكثافة

في هذا البحث ، قمنا بدراسة الهياكل الخيطية ومحاذاة المجرة على طول الخيوط عند الانزياح الأحمر z = 0.06 في محاكاة MassiveBlack-II ، وهي محاكاة كونية هيدروديناميكية عالية الدقة تتضمن ردود الفعل النجمية و AGN في حجم (100 Mpc ساعة -1) 3. يتم إنشاء الخيوط باستخدام متوسط ​​التحول المقيّد بالفضاء الجزئي (SCMS Ozertem & amp Erdogmus Chen et al.). أولاً ، نوضح أن الخيوط المعاد بناؤها باستخدام المجرات والخيوط المعاد بناؤها باستخدام جزيئات المادة المظلمة متشابهة مع بعضها البعض ، أكثر من 50٪ من النقاط الموجودة على خيوط المجرة لها نقطة مقابلة على خيوط المادة المظلمة ضمن مسافة 0.13 Mpc h -1 (و بالعكس) وهذه المسافة أصغر في المناطق عالية الكثافة. ثانيًا ، نلاحظ محاذاة المحور الرئيسي للمجرة فيما يتعلق بتوجيه أقرب خيوطها ونكتشف نصف قطر حرج 2.5 ميجا بالثانية في الساعة -1 لتأثير الشعيرة على المحاذاة عندما تكون الكتلة الفرعية لهذه المجرة بين 10 9 م ح -1 و 10 12 م ح -1. علاوة على ذلك ، نجد أن إشارة المحاذاة تزداد بشكل ملحوظ مع كتلة subhalo. ثالثًا ، عندما تكون المجرة قريبة من الخيوط (أقل من 0.25 مليون قطعة في الساعة -1) ، فإن محاذاة المجرة نحو أقرب مجموعة مجرة ​​مرتبطة بشكل إيجابي بكتلة المجرة subhalo. أخيرًا ، نجد أن المجرات القريبة من الخيوط أو المجموعات تميل إلى أن تكون أكثر استدارة من تلك البعيدة عن الخيوط أو المجموعات.

اختبار محلي من عينتين: أداة جديدة لتحليل البيانات الفلكية عالية الأبعاد

زودت المسوحات الحديثة المجتمع الفلكي بفيض من البيانات عالية الأبعاد ، ولكن غالبًا ما تحدث تحليلات هذه البيانات بعد إسقاطها على مساحات ذات أبعاد أقل. في هذا العمل ، نقدم إطارًا محليًا لاختبار فرضية من عينتين يمكن للمحلل تطبيقه مباشرة على البيانات الموجودة في مساحتهم الأصلية. في هذا الإطار ، يحدد المحلل فئتين بناءً على متغير استجابة ذي أهمية (مثل المجرات ذات الكتلة الأعلى مقابل المجرات ذات الكتلة الأقل) ويحدد عند نقاط عشوائية في فضاء التنبؤ ما إذا كانت النسب المحلية للأشياء التي تنتمي إلى الفئتين تختلف اختلافًا كبيرًا عن النسبة العالمية. يحتوي إطارنا على عدد لا يحصى من الاستخدامات المحتملة في جميع أنحاء علم الفلك هنا ، ونثبت فعاليته من خلال تطبيقه على عينة من 2487 مجرة ​​مختارة النطاق I رصدتها HST-ACS في أربعة من مجالات برنامج CANDELS. لكل مجرة ​​، لدينا سبع إحصائيات موجزة مورفولوجية جنبًا إلى جنب مع الكتلة النجمية المقدرة ومعدل تكوين النجوم (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.


الملخص

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.


National Aeronautics and Space Administration

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.


شاهد الفيديو: نيزك عملاق بحجم القمر يظهر في سماء اليابان!! (شهر فبراير 2023).