Astronomie

Extraire la cinématique des spectres stellaires. Pourquoi les spectres stellaires modèles sont-ils nécessaires ?

Extraire la cinématique des spectres stellaires. Pourquoi les spectres stellaires modèles sont-ils nécessaires ?

J'essaie de comprendre comment extraire des cartes de vitesse stellaire et de dispersion de vitesse à partir de cubes spectraux, mais sans succès jusqu'à présent. Pour être plus précis, je ne comprends pas pourquoi les gens utilisent des modèles de spectres stellaires pour le faire.

Pour la cinématique des gaz (par exemple, l'émission Ha), l'approche habituelle consiste à ajuster une fonction gaussienne à chaque spectre. Ensuite, les moyennes et les sigmas correspondent aux vitesses en ligne de visée et aux dispersions de vitesse.

Pour la cinématique stellaire, la plupart des gens utilisentpPXF. A ma connaissance, dans le cas le plus simple,pPFXcorrespond à une fonction paramétrique (par exemple, gaussienne) convoluée avec un modèle de spectre stellaire aux données. Pourquoi donc? J'ai essayé de lire lepPFXpapiers, mais il n'y a aucune explication à cela. Il suppose que l'utilisation d'un spectre stellaire modèle est évidente et il n'y a aucune justification à cela. En fait, la majorité des papiers qui utilisentpPFXsupposez que l'utilisation d'un modèle est une chose de facto et ne fournissez aucune explication.

  • Quelle est la raison d'être de l'utilisation d'un spectre stellaire modèle ?
  • Pourquoi ne pouvons-nous pas simplement utiliser une gaussienne inversée et l'adapter à la raie d'absorption de chaque spectre ?

Après quelques lectures supplémentaires, certains articles impliquent (mais ne le disent pas explicitement) que les raies d'absorption des spectres stellaires ont des formes complexes qui ne peuvent pas être modélisées avec une simple gaussienne. Mais c'est aussi le cas pour les raies d'émission ! Les lignes d'émission peuvent être asymétriques en raison de plusieurs composants cinématiques ou d'un maculage du faisceau. Pourtant, personne n'utilise de modèles pour en extraire des cartes cinématiques. Je comprends que l'adaptation d'une seule gaussienne à une raie d'émission asymétrique peut entraîner une perte d'informations. Mais pourquoi est-ce acceptable pour les raies d'émission et non acceptable pour les raies d'absorption ?


(Optiquement mince) Les raies d'émission dans les nébuleuses ne sont généralement pas résolues et ont des formes simples qui pourraient être approchées par des gaussiennes. Les spectres stellaires sont compliqués - il y a des mélanges, il y a un élargissement rotationnel, les raies ne sont pas gaussiennes, il y a des bandes moléculaires, il peut y avoir deux étoiles !

En mettant en corrélation (ou en adaptant) un modèle, vous modélisez efficacement votre spectre avec ce que vous pensez déjà être la meilleure représentation du spectre.

Si les lignes d'émission ne sont pas résolues et montrent une structure de vitesse, comme vous le dites, alors l'ajustement d'une gaussienne simple donnera un résultat incorrect. Un modèle plus complexe serait nécessaire, mais pour autant que je sache, il n'y a pas de modèle de spectre qui puisse vous aider ici. La situation pourrait être considérée comme analogue à un spectre stellaire avec élargissement rotationnel, mais là, le modèle peut simplement être convolué avec le noyau d'élargissement rotationnel approprié.


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Les IFU JWST

JWST dispose de 2 IFU : le spectromètre à moyenne résolution (MRS) MIRI fournit R

1 500 à 3 500 spectroscopie à partir de longueurs d'onde de 5 à 28 m sur un champ de vision contigu jusqu'à 7" × 8", tandis que NIRSpec fournit R

100, 1 000 et 2 700 spectroscopies de 0,6 à 5,3 m sur un champ de vision contigu de 3" × 3". Des détails sur les différents instruments sont fournis dans les articles énumérés ci-dessous.

    - Un aperçu du MIRI MRS
      - Informations détaillées sur les stratégies de tramage MRS - Informations détaillées sur les stratégies de mosaïquage MRS - Soustraction de fond MRS - Procédures d'acquisition de cible pour le MRS
      - Informations détaillées sur les stratégies de tramage

    Affiliations

    Laboratoire Cavendish, Université de Cambridge, 19 J. J. Thomson Avenue, Cambridge, CB3 0HE, Royaume-Uni

    R. Maiolino, S. Carniani, R. Gallagher & F. Belfiore

    Institut Kavli de cosmologie, Université de Cambridge, Madingley Road, Cambridge, CB3 0HA, Royaume-Uni

    R. Maiolino, S. Carniani, R. Gallagher & F. Belfiore

    Institut d'astronomie, Madingley Road, Cambridge, CB3 0HA, Royaume-Uni

    CSIC—Departamento de Astrofisica—Centro de Astrobiologia (CSIC-INTA), Torrejon de Ardoz, Madrid, Espagne

    S. Cazzoli, S. Arribas, E. Bellocchi & L. Colina

    INAF—Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Largo E. Fermi 5, Firenze, 20125, Italie

    G. Cresci, A. Marconi, F. Mannucci et E. Oliva

    Physik-Institut, Universität Zürich, Winterthurerstrasse 190, Zürich, 8057, Suisse

    Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Firenze, Via G. Sansone 1, Firenze, 50019 Sesto F.no, Italie

    Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik, Giessenbachstrasse, Garching, D-85748, Allemagne

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    Contributions

    R.M. a dirigé le projet et effectué l'analyse et l'interprétation des données. H.R.R. effectué la réduction des données X-shooter. A.C.F. et W.I. a fait la modélisation théorique. S.Car., S.A. et E.B. fait la réduction et l'analyse des données MUSE. S.Caz. et R.G. effectué une soustraction du continuum stellaire et une analyse du continuum. L.C. interprété les spectres du proche infrarouge. E.O. effectué l'identification et le diagnostic des lignes nébuleuses et stellaires. F.M., A.M., G.C. et E.S a contribué à l'interprétation. F.B. effectué la comparaison avec les données du Sloan Digital Sky Survey.

    Auteur correspondant


    Remerciements

    Nos données ont été recueillies à l'aide du télescope Magellan Baade de 6,5 m situé à l'observatoire de Las Campanas, au Chili. A.C. remercie M. Magg, A. Toomre et T. Slatyer pour les discussions. A.C. et A.F. reconnaissent le soutien de la subvention NSF AST-1716251. J.D.S. est soutenu par la subvention NSF AST-1714873. A.P.J. est soutenu par la NASA via Hubble Fellowship Grant HST-HF2-51393.001, décerné par le Space Telescope Science Institute, qui est exploité par l'Association of Universities for Research in Astronomy, Inc., pour la NASA, dans le cadre du contrat NAS5-26555. H.J. reconnaît le soutien de l'Australian Research Council à travers le Discovery Project DP150100862. Ce travail a utilisé les services bibliographiques du système de données astrophysiques de la NASA, la base de données SIMBAD, exploitée au CDS, Strasbourg, France et les bibliothèques Python open source NumPy, SciPy, Matplotlib et Astropy. Ce projet a utilisé les données d'archives publiques du DES. Le financement des projets DES a été assuré par le Département américain de l'énergie, la Fondation nationale des sciences des États-Unis, le ministère espagnol de la Science et de l'Éducation, le Science and Technology Facilities Council du Royaume-Uni, le Higher Education Funding Council for England, le National Center for Supercomputing Applications de l'Université de l'Illinois à Urbana-Champaign, le Kavli Institute of Cosmological Physics de l'Université de Chicago, le Center for Cosmology and Astro-Particle Physics de l'Ohio State University, le Mitchell Institute for Fundamental Physics and Astronomy à la Texas A&M University, Financiadora de Estudos e Projetos, Fundação Carlos Chagas Filho de Amparo à Pesquisa do Estado do Rio de Janeiro, Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico et le Ministério da Ciência, Tecnologia e Inovalaborese au DES. Les institutions collaboratrices sont Argonne National Laboratory, l'Université de Californie à Santa Cruz, l'Université de Cambridge, Centro de Investigaciones Enérgeticas, Medioambientales y Tecnológicas—Madrid, l'Université de Chicago, University College London, le DES-Brazil Consortium, l'Université de Édimbourg, Eidgenössische Technische Hochschule (ETH) Zürich, Fermi National Accelerator Laboratory, University of Illinois at Urbana-Champaign, Institut de Ciències de l'Espai (IEEC/CSIC), Institut de Física d'Altes Energies, Lawrence Berkeley National Laboratory, la Ludwig-Maximilians Universität München et l'Univers du cluster d'excellence associé, l'Université du Michigan, le National Optical Astronomy Observatory, l'Université de Nottingham, l'Ohio State University, l'OzDES Membership Consortium, l'Université de Pennsylvanie, l'Université de Portsmouth, SLAC National Accelerator Laboratory, Stanford University, University of Sussex et Université A&M du Texas. Basé en partie sur des observations à l'Observatoire interaméricain de Cerro Tololo, l'Observatoire national d'astronomie optique, qui est exploité par l'Association des universités pour la recherche en astronomie (AURA) dans le cadre d'un accord de coopération avec la National Science Foundation. Ce travail a utilisé les données de la mission Gaia de l'Agence spatiale européenne (ESA) (https://www.cosmos.esa.int/gaia), traitées par le Gaia Data Processing and Analysis Consortium (DPAC, https://www .cosmos.esa.int/web/gaia/dpac/consortium). Le financement de la DPAC a été assuré par les institutions nationales, en particulier les institutions participant à l'Accord multilatéral Gaia. La capacité de l'installation nationale pour SkyMapper a été financée par la subvention ARC LIEF LE130100104 du Conseil australien de la recherche, attribuée à l'Université de Sydney, l'ANU, l'Université de technologie de Swinburne, l'Université du Queensland, l'Université d'Australie occidentale, l'Université de Melbourne , Curtin University of Technology, Monash University et l'Observatoire astronomique australien. SkyMapper est détenu et exploité par l'École de recherche d'astronomie et d'astrophysique de l'ANU. Cette recherche utilise des services ou des données fournis par l'Astro Data Archive du laboratoire OIR de la NSF. Le laboratoire OIR de la NSF est géré par AURA dans le cadre d'un accord de coopération avec la National Science Foundation.


    Évaluation des erreurs chromatiques systématiques ayant un impact sur la précision photométrique inférieure à 1 % dans les relevés du ciel à grande surface

    -60° et la significativité de Poisson de la détection est d'au moins 9σ. La surdensité d'EriPhe a une morphologie semblable à un nuage et l'étendue est d'au moins

    3 kpc en projection, avec une distance héliocentrique d'environ d

    16 kpc. La surdensité d'EriPhe est morphologiquement similaire à la surdensité de la Vierge découverte précédemment et au nuage Hercule-Aquila. Ces trois surdensités se situent le long d'un plan polaire séparé par

    120° et peuvent partager une origine commune. En plus des découvertes scientifiques, nous présentons également les travaux visant à améliorer l'étalonnage photométrique dans DES en utilisant des systèmes d'étalonnage auxiliaires, car les erreurs photométriques peuvent provoquer une fausse détection dans la première sous-structure du halo. Nous présentons une description détaillée des deux systèmes d'étalonnage auxiliaires construits à la Texas A&M University. Nous discutons ensuite de la façon dont les systèmes auxiliaires du DES peuvent être utilisés pour améliorer l'étalonnage photométrique des erreurs chromatiques systématiques - des erreurs systématiques dépendant de la couleur de la source qui sont causées par des variations dans la dépendance à la longueur d'onde de la transmission atmosphérique et du débit instrumental. « moins


    Résultats

    Le logiciel de corrélation croisée n'a malheureusement pas pu extraire les vitesses stellaires de ces données. Le rapport signal/bruit devra être fixé avant de pouvoir recommencer. Cependant, le décalage vers le rouge pour NGC3664 s'est avéré être de 1389 km/s, ce qui est cohérent avec les études précédemment rapportées. La dispersion de vitesse moyenne s'est avérée être de 55 km/s, ce qui correspond à une énergie cinétique de 3,2 * 10^52 ergs. Le décalage vers le rouge de CGCG048A s'est avéré être de 10 081 km/s, la dispersion de vitesse est de 100 km/s, correspondant à une énergie cinétique gazeuse de 4,27*10^55 ergs. Enfin, CGCG048B a été mesuré pour avoir un décalage vers le rouge de 9 073 km/s, une dispersion de vitesse de 62 km/s et une énergie de 1,65*10^55 ergs.

    Les chiffres précédents rapportés pour les énergies de ces galaxies sont intéressants si on les compare à l'énergie connue d'une supernova. Les supernovae dégagent de l'énergie à environ 10^51 ergs, nous pouvons donc estimer qu'il y a environ 30 restes de supernova dans NGC3664. Les vents solaires pourraient également expliquer une partie de l'énergie, mais des recherches supplémentaires sont nécessaires pour découvrir quel rôle cela joue. CGCG048A & B ont des énergies si élevées qu'il est probable qu'ils contiennent des starburts, ou de nombreuses supernovae qui ont explosé à peu près à la même période.

    Travail futur

    Espérons que ces prédictions cinématiques pourront être utilisées à l'avenir pour estimer la masse totale et la distribution de masse de ces galaxies. Cela donnera également un aperçu de la répartition de la matière noire dans les galaxies.

    De plus, d'autres observations sont prévues pour les CGCG048A et B afin de collecter des données radio. Ces données radio pourront nous en dire plus sur quand et combien de supernovae se sont produites.


    Extraire la cinématique des spectres stellaires. Pourquoi les spectres stellaires modèles sont-ils nécessaires ? - Astronomie

    4 juin 2008: Date limite de demande de bourses de voyage pour étudiants

    24 juillet 2008: Date limite de paiement des frais d'inscription anticipée

    25 juil. 2008: Paiement tardif des frais d'inscription

    17 août 2008: Dîner-croisière banquet sur le lac Michigan

    19 août 2008: Réunion de collaboration SDSS @ l'Université de Chicago

    L'inscription des étudiants est de 250 $ payée avant le 24 juillet 2008

    L'inscription tardive pour tous est de 400 $ à compter du 25 juillet 2008

    Les billets de banquet pour adultes supplémentaires sont de 85 $ chacun

    Le paiement des frais en ligne par carte de crédit peut être effectué au kicp-ecommerce

    Deokkeun An (Université d'État de l'Ohio)
    Affiche: Amas globulaires galactiques et amas ouverts dans SDSS : photométrie de champ encombré et séquences de repères d'amas en ugriz
    Session: Galaxies
    15 - 16 août 2008

    Nous présentons la photométrie pour les étoiles d'amas globulaires et ouvertes observées avec SDSS. Afin d'exploiter plus de 100 millions d'objets stellaires observés par SDSS, nous devons comprendre les caractéristiques des étoiles dans les filtres ugriz SDSS. Alors que les amas d'étoiles fournissent des échantillons d'étalonnage importants pour les couleurs stellaires, les régions proches des amas globulaires, où la fraction d'étoiles de champ est la plus petite, sont trop encombrées pour que le pipeline photométrique standard du SDSS PHOTO puisse être traité. Pour compléter l'enquête d'imagerie SDSS, nous réduisons les données d'imagerie SDSS pour les champs d'amas encombrés à l'aide de la suite de programmes DAOPHOT/ALLFRAME et présentons la photométrie pour 17 amas globulaires et 3 amas ouverts dans un catalogue à valeur ajoutée SDSS. Nos séquences de photométrie et de référence de cluster sont sur le système photométrique ugriz natif SDSS de 2,5 mètres, et les séquences de référence peuvent être directement appliquées à la photométrie SDSS sans dépendre d'aucune transformation. Nous testons divers modèles d'évolution stellaire avec des repères ugriz d'amas bien étudiés. Nous utilisons également ces séquences de référence pour fournir de meilleures distances aux étoiles individuelles dans SDSS.

    James T. Annis (Laboratoire Fermi)
    Affiche: Faibles masses de lentilles pour le catalogue Abell
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 - 18 août 2008

    Nous rapportons un projet de mesure des masses pour les clusters du catalogue Abell en utilisant les données monopasse du SDSS Nord. Notre premier cluster était Coma. Neuf des 21 prochains z

    Kentaro Aoki (télescope Subaru, NAOJ)
    Affiche: Recherche de raies d'absorption de Balmer dans les quasars FeLoBAL
    Session: Quasars, systèmes d'absorption et milieu intergalactique
    15 - 16 août 2008

    PDF
    Le SDSS a découvert un nombre sans précédent de quasars FeLoBAL (Fer Low Ionization Broad Absorption Line). Ces quasars FeLoBAL nouvellement découverts présentent des caractéristiques uniques qui n'étaient pas reconnues auparavant. L'un d'eux est constitué des raies d'absorption non stellaires de Balmer. Par spectroscopie proche infrarouge, nous avons découvert trois FeLoBAL avec des raies d'absorption de Balmer parmi 11 FeLoBAL (trois à 1,3

    Steven P. Bamford (Université de Portsmouth)
    Parlez: Galaxy Zoo : l'indépendance de la morphologie et de la couleur
    Session: Galaxies
    15 août 2008 (11h55 - 12h15)

    PDF
    Le projet Galaxy Zoo a obtenu les morphologies visuelles de près d'un million de galaxies SDSS, y compris l'ensemble de l'échantillon principal de la galaxie DR6. Cela a été rendu possible en invitant les membres du public à classer ces galaxies via un site Internet spécialement conçu. L'inspection visuelle supprime l'incertitude inhérente à l'utilisation de mesures automatiques de morphologie et de proxys, tels que la concentration, et permet une interprétation directe de nos résultats en termes de notion traditionnelle de morphologie des galaxies. Je décrirai le projet Galaxy Zoo et les propriétés du jeu de données résultant, avant de me concentrer sur la dépendance de la morphologie et de la couleur sur l'environnement. À l'aide d'un échantillon de plus de 130 000 objets, je démontrerai que les bimodalités de couleur et de morphologie sont pour la plupart des fonctions indépendantes de l'environnement. Bien que les galaxies de type précoce aient toujours des fractions rouges plus élevées que les galaxies spirales, cela est sous-dominant par rapport à la dépendance de la fraction rouge vis-à-vis de la masse stellaire et de l'environnement. Les tendances environnementales des fractions de type précoce et rouges existent à masse stellaire fixe et sont plus fortes pour les galaxies de masse inférieure. Nos résultats impliquent fortement l'existence d'un effet environnemental significatif au-delà de celui attendu simplement de la variation de la fonction de masse de la galaxie avec l'environnement. De plus, le mécanisme responsable doit transformer les galaxies du bleu au rouge sur des échelles de temps significativement plus courtes que toute transformation de la morphologie spirale à la morphologie de type précoce, et avoir une plus grande influence sur les galaxies de plus faible masse.

    Timothy C. Bières (Université de Michigan)
    Conférence invitée : Étoiles
    Session: Étoiles
    16 août 2008 (14:55 - 15:25)

    Byron E. Bell (Collège Kennedy-King)
    Affiche: Analyse des données de magnitudes multi-longueurs d'onde du SDSS-DR3 à l'aide d'un processus d'hétéroscédasticité conditionnelle autorégressive (ARCH)
    Session: Quasars, systèmes d'absorption et milieu intergalactique
    15 - 16 août 2008

    PDF
    La vue des magnitudes multi-longueurs d'onde des bandes optiques de l'ensemble de données de quasar de la Sloan Digital Sky Survey Data Release 3 (SDSS-DR3) de la Penn State University est plus unique en utilisant une méthode d'hétéroscédasticité conditionnelle autorégressive (ARCH) de l'économétrie.Affichage des termes d'erreur carrée de SDSS-DR3, sig_u, sig_g, sig_r, sig_i en tant que variables indépendantes. Et la variance du sig_z (Sigma Squard de z) en tant que terme dépendant est utilisée. TERMES CLÉS : Quasar, MBH, ARCH, Variabilité.

    Pierre Bergeron (Université de Montréal)
    Conférence invitée : White Dwarf Stars dans le SDSS : explorer la queue des distributions
    Session: Étoiles
    16 août 2008 (14h25 - 14h55)

    PDF
    Le Sloan Digital Sky Survey représente de loin le développement le plus important de ces dernières années en termes de données d'observation des naines blanches. Non seulement le SDSS a plus que triplé le nombre de naines blanches confirmées par spectroscopie depuis la dernière version publiée du catalogue McCook & Sion, mais il a fourni une source phénoménale d'observations photométriques homogènes dans le système ugriz ainsi que la spectroscopie optique pour la plupart des objets. . J'examinerai comment le SDSS a changé notre vision de la nature et de l'évolution des étoiles naines blanches, avec un accent particulier sur les découvertes nouvelles, passionnantes et exotiques rendues possibles grâce au grand nombre d'objets identifiés dans cette enquête.

    Andreas A. Berlind (Université Vanderbilt)
    Parlez: Examen de l'affiche

    18 août 2008 (14h15 - 14h40)

    Rahul Biswas (Université de l'Illinois à Urbana-Champaign)
    Affiche: Prévision bayésienne des contraintes sur les paramètres cosmologiques à partir d'expériences futures
    Session: Supernovae et cosmologie des supernovas
    17 - 18 août 2008

    À l'ère de la cosmologie de précision, les efforts d'observation sont motivés par des missions coûteuses et bien planifiées. À mesure que l'on s'oriente vers des mesures plus précises, il est donc impératif d'estimer plus précisément les contraintes de l'enquête observationnelle proposée. Ici, nous proposons une méthode de prévision des contraintes de paramètres cosmologiques à partir d'enquêtes futures qui vont au-delà de la méthode habituelle d'analyse de Fisher.

    Dmitri Bizyaev (APO/NMSU)
    Affiche: Paramètres structurels sans poussière des galaxies de bord dans SDSS
    Session: Galaxies
    15 - 16 août 2008

    PDF
    Nous effectuons une modélisation 3-D d'images multicolores de galaxies de bord en SDSS pour obtenir des paramètres structurels sans extinction de leurs disques et renflements stellaires.

    Michael R. Blanton (L'Université de New York)
    Conférence invitée : Propriétés Galaxy dans le SDSS
    Session: Galaxies
    15 août 2008 (9h30 - 10h00)

    Jean Bochanski (Université de Washington)
    Parlez: Exploration de la voie lactée locale : la luminosité stellaire de faible masse et les fonctions de masse
    Session: Étoiles
    16 août 2008 (16h30 - 16h50)

    PDF
    Je présente les résultats de ma thèse, en utilisant des observations de plus de 15 millions de naines M pour mesurer la luminosité et la fonction de masse stellaires du champ. Ce résultat est basé sur un ensemble de données de trois ordres de grandeur plus grand que toute étude précédente sur ce sujet. Les observations couvrent l'ensemble de l'empreinte SDSS, environ 8 400 degrés carrés. En utilisant cette photométrie à 5 couleurs et des relations améliorées entre la couleur et la magnitude absolue, je dérive les luminosités et les masses de chaque étoile de notre échantillon. Les incertitudes de l'analyse sont quantifiées à l'aide des résultats d'une région d'étalonnage de 30 degrés carrés, où nous avons des observations spectroscopiques de plusieurs milliers d'étoiles. De plus, la structure de la Voie lactée locale est mesurée, déterminant les profils de densité des disques minces et épais.

    Adam Bolton (Institut d'astronomie, Université d'Hawaï)
    Parlez: Le sondage Sloan Lens ACS
    Session: Galaxies
    15 août 2008 (10h00 - 10h20)

    PDF
    L'enquête Sloan Lens ACS (SLACS) a combiné la spectroscopie SDSS avec l'imagerie du télescope spatial Hubble pour assembler un échantillon sans précédent de plus de 70 lentilles gravitationnelles puissantes à l'échelle de la galaxie. Je passerai en revue les résultats observationnels et scientifiques de SLACS, avec un accent particulier sur la structure masse-densité et les relations d'échelle empiriques des galaxies elliptiques. Ma conférence s'adressera principalement aux « non-objectifs » et présentera à la fois de nouveaux résultats quantitatifs et des images astronomiques époustouflantes.

    Michael J. I. Brown (Université Monash)
    Affiche: Les 7 derniers Gyr de croissance de la galaxie rouge
    Session: Galaxies
    15 - 16 août 2008

    PDF
    La croissance des galaxies rouges est l'un des sujets les plus controversés dans le domaine de l'évolution des galaxies. Dans une cosmologie Lambda CDM, les halos massifs de matière noire subissent une croissance rapide via la fusion entre z=1 et z=0. Contrairement à ce point de vue, de nombreux observateurs ne trouvent aucune croissance significative de galaxies rouges massives depuis z=1. Je discuterai des mesures récentes de la densité spatiale et du regroupement des galaxies rouges avec des relevés à grand champ et en profondeur, y compris les travaux récents de la collaboration de terrain Bootes. Nous constatons que la densité spatiale évolutive des galaxies rouges massives diffère de l'évolution passive pure, bien que le taux implicite de croissance de la masse stellaire soit faible. Nous avons déterminé comment les galaxies rouges résident dans les halos de matière noire, en utilisant la distribution de l'occupation des halos contrainte par des mesures d'amas de galaxies. Nous constatons que la relation entre la masse stellaire de la galaxie rouge et la masse du halo hôte a peu ou pas évolué depuis z=1. Dans les halos de matière noire les plus massifs, une grande partie de la masse stellaire réside dans les galaxies satellites et la lumière diffuse intra-amas. En conséquence, les galaxies les plus massives ne croissent pas aussi rapidement que leurs halos de matière noire hôtes.

    Yanchuan Cai (Université de Durham)
    Affiche: Exploiter le prochain jeu de données Pan-STARRS
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 - 18 août 2008

    PDF
    Le levé Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) 3pi couvrira les 3/4 du ciel. Pour utiliser les prochaines données Pan-STARRS pour étudier la structure à grande échelle, nous avons utilisé la simulation Millennium N-body et le modèle semi-analytique de formation de galaxies GALFORM pour construire un catalogue de galaxies Pan-STARRS fictif. Cela nous permet de déterminer les propriétés de base attendues pour les relevés Pan-STARRS, telles que le nombre de galaxies et leur distribution de décalage vers le rouge. Ces maquettes ont été produites pour être utilisées par le consortium Pan-STARRS afin de tester les performances des codes d'estimation photométrique du décalage vers le rouge. Les applications de ce travail telles que l'impact des erreurs photo-z sur la mesure des oscillations acoustiques baryoniques seront abordées.

    Daniela Carollo (RSAA, Observatoire du mont Stromlo, ANU Australie)
    Affiche: Paramètres structuraux et cinématiques des deux composantes du halo de la Voie lactée : résultats préliminaires
    Session: La voie lactée et ses voisins
    15 - 16 août 2008

    La structure du halo de la Voie lactée a été récemment montrée par Carollo et al. (Nature, 2007) pour être clairement divisible en deux composants stellaires qui se chevauchent, le halo interne et le halo externe. La première structure domine aux distances galactocentriques R 15-20 kpc, présente une distribution beaucoup plus uniforme des excentricités orbitales, a une rotation rétrograde nette (et statistiquement significative) et comprend des étoiles avec un pic dans leur MDF un facteur trois de moins que le halo interne ([Fe/H] = -2.2). De telles propriétés indiquent que l'on pourrait associer deux modes de formation distincts, et des échelles de temps, pour l'assemblage de ces deux structures. L'ensemble de données sur lequel ces allégations sont basées a récemment été augmenté de 50 % avec l'ajout du nouveau SDSS/SEGUE. Je présenterai les premiers résultats d'une technique du maximum de vraisemblance qui fournit des estimations des paramètres structurels des composants du halo interne et externe, y compris des estimations de la fraction d'étoiles au sein de chaque population en fonction de la distance. De tels chiffres sont essentiels pour affiner les recherches en cours et futures des étoiles les plus pauvres en métaux de la Galaxie.

    Kenneth C. Chambers (Institut d'astronomie)
    Parlez: La mission scientifique Pan-STARRS 1
    Session: Le futur proche
    18 août 2008 (15h00 - 15h20)

    PS1, le télescope Pan-STARRS n° 1 est un prototype de télescope pour un télescope d'étude du ciel cyclique à ouverture distribuée : le télescope d'étude panoramique et le système de réponse rapide. La mission scientifique PS1 de 3,5 ans devrait commencer au début de l'automne 2008. Le système PS1, y compris l'observatoire, le télescope, la caméra 1,4 gigapixels, le pipeline de traitement d'images, la base de données relationnelle PSPS et les clients logiciels spécifiques à la science seront exploités pendant la durée de la mission. par le Consortium scientifique PS1. Les levés du ciel PS1 à effectuer comprennent :
    (1) Un levé Steradian 3pi avec des champs d'étalonnage associés
    (2) Une enquête moyennement profonde de 10 empreintes PS1 espacées dans le ciel
    (3) Une étude du système solaire de NEO "Sweet Spots",
    (4) une enquête sur le transit stellaire et
    (5) une étude approfondie de M31.
    Ces relevés, leurs objectifs scientifiques et la stratégie d'observation pour atteindre ces objectifs seront discutés. Des images et des données de commission seront présentées, ainsi qu'un résumé des produits de données attendus de la mission PS1. Il convient de souligner qu'il y aura une diffusion immédiate des données PS1 à la communauté, et que toutes les données et produits de données PS1 seront diffusés à la communauté astronomique dans l'année suivant l'achèvement de la mission scientifique PS1.

    Chin Wei Chen (Institut supérieur d'astronomie, Université centrale nationale)
    Affiche: Photométrie ugriz homogène pour les galaxies ACS Virgo Cluster Survey
    Session: Galaxies
    15 - 16 août 2008

    Je présenterai nos travaux sur l'analyse photométrique et structurale de 100 galaxies ACS Virgo Cluster Survey (ACSVCS) avec des images SDSS. Le projet ACSVCS cible 100 galaxies de type précoce dans l'amas de la Vierge avec une imagerie HST/ACS haute résolution (0,1'' FWHM). D'une part, les observations HST fournissent les meilleures données à ce jour pour étudier la région centrale des galaxies. Cependant, en raison du champ limité (3'), de grandes extrapolations sont nécessaires pour calculer les magnitudes totales, conduisant à des couleurs incertaines correspondantes. L'objectif principal de notre travail est d'utiliser des images SDSS (DR5), qui ont à la fois l'homogénéité et la large couverture du ciel nécessaires pour surmonter ces limitations. Nous avons développé un pipeline qui masque les sources autour de la galaxie cible et dérive ses paramètres structurels, c'est-à-dire la luminosité totale, le rapport des axes, le rayon effectif, l'angle d'orientation. Ensuite, pour l'image masquée, nous dérivons les profils de luminosité de surface dans cinq bandes à l'aide d'un package IRAF ''ellipse''. En général, les résultats des cinq bandes sont bien cohérents les uns avec les autres et les résultats g et z sont tout à fait cohérents avec les résultats HST. La comparaison de nos résultats avec les mesures précédentes sera également présentée.

    James G. Cresswell (ICG, Université de Portsmouth, Royaume-Uni)
    Affiche: Biais dépendant de l'échelle et de la magnitude dans DR5
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 - 18 août 2008

    Nous présentons les résultats d'une étude paramétrant et ajustant l'échelle et les modèles dépendants de la magnitude absolue du biais galactique pour les galaxies rouges et bleues dans DR5.

    Scott M. Croom (Université de Sydney)
    Conférence invitée : Réponses et questions des enquêtes Quasar
    Session: Quasars, systèmes d'absorption et milieu intergalactique
    15 août 2008 (14h30 - 15h00)

    PPT
    Au cours de la dernière décennie, les principaux levés 2QZ et SDSS ont révolutionné notre compréhension des quasars. Je décrirai certains des résultats clés qui ont été obtenus, y compris les mesures de l'évolution, le regroupement et les propriétés spectrales. Je me concentrerai ensuite sur un certain nombre de problèmes qui restent à résoudre et je proposerai des solutions possibles.

    Licai Deng (Observatoires astronomiques nationaux)
    Affiche: Etude de la structure galactique LAMOST
    Session: La voie lactée et ses voisins
    15 - 16 août 2008

    LAMOST va avoir sa première lumière d'ici la fin de 2008. L'un des projets clés est sur la Structure de la Galaxie.

    Daniel Eisenstein (Université de l'Arizona)
    Conférence invitée : Mesurer les distances cosmiques avec les oscillations acoustiques Baryon
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 août 2008 (10h00 - 10h30)

    PDF
    J'expliquerai comment les oscillations acoustiques qui se propagent dans le fluide photon-baryon au cours du premier million d'années de l'Univers fournissent une méthode robuste pour mesurer l'échelle de distance cosmologique. La distance que le son peut parcourir peut être calculée avec une grande précision et crée une signature dans le regroupement tardif de la matière qui sert de règle standard. Je présenterai les résultats de regroupement de galaxies du Sloan Digital Sky Survey qui révèlent cette caractéristique, donnant une distance géométrique à un décalage vers le rouge de 0,35 et une mesure précise d'Omega_matter. Je discuterai ensuite de nos plans pour le SDSS-III, qui utilisera la méthode acoustique pour produire des mesures de distance à 1% afin de cartographier l'histoire de la courbure et de l'expansion de l'Univers et mesurer l'évolution de l'énergie noire.

    Sandra M. Faber (Observatoires UC, Observatoire Lick)
    Conférence invitée : La formation des galaxies simplifiée
    Session: Galaxies
    15 août 2008 (9h00 - 9h30)

    Ryan Foley (UC Berkeley / CFA)
    Parlez: L'échantillon Keck/SDSS Supernova
    Session: Supernovae et cosmologie des supernovas
    18 août 2008 (12h00 - 12h20)

    PDF
    Nous présentons des ultraviolets (UV) de cadre de repos de haute qualité à travers des spectres optiques de 21 supernovae de type Ia (SNe Ia) à décalage vers le rouge

    0,22 qui ont été découverts par le Sloan Digital Sky Survey-II (SDSS-II). En utilisant la photométrie à large bande de l'enquête SDSS, nous sommes en mesure de reconstruire les distributions d'énergie spectrale hôte-galaxie SN, permettant une correction de la contamination hôte-galaxie dans le SN

    Ia spectres. La comparaison des spectres composites construits à partir d'un sous-échantillon de 15 spectres de haute qualité à ceux créés à partir d'un échantillon à faible décalage vers le rouge avec des propriétés par ailleurs similaires montre que les objets Keck/SDSS ont, en moyenne, un excès d'UV. Cette observation est confirmée en comparant les couleurs à large bande synthétisées des spectres individuels, montrant une différence de couleurs moyennes au niveau > 3-6 sigma pour diverses couleurs UV. Nous voyons en outre une différence dans la pente spectrale UV entre les objets avec des galaxies hôtes activement formatrices d'étoiles et ceux avec peu de formation d'étoiles actuelle. De plus, nous détectons une relation entre la pente UV et la luminosité maximale qui diffère de celle observée à faible décalage vers le rouge. Si ces différences ne sont pas le résultat d'une erreur systématique, alors SNe Ia avec z > 1 peut avoir des modules de distance plus grands de

    0,5 mag que ce qui est actuellement déduit, apportant le SN le plus élevé vers le rouge

    Ia mesures de distance plus proches de celle de la cosmologie de concordance LambdaCDM.

    Stéphane Franck (Université d'État de l'Ohio)
    Affiche: Rechercher et trouver des absorbeurs OVI à haut redshift
    Session: Quasars, systèmes d'absorption et milieu intergalactique
    15 - 16 août 2008

    Nous avons analysé un grand ensemble de données de candidats absorbeurs OVI trouvés dans les spectres de 3800 quasars SDSS, en nous concentrant sur un sous-échantillon de 387 lignes de visée AGN avec un S/N moyen > 5,0, permettant la détection d'absorbeurs au-dessus d'une largeur équivalente au cadre de repos. limite de W > 0,19 A pour le composant OVI 1032 A. En tenant compte des intrus aléatoires imitant un doublet OVI, nous dérivons pour la première fois une limite inférieure sécurisée pour la densité du nombre de redshifts z_ > 2.8. Avec des simulations de Monte Carlo étendues, nous quantifions les pertes d'absorbeurs dues au mélange avec les lignes forestières omniprésentes de Lyman, et estimons le taux de réussite de la récupération de chaque candidat individuel en fonction de son redshift, le redshift d'émission du quasar, la force de l'absorbeur et le S/B mesuré du spectre en modélisant les spectres typiques de la forêt Ly. Ces facteurs de correction nous permettent de dériver les densités de décalage vers le rouge « incomplétude et S/N corrigées » des absorbeurs OVI :Delta N_ / Delta z_ (2.8 1.9 x 10^ <-8>h^<-1>. Nous montrons que les raies fortes que nous sondons représentent plus de 65% de la masse dans les absorbeurs OVI les absorbeurs faibles, bien que dominants dans la densité du nombre de raies, ne Contribuant de manière significative à la densité de masse. En faisant une hypothèse prudente sur la fraction d'ionisation et en adoptant les valeurs d'abondance solaire d'Anders1989, nous dérivons la métallicité moyenne du gaz sondé dans notre recherche : zeta (2.8 3.6 x 10^ <-4>h, in bon accord avec d'autres études.Ces résultats démontrent que de grands ensembles de données spectroscopiques tels que SDSS peuvent jouer un rôle important dans les études de raie d'absorption QSO, malgré la résolution relativement faible.

    Wendy Freedman (Observatoires Carnegie)
    Conférence invitée : L'enquête Carnegie Supernova
    Session: Supernovae et cosmologie des supernovas
    18 août 2008 (10h00 - 10h30)

    Josh Frieman (Fermilab et U. Chicago)
    Conférence invitée : L'enquête SDSS-II Supernova
    Session: Supernovae et cosmologie des supernovas
    18 août 2008 (11h30 - 12h00)

    PDF
    présentation invitée sur le SDSS-II SN

    Pierre Garnavitch (Université de Notre-Dame)
    Parlez: La nature du type Ia SN de l'enquête SDSS-II Supernova
    Session: Supernovae et cosmologie des supernovas
    18 août 2008 (12:20 - 12:40)

    PDF
    Le grand volume recherché dans le SDSS-II Supernova Survey offre une fenêtre unique sur la nature des explosions de type Ia. Inhabituels et particuliers ont été trouvés qui fournissent des indices sur les progéniteurs et les mécanismes d'explosion. L'étude du grand échantillon de galaxies hôtes et leur connexion aux propriétés de la supernova peuvent sonder l'origine des explosions et rechercher des effets évolutifs subtils.

    Gerry Gilmore (Institut d'astronomie, Cambridge)
    Parlez: Propriétés des plus petites galaxies
    Session: La voie lactée et ses voisins
    16 août 2008 (10h00 - 10h20)

    PDF
    Les découvertes du SDSS ont étendu notre échantillon de satellites dSph à une luminosité et une luminosité de surface très faibles. Je passe en revue les propriétés de ces galaxies, la cinématique, la chimie et les structures.

    Juan E. González (Institut de cosmologie computationnelle, Université de Durham)
    Affiche: Utilisation du Sloan Digital Sky Survey pour tester les modèles de formation des galaxies
    Session: Galaxies
    15 - 16 août 2008

    PDF
    Nous profitons de la grande zone spectroscopique cartographiée par le relevé SDSS pour effectuer une comparaison détaillée avec les propriétés des galaxies prédites par les modèles de formation des galaxies. Nous utilisons deux versions différentes du modèle semi-analytique de formation des galaxies de Durham (GALFORM). Il a été démontré que la version Baugh et al 2005 de GALFORM, qui suppose un IMF variable, a réussi à reproduire les fonctions de luminosité optique et IR locales, ainsi que l'abondance de galaxies sub-mm et de rupture Lyman à haut décalage vers le rouge. En revanche, la version 2006 de Bower et al de GALFORM, qui intègre la rétroaction AGN, reproduit mieux l'évolution des fonctions de luminosité en bande K et de masse stellaire. Dans ce travail, nous calculons les mêmes quantités pour les galaxies modèles (magnitude pétrosienne, indice de concentration et ajustement du profil Sersic) que celles utilisées dans l'enquête SDSS pour caractériser les galaxies observées. Nous comparons ensuite la fonction de luminosité, les couleurs des galaxies, les tailles et les distributions morphologiques entre les modèles et les données d'observation.Nous constatons que le modèle de Bower et al reproduit mieux la forme détaillée de la fonction de luminosité, la relation morphologie-luminosité et la bimodalité de couleur observées dans les données SDSS, mais que le modèle de Baugh et al est beaucoup plus efficace pour prédire la taille des galaxies pour la fin -type galaxies. Les deux modèles ont des problèmes avec les tailles prédites des galaxies de type précoce, qui sont très différentes de la relation observée. Ces résultats aident à identifier quels processus physiques dans le modèle, comme le refroidissement et la rétroaction à différentes échelles de masse, sont cruciaux pour reproduire les propriétés observées de la galaxie.

    Geneviève J. Graves (UCO/Observatoire Lick)
    Parlez: Disséquer la séquence rouge : histoires de formation d'étoiles par rapport aux paramètres structurels
    Session: Galaxies
    15 août 2008 (11h35 - 11h55)

    PDF
    J'utilise 16 000 spectres de galaxies du Sloan Digital Sky Survey pour sonder les différentes populations stellaires des premiers types de galaxies dans tout le plan fondamental. Non seulement les galaxies de type précoce couvrent une famille bidimensionnelle dans le plan fondamental, mais elles couvrent également une famille bidimensionnelle dans les histoires de formation d'étoiles. En plus des variations connues avec la masse des galaxies, je présente des preuves que les populations stellaires dans ces galaxies sont intimement liées à leurs fractions centrales de matière noire, révélant un lien entre l'histoire de la formation des étoiles et l'évolution structurelle. Je discute ces résultats dans le contexte de différents modèles d'évolution des galaxies dans un univers hiérarchique.

    James E. Gunn (Université de Princeton, Sciences astrophysiques)
    Conférence invitée : Résumé de la conférence

    18 août 2008 (16h20 - 16h50)

    Neeraj Gupta (Installation nationale du télescope australien CSIRO)
    Affiche: Enquête GMRT sur l'absorption de 21 cm dans les candidats DLA à décalage vers le rouge intermédiaire du SDSS
    Session: Quasars, systèmes d'absorption et milieu intergalactique
    15 - 16 août 2008

    PDF
    Les absorbeurs Lyman-alpha amortis (DLA) observés dans les spectres des QSO à z élevé nous permettent de sonder les conditions physiques dans les protogalaxies. Notre compréhension des conditions physiques dans les DLA à z élevé est principalement basée sur les raies d'absorption des molécules H_2 et les transitions de structure fine. Un autre moyen important de sonder l'état thermique du milieu interstellaire dans ces systèmes consiste à étudier l'absorption de 21 cm dans les spectres des quasars de fond. Nous effectuons des recherches systématiques d'absorption de 21 cm dans des échantillons complets de
    (1) Candidats DLA aux redshifts intermédiaires (z

    1),
    (2) DLA à z>2, et
    (3) Paires QSO-Galaxy à faibles décalages vers le rouge (z 1 Angstrom. En utilisant les mesures de flux radio de la littérature, nous construisons un échantillon complet de systèmes MgII puissants devant des quasars compacts et une densité de flux interpolée de 610 MHz supérieure à 100 mJy. Distribution de différents rapports de largeur équivalente (c'est-à-dire W(MgI)/W(MgII), W(FeII)/W(MgII) etc.) ainsi que la distribution de W(MgII) dans notre échantillon est conforme à celle observée pour les DLA. de 37 des 38 sources de notre échantillon sont terminées et ont abouti à 6 nouvelles détections et 2 détections provisoires d'absorption de 21 cm, ce qui a considérablement augmenté le nombre d'absorbeurs de 21 cm à z>1 car seuls 4 absorbeurs de 21 cm étaient connus avant notre enquête.

    Martin G. Haehnelt (Institut d'astronomie, Université de Cambridge)
    Parlez: Mesurer le spectre de puissance de la matière à petite échelle avec les données forestières Lyman-alpha
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 août 2008 (14h40 - 15h00)

    PDF
    Je discuterai des mesures du spectre de puissance de la matière à petite échelle basées sur des données forestières SDSS et UVES/VLT Lyman-alpha et des simulations hydrodynamiques.

    Je mettrai un accent particulier sur
    - implications des preuves récentes d'une relation température-densité inversée pour l'amplitude du spectre de puissance de la matière à petite échelle et des limites supérieures pour les masses des neutrinos
    - contraintes sur la masse des particules de matière noire (chaude).

    Stéphane Herbert-Fort (Université de l'Arizona)
    Affiche: La distribution orbitale des galaxies satellites
    Session: Galaxies
    15 - 16 août 2008

    PDF
    Nous mesurons la distribution des vitesses pour les galaxies satellites progrades et rétrogrades en utilisant une combinaison de données publiées et de nouvelles observations pour 78 satellites de 63 galaxies disques extrêmement isolées (169 satellites au total), tirées du SDSS. Nous constatons que la distribution des vitesses est non gaussienne (> 99,9% de confiance), mais qu'elle peut être décrite comme la somme de deux gaussiennes, dont l'une est large et prograde et l'autre légèrement rétrograde et beaucoup plus étroite. La distribution asymétrique de la vitesse démontre une connexion entre la galaxie du disque interne visible et la cinématique du halo sombre externe. La portée de cette connexion, s'étendant même au-delà des rayons viriaux, suggère qu'elle est imprimée par le modèle de chute du satellite et les effets à grande échelle, plutôt que par des processus dynamiques de plus haut niveau dans la formation de la galaxie centrale ou l'évolution tardive de les satellites.

    Stéphane Herbert-Fort (Université de l'Arizona)
    Affiche: L'enquête SDSS DLA et les DLA Metal-Strong
    Session: Quasars, systèmes d'absorption et milieu intergalactique
    15 - 16 août 2008

    PDF
    Je passerai en revue Prochaska, Herbert-Fort & Wolfe (2005 'The SDSS DLA Survey') et Herbert-Fort et al. (2006 'Les DLA Metal-Strong'). Ces deux travaux, basés sur notre algorithme de recherche de spectres de quasars SDSS et le très grand échantillon DLA à décalage vers le rouge qui en résulte, ont fourni un certain nombre de nouveaux résultats intéressants.

    Rodrigo Ier Herrera (Pontificia Universidad Catolica de Chile)
    Affiche: Formation d'étoiles en paires de galaxies à faible luminosité de surface
    Session: Galaxies
    15 - 16 août 2008

    PDF
    Nous étudions l'effet des interactions des galaxies sur la formation d'étoiles dans un échantillon complet de volume limité de galaxies à faible luminosité de surface (LSB) et de galaxies à haute luminosité de surface (HSB) dans la plage de décalage vers le rouge entre 0,01 et 0,1, sélectionnées à partir de la publication des données du Sloan Digital Sky Survey. 4 (SDSS-DR4). Il est clair que les interactions entre galaxies sont devenues pertinentes lorsque la galaxie centrale est LSB et que la voisine la plus proche est plus lumineuse, comme on peut le voir dans l'augmentation du SFR spécifique et la diminution de la force de rupture moyenne de 4000 .

    Ryan C. Hickox (Centre Harvard-Smithsonian d'astrophysique)
    Parlez: Regroupement et évolution des AGN sélectionnés par radio, rayons X et IR
    Session: Quasars, systèmes d'absorption et milieu intergalactique
    15 août 2008 (17h10 - 17h30)

    PDF
    Je présenterai des études sur le regroupement des noyaux galactiques actifs à l'aide des données de l'enquête Bootes à plusieurs longueurs d'onde de 9 degrés carrés, y compris les décalages vers le rouge de MMT/AGES. Les AGN sélectionnés dans différentes bandes d'ondes (radio, rayons X, infrarouge) ont des propriétés de galaxie hôte et de clustering distinctement différentes, et représentent probablement différents modes d'accrétion de trous noirs supermassifs. J'aborderai les différents modes AGN dans le contexte de l'évolution cosmologique des galaxies et de leurs trous noirs centraux.

    Fiona Hoyle (Université Widener)
    Affiche: Vides dans le SDSS
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 - 18 août 2008

    Ho Seong Hwang (Institut coréen d'études avancées)
    Affiche: Cinématique des systèmes satellitaires de galaxies
    Session: Galaxies
    15 - 16 août 2008

    Nous présentons une analyse cinématique des systèmes de galaxies satellitaires en utilisant les données SDSS.

    Naohisa Inada (RIKEN)
    Parlez: La recherche de lentille SDSS Quasar
    Session: Quasars, systèmes d'absorption et milieu intergalactique
    15 août 2008 (16h30 - 16h50)

    PDF
    Nous effectuons actuellement le SloanDigital Sky Survey Quasar Lens Search (SQLS), qui est un levé de quasar à lentille utilisant les données SDSS. Le SQLS est maintenant reconnu comme le plus grand levé de quasars à lentille au cours du SQLS, nous avons découvert jusqu'à présent 29 quasars à lentille et 11 quasars à lentille précédemment identifiés. Les principaux résultats actuels sont les suivants : 1) nous avons complété un catalogue de quasars à lentille statistique à l'aide du SDSS Data Release Three (DR3) et l'avons appliqué à des tests cosmologiques, et 2) nous avons réussi à découvrir 2 quasars à lentille à l'échelle d'un amas, qui sont de longue durée. quasars à lentilles prédits mais non détectés auparavant produits par des amas de galaxies. Nous étendons maintenant l'échantillon de lentilles statistiques de DR3 à DR5, et enfin DR7. D'autres découvertes de quasars à lentilles à l'échelle des grappes sont également attendues pour étendre l'échantillon de quasars source.

    Zeljko Ivezic (Université de Washington)
    Conférence invitée : Astronomie du système solaire avec SDSS et LSST
    Session: Le système solaire
    18 août 2008 (9h00 - 9h40)

    PDF
    Motivé en partie par le grand succès du SDSS, le Large Synoptic Survey Telescope (LSST) sera un grand système au sol à grand champ conçu pour obtenir plusieurs images couvrant le ciel visible depuis Cerro Pachon dans le nord du Chili. La conception de base actuelle comprend un miroir primaire de 8,4 m (6,5 m efficace), un miroir de 10 pieds carrés. champ de vision et un appareil photo de 3,2 gigapixels. Bien que sans composant spectroscopique, le LSST ouvrira le domaine temporel faible en observant un 20 000 sq.deg. région environ 1000 fois au cours des 10 années d'exploitation prévues à partir de 2015. Ces données se traduiront par une carte co-ajoutée d'environ 5 magnitudes plus profonde que SDSS, et dans des bases de données comprenant 10 milliards de galaxies et un nombre similaire d'étoiles. À bien des égards, par rapport au SDSS, l'enquête deep-wide-fast du LSST représentera un bond en avant d'environ un facteur cent.

    Jennifer Johnson (Université d'État de l'Ohio)
    Affiche: M Giants dans le halo galactique de SDSS
    Session: Étoiles
    15 - 16 août 2008

    Le halo de la Voie lactée est généralement caractérisé comme pauvre en métal. Cependant, des échantillons locaux d'étoiles du halo ont des difficultés à étudier l'extrémité riche en métaux de la fonction de distribution de la métallicité du halo en raison de la contamination du disque. On sait depuis des décennies que le halo abrite des géants M, descendants de nains riches en métaux. En effet, la sphéroïde naine Sagittaire a laissé une traînée de géantes M à travers le ciel. En combinant la photométrie 2MASS et la spectroscopie SDSS, nous isolons les candidats géants M observés par SDSS comme contaminants pour d'autres programmes et commençons un recensement des géants M dans le halo.

    Catherine V. Johnston (Université de Colombie)
    Conférence invitée : La Voie lactée et la cosmologie en champ proche
    Session: La voie lactée et ses voisins
    16 août 2008 (9h00 - 9h30)

    PDF
    En cartographiant la distribution des étoiles à l'échelle mondiale, SDSS a eu un impact spectaculaire sur notre compréhension de la structure de la Voie lactée, révélant une sous-structure abondante dans la galaxie proche et lointaine ainsi que la découverte d'une multitude de satellites auparavant inconnus. Dans cet exposé, je passerai en revue ce que ces découvertes - et celles à venir - pourraient nous dire sur la formation de la Voie lactée.

    Mario Juric (Institut d'études avancées)
    Parlez: Disséquer la Voie Lactée avec SDSS
    Session: La voie lactée et ses voisins
    16 août 2008 (10h20 - 10h40)

    PDF
    La distribution et les propriétés des étoiles de la Voie lactée contiennent des informations sur la formation et l'évolution de la Galaxie. Traditionnellement, les échantillons d'étoiles avec de telles mesures étaient souvent biaisés, comprenaient un petit nombre d'étoiles ou ne s'étendaient pas bien au-delà du voisinage solaire. Le Sloan Digital Sky Survey nous permet de surmonter ces problèmes et de cartographier directement la densité numérique, la cinématique et les distributions de métallicité des étoiles sur une partie représentative de la Galaxie sans l'aide de traceurs ou d'hypothèses de modèle. Avec SDSS, nous sommes en mesure de caractériser les propriétés globales de la Voie lactée, d'identifier les satellites en chute et les restes perturbés par les marées, de mesurer les échelles des composants galactiques et d'observer les relations entre diverses propriétés cinématiques et physiques. En particulier, les dernières cartes de métallicité et de cinématique révèlent de manière dramatique les différents contenus en métaux et les différentes distributions de vitesse de rotation des étoiles du disque et du halo dans notre Galaxie. Des cartes telles que celles-ci imposent de nouvelles contraintes sur la structure et l'origine des composants galactiques, et des modèles dynamiques admissibles de la Voie lactée.

    Hwajung Kang (Collège de Dartmouth)
    Affiche: Mouvement particulier et spectre de puissance des galaxies de type précoce
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 - 18 août 2008

    Si l'on regarde une région suffisamment grande, le gros des galaxies devrait converger vers le dipôle CMB. De nombreuses études ont été menées sur la profondeur de convergence, la direction et les magnitudes des dipôles. En raison du manque de données et de statistiques médiocres, la convergence de la vitesse globale a été un problème ouvert. Cependant, toutes les observations jusqu'à 60h -1 Mpc commençant il y a une décennie ont mesuré le débit volumique avec des résultats en accord avec les attentes théoriques. En revanche, les relevés de vitesse particuliers supérieurs à 100h -1 Mpc fournissent des résultats incohérents variant entre les relevés.
    De plus, les vitesses particulières des galaxies sont un outil indépendant pour examiner le spectre de puissance de densité de matière. En supposant que la structure croît via l'instabilité gravitationnelle, on peut obtenir la relation entre la vitesse particulière et la distribution de matière dans le régime linéaire. Cette relation montre que le spectre de puissance de la matière peut être estimé directement à partir des vitesses particulières mesurées. Jusqu'à présent, les spectres de puissance de la matière des vitesses particulières ont montré une plus grande amplitude, incompatible avec le spectre de puissance obtenu à partir des relevés de décalage vers le rouge des galaxies.
    Par conséquent, j'obtiendrai le flux volumique à des échelles supérieures à 100h -1 Mpc pour voir s'il existe un flux volumique significatif à cette échelle et examinerai le spectre de puissance à partir des vitesses particulières des galaxies.
    Les distances et les vitesses particulières des amas de galaxies sont calculées à partir du plan fondamental des galaxies de type précoce à l'aide du SDSS DR6 récemment publié. Avant d'utiliser toutes les données d'amas de galaxies possibles dans DR6, je vais montrer ici le résultat du petit ensemble de données, 720 galaxies de type précoce, 36 amas de galaxies avec un décalage vers le rouge de 0,067, pour commencer.

    Guenièvre A.M. Kauffmann (Institut Max Planck d'Astrophysique)
    Conférence invitée : La co-évolution des galaxies et de leurs trous noirs supermassifs : le point de vue du SDSS
    Session: Galaxies
    15 août 2008 (13h45 - 14h15)

    PDF
    Je résume les recherches récentes sur la relation entre l'évolution des trous noirs et des galaxies sur la base des spectres optiques du Sloan Digital Sky Survey.

    Issha Kayo (IPMU, Université de Tokyo)
    Affiche: Méthode indépendante du modèle pour mesurer la dispersion de vitesse particulière des galaxies
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 - 18 août 2008

    Stephen Kent (Laboratoire Fermi)
    Parlez: Examen de l'affiche

    16 août 2008 (14h00 - 14h25)

    Juna A. Kollmeier (Observatoires Carnegie/Université de Princeton)
    Parlez: Étoiles à grande vitesse dans le SDSS
    Session: Étoiles
    16 août 2008 (17h10 - 17h30)

    PDF
    Les étoiles à hypervitesse (HVS) sont une population d'étoiles relativement nouvelle dans la Galaxie. Ces étoiles ont le potentiel de contraindre la forme du halo de la Voie Lactée ainsi que la nature de la formation des étoiles au Centre Galactique. À ce jour, seuls les jeunes HVS ont été trouvés car les techniques actuellement utilisées pour localiser ces étoiles rares ont été focalisées sur le bleu pour plusieurs raisons. Cependant, trouver les étoiles de la vieille population (potentiellement plus nombreuses) (ou leur absence) serait extrêmement important afin d'exploiter le HVS en tant que sondes multi-échelles de la Galaxie. En exploitant la base de données spectroscopique pour les étoiles dans SDSS, nous recherchons des HVS liés et non liés. Je présenterai les résultats de cette recherche, y compris une détermination complémentaire de la vitesse d'échappement et la découverte potentielle de l'insaisissable "population de retour" de HVS lié.

    Sergueï E. Koposov (Institut Max Planck d'astronomie, Heidelberg)
    Affiche: Explication quantitative de la population observée de galaxies satellites de la Voie lactée
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 - 18 août 2008

    Auteurs : Koposov, Yoo, Rix, Weinberg
    Nous montrons que la fonction de luminosité observée, la distribution radiale et la distribution de dispersion de vitesse des satellites très faibles de la Voie lactée peuvent être quantitativement bien assorties par des prédictions de simulations cosmologiques basées sur une population canonique de sous-halos de matière noire, si le contenu stellaire de ces sous-halos sont régulés par la suppression du refroidissement des gaz par photo-chauffage après réionisation. Alors que cette approche pour résoudre l'écart « satellite manquant » a été bien établie sur le plan qualitatif, les développements récents ont permis un traitement considérablement plus quantitatif et rigoureux : le recensement des galaxies satellites de la Voie lactée a récemment été considérablement élargi avec la découverte de nouveaux satellites faibles. Ils ont tous été caractérisés photométriquement et des dispersions de vitesse stellaire existent pour la plupart. Une quantification récente de l'efficacité et des limites du SDSS à trouver ces nouveaux objets a montré que pour la plupart d'entre eux, le volume maximal dans lequel ils auraient pu être trouvés est bien inférieur au « volume viriel » du halo MW. En partant d'un modèle semi-analytique pour la population de sous-halos de matière noire, nous modélisons leur contenu stellaire possible en appliquant des prescriptions précédemment publiées sur l'efficacité de la formation d'étoiles avant et après réionisation et en supposant que la formation d'étoiles s'empare une fois que le petit les halos deviennent des satellites. Nous appliquons ensuite la fonction de détection observationnelle connue à cet ensemble de satellites fictifs de la Voie lactée et les comparons aux observations. Dans ces limites de détection, la distribution de luminosité observée peut être bien adaptée sur une large plage de luminosité pour des choix plausibles de suppression de la formation d'étoiles. La distribution des dispersions de vitesse stellaire peut également être bien adaptée.

    Andrey V. Kravtsov (KICP, Université de Chicago)
    Parlez: Modélisation de la distribution spatiale des galaxies dans le SDSS
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 août 2008 (14h20 - 14h40)

    Richard G. Kron (L'Université de Chicago)
    Parlez: Point de vue du réalisateur 3

    17 août 2008 (12h15 - 12h30)

    Varsha P. Kulkarni (Université de Caroline du Sud)
    Parlez: Évolution des métaux et de la poussière dans les galaxies : absorbeurs de quasar Lyman-alpha amortis et sous-amortis de SDSS
    Session: Quasars, systèmes d'absorption et milieu intergalactique
    15 août 2008 (16h50 - 17h10)

    PDF
    L'évolution des éléments dans les galaxies est un sujet fondamental en astrophysique. Les absorbeurs Lyman-alpha amorti (DLA) et Lyman-alpha sous-amorti (sub-DLA) dans les spectres de quasars fournissent les sondes les plus complètes de la composition chimique des galaxies lointaines. Ils peuvent donc être utilisés pour tester les prédictions des modèles d'évolution chimique cosmique sur

    90% de l'histoire cosmique. Le SDSS a conduit à une croissance considérable du nombre d'absorbeurs DLA et sous-DLA disponibles pour de telles études. Nous avons réalisé des études spectroscopiques des DLA et sous-DLA découverts dans SDSS avec MMT, VLT et Magellan.Ces études, ainsi que nos précédentes études HST, ont augmenté le nombre de mesures de métallicité DLA et sous-DLA à z

    Ofer Lahav (University College de Londres)
    Conférence invitée : Structure à grande échelle en 2dF, SDSS et au-delà
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 août 2008 (9h30 - 10h00)

    PDF
    L'exposé comparera et contrastera les résultats de 2dF et SDSS, en particulier concernant la polarisation des galaxies, le modèle de halo et les paramètres cosmologiques, y compris la masse des neutrinos. L'apparition de grands superamas dans les deux relevés sera mise en évidence. La prochaine génération de relevés d'imagerie à grand champ nécessite de nouvelles approches, utilisant des décalages vers le rouge photométriques. Des applications à un échantillon de plus de 1,5 million de galaxies rouges lumineuses SDSS avec des décalages vers le rouge photométriques seront présentées, et les perspectives de nouveaux relevés d'imagerie, par ex. le Dark Energy Survey Pan-STARRS et EUCLID, seront discutés. Le renouveau de la méthode de distorsion par décalage vers le rouge en tant que test de gravité modifiée sera évalué dans le contexte de la prochaine génération de relevés spectroscopiques, par ex. FMMO.

    David K. Lai (UC Santa Cruz)
    Parlez: Les abondances d'étoiles pauvres en métal dans le halo extérieur de la Voie lactée
    Session: Étoiles
    16 août 2008 (16h50 - 17h10)

    PDF
    Je discuterai d'un programme récemment lancé mesurant les rapports d'abondance des étoiles dans le halo externe de la Voie lactée. En utilisant les candidats pauvres en métaux de SDSS-SEGUE et les spectres de suivi avec ESI + Keck, nous mesurons efficacement la métallicité, les abondances de rapport alpha et certains rapports d'abondance de capture de neutrons pour les étoiles à des distances d'environ 20 kpc, les plaçant ainsi dans situé dans le halo externe (Carollo et al. 2007). En étudiant les étoiles pauvres en métaux dans cette région relativement inexplorée, nous pouvons rechercher des preuves de différents environnements de formation d'étoiles et potentiellement découvrir des étoiles individuelles intéressantes. Par exemple, dans un échantillon préliminaire de seulement neuf étoiles, nous avons déjà découvert une nouvelle étoile pauvre en métal améliorée par le processus r. En termes d'échantillon plus grand, si les statistiques de population de ces étoiles du halo externe dans leurs rapports d'abondance diffèrent de manière significative des échantillons proches, alors ce serait une preuve directe d'environnements de formation d'étoiles variés dans le halo externe et peut fournir une contrainte importante sur la galaxie actuelle. scénarios de formation (par exemple, Bullock & Johnston 2005).

    Dustin Lang (Université de Toronto)
    Affiche: Mesure de l'indétectable : parallaxes et mouvements propres pour les sources extrêmement faibles
    Session: Étoiles (II)
    17 - 18 août 2008

    L'avenir proche de l'astrophysique implique de nombreux grands levés d'imagerie à angle solide, multi-époques et multi-bandes. Ces enquêtes auront, à leurs limites faibles, des données sur un grand nombre de sources qui sont trop faibles pour être détectées à n'importe quelle époque individuelle. Ici, nous montrons qu'il est possible de mesurer dans des données multi-époques non seulement les flux et les positions, mais aussi les parallaxes et les mouvements propres de sources qui sont trop faibles pour être détectés à n'importe quelle époque individuelle. Le procédé consiste à adapter un modèle d'une source ponctuelle mobile simultanément à toute l'imagerie, en tenant compte du bruit et de la fonction d'étalement des points dans chaque image. Par cette méthode, il est possible --- dans des données bien comprises --- de mesurer le mouvement propre d'une source ponctuelle avec une incertitude (trouvée après marginalisation sur le flux, la position moyenne et la parallaxe) à peu près égale à l'incertitude minimale possible donnée les informations contenues dans les données, qui sont limitées par la fonction d'étalement des points, la distribution des temps d'observation et le rapport signal/bruit total dans les données combinées. Nous démontrons notre technique sur des données artificielles et sur l'imagerie multi-époques Sloan Digital Sky Survey du SDSS Southern Stripe. Avec les données du SDSSSS, nous montrons qu'avec cette technique, il est possible de distinguer les étoiles naines brunes très rouges des quasars à très haut décalage vers le rouge plus de 1,6 mag plus faibles que par la technique traditionnelle, et avec une meilleure fidélité que par l'imagerie multibande seule. . Nous redécouvrons les 10 naines brunes connues dans notre échantillon et présentons 12 nouvelles étoiles candidates naines brunes dans le SDSSSS, identifiées sur la base d'un mouvement propre élevé.

    Yun Hee Lee (KSG)
    Affiche: Le décalage central des galaxies proches
    Session: Galaxies
    15 - 16 août 2008

    Huan Lin (Laboratoire Fermi)
    Parlez: L'enquête sur l'énergie noire
    Session: Le futur proche
    18 août 2008 (14h40 - 15h00)

    PDF
    Le Dark Energy Survey (DES) est un levé d'imagerie grizY à 5 filtres de 5000 degrés carrés. du Cap Galactique Sud à une profondeur i

    24. Le DES utilisera un nouveau 3 degrés carrés. caméra CCD mosaïque sur le télescope Blanco de 4 m de l'Observatoire interaméricain de Cerro Tololo (CTIO). Les données de l'enquête nous permettront de mesurer les densités d'énergie noire et de matière noire et l'équation d'état de l'énergie noire à l'aide de quatre méthodes indépendantes : amas de galaxies, lentilles faibles, oscillations acoustiques baryoniques et supernovae de type Ia. Ces méthodes sont doublement complémentaires : elles contraignent différentes combinaisons de paramètres de modèles cosmologiques et sont sujettes à différentes erreurs systématiques. En dérivant les quatre ensembles de mesures à partir du même ensemble de données avec un cadre d'analyse commun, nous obtiendrons des contrôles croisés importants des erreurs systématiques et ferons ainsi une avancée substantielle et robuste dans la précision des mesures d'énergie noire.

    Yen-Ting Lin (Princeton)
    Affiche: Propriétés statistiques des radio-galaxies dans l'univers local
    Session: Galaxies
    15 - 16 août 2008

    En combinant de riches ensembles de données de SDSS, NVSS et FIRST, nous avons construit le plus grand échantillon de radiogalaxies (RG) dans l'Univers local (z 10^ <13>M_odot$), et discutons des mécanismes de déclenchement possibles pour le phénomène AGN radio-fort .

    Sébastien López (Université du Chili)
    Affiche: Sondage des amas de galaxies avec des QSO de fond
    Session: Quasars, systèmes d'absorption et milieu intergalactique
    15 - 16 août 2008

    PDF
    Je présenterai les résultats de la première étude des systèmes d'absorption MgII intermédiaires associés aux amas de galaxies à z élevé. Nous avons étudié l'incidence (dN/dz) des absorbeurs de MgII dans les amas de galaxies z = 0,3-0,9 en utilisant une corrélation entre les QSO de Sloan et les amas RCS. Alors que les absorbeurs forts (W_0>1.0 ) montrent un excès significatif (jusqu'à 10x), faibles (W_0

    Felipe Marin (Université de Chicago)
    Affiche: Biais des galaxies rouges lumineuses de la fonction de corrélation à 3 points
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 - 18 août 2008

    Nous présentons des mesures mises à jour et nouvelles de la fonction de corrélation à trois points de l'espace de décalage vers le rouge (3PCF) de l'échantillon de galaxies rouges lumineuses (LRG) du Sloan Digital Sky Survey (SDSS). En utilisant un schéma de binning amélioré, nous pouvons étudier le 3PCF à des échelles de 0,5 à 80 Mpc/h. À grande échelle, nous mesurons le biais des galaxies et sommes capables de rejeter l'hypothèse de biais non linéaire nul et d'étudier les perspectives d'utilisation du 3PCF pour imposer des contraintes sur les paramètres cosmologiques. À petite échelle, nous montrons que le 3PCF peut aider à contraindre et à améliorer les modèles HOD.

    Heather Morrison (CWRU)
    Parlez: La nature de la surdensité Monoceros
    Session: La voie lactée et ses voisins
    16 août 2008 (11h35 - 11h55)

    PDF
    Monoceros, découvert à l'origine par SDSS, a été expliqué soit comme les restes d'un petit satellite qui s'est perturbé juste à l'extérieur du disque galactique (Penarrubia et al 2005), soit comme la réponse du disque mince à la chute d'un satellite plus gros qui a produit le disque épais (Kazantzidis et al 2008). Nous présentons une analyse de l'imagerie et de la spectroscopie SDSS pour faire la distinction entre ces deux scénarios.

    Heidi Jo Newberg (Institut polytechnique Rensselaer)
    Conférence invitée : Sous-structure de la voie lactée
    Session: La voie lactée et ses voisins
    16 août 2008 (9h30 - 10h00)

    Bob Nichol (ICG Portsmouth)
    Parlez: Dernières nouvelles de l'ISW
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 août 2008 (11h55 - 12h15)

    PDF
    Nous avons maintenant terminé une analyse complète et détaillée de l'effet Sachs-Wolfe intégré (ISW) en utilisant une gamme de différents traceurs LSS. Dans cet exposé, je passerai en revue ce travail et montrerai comment il aide les contraintes cosmologiques.

    Chris Orban (Université d'État de l'Ohio)
    Affiche: Plonger plus profondément dans la vie tumultueuse des nains galactiques : modélisation des histoires de formation d'étoiles
    Session: La voie lactée et ses voisins
    15 - 16 août 2008

    Danny C. Pan (Université Drexel)
    Affiche: Ellipticité du vide cosmique dans SDSS
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 - 18 août 2008

    On pense que les vides dans l'Univers évoluent de manière sphérique comme le prédit la théorie de la gravitation linéaire (Icke 1984). Les vides dans l'espace de décalage vers le rouge peuvent avoir des formes différentes des vides dans l'espace réel, soit en raison de distorsions spatiales de décalage vers le rouge non linéaires le long de la ligne de mire, soit d'une chute linéaire sur les structures. Ces effets provoquent une asphérique dans les vides. Pour mesurer cet effet, nous calculons l'ellipticité des vides à partir de l'échantillon de 526 vides du catalogue de vides SDSS DR5 (Pan et al. 2008). Pour chaque vide, nous déterminons l'ellipsoïde le mieux adapté au volume. Nous calculons les projections de la ligne de visée des grands axes et déterminons les effets possibles des distorsions de décalage vers le rouge en comparant les effets dans un catalogue fictif fourni par Park et al.

    John K. Parejko (Université Drexel)
    Affiche: Galaxies émettrices de rayons X dans le SDSS
    Session: Galaxies
    15 - 16 août 2008

    PDF
    La mise en correspondance du ROSAT All Sky Survey et du SDSS donne lieu à de nombreuses correspondances ambiguës. Dans un article précédent, nous avons décrit une méthode pour identifier statistiquement les correspondances probables entre ces enquêtes. Nous utilisons cette méthode pour décrire les propriétés des rayons X pour les galaxies « ordinaires » et les AGN à raies étroites dans le SDSS. Nous appliquons également la méthode d'appariement développée avec SDSS pour apparier d'autres catalogues de galaxies à ROSAT, et ainsi contraindre les propriétés des rayons X des galaxies en formation d'étoiles.

    Parc Changbom (Institut coréen d'études avancées)
    Parlez: Ségrégation de la morphologie et de la luminosité par les interactions galaxie-galaxie dans les amas de galaxies
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 août 2008 (11h35 - 11h55)

    PDF
    Nous avons découvert que les interactions hydrodynamiques entre les galaxies individuelles jouent un rôle critique dans la ségrégation de la morphologie et de la luminosité dans les amas de galaxies.

    Alex Parker (Université de Victoria)
    Parlez: Les distributions de taille des familles d'astéroïdes dans le SDSS MOC 4
    Session: Le système solaire
    18 août 2008 (9h40 - 10h00)

    PDF
    Les familles d'astéroïdes, traditionnellement définies comme des amas d'objets dans l'espace des paramètres orbitaux, ont souvent des couleurs optiques distinctives. Nous montrons que la séparation des membres de la famille des intrus d'arrière-plan peut être améliorée à l'aide des couleurs SDSS comme qualificatif pour l'appartenance à la famille. Sur la base d'un sous-ensemble d'objets $ sim $ 88 000 du catalogue d'objets mobiles Sloan Digital Sky Survey 4 avec des éléments orbitaux appropriés disponibles, nous définissons 37 familles d'astéroïdes statistiquement robustes avec au moins 100 membres (12 familles ont plus de 1000 membres) en utilisant un modèle de distribution gaussien simple dans l'espace orbital et colorimétrique. Le taux de rejet des intrus basé sur les couleurs est généralement de $sim$10% pour une définition de famille orbitale donnée, avec quatre familles qui ne peuvent être isolées de manière fiable qu'à l'aide de couleurs. Environ 50% des objets de cet ensemble de données appartiennent à des familles, cette fraction passant d'environ 35% à 60% à mesure que la taille des astéroïdes tombe en dessous de $sim$25 km, comme prédit par des travaux antérieurs. La distribution des tailles varie considérablement d'une famille à l'autre et est généralement différente des distributions de taille des populations de base. Les distributions de taille pour 15 familles affichent un changement de pente bien défini et peuvent être modélisées comme une double loi de puissance « brisée ». De telles distributions de taille « brisées » sont deux fois plus probables pour les familles de type S que pour les familles de type C (73 % contre 36 %), et sont dominées par des familles dynamiquement âgées. Les familles restantes avec des distributions de taille qui peuvent être modélisées comme une seule loi de puissance sont dominées par de jeunes familles ($

    Santiago G. Patiri (Université Case Western Reserve)
    Affiche: Les propriétés des galaxies dans les vides
    Session: Galaxies
    15 - 16 août 2008

    Molly S. Peeples (Université d'État de l'Ohio)
    Affiche: Valeurs aberrantes de la relation masse-métallicité
    Session: Galaxies
    15 - 16 août 2008

    PDF
    Je discuterai de deux échantillons de valeurs aberrantes de la relation masse-métallicité des galaxies en formation d'étoiles du SDSS. Les premières sont des galaxies naines riches en métaux de faible masse avec 8,6 M_B > -19,1 et 7,4

    Jean Peuples (Laboratoire Fermi)
    Parlez: Point de vue du réalisateur 2

    16 août 2008 (12h15 - 12h30)

    Will Perceval (Université de Portsmouth)
    Parlez: Observer BAO dans le SDSS
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 août 2008 (14h00 - 14h20)

    PDF
    Je parlerai des observations récentes de BAO dans le SDSS LRG et les principaux échantillons de galaxies. Ceux-ci démontrent le potentiel de l'utilisation de BAO comme règle de distance cosmologique. La promesse de futures études incluant DES et SDSS-III qui ont l'intention d'utiliser cette technique pour découvrir les propriétés de l'énergie noire sera discutée.

    Beth A. Reid (Université de Princeton)
    Affiche: Catalogues et techniques fictifs précis de galaxie rouge lumineuse (LRG) pour les études de structure à grande échelle
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 - 18 août 2008

    Nous présentons d'abord une nouvelle technique, Counts-In-Cylinders, pour contraindre la distribution d'occupation du halo des LRG en utilisant des statistiques d'ordre supérieur du champ de densité observé. Nous utilisons ces résultats pour suggérer une méthode améliorée pour compresser les doigts de Dieu et reconstruire un champ de densité de halo avant d'estimer P(k). Nous présentons un ensemble de catalogues fictifs qui reproduisent les statistiques Counts-In-Cylinder LRG ainsi que la fonction de corrélation projetée wp(rp) et P(k). Nous soutenons que le champ de densité du halo est un meilleur traceur du champ de densité de matière que la distribution galactique.

    Reinabelle Reyes (Université de Princeton-Département d'astrophysique)
    Affiche: Densité spatiale des quasars de type 2 sélectionnés optiquement
    Session: Quasars, systèmes d'absorption et milieu intergalactique
    15 - 16 août 2008

    Gordon Richards (Université Drexel)
    Conférence invitée : Les quasars et le SDSS
    Session: Quasars, systèmes d'absorption et milieu intergalactique
    15 août 2008 (15h00 - 15h30)

    PDF
    Examen interne de SDSS Quasar Science

    Nicolas Ross (Université d'État de Pennsylvanie)
    Parlez: Le regroupement de redshift z

    David Schiminovitch (Université de Colombie)
    Parlez: Nouvelles leçons des observations panchromatiques (UV-IR) de l'échantillon principal de la galaxie SDSS
    Session: Galaxies
    15 août 2008 (10h20 - 10h40)

    PDF
    La puissante combinaison de GALEX+SDSS+Spitzer fournit une mine de nouvelles informations sur les propriétés physiques et les histoires évolutives des galaxies. Dans cet exposé, je discuterai de plusieurs résultats basés sur la photométrie UV et IR et la spectroscopie de l'échantillon de galaxie principale SDSS qui nous permettent d'établir une image cohérente de la formation des étoiles dans les galaxies et une compréhension plus approfondie des processus dominants dans l'assemblage des galaxies.

    Kevin C. Schlaufman (Département d'astronomie et d'astrophysique, Université de Californie, Santa Cruz)
    Parlez: L'histoire de l'accrétion stellaire de la Voie lactée à travers les observations SEGUE de la sous-structure Halo
    Session: La voie lactée et ses voisins
    16 août 2008 (11h15 - 11h35)

    PDF
    Nous identifions 20 (17 pour la première fois flux cinématiquement froids dans le halo interne de la Voie lactée. Notre résultat est basé sur la distribution de vitesse spatiale et radiale observée des étoiles MPMSTO) dans 117 Sloan Extension pour les lignes de mire de la compréhension galactique (SEGUE). Nous montrons que la distribution observée est cohérente avec une composante stellaire lisse du halo de la Voie lactée à grande échelle, mais est en désaccord de manière significative aux vitesses radiales qui correspondent à nos détections. Nous prouvons que toutes nos détections sont significatives à plus de 10 sigma et nous nous attendons à ce qu'une seule de nos détections soit un faux positif. Ces flux froids représentent les populations stellaires observables de ces halos de matière noire qui ont fusionné pour former la Voie lactée, et nous utilisons nos détections et estimations de notre complétude pour prédire qu'environ 3000 flux sont présents dans l'ensemble du halo interne.Nous comparons nos détections avec la matière noire à très haute résolution uniquement y Simulation Via Lactea pour contraindre la cartographie des halos de matière noire à leur contenu stellaire. Enfin, nous considérons les implications de nos détections dans le contexte de la formation de la Voie Lactée.

    Katharine J. Schlesinger (Université d'État de l'Ohio)
    Affiche: Comprendre la formation précoce des étoiles à l'aide d'étoiles pauvres en métaux et de SEGUE
    Session: Étoiles
    15 - 16 août 2008

    Les étoiles de faible masse et de faible métallicité (alias les sous-naines M) peuvent en principe être utilisées pour donner le recensement le plus complet de la formation d'étoiles de faible masse à différentes métallicités. Grâce à leur longue durée de vie, ces étoiles sont essentielles pour comprendre la fonction de masse initiale et la fonction de distribution de la métallicité dans la Galaxie, car elles reflètent ces conditions initiales. Malheureusement, les spectres des sous-naines M sont compliqués avec de nombreuses bandes moléculaires larges. Les modèles d'atmosphère actuels ne peuvent pas expliquer ces caractéristiques avec une précision adéquate ou permettre des estimations précises de la métallicité. Nous prévoyons de fournir un étalonnage empirique de la métallicité des sous-naines M et de l'appliquer à SEGUE. Nous sélectionnons des paires d'étoiles binaires dans lesquelles l'étoile la plus brillante (primaire) dans le binaire est une sous-naine F, G ou K tandis que le membre le plus faible (secondaire) est une sous-naine M. Nous utilisons la spectroscopie haute résolution pour mesurer les métallicités des primaires, puis mesurons les indices des raies spectrales des secondaires en utilisant la spectroscopie à résolution modérée. En supposant que la métallicité du secondaire soit la même que celle du primaire, nous développons un système de calibration entre indices de ligne et métallicité. Nous prévoyons d'échantillonner une plage de métallicité de -2

    Branimir Sésar (Université de Washington)
    Affiche: Sous-structures de halo de la Voie lactée dans le SDSS
    Session: La voie lactée et ses voisins
    15 - 16 août 2008

    PDF
    Nous discutons des sous-structures de halo de la Voie lactée découvertes à l'aide de données SDSS.

    Francesco Shankar (Université d'État de l'Ohio)
    Parlez: Contraindre l'évolution des trous noirs super-massifs
    Session: Quasars, systèmes d'absorption et milieu intergalactique
    15 août 2008 (17h30 - 17h50)

    PDF
    Les trous noirs supermassifs (SMBH) semblent être omniprésents au centre de toutes les galaxies qui ont été observées avec une sensibilité suffisamment élevée avec le HST. Les masses SMBH sont étroitement liées aux masses et aux dispersions de vitesse de leurs galaxies hôtes. De plus, les SMBH sont considérés comme les moteurs centraux des noyaux galactiques actifs (AGN). Cependant, on ne sait toujours pas comment les SMBH ont grandi et s'ils ont co-évolué avec leurs hôtes. Dans mon exposé, je dériverai, de manière indépendante des modèles spécifiques, des contraintes sur la façon dont les SMBH et les galaxies doivent avoir évolué au sein de leurs halos de matière noire. Je vais décrire l'histoire de l'accrétion des SMBHs de z

    0 en interconnectant une variété d'ensembles de données, y compris la fonction de luminosité AGN, leurs propriétés de regroupement et les distributions de rapport d'Eddington. Je montrerai les résultats obtenus grâce à un nouveau code numérique qui fait évoluer la fonction de masse SMBH et le clustering en adoptant de larges distributions de rapports d'Eddington.

    Ramin A. Skibba (Institut Max Planck d'Astronomie)
    Affiche: Un modèle Halo des couleurs et du regroupement des galaxies dans le SDSS
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 - 18 août 2008

    PDF
    Les descriptions réussies du modèle de halo de la dépendance à la luminosité du clustering font la distinction entre la galaxie centrale dans un halo et toutes les autres (satellites). Pour inclure les couleurs, nous fournissons une prescription sur la façon dont la relation couleur-amplitude des centrales et des satellites dépend de la masse du halo. Ceci découle de deux hypothèses : (i) la bimodalité de la distribution des couleurs à luminosité fixe est indépendante de la masse du halo, et (ii) la fraction de galaxies satellites qui peuplent la séquence rouge augmente avec la luminosité. Nous montrons que ces deux hypothèses permettent de construire un modèle de la façon dont le regroupement des galaxies dépend de la couleur sans aucun paramètre libre supplémentaire que ceux requis pour modéliser la dépendance à la luminosité du regroupement des galaxies. Nous montrons ensuite que le modèle résultant est en bon accord avec la distribution et le regroupement des couleurs dans le SDSS, à la fois en comparant les fonctions de corrélation prédites des galaxies rouges et bleues avec les mesures, et en comparant la fonction de corrélation des marques de couleur prédite avec celle mesurée. . Les fonctions de corrélation de marques sont des outils puissants pour identifier et quantifier les corrélations entre les propriétés des galaxies et leurs environnements : nos résultats indiquent que la corrélation entre la masse du halo et l'environnement est le principal moteur des corrélations entre les couleurs des galaxies et l'environnement des corrélations supplémentaires associées au « biais d'assemblage » du halo sont relativement petits. Nous étudions également les couleurs des galaxies centrales et satellites prédites par le modèle et les comparons à celles de deux catalogues de groupes de galaxies construits à partir du SDSS. Dans le modèle comme dans les catalogues, nous constatons qu'à luminosité fixe ou à masse stellaire fixe, les galaxies centrales ont tendance à être plus bleues que les satellites. En revanche, à richesse de groupe fixe ou masse de halo, les galaxies centrales ont tendance à être plus rouges que les satellites, et les couleurs des galaxies deviennent plus rouges avec l'augmentation de la masse.

    Marcelle Soares-Santos (Laboratoire Fermi)
    Affiche: Recherche de cluster de tesselation de Voronoi
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 - 18 août 2008

    Marc Sullivan (Université d'Oxford)
    Conférence invitée : L'enquête sur l'héritage de la supernova
    Session: Supernovae et cosmologie des supernovas
    18 août 2008 (11h00 - 11h30)

    Takamitsu Tanaka (Département d'astronomie de l'Université Columbia)
    Affiche: Modèles d'assemblage pour Redshift 6 Sloan Quasar Black Holes
    Session: Quasars, systèmes d'absorption et milieu intergalactique
    15 - 16 août 2008

    Jérémy Tinker (Université de Chicago)
    Parlez: Cosmologie avec des rapports masse-lumière d'amas
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 août 2008 (11h15 - 11h35)

    PDF
    Je présenterai des contraintes sur les paramètres cosmologiques à partir d'une combinaison de rapports masse/lumière d'amas combinée à une analyse d'occupation du halo de la fonction d'autocorrélation des galaxies. Dans le clustering à deux points, la cosmologie et les biais sont dégénérés, de bons ajustements à la fonction de corrélation peuvent être obtenus pour une grande variété de comologies. Cependant, afin de correspondre au niveau observé de regroupement, chaque cosmologie prédit une quantité différente de lumière par unité de masse à l'échelle de masse de l'amas. Une combinaison des résultats du regroupement de galaxies DR7 et des données M/L de l'analyse de la lentille faible du catalogue maxBCG brise la dégénérescence entre cosmologie et biais, conduisant à des contraintes strictes sur Omega_m et sigma_8.

    José Antonio Vazquez (Instituto de Astronomia, UNAM)
    Affiche: Un nouveau catalogue de galaxies isolées de SDSS
    Session: Galaxies
    15 - 16 août 2008

    L'isolement est une exigence importante au-delà du concept de galaxies de « champ ». Une galaxie est isolée si elle n'a subi aucune interaction avec une autre galaxie normale ou avec un environnement de groupe sur un temps de Hubble ou au moins depuis qu'environ la moitié de sa masse a été assemblée. Cela rend importante la découverte observationnelle et l'étude des galaxies isolées car, entre autres raisons, (i) elles peuvent ensuite être utilisées comme objets de comparaison dans les études des effets environnementaux sur les galaxies appartenant à des groupes et amas, et (ii) elles sont idéales pour confronter aux prédictions théoriques et modélisées de l'évolution des galaxies. Dans ce poster, nous présentons les propriétés générales d'un nouvel échantillon de galaxies isolées recueillies à partir de la base de données SDSS.

    David A. Wake (Université de Durham)
    Parlez: L'évolution des galaxies rouges les plus massives : un problème pour la formation hiérarchisée des galaxies ?
    Session: Galaxies
    15 août 2008 (11h15 - 11h35)

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    La formation précoce apparente et l'évolution passive des galaxies massives de type précoce ont longtemps été suggérées comme un problème pour l'image hiérarchique de la formation des galaxies. En particulier, il apparaît que les galaxies les plus massives se sont formées les plus tôt et ont le moins évolué de façon apparemment anti-hiérarchique.
    Afin de tester cela, nous avons construit de grands échantillons des galaxies rouges lumineuses les plus massives (LRG) à z

    0.9 en utilisant l'imagerie SDSS et les spectres du télescope anglo-australien dans le cadre des levés 2SLAQ et AUS. En les combinant avec des échantillons spectroscopiques de LRG du SDSS, nous avons mesuré l'évolution de la fonction de luminosité et le regroupement des LRG depuis z

    0.9. Ces mesures présentent en effet une image où les galaxies rouges les plus massives montrent peu d'évolution au-delà du vieillissement passif de leurs étoiles, bien qu'une petite quantité de fusion (

    2% par Gyr) est requis par l'évolution mesurée du clustering LRG.
    Cependant, malgré cet exemple apparemment clair de formation de galaxies anti-hiérarchiques, nous montrons que les derniers modèles semi-analytiques de formation de galaxies sont capables de reproduire largement l'évolution des galaxies les plus massives de l'univers, même s'ils sont encore incapables d'obtenir tout à fait tous les détails sont corrects.

    Bart P. Wakker (L'universite de Wisconsin-Madison)
    Parlez: Distances aux nuages ​​à grande vitesse en utilisant les étoiles SDSS
    Session: La voie lactée et ses voisins
    16 août 2008 (11h55 - 12h15)

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    Nous avons utilisé les étoiles Blue Horizontal Branch (BHB) et RR Lyrae trouvées dans les relevés SDSS et 2MASS pour déterminer les fourchettes de distance à plusieurs nuages ​​galactiques à grande vitesse (HVC). Ces objets retracent une variété de phénomènes : (a) une fontaine galactique, (b) des courants de marée et (c) un gaz d'accrétion à faible métallicité. Nous notons que les modèles prédisent que les supernovae conduisent le gaz à circuler à une vitesse de

    1 masse solaire par an entre le disque et le halo, tandis que les modèles d'évolution chimique galactique prédisent qu'il y a un afflux actuel d'environ 1 masse solaire par an de gaz avec une métallicité (Z) d'environ 0,1 solaire. Nous avons utilisé la photométrie SDSS/2MASS pour identifier les étoiles BHB/RR à des distances de 5 à 30 kpc dans la direction de 60 champs HVC. Nous avons ensuite utilisé la spectroscopie SDSS, les nouvelles données de l'APO et la nouvelle photométrie pour déterminer de bonnes distances à environ 800 de ces étoiles. Ensuite, nous avons utilisé le VLT et le Keck pour obtenir une spectroscopie haute résolution pour environ 60 étoiles. A partir de ces spectres, nous avons dérivé des distances allant de 2 à 15 kpc pour un total d'environ 10 HVC. L'un d'eux, complexe C, h comme Z=0,15 solaire, une masse de

    10 7 masses solaires, et représente un apport de 0,2 masses solaires par an (incluant HI, H+ et He). Un certain nombre d'autres nuages ​​avec une métallicité encore inconnue représentent un débit total d'un autre

    0,2 masse solaire par an. Nous avons également identifié des HVC qui retracent le matériau qui s'écoule dans la fontaine galactique.

    Douglas Watson (Université Vanderbilt)
    Affiche: Catalogues fictifs LasDamas
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 - 18 août 2008

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    Nous présentons le projet LasDamas (Large suite of Dark Matter simulations), qui exécute de nombreuses simulations cosmologiques à N corps afin de faciliter la modélisation de l'agrégation des galaxies. LasDamas produira de nombreux catalogues de galaxies fictives SDSS et les rendra accessibles au public. Nous rendons compte de l'état de LasDamas.

    David H. Weinberg (Université d'État de l'Ohio)
    Parlez: SDSS-III : Études spectroscopiques massives de l'univers lointain, de la Voie lactée et des systèmes planétaires extra-solaires
    Session: Le futur proche
    18 août 2008 (15h20 - 15h40)

    Simon D.M. blanc (Institut Max Planck d'Astrophysique)
    Conférence invitée : Formation de la structure cosmique
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 août 2008 (9h00 - 9h30)

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    Au cours de la dernière décennie, le modèle LCDM est passé d'une théorie spéculative au modèle standard de formation de structure cosmique. Je reviendrai sur la façon dont cela s'est produit, en soulignant le rôle du SDSS à la fois pour confirmer des aspects importants du modèle et pour clarifier comment la galaxie La population /AGN peut avoir évolué en son sein. Je vais également résumer les problèmes en suspens dans ce domaine qui peuvent être résolus avec SDSS-3.

    Hartmut Winkler (Université de Johannesbourg)
    Affiche: Galaxies Seyfert avec des raies d'émission coronale hyper-fortes (et autres bizarreries découvertes par SDSS)
    Session: Quasars, systèmes d'absorption et milieu intergalactique
    15 - 16 août 2008

    Edward L. Wright (UCLA)
    Affiche: WISE - l'explorateur de relevés infrarouges à grand champ
    Session: Structure à grande échelle et amas de galaxies
    17 - 18 août 2008

    WISE étudiera l'ensemble du ciel dans 4 bandes infrarouges centrées à 3,3, 4,7, 12 et 23 microns. La sensibilité 5 sigma sera de 120, 160, 650 et 2600 microJy dans ces bandes. Le lancement de WISE est prévu fin 2009, et la première publication des données devrait avoir lieu en 2011. WISE devrait mesurer les diamètres radiométriques de quelques centaines de milliers d'astéroïdes, environ un millier de naines brunes plus froides que 750 K, environ 2,5 millions d'AGN ou QSO, des millions de LIRGS et ULIRGS, et la lumière de l'ancienne population stellaire de plus de 100 millions de galaxies. Une combinaison de données SDSS et WISE sur les galaxies sera extrêmement précieuse pour étudier la structure à grande échelle et l'évolution des galaxies.

    Donald G. York (Université de Chicago)
    Parlez: Point de vue du réalisateur 1

    15 août 2008 (14h15 - 14h30)

    Chen Zheng (KIPAC/Université de Stanford)
    Affiche: Spectroscopie pour l'enquête SDSS-II Supernova
    Session: Supernovae et cosmologie des supernovas
    17 - 18 août 2008

    Nous présentons les résultats de nos campagnes de suivi spectroscopique qui complètent le SDSS-II Supernova Survey. Des télescopes avec une large gamme d'ouvertures ont été utilisés (HET, APO, Subaru, MDM, NTT, NOT, SALT, WHT, KPNO et Keck), fournissant plus d'un millier de spectres de SNe et de leurs galaxies hôtes, dont 500 SN Ia confirmés par spectroscopie et 100 core-collapse SNe, au cours de notre campagne de 3 saisons. Le vaste ensemble de données nous permet d'explorer la diversité des spectres SN, de comprendre la physique sous-jacente du SN et d'étudier le potentiel d'utilisation des spectres SN Ia comme indicateurs de luminosité. La majorité de nos spectres, cependant, ont une contamination significative de la galaxie hôte, faisant de la soustraction de galaxie une étape critique pour l'identification du SN et l'analyse spectrale ultérieure. Afin d'extraire un spectre SN propre, nous adoptons un programme d'ajustement de modèle PCA plus composite avec des contraintes de couleur de la photométrie. Nous démontrons la fiabilité de nos procédures et présentons les résultats préliminaires de notre étude des diverses caractéristiques spectrales et des corrélations avec les courbes de lumière optique.


    Sujets de doctorat disponibles

    Vous trouverez ci-dessous des informations sur les projets de doctorat disponibles. Veuillez sélectionner votre sujet d'intérêt :

    Astronomie infrarouge MPE : évolution de la galaxie, noyaux galactiques et trous noirs

    Nous adoptons une approche unique en combinant l'astrophysique expérimentale et observationnelle - nous nous concentrons sur des questions astrophysiques importantes, puis construisons les meilleurs instruments pour y répondre ! Nos principaux thèmes scientifiques sont centrés sur la formation et l'évolution des galaxies à des décalages vers le rouge entre 1 et 3, et la physique des noyaux galactiques et des trous noirs à travers le temps cosmique. Les principaux résultats ont été la détection sans ambiguïté du trou noir supermassif au centre de notre galaxie à travers des orbites stellaires et le premier test réussi de la relativité générale à proximité d'un trou noir supermassif, la première étude substantielle de la dynamique des galaxies à fort décalage vers le rouge en utilisant un champ intégral la spectroscopie et les premières études des luminosités des gaz froids et de l'infrarouge lointain de galaxies massives « normales » lointaines.

    Ces résultats montrent des échantillons de nos recherches sur la physique et la croissance des trous noirs dans les noyaux galactiques, en particulier la dynamique des gaz du centre galactique à proximité des SMBH la nature et l'évolution des galaxies en formation d'étoiles à faible et fort décalage vers le rouge et les processus de rétroaction de la formation des étoiles et AGN. Au sein de notre propre Galaxie, nos recherches se concentrent sur l'évolution physique et chimique des gaz denses associés aux protoétoiles et aux disques protoplanétaires, avec un accent particulier sur le rôle de l'eau.

    Une force clé est que nous menons des développements d'instruments de classe mondiale qui sont motivés par nos recherches en astrophysique. Dans le proche infrarouge, nous avons été les IP ou avons contribué de manière significative à plusieurs instruments actuels de l'ESO VLT au cours des 2 dernières décennies : SINFONI, le spectromètre d'imagerie à champ intégral, NACO, l'imageur à diffraction limitée et le spectrographe multi-IFU KMOS. . Nous étions le PI Institute pour la caméra/spectromètre infrarouge lointain PACS fonctionnant de 2009 à 2013 à bord de l'observatoire spatial Herschel de l'ESA.

    Actuellement, nous sommes le groupe PI pour GRAVITY, un imageur astrométrique et le premier instrument de deuxième génération pour l'interféromètre VLT. GRAVITY est maintenant pleinement opérationnel et change la donne pour l'interférométrie infrarouge, car il peut observer régulièrement des sources jusqu'à un facteur 1000 plus sensibles que les interféromètres précédents. D'autres améliorations drastiques de la sensibilité et de la couverture du ciel sont prévues avec le projet GRAVITY+. Les résultats spectaculaires de notre équipe incluent le test de la relativité générale près du trou noir du centre galactique et la résolution cinématique de la région de la ligne large dans le QSO 3C273 voisin, entre autres sujets.

    Nous sommes également l'institut PI pour l'imageur et le spectrographe à diffraction limitée ERIS pour le VLT (avec une mise en service en 2021) et l'instrument de première lumière, MICADO, pour le futur télescope européen extrêmement grand. À des longueurs d'onde plus longues, les membres de notre groupe ont activement soutenu la mise à niveau de NOEMA à l'IRAM.

    Les domaines de recherche pour lesquels nous proposons des thèses de doctorat sont :

    • Concepts d'instrumentation uniques en astronomie haute résolution – MICADO, GRAVITY+
    • Exploration de l'évolution des galaxies à travers des observations à haute résolution du proche infrarouge à l'onde mm de galaxies à fort décalage vers le rouge – NOEMA 3D /ERIS
    • Le trou noir au centre de notre Galaxie et son amas stellaire environnant avec GRAVITY et ERIS - un laboratoire pour comprendre les trous noirs et la forte gravité -

    Pour plus de détails, visitez la page d'accueil MPE Infrared-Astronomy.

    Des études à haute résolution de l'évolution des galaxies comme la détection surprenante d'un disque en rotation massif dans la galaxie z=2,38 BzK-15504 sont rendues possibles par notre programme d'instrumentation active, par exemple le laser PARSEC à l'ESO VLT.

    MPE Astrophysique des hautes énergies

    L'astrophysique des hautes énergies aborde les processus et les régions les plus extrêmes de l'Univers. Le plasma avec des températures allant jusqu'à des milliards de degrés et l'interaction d'électrons hautement énergétiques avec des champs magnétiques et photoniques génère un rayonnement de haute énergie dans les rayons X et les rayons gamma. L'étude des objets cosmiques dans ces bandes d'ondes donne un aperçu des processus physiques qui ne peuvent souvent pas être atteints lors de l'observation dans d'autres bandes d'ondes.

    Le groupe d'astrophysique des hautes énergies du MPE, composé d'environ 80 membres, met l'accent scientifique sur l'étude de ces processus, principalement via des observations aux rayons X, mais également à d'autres bandes d'ondes. Nos principaux thèmes astrophysiques sont : 1) L'étude des processus physiques, y compris la forte gravité autour des trous noirs et d'autres objets compacts 2.) L'histoire cosmique de la croissance des trous noirs et sa relation avec l'évolution des galaxies 3) La structure à grande échelle, en tant que gaz chaud sondé en amas et groupes de galaxies, et les implications cosmologiques associées 4) sursauts gamma.

    Pour atteindre nos objectifs scientifiques, le groupe mène un important programme expérimental de développement et de construction d'instruments à rayons X. Nous développons également des détecteurs de rayons X hautement spécialisés, notamment la caméra EPIC pn-CCD sur XMM-Newton et les caméras eROSITA pn-CCD. Nous développons actuellement les technologies pour l'instrument Athena Wide Field Imager (WFI).

    Nous avons une longue expérience dans la réalisation de télescopes à rayons X, tandis que des charges utiles entières de satellites sont calibrées dans notre installation d'essai de 130 m PANTER. Cet engagement nous a permis de construire et d'exploiter pendant plus de 8 ans l'observatoire ROSAT, et de collaborer activement à toutes les missions majeures de l'observatoire à rayons X, notamment XMM-Newton et Chandra.

    Le groupe de haute énergie a lancé avec succès l'observatoire à rayons X eROSITA le 13 juillet 2019. L'observatoire est actuellement en route vers le point Langrangien L2 d'où 8 relevés plein ciel seront effectués au cours des 4 prochaines années. Les détecteurs sont actuellement mis en service de sorte qu'il est prévu de commencer avec des observations scientifiques d'ici la fin de 2019. L'étude du ciel à rayons X eROSITA sera un facteur 10 à 30 plus profonde que l'étude du ciel ROSAT réalisée au début des années 90 . L'utilisation de données optiques, infrarouges et radio pour mieux interpréter les résultats des rayons X a également stimulé le travail dans un réseau mondial de collaborations en astronomie.

    Les domaines de recherche pour lesquels des projets de doctorat sont spécifiquement proposés comprennent :

    • Observations aux rayons X de forts effets de gravité dans les noyaux galactiques actifs et les binaires à rayons X
    • Croissance des trous noirs à travers le temps cosmique et sa relation avec l'évolution des galaxies
    • Recherches d'accrétion de trous noirs dans l'Univers primitif

    La gauche: Instrument eROSITA pendant les tests de qualification. Droite: Carte de « cadence » eROSITA prévue. La sphère céleste en coordonnées équatoriales est codée par couleur par le nombre de visites d'eROSITA au cours de l'enquête tout ciel de 4 ans. L'enquête eROSITA all-sky devrait fournir des informations sur 3 millions d'AGN et 100 000 clusters.

    Astronomie optique et interprétative MPE et amp Astronomie extragalactique LMU/USM

    Le groupe de recherche extragalactique LMU/USM - MPE est un effort conjoint de l'Observatoire universitaire de Munich (USM) et de l'Institut Max Planck de physique extraterrestre. Le groupe est situé à la fois au LMU/USM (voir 'Astronomie extragalactique') et au MPE. Les membres seniors du groupe sont le Prof. Ralf Bender, le Dr Maximilian Fabricius, le Prof. O. Gerhard, le Dr Ulrich Hopp, P.D. Dr Roberto P. Saglia, Dr Ariel G. Sánchez, Dr Stella Seitz et Dr Jens Thomas.

    Les recherches du groupe se concentrent sur l'énergie noire et la matière noire dans l'Univers, sur les propriétés des galaxies locales et lointaines, et sur les planètes extrasolaires. Les objectifs de nos projets scientifiques actuels sont :

    • pour contraindre la nature de la matière noire, en analysant les profils de halo de matière noire d'amas et de galaxies avec des lentilles fortes et faibles en combinaison avec des informations dynamiques et photométriques pour les galaxies proches
    • déduire des contraintes sur la nature de l'énergie noire, en étudiant la structure à grande échelle de l'Univers au moyen de mesures de lentilles faibles et de clustering
    • comprendre la structure et la dynamique des galaxies locales et lointaines, leurs populations stellaires, leur formation et leur évolution
    • reconstruire la distribution de masse de matière noire et l'histoire chimiodynamique de la Voie lactée à partir des données d'enquête révolutionnaires actuelles, nous donnant un modèle pour la formation des galaxies
    • quantifier le rôle des trous noirs et de la matière noire dans les galaxies
    • rechercher des planètes extrasolaires par la méthode du transit dans des relevés grand champ et comprendre leurs propriétés (masse, densité, atmosphère)

    Nous poursuivons ces questions scientifiques avec une combinaison d'observations optiques et dans le proche infrarouge, de théorie, de modélisation numérique et d'interprétation des données.

    Les données d'observation nécessaires à nos programmes scientifiques proviennent d'une grande variété de télescopes, principalement l'ESO, le télescope Hobby-Eberly HET, le télescope de 2,7 m de l'observatoire McDonald, le télescope USM 2 m Fraunhofer de l'observatoire de Wendelstein dans les Alpes bavaroises et aussi télescopes spatiaux (HST) et topographiques (par exemple SDSS). Nous avons également un accès garanti aux télescopes pour fournir des instruments (par exemple OmegaCAM, KMOS,

    Nous réalisons des études de trous noirs dans des galaxies locales sans noyaux galactiques actifs, en mesurant leurs masses grâce à la dynamique stellaire. En utilisant des techniques similaires, nous reconstruisons les distributions orbitales stellaires et les halos de matière noire des galaxies naines et géantes de type précoce ou des amas globulaires. En exploitant les capacités de multiplexage de notre spectrographe KMOS, nous étudions l'évolution des galaxies jusqu'à un décalage vers le rouge de 2,5 en observant de grands échantillons de galaxies en formation d'étoiles et passives.

    Notre groupe participe également avec un rôle important à de grandes enquêtes internationales. Les exemples sont le Baryon Oscillation Spectroscopic Survey BOSS terminé, le BOSS étendu en cours

    (eBOSS) et Dark Energy Survey (DES), et de futures études telles que l'expérience Hobby-Eberly Telescope Dark Energy (HETDEX) et la mission spatiale de l'ESA Euclid. Les mesures de regroupement de galaxies et de lentilles gravitationnelles basées sur ces ensembles de données sondent la structure à grande échelle de l'univers avec une précision sans précédent, fournissant des informations inestimables sur la nature de la matière noire et de l'énergie noire, la croissance de la structure, les masses des neutrinos et la physique inflationniste. La conception, la construction, l'analyse, la modélisation et l'interprétation de ces ensembles de données sont quelques-unes des principales activités de notre groupe.

    La modélisation numérique requise pour nos projets est basée sur des algorithmes de pointe exécutés sur des supercalculateurs. Certaines de ces méthodes sont développées ou mises en œuvre au sein de notre groupe. Des exemples récents sont la méthode de superposition d'orbites de Schwarzschild utilisée pour mesurer les masses des trous noirs et le code adaptatif N-corps NMAGIC pour la modélisation de la dynamique des galaxies.

    Cette année, nous proposons des projets de doctorat au sein de notre groupe dans les domaines scientifiques suivants :

    • Lentille gravitationnelle
    • Galaxies à modélisation dynamique
    • Contenu stellaire et structure de la Voie lactée
    • Analyse cosmologique des mesures d'amas de galaxies
    • Développement d'instruments

    Pour plus de détails, visitez nos pages d'accueil OPINAS ou Projets de thèse de doctorat.

    Centre d'études astrochimiques MPE

    Nous sommes un groupe interactif d'observateurs, de théoriciens et de chercheurs expérimentaux en laboratoire, avec des liens étroits avec d'autres instituts nationaux et internationaux. Notre objectif est d'étudier les nuages ​​interstellaires et leur évolution physico-chimique vers la formation d'étoiles et de systèmes planétaires. D'une part, les raies moléculaires sont utilisées comme outils pour dévoiler la structure physique et la dynamique des nuages ​​et des régions de formation d'étoiles/planètes. D'autre part, les études observationnelles et théoriques des molécules au cours de l'évolution des nuages ​​nous permettent d'étudier l'augmentation de la complexité chimique des stades diffus initiaux, aux noyaux de nuages ​​denses au sein desquels se forment les systèmes stellaires, aux disques circumstellaires où les planètes sont assemblées, avec l'objectif final d'éclairer nos origines cosmiques (cf. la Figure à la fin de cette section). Nous observons des raies moléculaires avec des télescopes de pointe (tels que ALMA et l'interféromètre IRAM Plateau de Bure / NOEMA) et nous faisons des prédictions à l'aide de modèles chimiques complets incluant la chimie de surface (c'est-à-dire la chimie se produisant à la surface des grains de poussière particules), ainsi que des codes magnéto- et hydrodynamiques couplés à une chimie simple. Nous avons commencé nos activités en avril 2014 et nous construisons actuellement un laboratoire de spectroscopie moléculaire de haute précision, où les ions moléculaires, les radicaux et les molécules organiques importants en astrophysique seront bientôt étudiés. Les expériences en laboratoire fourniront une contribution fondamentale à nos activités d'observation et théoriques, car les fréquences de transition seront mesurées avec une grande précision et la structure moléculaire déterminée. Nous prévoyons également d'utiliser nos expériences pour affiner les calculs des coefficients de collision nécessaires dans les codes de transfert radiatif, qui testent des théories en simulant des observations de résultats de modèles dynamiques-chimiques.

    Nous proposons des thèses de doctorat dans les domaines suivants :

    • Remarques : (1) Des filaments aux noyaux denses : cinématique et importance des champs magnétiques. (2) Des noyaux denses aux disques protoplanétaires : physique et chimie dans les 1000 UA internes.
    • Théorie: (1) Les effets de la chimie dans les modèles magnéto-hydrodynamiques de noyaux de nuages ​​denses. (2) L'échelle de temps pour la formation des étoiles en utilisant des modèles chimiques complets couplés à des simulations hydrodynamiques de nuages ​​moléculaires.
    • Laboratoire: (1) Expérience pulsée chirped : mise en place et premier éclairage sur des molécules organiques complexes. (2) Spectroscopie moléculaire de haute précision d'ions moléculaires et de radicaux d'intérêt astrophysique.

    Nos origines cosmiques : Illustration schématique des différentes phases du processus de formation des étoiles et des planètes, qui sont étudiées dans le groupe CAS (des nuages ​​moléculaires à l'échelle du parsec en bas à droite, à l'échelle 10 000 UA des noyaux préstellaires, au 100 UA -échelle des disques protoplanétaires à divers stades d'évolution, jusqu'à notre système solaire). Les cinq molécules superposées (dans le sens inverse des aiguilles d'une montre en partant du bas à droite : CO, H2O, NH3, CH3OH, HCOOCH3) sont parmi les molécules les plus courantes observées dans les régions de formation d'étoiles. Ce ne sont que cinq des quelque 180 molécules (principalement organiques) détectées dans l'espace. Les molécules interstellaires sont les éléments constitutifs d'éléments organiques plus complexes également présents dans les météorites, tels que les acides aminés, les bases puriques et pyrimidiques et les sucres, c'est-à-dire les éléments constitutifs de base des protéines et des acides nucléiques (tels que l'acide désoxyribonucléique, l'ADN, en haut à droite ) présent dans les êtres vivants sur Terre (voir Caselli & Ceccarelli 2012 Ceccarelli et al. 2014 pour plus de détails).

    Astrophysique computationnelle LMU/USM

    Les recherches du groupe d'astrophysique computationnelle de l'USM se concentrent sur les processus dynamiques dans les galaxies, liés à la formation et à l'évolution des galaxies, à l'évolution du milieu interstellaire et à la formation des étoiles et des planètes. En utilisant différentes méthodes et codes numériques, couplés à du matériel spécial connecté à des clusters de PC locaux pour des calculs rapides, nous explorons l'évolution non linéaire complexe du gaz dans les galaxies et sa condensation en nuages ​​moléculaires denses et en étoiles. Nous explorons l'effondrement des amas et des noyaux protostellaires, la formation des disques protostellaires et leur condensation en planètes. À plus grande échelle, nous étudions les interactions galaxie-galaxie, y compris la matière noire, les étoiles et le gaz, et étudions les transitions morphologiques des galaxies et l'origine de leurs composants sphéroïdaux.

    Domaines de recherche pour lesquels des projets de doctorat sont proposés :

    • Origine de très vieilles galaxies elliptiques massives
    • Le problème du moment cinétique cosmologique
    • L'origine des turbulences dans le milieu interstellaire
    • Formation de nuages ​​moléculaires agglutinés et turbulents
    • Formation d'amas stellaires et perturbation des nuages ​​moléculaires
    • Origine et évolution des disques stellaires autour des trous noirs massifs au centre des galaxies
    • Evolution des disques protoplanétaires et leur condensation en naines brunes et planètes massives

    Pour plus de détails, visitez la page d'accueil USM Computational Astrophysics.

    Astrophysique stellaire LMU/USM - Atmosphères d'étoiles chaudes en expansion

    Les Hot Stars couvrent des sous-groupes d'objets dans différentes parties du diagramme HR et à différents stades d'évolution. Les sous-groupes les plus importants sont les étoiles massives O/B, les étoiles centrales des nébuleuses planétaires et les supernovae. Tous ces objets ont en commun d'être caractérisés par des densités d'énergie de rayonnement élevées et des atmosphères en expansion. En raison de ces propriétés, l'état des parties les plus externes de ces objets est caractérisé par une thermodynamique de non-équilibre et une hydrodynamique de rayonnement.

    Le groupe USM Hot Star est expérimenté dans la théorie correspondante des atmosphères stellaires, ainsi que dans les simulations de modèles et le calcul de spectres synthétiques réalistes pour ces objets d'importance astrophysique.

    Des sujets spécifiques traitent de la pertinence de Hot Stars pour la recherche astronomique actuelle :

    • La question cosmologique actuelle de la réionisation de l'univers nécessite des prédictions quantitatives sur l'influence des étoiles de Population III très massives et extrêmement pauvres en métaux sur leur environnement galactique et intergalactique. L'objectif est de déduire l'efficacité d'ionisation d'un IMF Top-heavy via des distributions spectrales réalistes d'énergie de ces étoiles très massives.
    • En raison de l'impact des étoiles massives sur leur environnement, la physique sous-jacente à l'apparence spectrale des galaxies en étoile est enracinée dans l'expansion atmosphérique des étoiles O massives qui dominent la gamme de longueurs d'onde UV dans les galaxies stellaires. Par conséquent, les caractéristiques du spectre UV des étoiles O massives peuvent être utilisées comme traceurs de l'âge et de la composition chimique des galaxies en étoile, même à un décalage vers le rouge élevé.
    • Les SNe Ia lointains semblent plus faibles que les bougies standard dans un modèle Friedmann vide de l'univers. Ce résultat surprenant nécessite d'étudier le rôle des supernovae de type Ia en tant qu'indicateurs de distance par rapport aux problèmes de diagnostic de leurs spectres.

    Domaines de recherche pour lesquels des projets de doctorat sont proposés :

    • Diagnostic des spectres UV et optique des étoiles de type O
    • Spectres synthétiques de la gamme des rayons X des étoiles de type O
    • Spectroscopie IR d'étoiles massives
    • Agglutination dans les vents d'étoiles chaudes - contraintes d'une analyse multi-longueurs d'onde

    L'objectif principal du groupe de travail est donc de développer des techniques de diagnostic afin d'extraire l'information stellaire physique complète des spectres à toutes les gammes de longueurs d'onde.

    Groupes informatiques de formation d'étoiles et de planètes LMU/USM

    Nous explorons des sujets allant de la formation de planètes et d'étoiles isolées à la formation d'étoiles et d'amas à plus grande échelle au moyen d'études numériques et théoriques. Nous utilisons des outils numériques de pointe et développons de nouveaux algorithmes en interne afin de résoudre les problèmes d'hydrodynamique, d'interaction planète et disque, de formation planétésimale, d'évolution de disque de poussière et de gaz, de transport de rayonnement dans des systèmes hydrodynamiques complexes en évolution, etc. .

    Certains des derniers faits saillants des groupes impliquent

    • simulations de rétroaction de photoionisation de jeunes amas stellaires massifs sur le nuage natal environnant
    • détection cinématique de jeunes planètes en comparaison avec des simulations d'interaction planète-disque
    • la dispersion des disques protoplanétaires par le rayonnement énergétique de l'étoile centrale et par la formation des planètes
    • l'échappement du rayonnement ionisant des galaxies dans le contexte de la réionisation par ionisation IGM dans l'univers primitif
    • expliquer les observations de continuum de poussière à haute résolution avec des modèles d'évolution de la poussière et de formation planétésimale

    Des projets de doctorat peuvent être proposés dans le cadre de ces thèmes de recherche énumérés ci-dessus. Pour plus de détails, visitez les pages d'accueil du Prof. Dr. B. Ercolano et du Prof. Dr. T. Birnstiel

    La gauche: Bulles et piliers sculptés par les régions HII dans un nuage moléculaire turbulent. Instantané du gaz neutre d'une simulation hydrodynamique des particules lisses réalisée par Jim Dale. Droite: Une planète de masse Jupiter interagissant avec le gaz (échelle de gris) et la poussière du disque d'accrétion. Les grosses particules (bleues, > 1 mm) s'accumulent dans un maximum de pression à l'extérieur de l'orbite de la planète et également au centre d'un vortex. Petits grains de poussière (rouge, 7 .

    LMU/USM Cosmologie et Formation Structure

    Au sein de la Chaire Cosmologie et Formation des Structures du LMU, nous poursuivons des études en cosmologie et en formation et évolution des structures à grande échelle dans l'Univers. Notre travail est à l'interface de l'observation et de la théorie, où nous cherchons à réunir de nouvelles contraintes d'observation avec des simulations hydrodynamiques de pointe de la formation des structures. Dans nos articles récents, nous avons présenté des résultats de premier plan sur des sujets tels que la nature de l'accélération cosmique, la somme des masses de neutrinos, les contraintes de masse de halo provenant d'études de lentilles faibles d'amas, et l'histoire cosmique de la rétroaction AGN et ses effets sur le grand structure d'échelle. La plupart de nos études en cours sur la formation des structures se concentrent sur les amas de galaxies, les structures effondrées les plus massives de l'univers.
    Nos analyses récentes se sont concentrées sur les populations d'amas de galaxies identifiées grâce à l'effet Sunyaev-Zel'dovich par le télescope du pôle Sud (SPT), les amas sélectionnés optiquement identifiés dans le Dark Energy Survey (DES) et les amas sélectionnés par rayons X identifiés grâce au ROSAT All Enquête du ciel. Avec le lancement réussi d'eROSITA à l'été 2019, nous nous concentrerons désormais sur le cluster et l'échantillon de groupe eROSITA. Nous préparons également activement la mission Euclid de l'ESA et l'étude au sol du LSST, et nous participons à l'exploitation scientifique des données radio du réseau précurseur SKA MeerKAT.
    Dans ce cycle d'IMPRS, nous rechercherons des étudiants qui joueront un rôle de premier plan dans les domaines suivants :

    • Études de la formation et de l'évolution des galaxies et de l'historique de rétroaction de l'AGN radio à l'intérieur et autour des amas de galaxies sélectionnés par rayons X, optiquement et SZE en utilisant les données radio de MeerKAT et SUMSS ainsi que les données optiques de DES
    • Etudes du taux de croissance des structures cosmiques et de l'accélération cosmique en utilisant l'évolution des populations d'amas de galaxies sélectionnées dans le cadre du relevé SPT-3G et eROSITA
    • Études de la structure interne d'amas et de groupes de galaxies sélectionnés par eROSITA en utilisant des contraintes de rayons X sur le milieu intraamas d'eROSITA, des contraintes optiques sur les populations de galaxies de DES et des profils de masse à lentilles faibles dérivés des catalogues de cisaillement et photo-z du DES. L'étudiant qui dirigera ce projet de doctorat sera co-encadré par le Prof. Mohr (LMU/MPE) et le Dr Jeremy Sanders (MPE).

    Groupe Astrophysique, Cosmologie et Intelligence Artificielle LMU/USM

    Les principaux intérêts de recherche de notre groupe sont les études cosmologiques photométriques et spectroscopiques en tant qu'outil pour étudier les grandes structures de l'Univers, telles que les galaxies, les amas de galaxies et même les fluctuations de densité de matière à plus grande échelle. Le recensement et l'évolution de ces structures est intéressant en soi, mais il peut aussi nous permettre de mieux comprendre deux des plus grands mystères de la physique moderne, la matière noire et l'énergie noire. Pour atteindre cet objectif, nous devons développer de nouvelles méthodes en statistiques et en analyse de données, en particulier l'intelligence artificielle, pour l'extraction d'informations fiables et puissantes à partir d'observations. Un objectif méthodologique est l'utilisation de lentilles gravitationnelles, les mesures précises des décalages vers le rouge des galaxies et des moyens innovants de combiner les données de différents types d'observations, y compris les programmes d'observation conçus au sein de notre groupe. Notre objectif primordial est un modèle et une compréhension quantitative du cosmos dans son ensemble et des grandes structures qui se forment à l'intérieur de celui-ci.

    Notre groupe déménage actuellement du laboratoire national des accélérateurs de l'Université de Stanford / SLAC à l'observatoire universitaire de LMU pour des dates de début à l'automne 2021. Nous collaborons à l'échelle mondiale avec des observateurs, des scientifiques des données et des théoriciens de la Dark Energy Survey Collaboration, de la Vera C. Rubin Legacy Survey of Space and Time, le projet Euclid, la collaboration Dark Energy Spectroscopic Instrument et 4MOST.

    Quatre exemples de sujets de doctorat possibles au sein de notre groupe sont donnés ci-dessous :

    • Sujet de thèse : « Un recensement de la population galactique à travers le temps »
      De quoi parle-t-on quand on parle de galaxies ? De grands programmes d'observation tels que le Dark Energy Survey, le Legacy Survey of Space and Time, Euclid, DESI et 4MOST, collectent maintenant et au cours de la prochaine décennie des données sur des échantillons de galaxies d'une taille sans précédent. Que pouvons-nous apprendre sur la véritable distribution sous-jacente des propriétés des galaxies à partir de ces observations photométriques et spectroscopiques ? Quel est le lien statistique entre les décalages vers le rouge, les masses, les biographies et les distributions spectrales d'énergie des galaxies ? Dans ce projet, vous vous baserez sur la méthodologie d'intelligence artificielle existante pour catégoriser les galaxies afin d'intégrer les futures données d'enquête et d'étendre et de tester la modélisation des distributions et des évolutions des propriétés physiques des échantillons de galaxies.
    • Sujet de thèse : « Cosmologie avec fluctuations de densité non gaussiennes »
      Les structures à grande échelle présentes dans le cosmos aujourd'hui, et celles présentes il y a quelques milliards d'années, sont-elles cohérentes avec les fluctuations primordiales qui se sont développées sous les lois de la Relativité Générale dans un Univers rempli principalement d'énergie du vide et de matière noire froide ? Il s'avère que cette question peut recevoir une réponse beaucoup plus stricte si nous sommes capables d'utiliser les caractéristiques des fluctuations de densité au-delà de sa seule variance, par exemple avec des statistiques du PDF complet de la densité de matière. Dans ce projet, vous développerez des techniques pour mesurer et modéliser ces fluctuations de densité non gaussiennes et les appliquerez aux derniers ensembles de données du Dark Energy Survey, du Legacy Survey of Space and Time, d'Euclide et des relevés spectroscopiques.
    • Sujet de thèse : « Combiner Dark Energy Survey avec des données multi-longueurs d'onde »
      Le tout est parfois plus que la somme de ses parties. En combinant statistiquement les données d'imagerie, collectées par les enquêtes astronomiques actuelles et à venir, avec des informations à d'autres longueurs d'onde - par ex. le fond diffus cosmologique, les rayons gamma ou la spectroscopie - nous pouvons souvent obtenir des informations sur les systèmes astrophysiques et la physique du cosmos dans son ensemble qu'aucun ensemble de données seul ne permettrait. Dans ce projet, vous explorerez les connexions du dernier ensemble de données d'imagerie, le Dark Energy Survey, avec de telles informations externes, et en même temps vous aiderez à préparer la prochaine génération de découvertes croisées.
    • Sujet de thèse : « Comprendre les données d'enquêtes photométriques
      Qu'y a-t-il dans une image ? Comment les mesures des galaxies faibles que nous effectuons sur leurs images intrinsèquement bruitées et à peine résolues se rapportent-elles à leurs véritables caractéristiques ? Comment pouvons-nous faire des déclarations statistiquement puissantes et systématiquement robustes sur le cosmos en les analysant ? Dans ce projet, vous irez des pixels à la cosmologie, en utilisant une combinaison de simulations d'images, de techniques de traitement d'images de pointe, de statistiques bayésiennes et d'intelligence artificielle, pour étayer les connaissances cosmologiques DES, LSST et Euclid. essaient de gagner en analysant les images du ciel les plus grandes, les plus profondes et les plus nettes jamais prises avec une compréhension statistique rigoureuse des données qu'ils collectent.

    En haut à gauche: La plus grande carte de densité de matière réalisée avec une faible gravité à ce jour, à partir de trois années d'observations du Dark Energy Survey. En haut à droite: Image profonde de l'amas de galaxies MACS J0416.1-2403. Bas: Le site du futur observatoire Vera C. Rubin vu de l'intérieur du dôme du télescope Blanco sur Cerro Tololo, au Chili.

    MPA Astrophysique extragalactique et cosmologie

    Le groupe MPA Cosmologie s'intéresse à la structure, l'évolution et le contenu matériel de notre Univers. Des postes de doctorat peuvent être proposés dans l'un (ou une combinaison) des sujets scientifiques suivants qui sont actuellement à l'étude :

    • Le rayonnement de fond micro-ondes comme sonde de l'origine de la structure et de la physique de l'Univers primitif
    • Modélisation et sondage du milieu intergalactique à z élevé, avec un intérêt particulier pour les simulations de réionisation, de transfert radiatif et d'observations de lignes de 21 cm.
    • La morphologie, la caractérisation quantitative et la mesure observationnelle de la structure à grande échelle dans la galaxie, la matière noire et les distributions de gaz intergalactiques.
    • L'utilisation de lentilles gravitationnelles pour caractériser les environnements de matière noire des galaxies et des amas de galaxies et les propriétés statistiques de la distribution de la masse cosmique.
    • La structure, la formation et l'évolution des galaxies et de leurs trous noirs supermassifs centraux
    • Les populations stellaires de galaxies du bulbe au halo externe
    • La structure et l'histoire de la formation de la Voie lactée
    • La phénoménologie de la formation des étoiles dans les galaxies, des noyaux galactiques actifs et des interactions galactiques, et sa relation avec l'astrophysique guidant l'évolution de la population galactique
    • Le milieu intergalactique et interstellaire, son évolution et sa structure,
      son enrichissement chimique, son interaction avec les galaxies et l'AGN
    • Utiliser tout ce qui précède pour tester le paradigme LCDM standard actuel pour la croissance de la structure cosmique et pour trouver des tests pour la nature de la matière noire et de l'énergie noire
    • Développement de méthodes d'inférence de signaux et de reconstruction d'images basées sur la théorie de l'information pour les observations galactiques et extragalactiques à diverses bandes de fréquences allant de la radio aux rayons gamma.

    Les membres du groupe utilisent un mélange de théorie pure, de simulations numériques de haute performance, d'interprétation de données et d'observations directes pour répondre à ces questions. Le groupe est l'un des principaux nœuds du consortium international Virgo Supercomputing, qui a réalisé bon nombre des plus grandes simulations cosmologiques jamais réalisées. C'est un partenaire du Sloan Digital Sky Survey IV et des projets de doctorat sont disponibles pour utiliser la spectroscopie d'unités de terrain intégrales (IFU) de 10 000 galaxies proches pour étudier les populations stellaires, la cinématique et les propriétés de formation des gaz et des étoiles des renflements galactiques, des disques et des halos. Avec le groupe MPA High Energy, c'est le centre allemand de la mission Planck qui cartographie actuellement le rayonnement de fond micro-ondes. Il a construit une station distante pour l'interféromètre radio Low Frequency Array.

    Une tranche de la distribution de matière noire de la simulation Millennium-XXL, en se concentrant sur la structure effondrée la plus massive, présente un z=0. Le Millennium-XXL, la plus grande simulation de formation de structure cosmique jamais réalisée, suit l'interaction gravitationnelle de plus de 300 milliards de particules de matière noire sur une région cubique de 4200 Mpc de diamètre. Ce calcul est utilisé pour étudier la distribution à très grande échelle des galaxies et ses implications pour les mesures de l'énergie noire.

    MPA Astrophysique des Hautes Energies

    Le domaine d'intérêt du groupe d'Astrophysique des Hautes Énergies de l'AMP peut être défini en gros comme les processus physiques et l'interaction de la matière et du rayonnement dans des conditions astrophysiques extrêmes. Les objets où ces processus sont étudiés incluent l'Univers dans son ensemble, les amas de galaxies, les trous noirs supermassifs et les jets dans l'AGN, les trous noirs accréteurs et les étoiles à neutrons dans les binaires X, les sursauts gamma et le fond diffus cosmologique. Des similitudes dans les processus physiques sous-jacents lient ces divers sujets ensemble. Un accent particulier du travail est l'accrétion sur des objets compacts (trous noirs, étoiles à neutrons et naines blanches). Cela inclut des théories pour l'hydrodynamique du processus d'accrétion et l'origine du rayonnement énergétique. Des exemples sont les théories détaillées de la couche limite autour des étoiles à neutrons en accrétion, et la théorie de la Comptonisation et ses applications. De plus, les membres du groupe sont étroitement impliqués dans l'interprétation des signatures observationnelles des trous noirs et des étoiles à neutrons en accumulation, l'étude de l'émission de rayons X des amas de galaxies, les radiosources reliques, les théories des moteurs centraux des sursauts gamma. , l'évolution des étoiles à multiplicité binaire, triple et d'ordre supérieur, et le comportement des champs magnétiques dans un large éventail d'environnements astrophysiques. De même, ce groupe de recherche s'intéresse à l'étude de l'interaction des photons CMB avec la matière à différentes époques d'évolution de notre univers. Ceux-ci incluent la recombinaison cosmologique, la fin de l'âge des ténèbres/le début de la réionisation et la phase d'expansion accélérée tardive semée par une constante cosmologique ou toute sorte d'énergie noire. Un accent particulier est mis sur la caractérisation du spectre du CMB généré lors de la recombinaison, l'interaction du CMB avec les éléments lourds synthétisés par les premières étoiles, et les anisotropies secondaires introduites par les bulles nouvellement ionisées, les groupes de galaxies et les amas au cours des âges intermédiaires et tardifs. de notre univers. Le groupe peut accueillir des doctorants dans n'importe lequel (ou une combinaison de) de ces domaines.

    L'un des éléments clés de l'approche du groupe est de compléter l'avancement théorique du domaine par une analyse de pointe des données expérimentales. Le groupe utilise activement les données des observatoires RXTE, CHANDRA, XMM-Newton, INTEGRAL, Swift et WMAP. Le groupe fournit également un soutien scientifique aux futures missions qui conduiront à des progrès substantiels en spectroscopie de rayons X à haute résolution et en synchronisation microseconde.

    Domaines de recherche pour lesquels des projets de doctorat sont proposés :

    • Cosmologie physique : CMB, interaction de la matière et du rayonnement au cours
      recombinaison, réionisation et les derniers stades de notre univers
    • Accrétion sur les trous noirs et les étoiles à neutrons : théorie et observations
    • Jets dans les quasars et les micro-quasars
    • Processus physiques élémentaires, y compris la théorie de la Comptonisation
    • Origine et croissance des trous noirs supermassifs
    • Populations de trous noirs et d'étoiles à neutrons en accrétion dans les galaxies jeunes et anciennes
    • Émission de rayons X des amas de galaxies et des flux de refroidissement
    • Modèles de moteurs centraux de sursauts gamma
    • L'évolution des ancêtres des fusions d'objets compacts dans les systèmes à étoiles multiples, y compris les systèmes triples et quadruples, et les binaires dans les noyaux galactiques.

    Pour plus de détails, visitez la page d'accueil MPA High Energy Astrophysics.

    Théorie du champ d'information sur l'AMP

    La théorie des champs d'information (IFT) est la théorie de l'information, la logique du raisonnement sous l'incertitude, appliquée aux champs. Un champ peut être n'importe quelle quantité définie sur un certain espace, par ex. la température de l'air au-dessus de l'Europe, l'intensité du champ magnétique dans la Voie lactée ou la densité de matière dans l'Univers. IFT décrit comment les données et les connaissances peuvent être utilisées pour déduire les propriétés du champ. Mathématiquement, il s'agit d'une théorie statistique des champs et exploite de nombreux outils développés pour cela. Pratiquement, c'est un cadre pour le traitement du signal et la reconstruction d'images.

    Le groupe de recherche IFT au MPA

    • développe le cadre conceptuel et mathématique de l'IFT
    • dérive des algorithmes d'imagerie génériques et ciblés au sein de l'IFT
    • développe les outils de calcul nécessaires aux algorithmes IFT
    • applique l'IFT aux problèmes de mesure en cosmologie, en astrophysique des hautes énergies et dans d'autres domaines.

    La recherche sur l'IFT nécessite une excellente formation mathématique et/ou de bonnes compétences en programmation. Plus d'informations peuvent être trouvées sur la page du groupe IFT et les pages de ressources IFT.

    Exemples d'applications IFT. Le plus à gauche : Un estimateur de la non-gaussianité primordiale exprimé dans les diagrammes de Feynman se superpose à une image du fond diffus cosmologique (CMB). Milieu gauche : Effet Faraday dans tout le ciel reconstitué, montrant le champ magnétique galactique. Milieu droit : Potentiel gravitationnel primordial reconstitué à l'emplacement de la dernière surface de diffusion du CMB. Tout à droite : Le ciel gamma reconstruit à partir des données du satellite Fermi dans la gamme d'énergie 0,5-300 GeV.

    AMP Supernovae

    Le groupe MPA Supernovae est un leader mondial dans la modélisation des morts violentes d'étoiles sous forme de supernovae et étudie comment de telles explosions produisent les éléments chimiques, génèrent des ondes gravitationnelles ou peuvent être utilisées comme indicateurs de distance cosmique fiables. Les étoiles massives finissent leur vie dans des supernovae à effondrement du cœur lorsque l'étoile est à court de combustible nucléaire à l'intérieur. Dans certains cas, l'explosion suivant l'effondrement initial peut conduire à des hypernovae ou des sursauts gamma particulièrement énergétiques. Un autre type de supernovae se produit dans les systèmes binaires impliquant des naines blanches, les restes compacts d'étoiles moins massives. Ces explosions de supernovae thermonucléaires peuvent être déclenchées soit par l'accrétion de matière d'une étoile compagne, soit lors de la fusion de deux naines blanches. Le groupe MPA est spécialisé dans la réalisation de simulations hydrodynamiques multidimensionnelles réalistes sur superordinateur des différents types de supernovae et de sursauts gamma, qui prennent en compte la microphysique détaillée telle que la propagation de flammes turbulentes, le transfert de neutrinos, les champs magnétiques et les effets relativistes spéciaux et généraux. Les modèles de supernova sont également utilisés pour prédire le spectre émergent à comparer avec les observations.

    La plupart des travaux au sein du groupe sont de nature théorique/informatique, mais plus récemment, le groupe a dirigé plusieurs programmes d'observation visant à comprendre la physique des supernovae. Le groupe a une longue expérience dans le développement de méthodes numériques nouvelles et sophistiquées pour permettre des simulations hydrodynamiques extrêmement gourmandes en calcul. Le groupe a un excellent accès à de puissants superordinateurs parallèles et est engagé dans deux centres de recherche collaboratifs à long terme de la Fondation allemande pour la science (DFG) sur l'astronomie des ondes gravitationnelles et sur l'univers sombre. Elle participe également activement au pôle d'Excellence Origine et Structure de l'Univers impliquant MPA, MPE, MPP, ESO, LMU et TUM.

    Domaines de recherche pour lesquels des projets de doctorat sont proposés :

    • Physique de l'explosion des supernovae thermonucléaires
    • Simulation de sursauts gamma
    • Transfert de neutrinos et supernova à effondrement du cœur
    • La nucléosynthèse de la supernova
    • Modélisation et observations de spectres de supernova
    • Signature d'onde gravitationnelle des explosions de supernova

    La gauche: Un instantané d'une simulation 3D d'une supernova qui s'effondre de noyau, qui démontre le champ de vitesse hydrodynamique complexe et le chauffage des neutrinos pendant les premières phases de l'effondrement avant l'explosion finale. Droite: Une simulation d'une supernova thermonucléaire (SNe type Ia), qui montre la structure 3D du front de combustion thermonucléaire en bleu incinérant la naine blanche.

    AMP Astrophysique stellaire

    Le MPA Stellar Astrophysics vise à comprendre la physique des étoiles, en fournissant des modèles stellaires théoriques et en utilisant les étoiles comme sondes du cosmos, par exemple pour l'évolution des galaxies.

    Un aspect important de ce travail est l'étude de l'origine des éléments - quand, où et comment les différents éléments chimiques ont été produits dans l'Univers. Essentiellement, tous les éléments ont été forgés par des réactions nucléaires dans les intérieurs enflammés des étoiles et MPA est depuis des décennies un leader mondial dans la simulation de l'évolution stellaire et de la nucléosynthèse. Une grande partie du travail a porté sur la compréhension des étoiles de masse faible et intermédiaire et sur le test des modèles au moyen de l'hélio et de l'astérosismologie.

    La modélisation stellaire au sein du groupe se concentre sur une meilleure compréhension de la physique des étoiles, car alors seulement la nucléosynthèse, l'âge des étoiles, leurs masses, et par conséquent même l'évolution des galaxies ne peuvent être déchiffrés qu'avec confiance. L'objectif de notre attention est d'améliorer le traitement de la convection dans les étoiles de toutes masses et stades d'évolution, et de fournir des modèles précis et fiables pour les étoiles observées par mission d'astérosismologie. Nous participons activement à l'analyse et à la modélisation des objets COROT et KEPLER.

    Domaines de recherche pour lesquels des projets de doctorat sont proposés :

    • Evolution stellaire, mélange et nucléosynthèse
    • Physique de la convection stellaire
    • Sonder les intérieurs stellaires grâce à l'astérosismologie

    Un petit mais représentatif volume de l'atmosphère stellaire est simulé en calculant le transport d'énergie convective et radiative. La géométrie 3D de la structure atmosphérique et du champ de vitesse et leur évolution temporelle peuvent ainsi être calculées et utilisées pour prédire le spectre stellaire émergent.

    Astrophysique à l'ESO

    Les activités de recherche de l'ESO se concentrent sur l'astronomie optique, infrarouge et à ondes millimétriques en utilisant principalement les installations au sol des observatoires de l'ESO au Chili. En plus de l'imagerie optique et infrarouge et de la spectroscopie, les astronomes de l'ESO sont activement impliqués dans le développement et l'utilisation de techniques à haute résolution spatiale telles que l'optique adaptative ou l'interférométrie. Au-delà de ces thématiques spécifiques, l'expertise scientifique de l'ESO couvre en effet tous les grands domaines de l'astrophysique, dont l'astronomie d'observation, la modélisation et les simulations numériques.

    Les intérêts de recherche du personnel scientifique de l'ESO vont du système solaire aux études du voisinage solaire (planètes extrasolaires, étoiles évoluées, formation d'étoiles), du milieu interstellaire, de la structure galactique, de l'univers local (groupe local et au-delà) et de la cosmologie (amas de galaxies, sursauts gamma, matière noire, lentille).

    La liste complète des sujets de thèse proposés à l'ESO pour tous les domaines de recherche est disponible sur ESO PhD-Topics. Plus de détails sur les activités scientifiques à l'ESO sont disponibles sur ESO Science.

    Image proche infrarouge VLT/ISAAC de la région HII du géant galactique NGC 3603 avec son amas central d'étoiles. Des étoiles de masses comprises entre 0,1 et 120 masses solaires se sont formées simultanément dans l'amas.


    Voir la vidéo: seconde science: que peut-on savoir grâce au spectre dune étoile? - Physique Chimie Facile (Juillet 2021).