Wo finde ich Galaxienspektren (in Form von FITS-Dateien)?

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kR De Ta yx is fl Gc Dt iT bn YV uq qV zR bW

Ich weiß, dass es SDSS gibt, und ich habe versucht, nach den Spektren durch das Navigieren- und Erkunden-Tool unter CAS sowie durch die Verwendung von RA/Dec-Koordinaten unter SAS zu suchen, aber jedes Mal, wenn es 0 Ergebnisse liefert, die nicht Teil der Datenbank sind oder aus der SDSS-Schwellenwert.

Darüber hinaus weiß ich nicht, wo ich einen Querverweis auf die SDSS-Objekt-ID basierend auf anderen gängigen Kennungen (wie NGC) beziehen könnte, um meine Suche zu verfeinern, da ich ausschließlich RA/Dec-Koord. ab jetzt.

Jede Art von Hilfe bei der Suche nach (interaktiven) Spektren wäre sehr dankbar. Damit wollte ich die Rezessionsgeschwindigkeiten (und Rotationsgeschwindigkeiten durch Beobachtung der H-Alpha-Emission) verschiedener Galaxien berechnen.

Normale Vermessungsschilder

Die spektroskopische Untersuchung ist in erster Linie eine Untersuchung für

Helle Galaxien, die "Haupt"-Stichprobe, mit Petrosian r -Band-Magnitude < 17,77 (um eine Vorstellung von ihrer Verteilung zu bekommen, sehen Sie sich dieses Tortendiagramm an, das die Rotverschiebungsverteilung von 78275 DR1-Galaxien mit -15° < DEC < 20° zeigt).
Luminous Red Galaxies (LRGs) mit einer petrosianischen r-Band-Magnitude von bis zu 19,5 (siehe diese Rotverschiebungsverteilung von DR2-„Haupt“-Galaxien und LRGs) und
Quasare, die auf Quasarkandidaten abzielen, die so schwach wie i < 20,2 sind (siehe diese DR2-Quasar-Rotverschiebungsverteilung).

Es gibt auch eine große Anzahl von Spektren von Sternen. Auch Braune Zwerge, ROSAT- und FIRST-Gegenstücke werden angegriffen. Einzelheiten zu den spektroskopischen Vermessungszielen finden Sie unter Zielauswahlqualität oder Zielauswahlalgorithmus.

Sonder- und Sonderschilder, einschließlich SEGUE

Neu seit DR4 ist die Herausgabe von "extra" und "special" Platten. Zusätzliche Teller sind Wiederholungsbeobachtungen von normalen Vermessungsplatten. Diese haben die gleiche Plattennummer wie die Originalbeobachtung, aber eine andere MJD und normalerweise eine andere Zuordnung zwischen Faseranzahl und ra,dec. Spezialplatten sind spektroskopische Beobachtungen, die mit einer Vielzahl von Spezialprogrammen durchgeführt wurden, die auf der Seite Spezialspektren beschrieben sind.

Nationale Luft- und Raumfahrtbehörde

Es gibt zwei Modi, um eine fv-Sitzung zu starten: über die Befehlszeile oder Desktop-Symbole. Geben Sie auf einem normalen Linux-Rechner nach der Eingabeaufforderung in der Befehlszeile `fv' in ein Befehlsfenster ein. Doppelklicken Sie für Mac OS X und Windows ab fv Version 5.1 auf das 'fv'-Symbol, das während des Installationsvorgangs erstellt wird.

Für die Befehlszeilen-Startoption können Sie optional den Namen einer zu öffnenden FITS-Datei oder mehrerer Dateien anhängen. Zum Beispiel öffnet `fv ngc1316o.fit' eine einzelne Datei und `fv ngc*' öffnet alle FITS-Dateien im aktuellen Verzeichnis, deren Name mit der Zeichenfolge übereinstimmt. Unter Microsoft Windows OS- und Mac OS X-Rechnern können Sie fv starten, indem Sie entweder auf das fv-Desktop-Symbol doppelklicken oder eine FITS-Datei beispielsweise aus dem Windows Explorer auf das fv-Symbol ziehen. Es ist auch möglich, Ihre Windows- oder Unix-Umgebung so einzurichten, dass Sie einfach (im Dateimanager oder auf einen E-Mail-Anhang) auf eine FITS-Datei mit einer Standarderweiterung wie `.fit' oder `.fits . doppelklicken können ' und lassen Sie dann fv automatisch starten und diese Datei öffnen.

Angenommen, Sie haben keine bestimmte FITS-Datei zum Öffnen angegeben, beginnt fv mit der Anzeige eines Standard-Dateibrowserfensters (Abbildung 1), aus dem Sie auswählen können, welche FITS-Datei geöffnet werden soll. Öffnen Sie nun die Datei „sample.image.fits“, die sich im Unterverzeichnis „samples_data“ unterhalb des obersten Installationsverzeichnisses der fv-Software befindet. Um mit dem Browser zu einem anderen Verzeichnis zu navigieren, verwenden Sie die Schaltfläche oben rechts im Fenster, um eine Verzeichnisebene nach oben zu verschieben, und doppelklicken Sie auf einen Unterverzeichnisnamen, um eine Ebene nach unten zu wechseln. Doppelklicken Sie dann auf den Dateinamen oder geben Sie den Namen in das Eingabefeld ein. (Nach Eingabe einiger Zeichen können Sie die Tabulatortaste drücken, damit fv den Dateinamen automatisch vervollständigt). Beachten Sie, dass, wenn das Kontrollkästchen am unteren Rand des Fensters aktiviert ist, fv nur die gültigen FITS-Dateien im Verzeichnis auflistet (es werden auch alle Unterverzeichnisnamen angezeigt). Am Rande sei noch erwähnt, dass Sie mit der `FTP'-Schaltfläche oben rechts eine Verbindung zu anderen Computern im Internet herstellen und andere verfügbare FITS-Dateien aus der Ferne anzeigen können. (Zum Beispiel enthält die FTP-Site fit.cv.nrao.edu viele verschiedene FITS-Beispieldateien im Unterverzeichnis fit/data/samples).

Nach dem Öffnen der Datei sample.image.fit (die ein optisches Bild der Galaxie NGC 1316 enthält) sollten auf Ihrem Desktop 2 fv-Fenster geöffnet sein: ein Desktop-Manager-Fenster und ein Übersichtsfenster. Der Desktop Manager (Abbildung 2) bietet Steuerelemente zum Öffnen von Dateien, Erstellen neuer Dateien oder Beenden von fv sowie zum Verwalten der manchmal zahlreichen Fenster, die von fv erstellt werden.

Das Übersichtsfenster (Abbildung 3) bietet eine Kapselzusammenfassung des Typs und der Größe jeder Hauptkomponente in der Datei. Diese Komponenten werden Header-Data-Units (HDUs) oder "Erweiterungen" in der FITS-Terminologie genannt. Jede FITS-Datei muss mindestens 1 HDU haben, und diese erste HDU wird als primäres Array bezeichnet. Das primäre Array kann nur ein N-dimensionales Datenarray enthalten (normalerweise ein zweidimensionales Bild), aber alle HDUs, die dem primären Array folgen, können jeweils entweder ein Bild oder eine Tabelle enthalten. Die gerade geöffnete Datei enthält nur das primäre Array, aber später werden wir eine Datei anzeigen, die auch eine Tabellen-HDU enthält.

"Besondere" Teller

Es gibt eine Reihe von "speziellen" Platten, die für die Inbetriebnahme entweder der Hardware oder der Zielauswahl für die Vermessung bestimmt sind. Diese Platten sind:

Platte 125-134, 160, 161 : Komaplatten
Siehe die Webseite von Aaron Merrelli.
Diese Daten wurden aufgenommen, als die Spektrographen gerade zusammengebaut wurden. Am Teleskop befand sich nur ein Spektrograph (mit 320 Fasern), und es gab eine erhebliche Lichtverschmutzung durch die LEDs im Inneren des Instruments.
Platte 133 wurde beobachtet.
Tafel 135-159 : Frühe Typenschilder
Diese Platten haben die gleichen Vorbehalte wie für die obige Coma-Platte. Beschreibungen dieser frühen Daten und wie man Roh- und reduzierte Spektren erhält, finden Sie unter:
http://www-sdss.fnal.gov:8000/spectrodoc/doc/www/spectra/list.html
Platten 162-185 : FASST Platten
Dies sind Testplatten mit astrometrischen Sternen. Mit diesen Platten wurden nur technische Daten aufgenommen.
Platten 229-231 : Rötungsplatte
Platte 231 wurde unter Randbedingungen auf MJD 51455+51456 und erneut auf MJD 52221 beobachtet. Platte 230 wurde auf MJD 52251 beobachtet.
Platten 318.319 : Schwache M67 Platten67
Diese Teller wurden von Brian Yanny (318) und David Schlegel (319) entworfen. Siehe sdss-spcommish msg/149 und sdss-spcommish msg/159.
Platte 318 wurde bei mehreren Gelegenheiten beobachtet, Platte 319 wurde nie beobachtet. Da die SPECTROPHOTO-Standards wirklich nur zufällige Positionen am Himmel waren, sind die aktuellen Reduzierungen wahrscheinlich Müll.
Platte 320: Schwache QSO-Platte
Siehe sdss-spcommish msg/206
Diese Platte wurde nicht beobachtet.
Platte 321 : M67 Geschwindigkeitsnormale
Siehe sdss-spcommish msg/206
Diese Platte wurde beobachtet und verwendet, um die Genauigkeit der Messgeschwindigkeiten zu testen.
Platten 322-324: Stellar-Locus-Platten
Siehe sdss-spcommish msg/206
Die beiden schwächeren Platten 323 und 324 wurden beobachtet.
Platten 669-672 : Foto-z-Platten
Diese sollen auf hochrotverschobene, nichtrote Galaxien abzielen. Siehe Website von Istvan Csabai.
Platten 673-714: Südliche Übersichtsplatten
Siehe die Southern Survey-Mailingliste. Alle Primärziele (Nicht-Himmel, Nicht-Standard usw.) haben das 0-indizierte Bit #31 in ihrem PRIMTARGET-Ziel-Flag gesetzt.
Platte 715: Testplatte Bright Stars
Platte 797: Schwache F-Unterzwergplatte
Dieser wurde von Brian Yanny aus den Bildgebungsläufen 125 und 752 entworfen und wählt F-Sterne im Magnitudenbereich g=[19,20.5] bei RA=4.5 Std. aus.
Platten 798-801 : Sternhaufenplatten
Siehe sdss-spectro/766. Die Cluster sind Praesepe (798), Plejaden (799), N752 (800), N1817 (801). Diese Platten haben mehrere Kacheln (Spitzen pro Platte) und erfordern spezielle Anweisungen zum Beobachten.
Platten 802-806: Galaxienhaufenplatten?
Diese Teller wurden von Jim Annis entworfen.
Platten 807-810 : Szalay-Foto-Z-Platten
Diese Teller wurden von Alex Szalay entworfen.
Platte 811 : Loveday-Foto-Z-Platte
Dieser Teller wurde von Jon Loveday entworfen.
Platten 1021-1037: Annis-Low-Z-Galaxien + Eisenstein-LRGs
Die einzigen Informationen, die wir über diese Platten haben, wurden an sdss-target/670 gesendet.
Platten 1062-1117 : Komplette Muster
Die folgenden Southern-Himmel-Programme: komplette ungezielte MAIN-Objekte U-Band ausgewählte Galaxien ERSTE Doppelkeulen-Quellen schwache südliche QSOs Spektren von allem.
Platten 1118-1132 : Munn dicke/dünne Scheibe
Platten 1133-1148 : Rockosi Hauptreihenabschaltung
Platten 1149-1155 : Yanny F Sterne
Platten 1156-1157: Annis-Low-Z-Galaxien + Eisenstein-LRGs
Platten 1179-1183 : Heckman Öffnungsfehler
Platten 1243-1243 : Low-z + tiefes LRG
Platten 1244-1249: McGehee-Sterne mit geringer Masse im Orion
Tafeln 1250-1262 : Rötung in Stier + Orion
Platten 1468-1472: F-Sterne in der Nähe von M31
Tafeln 1473-1529: Zusammengeführtes Südprogramm
Platten 1530-1566: Low-z + BCG + Deep LRG
Tafeln 1629-1636 : Szalay photo-z
Platten 1637-1637: Munn Haydes Multipointing
Tafeln 1638-1641 : Stier-Sterne mit geringer Masse
Platten 1660-1664 : SEGUE-Tests
Platten 1665-1666: Perseus-Fische (Yanny, Kent)

DESI beginnt mit der Erstellung einer 3D-Karte des Universums

Eine Mission, das Universum zu kartieren und die Geheimnisse der Dunklen Energie zu enträtseln, begann offiziell heute, am 17. Mai 2021, am Kitt Peak National Observatory, einem Programm des NOIRLab der NSF. In den nächsten fünf Jahren wird das Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) das Licht von zig Millionen Galaxien und anderen kosmischen Objekten einfangen. Während seines gerade abgeschlossenen viermonatigen Probelaufs sammelte das Projekt bereits Millionen von Beobachtungen.

Projektwissenschaftler sagen, dass DESI ihnen helfen wird, eine 3D-Karte des Universums mit beispiellosen Details zu erstellen, indem es Licht von etwa 30 Millionen Galaxien sammelt. DESI wird dazu Spektren sammeln, die das Licht von Himmelsobjekten in die Farben des Regenbogens streuen und Informationen wie die chemische Zusammensetzung der beobachteten Objekte und ihre relativen Entfernungen und Geschwindigkeiten enthüllen. Diese Daten werden Astronomen helfen, die mit dunkler Energie verbundene abstoßende Kraft besser zu verstehen, die die Beschleunigung der Expansion des Universums über riesige kosmische Distanzen antreibt.

DESI ist eine internationale Wissenschaftskooperation, die vom Lawrence Berkeley National Laboratory (Berkeley Lab) des US-Energieministeriums geleitet wird und die Primärfinanzierung vom Office of Science des Departments erhält. DESI residiert am nachgerüsteten Nicholas U. Mayall 4-Meter-Teleskop am Kitt Peak National Observatory, einem Programm des NOIRLab der NSF.

Jim Siegrist, stellvertretender Direktor für Hochenergiephysik bei DOE, sagte: „Wir freuen uns über den Start von DESI, dem ersten Dunkelenergieprojekt der nächsten Generation, das mit seiner wissenschaftlichen Untersuchung beginnt. Wir gratulieren auch Berkeley Lab, das unsere Fähigkeiten zur Erforschung der Natur der Dunklen Energie seit der ersten Entdeckung im Jahr 1999 weiter verbessert. Das Berkeley Lab des DOE führte erfolgreich das 13-köpfige DESI-Team, darunter US-Regierung, private und internationale Beiträge, bei der Konstruktion, Herstellung und Inbetriebnahme des weltweit führenden Multi-Objekt-Spektrographen. Die enge behördenübergreifende Zusammenarbeit mit NSF hat es DOE ermöglicht, DESI auf ihrem Mayall-Teleskop zu installieren und zu betreiben, das für die Durchführung dieses erstaunlichen Experiments erforderlich ist. Neben seiner Hauptaufgabe der Studien zur dunklen Energie wird der Datensatz von der breiteren wissenschaftlichen Gemeinschaft für eine Vielzahl von astrophysikalischen Studien verwendet.”

"Die Kombination aus Mayall-Teleskop und DESI-Instrument ist heute die beste astronomische Vermessungsmaschine der Welt,“, sagte Arjun Dey, DESI-Projektwissenschaftler für NOIRLab und Leiter des DESI Observing Operations. “Seine anfängliche fünfjährige Mission, hoffentlich die erste von vielen, wird die detaillierteste kartografische Karte unseres sich beschleunigenden, expandierenden Universums erstellen, die jemals erstellt wurde. Ich kann es kaum erwarten zu sehen, was es entdecken wird!"

“Das DESI-Experiment ist ein hervorragendes Beispiel für die erstaunliche Wissenschaft, die erreicht werden kann, wenn Regierungsbehörden zusammenarbeiten, um das Beste aus nationalen Observatorien wie dem Mayall-Teleskop,“, sagt Chris Davis, NSF-Programmdirektor für NOIRLab.

Was unterscheidet DESI von früheren Himmelsdurchmusterungen? “Wir werden zehnmal mehr Galaxienspektren messen als jemals zuvor,“, sagte der Projektleiter, Michael Levi von Berkeley Lab. “Diese Spektren bringen uns eine dritte Dimension.“ Anstelle von zweidimensionalen Bildern von Galaxien, Quasaren und anderen entfernten Objekten, erklärte er, sammelt das Instrument Licht oder Spektren aus dem Kosmos, so dass es “wird zu einer Zeitmaschine, in der wir diese Objekte auf einer Zeitachse platzieren, die bis vor 11 Milliarden Jahren zurückreicht.”

“DESI ist das ehrgeizigste Instrument einer neuen Generation von Instrumenten, das darauf abzielt, den Kosmos, insbesondere seine dunkle Energiekomponente, besser zu verstehen.“, sagte die Co-Sprecherin des Projekts, Nathalie Palanque-Delabrouille, eine Kosmologin der französischen Kommission für alternative Energien und Atomenergie (CEA). Sie sagte, das wissenschaftliche Programm – einschließlich ihres eigenen Interesses an Quasaren – werde es den Forschern ermöglichen, zwei Hauptfragen präzise zu beantworten: Was ist dunkle Energie und inwieweit folgt die Gravitation den Gesetzen der allgemeinen Relativitätstheorie, die die Grundlage unseres Verständnisses von . bilden der Kosmos.

“Es war ein langer Weg von den ersten Schritten, die wir vor fast einem Jahrzehnt unternommen haben, um die Umfrage zu entwerfen, dann zu entscheiden, welche Ziele beobachtet werden sollen, und jetzt, um die Instrumente zu haben, mit denen wir diese wissenschaftlichen Ziele erreichen können.“ sagte Palanque-Delabrouille. “Es ist sehr spannend zu sehen, wo wir heute stehen.”

Der formelle Start der fünfjährigen Untersuchung von DESI folgt einem viermonatigen Testlauf seiner kundenspezifischen Instrumente, die vier Millionen Spektren erfassten – mehr als die Gesamtleistung aller früheren spektroskopischen Untersuchungen. [1]

“Es ist äußerst erfreulich zu sehen, dass dieses unglaubliche und innovative Instrument an diesem kritischen Punkt des Projekts so gut funktioniert.“, sagte Parker Fagrelius, DESI Operations Supervisor bei NOIRLab. “Ich bin sehr gespannt, was der DESI-Survey über die Dunkle Energie aufdecken kann, aber auch, welche neuen und interessanten Phänomene wir auf diesem Weg entdecken werden, nach denen wir nicht einmal suchen konnten!”

Das Instrument enthält eine neue Optik, die das Sichtfeld des Teleskops vergrößert, sowie 5000 robotergesteuerte optische Fasern, um spektroskopische Daten von einer gleichen Anzahl von Objekten im Sichtfeld des Teleskops zu sammeln.

“Wir verwenden nicht die größten Teleskope,“, sagte David Schlegel, DESI-Projektwissenschaftler. “Die Instrumente sind besser und sehr stark gemultiplext, was bedeutet, dass wir das Licht von vielen verschiedenen Objekten gleichzeitig einfangen können.”

Tatsächlich ist das Teleskop „zeigt buchstäblich gleichzeitig auf 5000 verschiedene Galaxien,“, sagte Schlegel. In jeder Nacht, erklärte er, wenn das Teleskop in eine Zielposition bewegt wird, richten sich die optischen Fasern aus, um Licht von Galaxien zu sammeln, wenn es vom Teleskopspiegel reflektiert wird. Von dort wird das Licht zur weiteren Verarbeitung und Untersuchung in eine Reihe von Spektrographen und CCD-Kameras eingespeist.

“Es ist wirklich eine Fabrik, die wir haben – eine Spektrenfabrik,“, sagte Christophe Yeche, Leiter der Umfragevalidierung, der auch Kosmologe bei CEA ist. “Wir können alle 20 Minuten 5000 Spektren sammeln. In einer guten Nacht sammeln wir Spektren von rund 150.000 Objekten.”

“Aber es ist nicht nur die Gerätehardware, die uns an diesen Punkt gebracht hat, sondern auch die Gerätesoftware, das zentrale Nervensystem von DESI,“, sagte Klaus Honscheid, Physikprofessor an der Ohio State University, der das Design der DESI-Instrumentensteuerungs- und -überwachungssysteme leitete. Er schreibt Dutzende von Leuten in seiner Gruppe und auf der ganzen Welt zu, die Tausende von DESI-Komponenten gebaut und getestet haben, von denen die meisten einzigartig für das Instrument sind.

Wenn sich das Universum ausdehnt, entfernen sich Galaxien voneinander und ihr Licht wird zu längeren, röteren Wellenlängen verschoben. Je weiter die Galaxie entfernt ist, desto größer ist ihre Rotverschiebung. Durch die Messung der Rotverschiebungen von Galaxien werden DESI-Forscher eine 3D-Karte des Universums erstellen. Die detaillierte Verteilung der Galaxien in der Karte soll neue Erkenntnisse über den Einfluss und die Natur der Dunklen Energie liefern.

“Dunkle Energie ist einer der wichtigsten wissenschaftlichen Antriebe für DESI,“, sagte der Co-Sprecher des Projekts Kyle Dawson, Professor für Physik und Astronomie an der University of Utah. “Das Ziel ist nicht so sehr herauszufinden, wie viel es gibt – wir wissen, dass heute etwa 70 % der Energie im Universum dunkle Energie ist –, sondern ihre Eigenschaften zu studieren.”

Das Universum dehnt sich mit einer Geschwindigkeit aus, die durch seinen Gesamtenergiegehalt bestimmt wird, erklärte Dawson. Während das DESI-Instrument in Raum und Zeit blickt, „wir können heute, gestern, vor 1 Milliarde Jahren, vor 2 Milliarden Jahren buchstäblich Momentaufnahmen machen – so weit wie möglich in der Zeit zurück," er sagte. “Wir können dann den Energiegehalt in diesen Schnappschüssen herausfinden und sehen, wie er sich entwickelt.”

Anmerkungen

[1] Während seines viermonatigen Probelaufs sammelte DESI 4,3 Millionen Spektren, aber viele waren wiederholte Beobachtungen derselben Objekte.

Mehr Informationen

Das NOIRLab (National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory) der NSF, das US-amerikanische Zentrum für bodengestützte optische-Infrarot-Astronomie, betreibt das internationale Gemini-Observatorium (eine Einrichtung von NSF, NRC-Kanada, ANID-Chile, MCTIC-Brasilien, MINCyT-Argentinien). , und KASI-Republic of Korea), Kitt Peak National Observatory (KPNO), Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO), Community Science and Data Center (CSDC) und Vera C. Rubin Observatory (in Zusammenarbeit mit SLAC National Beschleunigerlabor). Es wird von der Association of Universities for Research in Astronomy (AURA) im Rahmen einer Kooperationsvereinbarung mit NSF verwaltet und hat seinen Hauptsitz in Tucson, Arizona. Die astronomische Gemeinschaft fühlt sich geehrt, die Möglichkeit zu haben, astronomische Forschungen am Iolkam Du’ag (Kitt Peak) in Arizona, am Maunakea in Hawaii und am Cerro Tololo und Cerro Pachón in Chile durchzuführen. Wir erkennen und anerkennen die sehr bedeutende kulturelle Rolle und Verehrung, die diese Stätten der Tohono O'odham Nation, der hawaiianischen Ureinwohnergemeinschaft bzw. den lokalen Gemeinschaften in Chile entgegenbringen.

DESI wird vom DOE Office of Science und vom National Energy Research Scientific Computing Center, einer Benutzereinrichtung des DOE Office of Science, unterstützt. Zusätzliche Unterstützung für DESI erhalten die US National Science Foundation, der Science and Technologies Facilities Council of the United Kingdom, die Gordon and Betty Moore Foundation, die Heising-Simons Foundation, die French Alternative Energies and Atomic Energy Commission (CEA), die Nationalen Rat für Wissenschaft und Technologie von Mexiko, dem spanischen Wirtschaftsministerium und von den DESI-Mitgliedsinstitutionen.

Die DESI-Kollaboration fühlt sich geehrt, astronomische Forschungen auf dem Iolkam Du’ag (Kitt Peak) durchführen zu dürfen, einem Berg mit besonderer Bedeutung für die Tohono O’odham Nation.

Zu den derzeitigen DESI-Mitgliedsinstitutionen gehören: Aix-Marseille-Universität Argonne National Laboratory Barcelona-Madrid Regionale Beteiligungsgruppe Brookhaven National Laboratory Boston-Universität Brasilien Regionale Beteiligungsgruppe Carnegie Mellon University CEA-IRFU, Saclay China-Beteiligungsgruppe Cornell University Durham University École Polytechnique Fédérale de Lausanne Eidgenössische Technische Hochschule, Zürich Fermi National Accelerator Laboratory Granada-Madrid-Tenerife Regional Participation Group Harvard University Kansas State University Korea Astronomy and Space Science Institute Korea Institute for Advanced Study Lawrence Berkeley National Laboratory Laboratoire de Physique Nucléaire et de Hautes Énergies Max Planck Institute Mexico Regional Participation Group New York University NOIRLab Ohio University Perimeter Institute Shanghai Jiao Tong University Siena College SLAC National Accelerator Laboratory Southern Methodist University Swinburne University Ohio State University Universidad de Los Andes University of Arizona University of Barcelona University of California, Berkeley University of California, Irvine University of California, Santa Cruz University College London University of Florida University of Michigan at Ann Arbor University of Pennsylvania University of Pittsburgh University of Portsmouth University of Queensland University of Rochester University of Toronto University of Utah University of Waterloo University of Wyoming Universität Zürich Regionale Beteiligungsgruppe Großbritanniens Yale University.

Das 1931 gegründete Lawrence Berkeley National Laboratory und seine Wissenschaftler wurden mit 14 Nobelpreisen ausgezeichnet. Heute entwickeln die Forscher des Berkeley Lab nachhaltige Energie- und Umweltlösungen, entwickeln nützliche neue Materialien, erweitern die Grenzen der Informatik und erforschen die Geheimnisse des Lebens, der Materie und des Universums. Wissenschaftler aus der ganzen Welt verlassen sich für ihre eigene Entdeckungsforschung auf die Einrichtungen des Labors. Berkeley Lab ist ein nationales Multiprogramm-Labor, das von der University of California für das Office of Science des US-Energieministeriums geleitet wird.

Das Office of Science des DOE ist der größte Einzelunterstützer der Grundlagenforschung in den physikalischen Wissenschaften in den Vereinigten Staaten und arbeitet daran, einige der dringendsten Herausforderungen unserer Zeit anzugehen.

Die National Science Foundation (NSF) ist eine unabhängige Bundesbehörde, die 1950 vom Kongress gegründet wurde, um den Fortschritt der Wissenschaft zu fördern. NSF unterstützt Grundlagenforschung und Menschen, um Wissen zu schaffen, das die Zukunft verändert.

Die 2007 von Mark Heising und Elizabeth Simons gegründete Heising-Simons Foundation widmet sich der Förderung nachhaltiger Lösungen in der Umwelt, der Unterstützung bahnbrechender wissenschaftlicher Forschung und der Förderung der Bildung von Kindern.

Die im Jahr 2000 gegründete Gordon and Betty Moore Foundation hat sich zum Ziel gesetzt, den Umweltschutz, die Patientenversorgung und die wissenschaftliche Forschung voranzutreiben. Das Wissenschaftsprogramm der Stiftung zielt darauf ab, einen signifikanten Einfluss auf die Entwicklung einer provokativen, transformativen wissenschaftlichen Forschung zu haben und das Wissen in aufstrebenden Gebieten zu erweitern.

Der Science and Technology Facilities Council (STFC) des Vereinigten Königreichs koordiniert die Forschung zu einigen der wichtigsten gesellschaftlichen Herausforderungen, wie beispielsweise dem zukünftigen Energiebedarf, der Überwachung und dem Verständnis des Klimawandels und der globalen Sicherheit. Es bietet Stipendien und Unterstützung in der Teilchenphysik, Astronomie und Kernphysik.

Beratungsstelle:

Beispiele für C-Programme - Suite kleiner FITS-Hilfsprogramme in C, die die Verwendung von CFITSIO . zeigen
Fortran-Beispielprogramm - Fortran-Beispielprogramm, das CFITSIO-Unterprogramme aufruft
Überprüfen Sie jede FITS-Datei mithilfe eines Webformulars. Sie können dieses Dienstprogramm auch herunterladen, um es auf Ihrem lokalen Computer auszuführen.
fpack und funpack - FITS Bildkomprimierungsprogramme, die eine höhere Komprimierung bieten und schneller als gzip sind. (fpack-Benutzerhandbuch)
Fv - Der FITS-Dateibetrachter und -editor
Hera - ein großes Paket von FITS-Dateianalyseprogrammen, die von Ihrem Webbrowser ausgeführt werden können.

Schnittstellen zum Aufrufen von CFITSIO aus anderen Programmiersprachen:

Alle Fragen oder Fehlerberichte im Zusammenhang mit CFITSIO sollten an den CFITSIO/CCFITS-Helpdesk gesendet werden.

Die HEASARC stellt ein! - Es werden jetzt Bewerbungen für einen Wissenschaftler mit erheblicher Erfahrung und Interesse an den technischen Aspekten der astrophysikalischen Forschung angenommen, um im HEASARC des NASA Goddard Space Flight Center (GSFC) in Greenbelt, MD, zu arbeiten. Ausführliche Informationen finden Sie im AAS-Jobregister.

8.5. Quellenextraktion, Morphologie und Photometrie¶

Verschiedene Arten der Quellenextraktion wurden bereits oben in den Abschnitten Bildgebung und Spektroskopie erwähnt. Die Toolbox muss gut dokumentierte Tools für Folgendes enthalten:

Blendenphotometrie
PSF-Konstruktion
PSF-Kernel-Konstruktion für passende Bilder mit unterschiedlicher Auflösung
Multiband-Crowd-Field-Photometrie mit oder ohne Positions- und Flussprior (das Einbeziehen von Priors ist ein Schwachpunkt vorhandener Codes).
Punktquellenerkennung in einem überfüllten Feld
Erkennung schwacher Galaxienquellen
Schwache Galaxie-Photometrie
Morphologie der schwachen Galaxie

Dies ist ein Bereich, in dem sowohl innerhalb als auch außerhalb der IRAF bereits sehr leistungsfähige Werkzeuge vorhanden sind. Das beinhaltet:

, ein eigenständiges monolithisches C-Programm für die Detektion schwacher Galaxien und Photometrie, das von einer traditionellen Parameterdatei-Schnittstelle gesteuert wird. zum Anpassen parametrischer Modelle an Galaxienbilder. Eine Reihe von IDL-Skripten, die SExtractor und GALFIT miteinander verbinden. für die stellare Photometrie mit überfülltem Feld. für die stellare Photometrie mit überfülltem Feld. für die stellare Photometrie mit überfülltem Feld. für die stellare Photometrie mit überfülltem Feld.

Die stellaren Photometriecodes verwenden alle etwas unterschiedliche Ansätze, um die PSF abzuleiten und zu parametrisieren und die PSF an die überfüllten Bilder anzupassen. Eine Version von DAOPHOT existiert innerhalb der IRAF.

