DAS Forum für Enthusiasten
DESI - Beschleunigte Strukturbildung: Galaxien
- Mondlicht2
-
Autor
- Offline
- Forum Meister
-
- Beiträge: 464
- Thanks: 121
Re: DESI - Beschleunigte Strukturbildung: Galaxien
1 Monat 22 Stunden her - 1 Monat 22 Stunden herumwelt-wissenschaft.de/forum/aktuelle-er...laxien?start=20#8547
38, 39
&
umwelt-wissenschaft.de/forum/aktuelle-er...laxien?start=40#8582
40-42
Es folgen Zusammenfassungen der Preprints endend mit den Ziffern 43-45 zum späteren Vergleich mit peer-reviewed Fassungen. Wegen zahlreicher Grafiken und Tabelle bitte in die Papers schauen. Danke. Mondlicht mit lieben Grüßen
arxiv.org/pdf/2503.147 43
Extended Dark Energy analysis using DESI DR2 BAO measurements
VII. SCHLUSSFOLGERUNGEN Diese Arbeit präsentiert Einschränkungen der Dunklen Energie aus DR2 BAO in Kombination mit kosmischem Mikrowellenhintergrund und Typ-Ia-Supernovadaten. Wir begannen unsere Studie mit einer Zusammenfassung und Erweiterung der in [47] vorgestellten w0waCDM-Analyse. Unter der Annahme eines linear verlaufenden w(a) = w0 + wa(1 − a) deuten die neuesten DESI+CMB-Ergebnisse auf eine Abweichung von ≃ 3σ von ΛCDM hin.
Der rekonstruierte Om(z)- und Verzögerungsparameter q(z) weisen ebenfalls deutliche Abweichungen von ΛCDM auf, was die Annahme einer sich entwickelnden Dunklen Energie untermauert.

arxiv.org/pdf/2503.147 44
Constraints on Neutrino Physics from DESI DR2 BAO and DR1 Full Shape
VII. DISKUSSION UND SCHLUSSFOLGERUNGEN In den letzten Jahren sind die kosmologischen Obergrenzen für die Summe der Neutrinomassen stetig gesunken und näherten sich den Untergrenzen der Neutrinooszillationen an (z. B. [31–37]). Dies lässt wenig Spielraum für eine Messung, die sowohl den Labor- als auch den astrophysikalischen Bedingungen genügt, wenn man das Standard-ΛCDM-Modell der Kosmologie annimmt.
arxiv.org/pdf/2503.147 45
Data Release 1 of the Dark Energy Spectroscopic Instrument
ZUSAMMENFASSUNG
Dieses Dokument stellt DESI DR1 vor, die zweite große öffentliche Veröffentlichung von DESI-Daten, nach dem DESI EDR im Juni 2023 (DESI Collaboration et al. 2024a,b). DR1 umfasst alle Daten, die DESI in den ersten 13 Monaten seines wissenschaftlichen Betriebs (14. Mai 2021 bis 13. Juni 2022) gewonnen hat. Dies entspricht in etwa dem ersten Jahr der fünfjährigen, spektroskopischen Durchmusterung mit 14.000 Grad Grundhöhe (°C) sowie einer verbesserten und einheitlichen Neubearbeitung aller zuvor im EDR veröffentlichten SV-Daten. Die DR1-Hauptdurchmusterung umfasst hochwertige Rotverschiebungen für etwa 18,7 Millionen einzigartige Objekte,
… von denen 13,1 Millionen spektroskopisch als Galaxien, 1,6 Millionen als Quasare und 4 Millionen als Sterne klassifiziert sind. Anders betrachtet sind 5,9 Millionen der Objekte in DR1 BGS-Ziele, die im Bright-Time-Programm über ≈ 9700 Grad Grundhöhe (°C) beobachtet wurden. 2,6 Mio., 3,9 Mio. und 1,3 Mio. sind LRG-, ELG- bzw. QSO-Ziele, die im Dunkelzeitprogramm über ≈ 9500 Grad beobachtet wurden. 3,6 Mio. sind MWS-Sterne, die im Rahmen der Hellzeit-, Dunkelzeit- und Backup-Programme beobachtet wurden. Die restlichen 1,4 Mio. Objekte sind sekundäre, tertiäre und andere Objektklassen, die im Rahmen einer Vielzahl neuer, maßgeschneiderter wissenschaftlicher Treiber beobachtet wurden. Zum Vergleich: Wir schätzen, dass DESI DR1 hochpräzise Rotverschiebungen für mehr einzigartige extragalaktische Objekte enthält als alle vorherigen SDSS-Durchmusterungen zusammen – und zwar um fast den Faktor vier. Wir fassen die in DR1 enthaltenen Beobachtungen aller Durchmusterungen und Programme zusammen und geben einen umfassenden Überblick über die DESI-Zielauswahlalgorithmen sowie eine Beschreibung, wie DESI die Durchmusterung auf der Zeitskala von Tagen, Monaten und Jahren durchführt. Wir schätzen, dass die Hauptdurchmusterungsprogramme für die Hell- und Dunkelzeit basierend auf den Daten in DR1 zu 41,3 % bzw. 29,0 % abgeschlossen sind. Wir beschreiben außerdem die grundlegenden Algorithmen zur Datenreduktion, Rotverschiebungsanpassung und spektroskopischen Klassifizierung und zeigen die Verteilung der Ziele mit gut gemessenen Rotverschiebungen in Himmelskoordinaten und in Rotverschiebung. DESI hat im ersten Jahr seines wissenschaftlichen Betriebs die Erwartungen in jeder Hinsicht übertroffen und liegt deutlich vor dem Zeitplan. Bis zum Ende seiner fünfjährigen Durchmusterung wird DESI unserer Schätzung nach präzise Rotverschiebungen für etwa 50 Millionen einzigartige Galaxien und Quasare sowie 25 Millionen Sterne in der Milchstraße gemessen haben. Abschließend dokumentieren wir, wie die Daten organisiert und öffentlich zugänglich sind. Die in DR1 veröffentlichten Daten umfassen nicht nur einzelne und zusammengefügte Spektren sowie Rotverschiebungskataloge, sondern auch die LSS-Kataloge, die in allen kosmologischen DESI-Analysen des ersten Jahres verwendet wurden, sowie mehr als 20 VACs, die ein breites Spektrum an Objektklassen und wissenschaftlichen Anwendungsbereichen abdecken. Alle Abbildungen und wichtigen Statistiken in diesem Papier wurden mit DR1-Dateien, Jupyter-Notebooks und Python-Code erstellt, der unter github.com/desihub/ dr1paper gespeichert ist.
ZUSAMMENFASSUNG DER MEHRWERTKATALOGALE
Dieser Anhang erweitert die in Abschnitt 3.5 vorgestellten und in Tabelle 10 zusammengefassten VACs. Anhang F.1 enthält allgemeine VACs, die nicht an einen bestimmten wissenschaftlichen Fall gebunden sind und eine Vielzahl wissenschaftlicher Anwendungen abdecken.
Anhang F.2 enthält VACs, die sich hauptsächlich mit der Milchstraßen- oder Sternforschung befassen.
Anhang F.3 enthält VACs im Zusammenhang mit der extragalaktischen Forschung, darunter Hohlräume, Galaxiengruppen, Galaxienstatistiken und starke Linsen.
Anhang F.4 enthält VACs im Zusammenhang mit der Quasar- und aktiven galaktischen Kernen (AGN), darunter zusammenfassende Statistiken, aktualisierte Rotverschiebungen, Mg-II-Absorptionssysteme und gedämpfte Lyα-Systeme (DLA).
Anhang F.5 enthält Datenprodukte der Lyα Forest Working Group, die für die Analyse in der DESI Collaboration et al. (2025a) verwendet wurden.
Allgemeine VACs
LS/DR9 Photometrie VAC liefert zusammengeführte Zielkataloge (targetphot) und Tractor166 (Lang et al. 2016) Katalogphotometrie (tractorphot) aus den Legacy Surveys DR9 (LS/DR9167; Dey et al. 2019) für alle beobachteten und potenziellen Ziele (ausgenommen Himmelsfasern) in DR1.168 Die beobachteten Ziele in diesem VAC entsprechen Objekten mit mindestens einer Beobachtung in DR1, während die potenziellen Ziele die Ziele sind, die DESI in einer bestimmten Faserzuweisungskonfiguration hätte beobachten können (einschließlich der tatsächlich beobachteten Objekte). Sky Spectra VAC bietet über 9.000 Himmelsspektren aus DR1, begleitet von detaillierten Metadaten, die aus der spektroskopischen Pipeline von DESI abgeleitet wurden. Diese Spektren sind unerlässlich für das Verständnis des Himmelshintergrunds, ermöglichen die Identifizierung natürlicher und künstlicher Emissionsmerkmale und verbessern die Analyse astronomischer Ziele. Die Metadaten umfassen umfassende Beobachtungsparameter wie Belichtungszeit, Luftmasse, galaktische Extinktion, Mond- und Sonnenpositionen sowie atmosphärische Bedingungen und bieten einen umfassenden Kontext für jedes Spektrum. Der Hauptzweck dieses Katalogs ist es, als Ressource für Studien zu atmosphärischen Phänomenen, Lichtverschmutzung und Kalibrierung zu dienen.
VACs der Milchstraßendurchmusterung
Die VAC-Analyse der Milchstraßendurchmusterung (MWS) ermöglicht die Analyse von Sternspektren durch die Arbeitsgruppe der Milchstraßendurchmusterung (Koposov et al. 2025, in Vorbereitung). Die Analyse umfasst die Anpassung von DESI-Spektren mithilfe von zwei Pipelines: RVSpecFit (Koposov et al. 2024) und FERRE (Allende-Prieto & Apogee Team 2023) (weitere Details siehe Cooper et al. 2023 und Koposov et al. 2024). Die RVSpecFit-Pipeline ermittelt Radialgeschwindigkeitsmessungen, Sternparameter und Häufigkeiten, während FERRE Sternparameter und Häufigkeiten liefert. Beide Pipelines wurden auf ca. 6,5 Millionen zusammengefügte Spektren von Sternen oder möglichen Sternen aus DESI DR1 angewendet. Zusätzlich wurde die RVSpecFit-Pipeline auf ca. 9,5 Millionen Einzelbelichtungsspektren angewendet, um Analysen der Radialgeschwindigkeitsvariabilität zu ermöglichen. Seit dem DESI-EDR wurden beide Pipelines deutlich verbessert. RVSpecFit nutzt nun neuronale Netze zur Interpolation von Sternspektren und beseitigt so Probleme mit der Clusterung von Sternparametern auf Gitterknoten, die im EDR-VAC vorhanden waren. Die Datenprodukte dieses VAC umfassen Tabellen mit Sternparametern, Radialgeschwindigkeiten, deren Unsicherheiten und den am besten passenden Modellen für die DESI-Spektren. Darüber hinaus wurden die Datentabellen mit der neuesten Gaia-DR3-Version abgeglichen. MWS BHB VAC enthält spektroskopisch bestätigte BHB-Sterne. BHB-Sterne sind hervorragende Indikatoren des Milchstraßenhalos; sie sind intrinsisch hell und können daher über große Entfernungen beobachtet werden. Zwischen ihrer Farbe und ihrer absoluten Helligkeit besteht eine einfache polynomische Beziehung (Deason et al. 2011; Belokurov & Koposov 2016), wodurch ihre Entfernungen mit hoher Präzision berechnet werden können. BHB-Kandidaten wurden im MWS (siehe §4.4.4 in Cooper et al. 2023) und als sekundäre Ziele in der Dunkelzeit (siehe Myers et al. 2023a) beobachtet.
Aufgrund photometrischer Unsicherheiten enthalten die ausgewählten BHB-Kandidaten hauptsächlich Verunreinigungen durch nahegelegene blaue Nachzügler.
Die spektroskopischen DESI-Beobachtungen ermöglichen es uns jedoch, diese Verunreinigungen zu entfernen. Der BHB VAC enthält über 6.300 spektroskopisch bestätigte BHB-Sterne, deren Entfernungen alle photometrisch ermittelt wurden, wie in Bystr¨om et al.(2024) beschrieben. Dieser BHB-Katalog enthält die Sternparameter der RVSpecFit-Pipeline (Koposov et al. 2024), einschließlich Radialgeschwindigkeit, Oberflächengravitation und effektiver Temperatur, und erreicht heliozentrische Entfernungen von etwa 120 kpc. MWS SpecDis VAC liefert Entfernungsmessungen für über 4 Millionen Sterne aus DR1 gemäß den in Li et al. (2025) beschriebenen Auswahlkriterien. Der VAC basiert auf einem datengetriebenen Ansatz, der ein neuronales Netzwerk verwendet, um die Verbindung zwischen Sternspektren und Leuchtkraft herzustellen. Er wird mit Gaia-Parallaxen- und Gaia-G-Band-Messungen der scheinbaren Helligkeit trainiert und weist folgende wesentliche Verbesserungen auf: (1) Wir verwenden ein spezielles Trainingslabel, um negative Parallaxen nicht abzuschneiden; (2) Wir berücksichtigen keine Parallaxenunsicherheiten für die Trainingsstichprobe, sondern die Parallaxenunsicherheiten in der Verlustfunktion. Dieser Ansatz stellt sicher, dass die Trainingsstichprobe keine Parallaxenverzerrungen aufweist und eine signifikante Anzahl entfernter Riesen enthält. Wir können in unseren Messungen signifikante Verbesserungen gegenüber den Gaia-Parallaxen jenseits von 7 kpc erzielen.(3) Wir verwenden eine Hauptkomponentenanalyse, um das Rauschen und die Dimensionalität der Spektren zu verringern. Im Allgemeinen nehmen die Entfernungsunsicherheiten mit zunehmendem durchschnittlichen Signal-Rausch-Verhältnis in den B- und R-Armen der DESI-Sternspektren ab (siehe Tabelle 2). Wir verwenden ein Gaußsches Mischmodell, um Kandidaten für Doppelsterne zu identifizieren. Der endgültige Katalog enthält Entfernung, Entfernungsunsicherheit, die Binärkandidatenflagge sowie weitere nützliche photometrische und astrometrische Informationen, die mit den im MWS VAC (Koposov et al. 2025, in Vorbereitung) und Gaia DR3 gemeldeten RVSpecFit-Werten abgeglichen wurden. SPDist VAC liefert spektrophotometrische Entfernungen in Form der absoluten Helligkeit im Gaia-G-Band für alle vom DESI MWS beobachteten Sterne und verwendet dabei einen datenbasierten Ansatz ähnlich dem von Thomas & Battaglia (2022). Die Entfernungen werden mithilfe eines vollständig verbundenen Mehrschicht-Perzeptron-Modells (MLP) geschätzt. Als Eingaben dienen Gaia DR3-Photometrie (Gaia Collaboration et al. 2023), spektroskopische Metallizität aus der SP-Pipeline und atmosphärische Parameter (effektive Temperatur und Oberflächengravitation), die aus einer Kombination von Werten der RV- und SP-Pipelines (Koposov et al. 2024) abgeleitet wurden. Das MLP gibt die absolute Helligkeit im Gaia-G-Band aus, die anschließend zur Berechnung von Entfernungen verwendet wird. Einige Sterne weisen erhebliche Abweichungen in den spektroskopischen Parametern der RV- und SP-Pipelines auf, was wahrscheinlich zu unzuverlässigen Entfernungsschätzungen führt. Diese verdächtigen Sterne werden mit dem Parameter FLAG GOOD gekennzeichnet. Wir empfehlen, dieses Flag zusammen mit den für die RV- und SP-Pipelines empfohlenen Qualitätsflags zu verwenden (Koposov et al. 2024). Für die Berechnung des Entfernungsmoduls empfehlen wir die Verwendung des Medians der absoluten Helligkeitsverteilung (MG 50). Unsicherheiten können aus dem 16. und 84. Perzentil der Verteilung abgeleitet werden. Diese Unsicherheiten sollten in Quadratur mit der intrinsischen Präzision der Methode (0,167 mag, 8 % relative Entfernungspräzision) kombiniert werden, um die Gesamtunsicherheit zu erhalten. Der Hauptunterschied zwischen den Methoden von SpecDist und SPdist besteht darin, dass SpecDist die Entfernungen aus den Sternspektren vorhersagt, während SPdist die Entfernungen aus einer vollständigen Liste von Sternparametern der MWS RV- und SP-Pipelines vorhersagt. Ein demnächst erscheinender Artikel wird einen detaillierten Vergleich der beiden Methoden präsentieren. Stellar Reddening VAC enthält die beobachteten Spektren und die RVSpecFit-Modellspektren von Sternen, die Rotmessungen für die DESI-Staubkarte lieferten (Zhou et al. 2024). Die DESI-Staubkarte, die gemeinsam mit Zhou et al. (2024) veröffentlicht wurde, wird in der DESI DR1-Kosmologieanalyse verwendet (DESI Collaboration et al. 2024c). Ebenfalls in diesem VAC enthalten ist der Sternkatalog mit den Rotmessungen pro Stern in den Filtern der Dark Energy Camera (DECam; Flaugher et al. 2015) sowie weiteren Eigenschaften aus der DESI-Pipeline und den Bildkatalogen. