SISTEMA DE GALAXIAS 4 Parte

....Un punto a destacar es que las vistas contienen la información relevante para realizar trabajos científicos ya que han sido filtrados de objetos tales como el cielo observaciones defectuosas.Por ejemplo, las tablas phto y Spea All respectivamente .Los dos grandes grupos de datos de interés científico se encuentran nucleados en estas tablas .En ellas es muy grande, se han creado diversas vistas desde estas tablas.Los catálogos espectroscópicos del SDSS  contienen parámetros tales como redshift,clasificación, dispersiones de velocidades, indicadores de calidad,y parámetros, medidas a partir de cada espectro. Los objetos espectroscópicos son seleccionados desde los objetos con fotometría y se agrupan siguientes categorías. 

GALAXIAS PRINCIPALES (Pag 5) Objetos seleccionados desde las detecciones fotométricas en la banda r, que estos con separación estrella galaxias y poseen magnitudes  limite r= 17,77 .Los objetos deben también satisfacer una serie de cortes en diferentes parámetros, de manera de obtener la categoría de galaxias en esta muestra. El redshift medio de las galaxias en la muestra M65 es 2apxte 0,1 para más detalles ver Strauss pr 2002.

GALAXIAS ROJAS LUMINOSAS  (LR6)  Galaxias seleccionadas en base al color y magnitud para producir una muestra de galaxias intrínsecamente rojas y luminosas más débil y más lejana que la M65 Existen dos, categorías:la clase en una muestra LR6 limitada volumen hasta z= 0,38 , que se extiende hasta 2N 0,45 Ver Einseinsten et 2001 para discusiones detalladas sobre la selección de la muestra.

QUASARES ( QSQ) El algoritmo de selección de estos objetos identifica principalmente los quasares como objetos puntuales con valores atípicos en el locus estelar modelado dentro de cubos de colores (unggerro)  y rojso z ) además los objetivos también son seleccionados correlacionando con el catálogo de radiofuentes FIRST, ver Richard et S2 2001. 

Estrellas seleccionadas siguiendo criterios de color. 

2,.2 REDSHIFT Y CORRECCIONES K

2.2.1. ESTIMAS DE REDSHIFT

Para el caso de los M65, se poseen mediciones de redshift espectroscópicas que son precisas hasta aproximadamente 30 kms segundo negativos. Sin embargo,en el empleo de datos fotométricos es necesario obtener información de distancia utilizando otros métodos. Catálogos, como  el SDSS realizan fotometría multibanda para cientos de millones de galaxias. Debido a las limitaciones tecnológicas y financieras se obtienen redshift espectroscópicos sólo para una fracción de los datos (aproximadamente 1 millón de galaxias) Por este motivo, es que en las últimas décadas se han realizado diversas esfuerzos para desarrollar técnicas que generan redshift fotométricos, a través de la utilización de fotometría multibanda. Los redshifts calculados a través de estas técnicas con mucho menos precisos que los redshift espectroscópicos, sin embargo en campus commo la astrometría extragaláctica y la cosmología la precisión es suficiente para obtener resultados científicos útiles. La eficiencia del método se basa en la identificación de características espectrales fuertes que puedan ser identificados aún luego de haber integrado la distribución de energía espectral.(SED) bajo la función de transmisión del filtro. Existen varias técnicas para la obtención de redshifts fotométricas entre las que destacan dos categorías: 

AJUSTES DE TEMPLATES  Se utilizan librerías de espectros sintéticos (templates) para encontrar la distribución de energía espectral (SED) de la galaxia, qaue mejor reproduce los flujos observados en los distintos filtros . De esta manera se asigna a la galaxia el redshift del template que  mejor agusta a las observaciones. Es necesario que los templates, pudiendo ser derivados tanto desde la observación como de modelos de sintesis espectral.  Los resultados obtenidos dependen tanto de la calidad de los templetes utilizados como de las adecuada comparación de los mismos con los datos observacionales., 

MÉTODOS EMPIRICOS En estos métodos se utiliza un conjunto de galaxias que poseen redshift espectroscópicos, además, de la fotometría, de manera de derivar una relación empírica entre observables fotométricos (por ejemplo magnitudes ,colores, e indicadores de morfología) y el redshift medido desde el espectro. Si el encuentro disponible una muestra de galaxias con espectroscopia que sea suficientemente grande y representativa de los datos por métodos empíricos. El empleo de estos métodos resulta en estimas de redshift totométricos que posee  menor dispersión y bias , respecto de los redshifts de templetes , Sin embargo,si se disponen de pocos analogos espectroscópicos puede utilizarse un ajuste de templetes a la muestra fotométrica de obtener los redshits fotométricos. Debido a las dificultades a la hora de realizar mediciones de redshiffs espectroscopicos para magnitudes débiles y objetos con bajo brillo superficial es difícil obtener una muestra espectroscopica que sea distintiva de la muestra fotométrica. En el mejor de los casos se podrá encontrar una muestra que sea suficientemente grande de manera de minimizar las fluctuaciones estadísticas y que posea distribuciones similares de magnitudes,valores y redshifts (al menos en un intervalo de distancias) que la muestra fotométrica en este trabajo se utilizaron redshifts fotométricos obtenidos por Mill en 2011 estos autores calculan redshifts los datos se encuentran disponibles en las estimas de redshifth fueron realizados utilizando el código público ANN2 , que está basado en el empleo de redes normales artificiales con una arquitectura de la forma 9:14 14 17 1 El conjunto de entrenamiento de la red se construyó considerando galaxias pertenecientes a los catálogos M65  LRG  y AGN del SDSS DR 7 La elección de redshift muestras de galaxias para el conjunto de estrenamniento proporciona una amplia diversidad de objetos con diferentes rangos de redshift permitiendo mejorar las estimas de los redshift con los siguientes parámetros fotométricos: magnitudes  en cinco bandas,indice de concentración y radios (extensión , en las bandas adicionales que no es consideran igualmente en las muestras de entrenamiento y que contribuyen a mejorar la estima de los redshift fotométricos ya que el indice de concentración proporciona información relativa a la morfología de la galaxia y los radios de Petrosian  son una medida robusta del tamaño angular de la misma siendo además un parámetro muy estable en función del redshift los resultados para los redshift fotométricos  (2 photos) tienen un error permitido rms o hot  0,0 227  .Los autores también encuentran buen acuerdo de estas estimas...con la distribución teórica de redshift esperada para los datos del SDSS, en el rango de 0 mayor que 2 photos menor o igual 0,6. Para obtener información detallada ante los métodos empleados para estimar los redshift fotométricos y correlaciones K utilizados en este trabajo, ver O Mill,(2011). 

2,2,2,ESTUNAS DE CORRECCIONES K ESTIMAS DE REDSHIFT

Para el caso de los MGS, se poseen mediciones de redshift espectroscópicos que son precisas hasta apxte 30  kms menos uno. Sin embargo, en el empleo de datos fotométricos es necesario obtener información de distancia utilizando otros métodos. Catálogos como el SDSS  realizan fotometría  multibanda para cientos de millones de galaxias. Debido a las limitaciones tecnológicas y financieras se obtienen redshift espectroscópicos, a través sólo para una fracción de los datos aproximadamente 1 millón de galaxias )Por este motivo es que en las últimas décadas se han realizado directos esfuerzos para desarrollar técnicas que generen redshifts espectroscópicos, sin embargo en campos commo la astronomía extragaláctica y la cosmología  la precisión es suficiente para obtener resultados científicos útiles ,.La eficiencia del método se basa en la identificación de características espectrales fuertes que pueden ser identificadas aún luego de haber integrado la distribución de energias espectral (SED) bajo la función de transmisión del filtro . Existen varias técnicas para la obtención de redshifts fotométricos entre las que se destacan dos categorías: 

AJUSTE DE TEMPLETES: Se utilizan librenias de  espectros sintéticos (templete) para encontrar la distribución de energía espectral (SED) de la galaxia, que mejor reproduce los flujos observados en los distintos filtros. 

MÉTODOS EMPIRICOS: En estos métodos se utiliza un conjunto de galaxias que poseean redhifts espectroscópicos, además de la  fotometría de manera de derivar una relación empírica entre observables fotométricos (por ejemplo magnitudes, colores e indicadores de morfología) y el redshift medido desde el espectro.Si se encuentra disponible una muestra de galaxias con espectroscopia que sea suficientemente grande y representativa de los datos fotométricos a sedr analizados,es mejor optar por métodos empíricos .El empleo de estos métodos poseen menor dispersión y bias, respecto de los redshifts verdaderos, que son obtenidos utilizando ajustes de templetes.Sin embargo, si se disponen de pocos análogos espectroscópicos puede utilizarse un ajuste de templetes a la muestra fotométrica de manera de obtener los redshifts fotométricos . Debido a las dificultades a la hora de realizar ....mediciones de redshift espectroscópicos para magnitudes débiles y objetos con bajo brillo superficial de difícil obtener una muestra espectroscópica que no sea representativa de la muestra fotométrica y en el mejor de los casos  se podrá encontrar una muestra que sea suficientemente grande de manera de magnitudes, colores y redshifh (al menos en un intervalo  de distancias ) que la muestra fotométrica .En este trabajo se utilizarán redshifts fotométricos obtenidos por O  Mill en el 2011.Estos autores calculan redshifts fotométricos y correcciones K DR7. Los datos de redshifts fueron realizados utilizando el código publico ANN2 >(corrimiento al rojo2004) que está basado en el ampleo de redes neuronales artificiales con una arquitectura de la forma F: 14 14 99.1  El conjunto de entrenamiento de la red se construyó considerando galaxias pertenecientes a los catálogos M65 LR6 s Y AGN del SDSS DR 7 La elección de diferentes muestras proporciona una amplia diversidad de objetos con diferentes rangos de redshitts ,permitiendo mejorar las estimas de los redshifts fotométricos .En parámetros fotométricos: magnitudes en cinco bandas (uguias) índices de concentración y radios Petrosian, en las bandas y e r.  Estos dos últimos parámetros son entradas adicionales que no se ponen  a consideración usualmente.  En las muestras de entrenamiento y que contribuyen a mia y a ,.La estima de los redhifts fotométricos ya que el indice de concentración proporciona información a la morfología de la galaxia y los radios de Petrosian son una medida robusta del tamaño angular de la misma.