Astronomie

Abrufen der XYZ-Koordinaten des Katalogs Luminous Red Galaxies

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Ich möchte also die XYZ-Koordinaten (rechteckig/kartesisch) des LRG-Katalogs (Leuchtende rote Galaxien) erhalten. Der Katalog steht hier zum Download bereit: https://data.sdss.org/sas/dr16/eboss/lss/catalogs/DR16/ Sie müssen nur die "LRG" durchsuchen. Da mich Clustering zunächst nicht sehr interessiert, habe ich mir überlegt, die eBOSS_LRG_full_ALLdata-vDR16.fits herunterzuladen. In dieser Fit-Datei sehe ich RA- und DEC-Koordinaten, aber kein Entfernungsmaß. Daher bin ich mir nicht sicher, wie ich diese RA- und DEC-Koordinaten in XYZ-Koordinaten umwandeln soll. Ich habe einige Papiere gelesen, in denen sie sagen, dass sie dies getan haben, also sollte es im Prinzip möglich sein, nur ich bin mir nicht sicher, wie. Soll ich die Größe verwenden, um die Entfernung irgendwie abzuschätzen (etwa so: https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Willick/Willick1_2.html)? Aus irgendeinem Grund habe ich erwartet, dass dies in den Katalogmessungen vorberechnet wird, aber vielleicht verstehe ich etwas falsch.

Ich verstehe, dass BAO (Baryon Acoustic Oscillation) zur Entfernungsbestimmung verwendet wird. Laut https://www.sdss.org/dr16/spectro/lss/ enthält der oben gepostete Link zu SDSS-Fit-Dateien auch Informationen über BAO (es sind die Dateien, die "rec" enthalteneBOSS_LRGpCMASS_clustering_data_rec-NGC-vDR16.fitsDatei zum Beispiel). Ich kann jedoch nicht herausfinden, was die Felder bedeuten und vor allem, wie man sich von ihnen entfernt.

Jede mögliche Hilfe wird geschätzt, wenn ich einige Unterlagen vermisse, lassen Sie es mich bitte wissen.


Galaktische Koordinaten

Galaktische Koordinaten
Bei gegebenen äquatorialen Koordinaten (Deklination) und (Rektaszension) ist die galaktische Koordinaten (b, l), kann aus den Formeln berechnet werden.

Galaktische Koordinaten - Ein System von Breiten- und Längengrad, das durch die Ebene unserer Galaxie und nicht durch das äquatoriale System koordiniert wird (RA und Deklination basierend auf dem Himmelsäquator.
Galileische Monde - Die vier größten Monde des Jupiter, die von Galileo entdeckt wurden: Ganymed, Io, Callisto und Europa.

Das galaktische Koordinatensystem beschreibt, wo sich ein Objekt in der Milchstraße relativ zur Sonne befindet. Die galaktische Länge wird in Grad gegen den Uhrzeigersinn von der Richtung zum galaktischen Zentrum gemessen und geht von 0 bis 360 .

Ein Breiten- und Längengradsystem, das durch die Ebene unserer Galaxie definiert wird.
Galileisches TeleskopEin brechendes Teleskop, das mit einem konvexen Objektiv und einer konkaven Augenlinse ein aufrechtes Bild erzeugt.

Ein weiterer Satz von Koordinaten kommt ins Spiel, wenn man die Verteilung von Sternen innerhalb unserer Milchstraße oder die Verteilung anderer Galaxien in den Weiten des Weltraums untersucht.

System, das bei der Untersuchung der Verteilung von Objekten in der Milchstraße verwendet wird, wobei die Ebene der Galaxie und das galaktische Zentrum als Bezugspunkte und die Maße der galaktischen Breite und Länge verwendet werden.

werden verwendet, wenn die Verteilung von Objekten im Universum untersucht wird
SkyEye Weitere Informationen Glossar .

sind l (Längengrad) und b (Breitengrad).

Ein Koordinatensystem, das auf der mittleren Ebene der Galaxie basiert, die etwa 63 ° zum Himmelsäquator geneigt ist. Der galaktische Breitengrad (b) wird vom galaktischen Äquator gemessen. Nord (+) oder südlich (-) der galaktische Längengrad (l) wird entlang der galaktischen Ebene vom galaktischen Zentrum nach Osten gemessen.

aller LPV-Kandidaten, die in Gaia DR2 veröffentlicht wurden. Jeder Stern ist mit einer lila-rot-gelben Farbskala gemäß der rechts in der Abbildung gezeigten Median- (GBP) −Median- (GRP e) Farbskala gezeichnet.
Öffne mit DEXTER
3 Überblick über die All-Sky-LPV-Vermessung von Gaia .

wurden durch eine Aktion der Internationalen Astronomischen Union 1958 geändert. Die neuen Werte sind: Der Nordpol der Galaxie liegt in Richtung Rektaszension = 12 Stunden 49 Minuten, Deklination = 27.

sind eine alternative Möglichkeit, Positionen am Himmel anzugeben. Der galaktische Äquator verläuft ungefähr in der Ebene unserer Galaxie, also befinden sich Punkte mit einem galaktischen Breitengrad von Null in der Galaxie, und wenn der Breitengrad von Null abweicht, entfernt man sich von der Milchstraße.

(1958 Revision)". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 121 (2): 123-131. Bibcode:1960MNRAS.121..123B. doi:10.1093/mnras/121.2.123.
^ Eisenhauer, F. Genzel, R. Alexander, T. Abuter, R. Paumard, T. Ott, T. Gilbert, A. Gillessen, S. Horrobin, M.

, wo Orte durch galaktische Breite, Länge und Entfernung zur Sonne bestimmt werden.

Unsere Milchstraße befindet sich am schwarzen Punkt am Ursprung des Super

Dieses Bild zeigt die Positionen der Gammastrahlenausbrüche, die von BATSE projiziert wurden, in

(Die Milchstraße erstreckt sich horizontal über die Bildmitte).

- Yale Bright Star Katalog I. Vollständige Himmelskarte der Sterne aus dem Katalog, weiße Sterne am schwarzen Himmel mit Milchstraßen-Hintergrundbild, in

, mit Hauptnamen Sternen.

Obwohl die Sonne jedes Jahr zweimal im Jahr den galaktischen Äquator überquert, wurde viel Lärm um die Ausrichtung der Dezember-Sonnenwende-Sonne auf den galaktischen Äquator im Jahr 2012 gemacht

wie von der IAU 1959 definiert, .

Auf diese Weise werden Ihre Beobachtungssitzungen erheblich verbessert, da Sie eine fast 3D-Ansicht der Beziehung zwischen einem betrachteten Objekt und der Galaxie erhalten. Wo ist M13? gibt auch Auskunft über die

, Helligkeit, Entfernung und wahre Größe und Winkeldurchmesser von Objekten.

Im galaktischen Koordinatensystem ist die Referenz eine Ebene durch die Sonne parallel zum Mittelwert
Ebene der Galaxie. Durch die Angabe der Orientierung des galaktischen Nordpols in Bezug auf seine
Äquatorialkoordinaten, Äquatorialkoordinaten können in converted umgerechnet werden

Aber wir erstellen ein Kartenraster auf der Himmelskugel, um Objekte am Himmel zu identifizieren, darauf Bezug zu nehmen und sie zu lokalisieren. Einige dieser Kartenraster enthalten äquatoriale Koordinaten (Rektaszension und Deklination), ekliptische Koordinaten (ekliptikale Länge und Breite) und

(galaktische Länge und Breite) .

Dipolmodell am Himmel, passend für ein populäres Wissenschaftsmagazin wie Scientific American. Lubin, Villela, Epstein & Smoot, die ein 90-GHz-Radiometer auf einem Ballon flog, erstellten eine Himmelskarte, veröffentlichten sie jedoch erst 1985. Diese Karte ist rechts zu sehen. Klicken Sie auf das Bild für eine Farbversion in


Abrufen der XYZ-Koordinaten des Katalogs Luminous Red Galaxies - Astronomy

Wir präsentieren Kataloge zur schwachen Linsenbildung aus der vierten Datenveröffentlichung des Kilo-Degree Survey, KiDS-1000, die 1006 Quadratgrad tiefe und hochauflösende Bildgebung umfassen. Unsere "Goldprobe" von Galaxien mit gut kalibrierten photometrischen Rotverschiebungsverteilungen besteht aus 21 Millionen Galaxien mit einer effektiven Anzahldichte von 6,17 Galaxien pro Quadratbogenminute. Wir quantifizieren die Genauigkeit des räumlichen, zeitlichen und flussabhängigen Point-Spread-Function-(PSF)-Modells und verifizieren, dass das Modell unsere Anforderungen erfüllt, um weniger als 0,1 co Änderung der abgeleiteten kosmischen Scherbeschränkungen des kosmologischen Clusterparameters S . zu induzieren 8 = σ 8 √Ω m /0,3.. Durch eine Reihe von Zweipunkt-Nulltests validieren wir die Scherabschätzungen und finden keine Hinweise auf signifikante Nicht-Linsen-B-Mode-Verzerrungen in den Daten. Die PSF-Residuen werden in den Bins mit der höchsten Rotverschiebung erkannt, die aus der Objektauswahl und/oder dem Gewichtungsfehler stammen. Die Amplitude erweist sich jedoch als ausreichend gering und innerhalb unserer strengen Anforderungen. Mit einem Scherverhältnis-Nulltest überprüfen wir die erwartete Rotverschiebungsskalierung des Galaxie-Galaxie-Linsensignals um leuchtende rote Galaxien. Wir kommen zu dem Schluss, dass die gemeinsame KiDS-1000-Scher- und photometrische Rotverschiebungskalibrierung ausreichend robust für kombinierte Gravitationslinsen- und spektroskopische Clustering-Analysen ist.


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In dieser Arbeit bespreche ich die notwendigen Schritte zur Ableitung photometrischer Rotverschiebungen für leuchtende rote Galaxien (LRGs) und Galaxienhaufen durch einfache empirische Methoden. Die verwendeten Daten stammen aus dem Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Ich zeige, dass es mit nur drei Bändern (gri) möglich ist, so genaue Ergebnisse zu erzielen wie mit anderen Techniken, die im Allgemeinen auf mehr Filtern basieren. Insbesondere die Verwendung der Farbe (g - i) trägt zur Verbesserung der endgültigen Rotverschiebungen (insbesondere bei Clustern) bei, da diese Farbe monoton bis z . ansteigt

0.8. Für die LRGs erstelle ich einen Katalog von

1,5 Millionen Objekte bei z < 0,70. Die Genauigkeit dieses Katalogs beträgt σ = 0,027 für z <= 0,55 und σ = 0,049 für 0,55 < z <= 0,70. Die für Cluster verwendete photometrische Rotverschiebungstechnik ist unabhängig von einem Clusterauswahlalgorithmus. Somit kann es auf Systeme angewendet werden, die durch ein beliebiges Verfahren oder jede Wellenlänge ausgewählt wurden, solange die richtige optische Photometrie verfügbar ist. Vergleicht man die in der Literatur aufgeführte Rotverschiebung mit der photometrischen Schätzung, beträgt die erreichte Genauigkeit für Cluster σ = 0,024 für z <= 0,30 und σ = 0,037 für 030 < z <= 0,55. Betrachtet man jedoch die spektroskopische Rotverschiebung als Mittelwert der SDSS-Galaxien in jeder Haufenregion, liegt die Genauigkeit auf dem gleichen Niveau wie von anderen Autoren gefunden: σ = 0,011 für z <= 0,30 und σ = 0,016 für 030 < z <= 0,55. Die hier abgeleitete photometrische Rotverschiebungsrelation wird auf Tausende von anderswo ausgewählten Cluster-Kandidaten angewendet. Ich habe auch photometrische Rotverschiebungen von Galaxien verwendet, die in SDSS verfügbar sind, um Gruppen im Rotverschiebungsraum zu identifizieren und dann den Rotverschiebungspeak der nächsten Gruppe mit jeder Cluster-Rotverschiebung zu vergleichen. Dieses Verfahren bietet einen alternativen Ansatz für die Clusterselektion, insbesondere bei hohen Rotverschiebungen, da die Cluster-Rotsequenz möglicherweise schlecht definiert ist.


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21. Februar 2005
ULTRA LEUCHTENDE ASTRONOMIE

In den letzten zehn Jahren hat sich das Akronym UL in die Kosmologie eingeschlichen. Es hat die beeindruckende Bedeutung von "ultra-luminous" oder "beyond bright". In mindestens zwei Kategorien ist dieser Superlativ eher eine Verzerrung durch die theoretische Interpretation von Beobachtungen als eine direkte Beschreibung von Beobachtungen.

Nehmen wir den Fall von ULIRGs – Ultra Luminous Infra Red Galaxies. Der oben abgebildete Arp 220 ist der hellste der ULIRGs. (Astronom Halton Arp hat die Katalog eigentümlicher Galaxien, in der dieses Objekt die Nummer 220 hat.) Die Standardinterpretation berechnet seine Entfernung um den Betrag, um den seine Spektrallinien zu längeren Wellenlängen verschoben werden (Rotverschiebung). Um in dieser Entfernung so hell zu sein, muss es viel mehr Licht erzeugen als jeder andere astronomische Körper. Daher ist es "ultra-leuchtend". „Befürworter der Standardinterpretation spekulieren, dass die überschüssige Energie durch eine Kollision zweier Galaxien hinter einer undurchsichtigen Wolke aus Gas und Staub entsteht. Aber wenn die Rotverschiebung durch einen körpereigenen Mechanismus verursacht würde, könnte Arp220 nahe genug sein, um eine normale Leuchtkraft zu haben. Wenn es noch näher wäre, könnte es "Under-Leuchtend" sein

Haben wir Beweise dafür, dass Arp 220 näher ist als seine Rotverschiebungsdistanz – abgesehen von der Tatsache, dass es für konventionelle astronomische Theorien darüber, wie Galaxien funktionieren sollten, zu hell erscheint? Die Beweise sind da, aber es braucht ein paar Schritte, um sie zu verstehen.

In den letzten Jahren hat die Astronomin Margaret Burbidge ihre Teleskopzeit genutzt, um widersprüchliche Rotverschiebungsassoziationen zu untersuchen. 2001 veröffentlichten sie, Halton Arp und der chinesische Astronom Y. Chu einen Artikel über die Objekte in der Nähe von Arp 220. Sie entdeckten zwei Quasarpaare, die den Kern nördlich und südlich von Arp 220 flankieren. Außerdem ein weiteres Doppelpaar von Quasaren bildet eine s-förmige Linie östlich und westlich von Arp 220. Und es gibt einen zuvor entdeckten "Hintergrundhaufen" aus vier winzigen Galaxien, die zufällig in eine gerade Linie fallen, die direkt auf den Kern von Arp 220 zeigt. Die konventionelle Erklärung für diese disharmonischen Rotverschiebungs-Assoziationen ist, dass die Quasare und Galaxien zufällig gruppiert sind. Die extreme Unwahrscheinlichkeit, dass dies der Fall ist, wird übersehen.

Der zweite Schritt besteht darin, zu bemerken, dass die diskordant-rotverschobenen Objekte dazu neigen, in Paaren aufzutreten, die ungefähr die gleiche Rotverschiebung aufweisen und sich symmetrisch auf gegenüberliegenden Seiten des Kerns des primären Objekts befinden. Darüber hinaus nehmen die Rotverschiebungen dieser Paare mit der Entfernung vom Primärobjekt in gut abgegrenzten Schritten ab. Zu glauben, dass "Hintergrundobjekte" zufällig so angeordnet werden könnten, bedeutet, das Urteilsvermögen aufzugeben.

Arp interpretiert diese Assoziationen als Familiengruppen. Alle befinden sich in der Nähe des Primärkörpers. Die Körper der höheren Rotverschiebung wurden aus den Körpern der niedrigeren Rotverschiebung ausgeworfen. Wenn die ausgestoßenen Körper altern und zu normalen Galaxien heranwachsen, nehmen ihre Leuchtkraft zu und ihre Rotverschiebungen ab. Anstatt ein zufälliger Klumpen zu sein, sind sie eine sich entwickelnde Population genetisch verbundener Objekte.

Wenn die beobachtete schrittweise Rotverschiebung mit Assoziationen von Galaxien und Quasaren intrinsisch ist, gibt es keinen Grund, eine durch die Rotverschiebung bestimmte Entfernung einer durch die Leuchtkraft bestimmten Entfernung vorzuziehen. Die beobachtete Leuchtkraft von Arp 220 würde es viel näher bringen, nicht nur in der Entfernung von uns, sondern auch in Übereinstimmung mit bekannten Prozessen der Energieerzeugung.

Ähnliche Überlegungen in Bezug auf andere ULIRGs würden die UL-Astronomie und die Urknall-Kosmologie negieren, die davon abhängt, dass die Rotverschiebung ein Indikator für die Entfernung ist, die zu ihr geführt hat.


Können wir den galaktischen Balken mit Gaia DR2 erkennen?

Der galaktische Balken befindet sich in der inneren Galaxie in großer Entfernung von der Sonne. Seine nächste Annäherung liegt im stark verstaubten ersten Quadranten. Können wir den Balken trotzdem mit dem Gaia DR2-Datensatz erkennen? Ich denke, die Antwort lautet ja, wenn wir bereit sind, dies mithilfe quantitativer Sternzählungen zu kartieren und nicht viele Details zu erwarten.

Hier ist die Region im ersten Quadranten, die wir kartieren möchten:

Was hilft, ist, dass sich der Balken weit über und unter die galaktische Ebene erstreckt und in einem Punkt endet. Dadurch entsteht eine Geometrie, die trotz aller Datenbeschränkungen erfasst werden kann.

Wenn wir nur versuchen, den Balken in der galaktischen Ebene abzubilden, erhalten wir wegen all der Staubauslöschung kein ermutigendes Ergebnis:

Dies ist eine Dichtekarte von Sternen zwischen 0 und 50 Grad galaktischer Länge und zwischen 3 und 8 kpc. (Die Parallaxenfehler sind bei dieser Entfernung so hoch, dass ich den Sternen außer RUWE < 1.4 keine Fehlerbeschränkungen auferlegt habe)

Wenn wir jedoch 400 Parsec unter die galaktische Ebene schauen, können wir die Auslöschung vermeiden, aber jetzt sind die Parallaxenfehler so hoch, dass viele Details verwischt werden:

Was meiner Meinung nach hilft, ist ein quantitativerer Ansatz mit Sternzählungen. Hier ist eine Grafik, die die Anzahl und Verteilung der Sterne analysiert, auch für eine Scheibe, die 400 Parsec unter der galaktischen Ebene aufgenommen wurde:

Die x-Achse zeigt den galaktischen Längengrad. Die blauen Daten und die linke y-Achse zeigen die Gesamtzahl der Gaia-Sterne zwischen 3 und 8 kpc für diesen Längengrad bei 400 Parsec unter der Grafikebene. Die roten Punkte und die rechte y-Achse zeigen, wie weit Sie über 3 kpc hinausgehen müssen, um zwei Drittel der Sterne für diesen Längengrad zu finden.