Da es sich um sehr leistungsfähige (und komplexe) Codes handelt, besteht in der HST+JWST-Community derzeit keine große Dringlichkeit, neue Codes zu erstellen. Allerdings werden viele dieser Codes von einer einzigen Person verwaltet, ohne dass sie garantiert auf unbestimmte Zeit beibehalten werden, und es gibt einige Einschränkungen der aktuellen Codes.

Zusammenfassend lässt sich sagen, dass diese Fähigkeiten benötigt werden, sei es, um die Wartung und Interoperabilität mit bestehenden Codes sicherzustellen oder neue Tools zu entwickeln.

Unabhängig davon, ob bestehende monolithische Pakete für die Stern- und Galaxienphotometrie als Teil des Toolset für JWST-Beobachter unterstützt werden, wäre es sehr wertvoll, modulare Tools für Astronomen bereitzustellen, um mit neuen Algorithmen zu experimentieren. Die Werkzeuge für Bildfilterung, Segmentierung und Morphologie in scipy und scikit-image sind bereits recht leistungsfähig, obwohl unklar ist, ob sie für eine Produktionsumgebung schnell genug wären.

Novae-Spektren

er Novae-Spektren hier angeboten wird, ist eine Reihe von Modellen für verschiedene Novae-Typen. Die vollständige Liste finden Sie in der folgenden Tabelle, mit den Details für jeden von ihnen.

Dateiname	Art
kilonova_transient.fits	Kilonova
sne91bg_plasticc_transient.fits	91bg
sneia_salt2_transient.fits	Ia
sneiax_plasticc_transient.fits	Iax
sneib_transient.fits	Ib
sneii_fast_transient.fits	II (schneller Rückgang)
sneii_slow_transient.fits	ich (langsamer Rückgang)

Kilonova_transient.fits

Der Wellenlängenbereich für dieses Modell ist 0,11 bis 3,0 (mu) obwohl die Einheiten in der Datei in (dot) stehen. Die ursprünglichen Flusseinheiten waren (erg s^<-1> Hz^<-1>) . Diese wurden in Flussdichte umgewandelt, indem sie durch (4 * pi*D^2) geteilt wurden, wobei D 40 Mpc ist, umgerechnet in cm. Dies ist die ungefähre Entfernung zu 2017gfo, einer Kilonova, die mit dem Gravitationswellenereignis GW 170817 verbunden ist, das am 17. August 2017 in der elliptischen Galaxie NGC 4993 entdeckt wurde (Kasen et al. 2017). Die Flussdichte wurde dann mit pysynphot in (erg s^<-1> cm^<-2> dot^ <-1>) umgerechnet. Das Originalmodell, das zum Erstellen dieser Vorlage verwendet wurde, wurde zusammen mit seinen Zeitreihenspektren aus der Kilonova-Modellerhebung 2017 in GitHub abgerufen. Die Modelle decken einen Wellenlängenbereich zwischen 0,11 - 3 (mu m) im Abstand von 0,1 Tagen ab. Es gab kein Kilonova-Spektrum an den Tagen T+0 auf dem Höhepunkt der Supernova. Stattdessen war die nächstgelegene Zeit T + 0,05 Tage und ist das Spektrum, das in dieser Datei bereitgestellt wird. Das ursprüngliche Spektrum hatte negative Flusswerte. Um diese Werte zu eliminieren, wurde das gesamte Spektrum um den Minimalwert nach oben verschoben, was zu einem neuen Minimalwert von 0 führte.

Die Modellparameter für dieses Spektrum sind:

Exponent des inneren Dichteprofils: 1
Äußerer Dichteprofilexponent: 10
Ejektamasse: 0,0025 Sonnenmassen
Kinetische Geschwindigkeit des Auswurfs: 0.10c
Lanthanoid-Massenanteil: 1e-5

Sne91bg_plasticc_transient.fits

Der Wellenlängenbereich für dieses Modell ist 0,11 bis 1,2 (mu) , mit den Einheiten in der Datei in (dot) . Die Flusseinheiten sind willkürlich, sie sind jedoch relativ zueinander korrekt, und daher kann man annehmen, dass die Einheiten (erg s^<-1> cm^<-2> dot^ <-1> ) Das Originalmodell, das bei der Erstellung dieses Spektrums verwendet wurde, wurde aus der Bibliothek der Photometric LSST Astronomical Time Series Classification Challenge (PLAsTiCC) (Kessler et al. 2019) abgerufen und enthielt Zeitreihenspektren, die jeweils 0,11 - 1,2 (mu m) abdecken. , im Abstand von 1 Tag. Dieses Spektrum repräsentiert den Peak der Supernova bei T+0 Tagen.

Sneia_salt2_transient.fits

Sneiax_plasticc_transient.fits

Dieses Spektrum ist eine Vorlage einer Supernova vom Typ Iax bei T+0 Tagen mit einem Wellenlängenbereich von 0,10 bis 2,5 (mu) (Kessler et al. 2019). Innerhalb der Datei stehen die Wellenlängen in (dot) . Die Flusseinheiten sind willkürliche Einheiten, sie sind jedoch relativ zueinander korrekt, und daher kann man annehmen, dass die Einheiten (erg s^<-1> cm^<-2> dot^ <-1> ) . Das Originalmodell, das bei der Erstellung dieses Spektrums verwendet wurde, wurde aus der Bibliothek Photometric LSST Astronomical Time Series Classification Challenge (PLAsTiCC) abgerufen, zusammen mit den enthaltenen Zeitreihenspektren, die jeweils 0,10 - 2,5 (mu) im Abstand von 1 Tag abdecken. Dieses Spektrum repräsentiert den Peak der Supernova bei T+0 Tagen.

Die Bilder

Das Ziel des SDSS ist es, alle Objekte, die heller als 23. Größenklasse sind, in einem Viertel des Himmels, ungefähr der Fläche der Nordgalaktischen Kappe, in fünf verschiedenen Lichtwellenlängen abzubilden. Aufgrund der Funktionsweise des Teleskops werden die Daten als kontinuierlicher Wandteppich gesammelt. Die Daten werden in eine Reihe von interoperierenden Pipelines geleitet, die die Daten auf Fehler korrigieren, astrometrische und photometrische Kalibrierungen berechnen und anwenden, den Himmelshintergrund messen und Objekte finden, messen und katalogisieren. Da der letzte Schritt mit Abstand der zeitaufwendigste ist, wird der Datenstrom in eine Reihe von Feldern zerlegt, die jeweils unabhängig voneinander verarbeitet werden.

Astrometrische Kalibrierungen (die jedem Objekt genaue Koordinaten zuordnen) werden von der astrometrischen Pipeline (Astrom) durchgeführt. Die photometrischen Kalibrierungen (die die Bedingungen der Atmosphäre bei jedem Lauf messen) werden von der Monitorteleskop-Pipeline (MT) durchgeführt. Da die bei dieser Kalibrierung verwendeten Sterne zu hell sind, um vom 2,5-m-Hauptteleskop beobachtet zu werden, werden mit dem Monitorteleskop Himmelsflecken beobachtet, die die 2,5-m-Scans überlappen. Diese sekundären Patches werden verwendet, um das photometrische System des MT mit den 2,5-m-Hauptbeobachtungen zu verbinden.

Die photometrische Pipeline (Photo) wandelt die Bilddaten in Informationen über die Himmelsobjekte um. Foto besteht aus drei aufeinanderfolgenden Rohrleitungen. Die letzte davon, die Frames-Pipeline, arbeitet mit einem einzelnen Satz von fünf Frames, die ein Feld abdecken. Foto korrigiert jedes Bild auf Artefakte (schlechte Säulen, kosmische Strahlung usw.), korrigiert Hintergrund- und Empfindlichkeitsschwankungen des Detektors, findet Objekte in zwei Stufen (hell und schwach), sucht nach Objekten mit geringerer Oberflächenhelligkeit in einem Binning-Bild und kombiniert die Objekte in den fünf Filtern. Photo misst dann die Objekte (Position, Größe, Form, Anzahl), klassifiziert sie, löst zusammengesetzte Objekte auf, um Informationen über einzelne Elemente zu erhalten, und schneidet Atlasbilder. Dann schreibt Photo eine Reihe von Ausgaben: Tabellen mit gemessenen Parametern, korrigierte Frames, Sky Frames vier Pixel im Quadrat mit subtrahierten Objekten, Atlasbilder, Maskenframes (um Fehler wie gesättigte oder interpolierte Pixel abzudecken) und zusammenfassende Statistiken für jeden Frame.

Um diese Berechnungen durchführen zu können, muss die Frames-Pipeline die Eigenschaften der Detektoren und den Himmelshintergrund kennen. These properties are calculated by the Postage Stamp Pipeline (PSP), which calculates these quantities for the whole run and interpolates them to the center of each frame. The PSP uses cutout images of bright (but unsaturated) stars, rejects bad stars (double stars, etc.) and calculates the parameters of a simple point spread function (PSF) - the shape of a stellar image. The cutouts are made by the Serial Stamp Collecting Pipeline (SSC), which also aligns the frames in a field. Below, we show examples of some processing steps carried out on part of a single frame. Click on each picture for a larger image.

A raw data frame. The difference in bias levels from the two amplifiers is visible.

Bias-corrected frame with saturated pixels, bad columns, and cosmic rays masked in green.

Frame corrected for saturated pixels, bad columns, and cosmic rays.

Measured objects, masked and enclosed in boxes. Small empty boxes are objects detected only in some other band.

Reconstructed image using postage stamps of individual objects and sky background from binned image.

Once the imaging data have been run through these pipelines, the images from the five filters can be combined to make the beautiful color images accessible on this site. Additionally, the measured parameters of all the objects are stored in a database that astronomers can search to find objects they are interested in studying.

Frequently Asked Questions

Why do I get a compilation error in K_LOAD_FILTERS?

Because you do not have idlutils installed. Install the idlutils package (you don't need the idlspec2d or anything else described on the above web page).

kcorrect assumes h=1. How do I change that?

For calculating absolute magnitudes, kcorrect uses a Hubble constant H₀ = 100ha km/s/Mpc with ha = 1 , whereas in the actual Universe ha = 0.7 or so. In order to convert the kcorrect outputs to your desired value of ha you need to apply the term:

M(ha) = M(ha = 1) + 5log₁₀ha

In this formula M(ha = 1) is the output of kcorrect and M(ha) is the absolute magnitude you want. That is, for a fixed flux the actual absolute magnitudes are brighter (i.e. you have to subtract about 0.77 mag) than the kcorrect outputs, because the Hubble constant is smaller, and thus things are further away.

How can I project onto filter XXX?

lambda, vm and coeffs come from the routine kcorrect.

redshifts & fs are from you. zmin,zmax and nz are set so that you will be given the maggies at the redshifts you specify.