Was Sie feststellen, ist, dass wir mit etwa 4500 Sternen in der Nähe des Längengrades Null beginnen und dass die Anzahl der Sterne sinkt, wenn wir uns 20 Grad nähern, und damit auch die Entfernung, die erforderlich ist, um zwei Drittel der Sterne zu finden. Was mir das sagt ist, dass sich die Sterne von 0 bis 20 Grad in einer Struktur befinden, die breit beginnt und sich allmählich zu einem Punkt verengt - genau das, was Sie von einer stabförmigen Struktur erwarten würden.

Ich habe zahlreiche Schnitte ausprobiert und sehe das gleiche Muster, wobei der Punkt (Ende des Balkens) bei etwa 20 Grad von 400 Parsec unter der galaktischen Ebene und darüber hinaus sowie etwa 25-30 Grad von 400 Parsec über der galaktischen Ebene auftritt und darüber hinaus. Größer als etwa 20-25 Grad sehen wir ein Muster, das nicht so klar ist, aber es könnte wohl zwei Spiralarme sein, die in unterschiedlichen Abständen vom Ende des Balkens unterhalb der galaktischen Ebene verlaufen, und ein Spiralarm oberhalb der galaktischen Ebene (der Arm, der vorbeigeht) am nächsten zum Ende des Balkens verläuft vollständig unterhalb der galaktischen Ebene).

Kurz gesagt, in der Region in der Nähe des Balkens scheinen wir einen Spiralarm (den Centaurus-Arm) zu sehen, der den Balken nahe und unter der Spitze schneidet.

Innerhalb von 400 Parsec der galaktischen Ebene wird das Muster chaotischer, wahrscheinlich aufgrund der Staubauslöschung.


UGC - Uppsala Allgemeiner Katalog der Galaxien

Der Katalog enthält Beschreibungen der Galaxien und ihrer Umgebung sowie konventionelle Systemklassifikationen und Positionswinkel für abgeflachte Galaxien. Die Galaxiendurchmesser sowohl auf den blauen als auch auf den roten POSS-Abzügen sind enthalten, und die Klassifizierungen und Beschreibungen sind so angegeben, dass das Aussehen der Galaxien auf den Abdrücken so genau wie möglich wiedergegeben wird. In der maschinenlesbaren Version ist nur der Datenteil des veröffentlichten UGC enthalten, Hinweis. Weitere Einzelheiten zu den Klassifizierungen, der Messung der scheinbaren Helligkeit und dem Dateninhalt sind der Quellenangabe zu entnehmen.

Katalog Bibcode

Verweise

Herkunft

Parameter

Name
Die UGC-Quellenbezeichnung basierend auf der Katalognummer. Die Galaxien sind in der Reihenfolge ihrer Rektaszensionswerte von 1950 nummeriert.

UGC_Nummer
Die Katalognummer des Objekts im UGC.

RA
Die Rektaszension der Galaxie in der ausgewählten Tagundnachtgleiche. Beachten Sie, dass die RAs in der Ursprungstabelle in Äquatorkoordinaten von 1950 mit einer Genauigkeit von 0,1 Minuten angegeben wurden.

Dezember
Die Deklination der Galaxie in der ausgewählten Tagundnachtgleiche. Beachten Sie, dass die Deklinationen in der Ursprungstabelle in Äquatorkoordinaten von 1950 mit einer Genauigkeit von 1 Bogenminute angegeben wurden.

LII
Der galaktische Längengrad der Galaxie.

BII
Der galaktische Breitengrad der Galaxie.

Mcg
Der Morphologische Katalog der Galaxien (MCG: CDS/ADC Catalog VII/62A, Vorontsov-Velyaminov et al. 1962, 1963, 1964, 1968) Bezeichnung der Galaxie, falls verfügbar, oder eine Pseudo-MCG-Bezeichnung (siehe unten), wenn nicht. Die erste Zahl der Bezeichnung ist die 6-Grad-Zone des Palomar Observatory Sky Survey (POSS), vom Äquator +00 bis zum Himmelsnordpol +15 die zweite Zahl ist das POSS-Feld entlang der Zone, während die dritte Zahl die Galaxie in dieses Feld im MCG. Nicht-MCG-Galaxien wird die Nummer 000 an dritter Stelle zugewiesen, aber der erste und der zweite Wert werden korrekt angegeben.

POSS_Feld
Die Nummer des Palomar Observatory Sky Survey (POSS)-Feldes, in dem die Galaxie am besten sichtbar ist.

Blue_Major_Axis
Die Hauptachse der Galaxie, gemessen auf dem POSS-Blaudruck, in Bogenminuten. Die Genauigkeit dieser Zahl beträgt normalerweise 0,1 Bogenminuten, obwohl sie in einigen Fällen im ursprünglichen Katalog nur auf die nächste Bogenminute angegeben wurde.

Blue_Minor_Axis
Die Nebenachse der Galaxie, gemessen auf dem POSS-Blaudruck, in Bogenminuten. Die Genauigkeit dieser Zahl beträgt normalerweise 0,01 oder 0,1 Bogenminuten, obwohl sie in einigen Fällen im ursprünglichen Katalog nur auf die nächste Bogenminute angegeben wurde.

Position_Winkel
Der Positionswinkel der Hauptachse der Galaxie in Grad, gemessen auf herkömmliche Weise von Nord nach Ost. Dieses Feld bleibt leer, wenn dieses Datum nicht verfügbar ist.

Hubble_Typ
Die Einordnung in das Hubble-System oder eine weniger spezifische Beschreibung des Galaxientyps. Beachten Sie, dass dies eine gekürzte Version der Informationen in der gedruckten Version dieses Katalogs ist, die bei Bedarf zu Rate gezogen werden sollte. Einige Abkürzungen werden verwendet:

Photo_Mag
Die fotografische Größe der Galaxie, die in der ursprünglichen Version des Katalogs normalerweise mit einer Genauigkeit von 0,1 Größenordnungen angegeben wird, manchmal nur mit der nächsten Größenordnung.

Radial_Geschwindigkeit
Die Radialgeschwindigkeit der Galaxie in km/s relativ zur Lokalen Galaxiengruppe und korrigiert für die Sonnenbewegung gemäß der Beziehung V0 = +300 cos A, wobei A der Abstand zur konventionellen Sonnenspitze bei lI = 55 Grad ist, bI = 0 Grad oder III = 87 Grad, bII = +1 Grad. Wurden die Messunsicherheiten als zu groß erachtet, um Korrekturen sinnvoll zu machen, wird in der Regel nur der unkorrigierte Wert angegeben.

Red_Major_Axis
Die Hauptachse der Galaxie, gemessen auf dem roten POSS-Print, in Bogenminuten. Die Genauigkeit dieser Zahl beträgt normalerweise 0,1 Bogenminuten, obwohl sie in einigen Fällen im ursprünglichen Katalog nur auf die nächste Bogenminute angegeben wurde.

Red_Minor_Axis
Die Nebenachse der Galaxie, gemessen auf dem roten POSS-Print, in Bogenminuten. Die Genauigkeit dieser Zahl beträgt normalerweise 0,01 oder 0,1 Bogenminuten, obwohl sie in einigen Fällen im ursprünglichen Katalog nur auf die nächste Bogenminute angegeben wurde.

Neigungscode
Ein Code, der die Neigung der Galaxie beschreibt, gemessen auf einer Skala von 1 (face-on) bis 7 (edge-on). Für Galaxien mit hoher Neigung wird ein Wert aus der Hubble-Formel n = 10(a-b)/a berechnet, wobei a die Hauptachse und b die Nebenachse ist. Der Wert 7 bezeichnet Objekte, die nicht mehr als einige Grad zur Sichtlinie geneigt sind.

Klasse
Die Klassifikation HEASARC Browse wird für diese Datenbank aus dem Parameter hubble_type abgeleitet.


Astronomen berichten von den „empörendsten“ leuchtenden Galaxien, die jemals beobachtet wurden

Astronomen der University of Massachusetts Amherst berichten, dass sie die hellsten Galaxien beobachtet haben, die jemals im Universum gesehen wurden, Objekte, die so hell sind, dass etablierte Deskriptoren wie "ultra-" und "hyper-luminous" zur Beschreibung der bisher hellsten bekannten Galaxien dies nicht tun sogar nahe kommen. Der Hauptautor und Student Kevin Harrington sagt: "Wir haben es uns angewöhnt, sie unter uns 'unerhört leuchtend' zu nennen, weil es keinen wissenschaftlichen Begriff gibt, der angewendet werden kann."

Details erscheinen in der aktuellen frühen Online-Ausgabe von Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society.

Harrington ist ein Senior Undergraduate in der Gruppe von Astronomie-Professor Min Yun, die das Large Millimeter Telescope (LMT) mit einem Durchmesser von 50 Metern verwendet, das größte und empfindlichste Instrument der Welt mit einer einzigen Apertur zur Untersuchung der Sternentstehung. Es wird gemeinsam von UMass Amherst und dem mexikanischen Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica betrieben und befindet sich auf dem Gipfel der Sierra Negra, einem 15.000 Fuß hohen erloschenen Vulkan im zentralen Bundesstaat Puebla, einem Begleitgipfel zu Mexikos höchstem Berg.

Yun, Harrington und Kollegen nutzten für diese Arbeit auch die neueste Generation von Satellitenteleskopen und ein kosmologisches Experiment auf dem NASA/ESA-Kollaborationssatelliten Planck, der das Leuchten des Urknalls und den Mikrowellenhintergrund erkennt. Sie schätzen, dass die neu beobachteten Galaxien, die sie identifiziert haben, etwa 10 Milliarden Jahre alt sind und erst etwa 4 Milliarden Jahre nach dem Urknall entstanden sind.

Harrington erklärt, dass Astronomen bei der Kategorisierung von Lichtquellen eine Infrarotgalaxie als "ultraleuchtend" bezeichnen, wenn sie eine Bewertung von etwa 1 Billion Sonnenleuchtkräften hat, und dies steigt auf etwa 10 Billionen Sonnenleuchtkräfte auf dem "hyperleuchtenden" Niveau. Darüber hinaus haben wir für die 100 Billionen Sonnenleuchtkräfte der neuen Objekte "nicht einmal einen Namen", sagt er.

Yun fügt hinzu: "Die Galaxien, die wir gefunden haben, wurden von der Theorie nicht vorhergesagt, sie sind zu groß und zu hell, also hat vorher niemand wirklich nach ihnen gesucht." Ihre Entdeckung wird Astronomen helfen, mehr über das frühe Universum zu erfahren. „Das Wissen, dass sie wirklich existieren und wie stark sie in den ersten 4 Milliarden Jahren seit dem Urknall gewachsen sind, hilft uns abzuschätzen, wie viel Material für sie da war, mit dem sie arbeiten konnten. Ihre Existenz lehrt uns den Prozess des Sammelns von Materie und der Galaxie Sie legen nahe, dass dieser Prozess komplexer ist, als viele Leute dachten."

Die neu beobachteten Galaxien seien nicht so groß, wie sie erscheinen, betonen die Forscher. Folgestudien deuten darauf hin, dass ihre extreme Helligkeit auf ein Phänomen zurückzuführen ist, das als Gravitationslinseneffekt bezeichnet wird und das Licht, das in der Nähe massiver Objekte passiert, verstärkt, wie von Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie vorhergesagt. Als Ergebnis sehen sie von der Erde aus etwa 10 Mal heller aus, als sie wirklich sind. Trotzdem sind sie beeindruckend, sagt Yun.

Die Gravitationslinsenbildung einer entfernten Galaxie durch eine andere Galaxie sei ziemlich selten, fügt er hinzu, so dass es im Rahmen dieser Untersuchung "eine weitere potenziell wichtige Entdeckung" sei, bis zu acht potenzielle Linsenobjekte zu finden. Harrington weist darauf hin, dass die Entdeckung des Gravitationslinseneffekts bereits wie die Suche nach der Nadel im Heuhaufen ist, da dies eine genaue Ausrichtung von der Betrachtung auf der Erde erfordert. "Darüber hinaus ist es so selten, so helle Lichtquellen zu finden, wie das Loch in der Nadel im Heuhaufen."

Sie führten auch Analysen durch, um zu zeigen, dass die Helligkeit der Galaxien höchstwahrscheinlich allein auf ihre erstaunlich hohe Sternentstehungsrate zurückzuführen ist. "Die Milchstraße produziert einige Sonnenmassen von Sternen pro Jahr, und diese Objekte sehen aus, als würden sie jede Stunde einen Stern bilden", sagt Yun. Harrington fügt hinzu: "Wir wissen immer noch nicht, wie viele Dutzend bis Hunderte von Sonnenmassen von Gas in diesen Objekten so effizient in Sterne umgewandelt werden können, und die Untersuchung dieser Objekte könnte uns helfen, dies herauszufinden."

Für diese Arbeit verwendete das Team Daten der leistungsstärksten internationalen Einrichtungen, die heute verfügbar sind, um diese Entdeckungen zu erzielen, des Planck Surveyor, des Herschel und des LMT. Wie Yun erklärt, ist die Himmelsabdeckung des Plancks die einzige Möglichkeit, diese seltenen, aber außergewöhnlichen Objekte zu finden, aber die viel höheren Auflösungen von Herschel und LMT sind erforderlich, um ihre genauen Standorte zu bestimmen.

Er schlägt vor: "Wenn der Planck sagt, dass es in Boston ein Objekt von Interesse gibt, können Herschel und LMT genau sagen, dass sich das Objekt auf welchem ​​Tisch in einer bestimmten Bar neben dem Fenway Park befindet." Mit diesen Informationen kann ein weiteres LMT-Instrument namens "Redshift Search Receiver" eingesetzt werden, um zu bestimmen, wie weit entfernt und wie alt diese Galaxien sind und wie viel Gas sie enthalten, um ihre extreme Leuchtkraft aufrechtzuerhalten.

Ein weiterer Aspekt dieses Projekts sei außergewöhnlich, sagt Yun. "Für einen Studenten ist es wirklich beeindruckend, ein solches Studium zu absolvieren. In 15 Jahren Lehrtätigkeit habe ich nur wenige Studenten gesehen, die ein Projekt bis zur Veröffentlichung in einem großen Zeitschriftenartikel wie diesem vorangetrieben haben. Kevin verdient viel. Anerkennung für diese Arbeit."

Harrington seinerseits, der im Mai seinen Abschluss mit einem Doppelstudium in Astronomie und Neurowissenschaften machen wird, plant, im September seine Doktorarbeit am deutschen Max-Planck-Institut für Astronomie und an der Universität Bonn zu beginnen und diese Forschungen zur Galaxienentwicklung fortzusetzen.

Diese Arbeit wurde von der National Science Foundation, dem UMass Amherst Commonwealth Honors College Research Fellowship and Honors Grants und dem William Bannick Student Travel Grant unterstützt, ohne die Harringtons zwei Reisen zu dem Fernteleskop in Mexiko nicht möglich gewesen wären, sagt Yun.


Schwaches Aussehen täuscht über helle Leuchtkraft

Shaula ist auch ein variabler Stern von Beta Cephei, dessen Helligkeitsänderungen auf "unter der Oberfläche ionisierende Metalle, die als Wärmeventil wirken", zurückzuführen sind, schrieb Jim Kaler, ein emeritierter Astronomieprofessor der University of Illinois.

Der Stern wurde im Katalog von Johann Bayer vermerkt, aber trotz seiner Helligkeit wurde ihm der 11. Buchstabe des griechischen Alphabets &ndash Lambda &ndash statt des üblichen Alphas für die helleren Sterne zugeordnet. Kaler vermutet, dass es wahrscheinlich daran lag, dass der Stern im Sternbild so weit südlich liegt. In Scorpius wird Shaula nur von Antares aus dem Blickwinkel der Erde überstrahlt, der Stern ist zusammen mit Gacrux (Gamma Crucis) am 24. hellsten am Himmel.

Lassen Sie sich von diesen Zahlen nicht täuschen, aber der Unterriese B ist etwa 35.000 Mal leuchtender als die Sonne, bemerkte Darling. Seine Temperatur wird auf 25.000 Kelvin (ungefähr 44.540 Fahrenheit oder 24.725 Celsius) geschätzt.

Der Stern könnte sich auch schnell verändern: "Shaula hat entweder die Wasserstofffusion in seinem Kern gestoppt oder steht kurz davor", schrieb Darling. "Mit einer Masse von etwa 11 Sonnenmassen kann es schließlich explodieren oder sich eher in einen schweren Weißen Zwerg verwandeln, möglicherweise einen mit einem Neon-Sauerstoff-Kern."

Ein Unterriesen-B-Stern bezieht sich auf eine Art von B-Stern und heißen Sternen, bei denen Wasserstoff und neutrales Helium ihr Spektrum dominieren, so der Astronom Perry Berlind.

„Es gibt eine Vielzahl von Untertypen, da B-Sterne über einen weiten Leuchtkraftbereich hinweg auftreten, viele Begleitsterne haben und viele zirkumstellares Material haben“, schrieb er.


Abrufen der XYZ-Koordinaten des Katalogs Luminous Red Galaxies - Astronomy

Aus der Sicht meines (voreingenommenen?) Beobachters müssen wir mit Daten über Galaxien beginnen, um sie zu verstehen. Mit elektronischen Sammlungen ist es einfacher als je zuvor, die Zahlen zu erhalten. Dennoch hilft es immer noch zu wissen, woher die Zahlen kommen und wie die anfängliche Auswahl verschiedener Kataloge war. Insbesondere die Art und Weise, wie ein Katalogmuster erstellt wurde, kann einen großen Einfluss darauf haben, was man daraus lernen kann. Dabei sind Oberflächenhelligkeit und Flussmittelauswahlkriterien besonders wichtig. Darüber hinaus besteht ein großer Unterschied zwischen einer Objektliste und einem Katalog mit einheitlichen physischen Daten für jeden Eintrag.

Um etwas zu katalogisieren, müssen wir sehen, dass (1) ein Objekt da ist und (2) es nichts anderes ist. Bei Galaxien müssen wir sie bei einer bestimmten Wellenlänge erkennen und sie von Sternen, planetarischen Nebeln, galaktischen Zirrus und Navigationssatelliten unterscheiden. Die meisten Untersuchungen wurden bisher im optischen Bereich durchgeführt, bis vor kurzem aus der Untersuchung fotografischer Platten. Dies impliziert gewisse Nachweisgrenzen: (1) Alles, was kleiner als etwa 1 Bogensekunde ist, sieht auf normalen bodengestützten Bildern wie ein Stern aus und kann nur durch nichtstellare Farben oder Spektren unterschieden werden (QSOs, kompakte Galaxien, dies funktionierte gut für das SDSS, beispielsweise). HST-Bilder zeigen, dass es viele lichtschwache Galaxien mit hoher Rotverschiebung gibt, die sich als lichtschwache Sterne vom Boden aus tarnen könnten (in der Praxis tritt dies nur für Helligkeiten unter V=20 in signifikanter Zahl auf, obwohl solche Raritäten wie "Erbsen" etwas heller sein können ). (2) Jedes Objekt mit zu geringer Oberflächenhelligkeit (viel weniger als etwa 1% der Helligkeit des Nachthimmels für routinemäßige Daten) würde nur gefunden, wenn es nahe genug ist, um einzelne Sterne zu sehen (so ist die Sculptor-Zwerggalaxie entstanden). wurde entdeckt). Die Oberflächenhelligkeit (empfangener Fluss pro Raumwinkeleinheit) wird oft in den definitiv nicht-SI-Größeneinheiten pro Quadratbogensekunde für optische und nahe IR-Durchlassbänder gemessen. Man trifft auch auf MJy / Steradiant, S(10) (das Licht eines V= 10 Sterne pro Quadratgrad) und sehr selten die SI-Einheit einer Nisse (Candela pro Quadratmeter). Hauptkomponenten in der Optik sind Luftglühen (viel in isolierten atomaren und molekularen Emissionslinien) und gestreutes Sternenlicht von Sonnensystemstaub (Zodiallicht) und interstellarem Staub. Von einem dunklen Standort aus sind die Staub-/Luftglow-Beiträge im V-Band ungefähr gleich. Im nahen IR wird die molekulare Emission des Luftglühens (insbesondere OH-Banden, der "OH-Wald") zu extrem hellen Zuwächsen von vielen Tausend an Empfindlichkeit durch Reisen ins All. Details zu typischen Himmelshelligkeiten finden sich in Leinert et al. 1998 (A&ASuppl 127, 1), insbesondere deren Tabelle 4. Repräsentative Dark-Sky-Werte in Magnituden pro Quadratbogensekunde sind 22,5-23,1 im B-Band und 21,5-22,0 in V. Etwa ein Faktor 2 Variation tritt mit dem Sonnenzyklus auf, with airglow faintest at sunspot minimum. Arp took advantage of this for many of his peculiar-galaxy photographs.

These limits translate to biases on the kinds of galaxies found by a particular technique see the discussion in Mihalas and Binney (p. 371) on the detection problem and The Light of the Night Sky by Roach and Gordon (Reidel, 1973) for discussion of sources of confusing light (airglow, scattered sunlight and starlight, and unresolved galaxy light). Disney (1976, Nature 263, 573) described a visibility function for galaxies incorporating these quantities. Arp noted this problem in the Atlas of Peculiar Galaxies, and the issue is discussed at some length by Mihalas and Binney (their fig. 5-47, p. 372). The plot below was made from the 1036 galaxies in the RC2 with known integrated B magnitude, redshift, and characteristic diameter D25, using the same reference lines for surface-brightness limits as were adopted by Mihalas and Binney.

The upper dashed line indicates where confusion with foreground Galactic stars sets in (depending on the image quality HST compact galaxies occur with effective diameter of order 2 kpc and MB up to -21 or so). The lower limit is roughly where most of a galaxy falls below the surface-brightness threshold set by the night-sky brightness (usually a few percent of the sky intensity). Objects have now been found outside these limits. Compact objects cannot escape detection in complete spectroscopic studies of faint samples, while low-surface-brightness (LSB) objects require very deep imaging studies. Numerous LSB dwarfs are known, and the census is not regarded as complete even within the Local Group. Photographic amplification techniques have led to the discovery of LSB Riese galaxies (Bothun et al. 1987 AJ 94,23 Impey and Bothun 1989 ApJ 341, 89 Bothun et al. 1990 ApJ 360, 427). These systems are very luminous but so large as to have escaped previous detection. It is quite fair to question how far our understanding of galaxy formation and evolution is influenced by selection effects in what we consider typical galaxy properties to be. Zwicky used his "morphological approach" to ask what kinds of galaxies might exist, on the premise that all physical objects not prohibited from existing must be out there, and positing not only dwarf and compact galaxies, but pygmy and gnome objects as well. Others have referred to this procedure as dividing parameter space into Zwicky boxes and ruling out the ones that violate physical law.

The giant LSB galaxies are well represented by Malin 1, an object hiding behind the Virgo Cluster. These images are from a single B-band image provided by Greg Bothun, first with a typical intensity mapping and then with a high-contrast stretch about the sky level. The faint galaxy disk almost fills the frame, but at more usual thresholds it appears to be a much smaller and fainter system.

At the other end of the scale, QSOs furnish a test of our ability to find unresolved extragalactic objects (without necessarily suggesting that they are the only kinds of compact extragalactic objects). The first discoveries were as identifications of radio sources (3C 48, 3C 273), with Zwicky compact galaxies not far behind. The most productive optical search techniques for these are multicolor surveys (looking in some nein-dimensional color-index space for things that fall off the sequence defined by galactic stars) or slitless spectroscopy, in which emission lines or peculiar continuum shapes may be identified wholesale. X-ray source identifications may be the most fruitful of all, especially since large-area deep surveys are in hand. (For examples of multiwavelength ID, see the extensive compendium of quasar candidates put together by a New Zealand amateur!)

Space observations (or those with adaptive optics) help most for angularly small objects (HST resolves numerous compact galaxies that look stellar from the ground). The background at V is not much darker from Earth orbit than from a dark ground site, since half the sky light there comes from sunlight or other starlight scattered by zodiacal or interstellar grains. The situation improves dramatically either into the UV or the far red.

Searches for some subclasses of galaxies can be more efficient, approaching the flux-limited ideal. This includes, for example, infrared- or radio-bright galaxies. In these instances, confusion with galactic objects (i.e. stars) is minimized, so that high spatial resolution is not required to recognize galaxies and they may be identified with rather coarse beams, provided the galaxies have high enough integrated fluxes at the relevant frequency. Large beam sizes reduce the risk of losing objects due to limited surface-brightness sensitivity.

A basic question arises at this point - just what ist a galaxy? For theorists of galaxy formation, it is a collapsing high-density region of gas. For observers, we might require that the gas at some time formed some stars - but then what about the few intergalactic H I clouds? When do they cease being protogalaxies and become gas-rich dwarfs? Does a lump of material torn out of a spiral during a tidal encounter deserve the name? Is it then newly formed? Kinematics suggest that a galaxy is collected in a dark-matter potential well, while even the biggest star clusters are not - that is, globular clusters have no dark-matter problem, while essentially all galaxies do (even if they're no brighter than an individual globular cluster).

Thought experiment: In our night sky (with skyglow and looking no fainter than, say, 19th visual magnitude) stars are much more prominent than galaxies. Why is this, and what would we have to change to reverse the situation?

Optical surveys that are complete within any sort of useful limits were long based on Schmidt sky-survey plates - from the Palomar, ESO, or UK Schmidts. Such surveys include the UGC, MCG, and ESO/Uppsala catalogs (see reference list) - but most of the 10 7 or so galaxies on these plates are too faint to be of more than statistical interest. These surveys are based on visual inspection, so that optical catalogs now lag behind radio and IR surveys. There has long been a crying need for a digital optical sky survey, filled to an important extent by the Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Optical surveys are sensitive to the intermediate-temperature stellar component exemplified by older main-sequence stars (like the Sun, which is not exactly a coincidence) and K-type red giants. The old populations, and dusty ones, are well sampled by near-IR surveys, of which 2MASS has now surveyed the whole sky with modest surface-brightness sensitivity. The optical and near-IR bands are special for galaxies in that all other bands are dominated by the effects of recent star formation or nuclear activity, so much of galaxy history is written at these intermediate waveengths.

I describe first the specific catalogs containing most well-studied galaxies and active nuclei, then point to useful (mostly electronic, by now) compendia that every astronomer working on galaxies should have in their bookmark list.

Basic Object Catalogs

NGC = New General Catalog. Includes star clusters, galaxies, gaseous nebulae, and hallucinations, mostly from the visual surveys by the Herschels. Produced by J. Dreyer in the 1880s. The modern version is the Revised New General Catalog of Nonstellar Astronomical Objects, Sulentic and Tifft, Univ. Arizona 1973. The entries are ordered by right ascension at epoch 1855, which makes things somewhat confusing in current coordinates (especially when there are large declination jumps between objects). ( Electronic version at the CDS)

IC = Index Catalog, supplement to the above, with another 7000+ entries. The NGC 2000 compilation includes both NGC and IC lists.

3C = Third Cambridge Catalog of radio sources selected at 178 MHz. Optical identifications of extragalactic sources are given by Spinrad, Djorgovski, and Aguilar 1985 PASP 97, 932. ( CDS electronic version)

See the bright-galaxy compendia, plus these specific collections:

Many sources from the NSSDC (and NED, if you can tell which consensus value is listed) are useful for current redshift-survey results, which have passed the 3-million-galaxy mark, rising so fast that electronic retrieval is the only way to keep up. The Sloan Digital Sky Survey (SDSS) alone yielded 10 6 galaxy redshifts in the northern galactic cap in its first incarnation, and the AAT 2dF survey delivered more than 220,000 in two southern fields.

Markarian UV-excess galaxies are important, since they contain a large fraction of Seyfert 1 objects and actively star-forming systems. There were 15 published lists from the original Byurakan objective-prism surveys, all collected by Markarian, Lipovetskii, Stepanian, Erastova, and Shapovalova, Publ. Special Astrophys. Obs. (USSR), vol. 62, 1989. I have a local copy of their data table taken from a diskette provided by Lipovetskii. Cross-correlation with additional catalogs (notably the IRAS survey) was done by Mazzarella and Balzano 1986, ApJSuppl 62, 751.

Additional surveys for UV-excess and emission-line galaxies have been done by several groups:

Radio and X-ray surveys: these are by now so extensive that they are most sensibly approached digitally, from (for example) the FIRST, NVSS, and HEASARC WWW sites. The near-IR 2MASS survey covered the entire sky at a level detecting tens of thousands of galaxies from 1.2-2.2 microns, though the surface-brightness level is not great for galaxy structures. Looking at specific wavelength ranges:


Electronic archives and retrieval

The biggest news in data collections throughout astronomy has been, of course, network resources. For galaxies, the NASA Extragalactic Database (NED) maintained at IPAC has ways of searching for basic data and literature references by position or catalog designation (and even for objects close to a known one). Somewhat different searches (for example, by availability of 2D or 3D kinematic information) are available using HyperCat at (a descendant of LEDA, the Lyon Extragalactic Database). To deal with whole catalogs at once, you can retrieve them from the CDS in Strasbourg. The HEASARC "browse" interface includes powerful catalog search-and-plot routines.

The primary literature interface has become the NASA Astrophysics Data System (ADS) archive search tool. There are emerging and powerful cross-links that let you enter the data unierse via an object name, location, literature mention, and emerge in one of the other kinds of interface. Mastering these techniques has become a basic professional skill, as we move toward the era a global Virtual Observatory (VO).


The Clustering of Galaxies in the Completed SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: Cosmic Flows and Cosmic Web from Luminous Red Galaxies

0.2 h Mpc -1 , and vanishing quadrupoles down to r

20 ha -1 Mpc. We also demonstrate that the non-linear cosmic web can be obtained from the tidal field tensor based on the Gaussian component of the reconstructed density field. We find that the reconstructed velocities have a statistical correlation coefficient compared to the true velocities of each individual lightcone mock galaxy of r

0.68 including about 10 per cent of satellite galaxies with virial motions (about r = 0.75 without satellites). The power spectra of the velocity divergence agree well with theoretical predictions up to k

0.2 ha Mpc -1 . This work will be especially useful to improve, for example, baryon acoustic oscillation reconstructions, kinematic Sunyaev- Zeldovich, integrated Sachs-Wolfe measurements or environmental studies. « less


Schau das Video: Alken Engineering chose the XYZ LR range (Juni 2022).


Bemerkungen:

  1. Mazujind

    Darin ist etwas. Danke für den Tipp, wie kann ich mich bedanken?



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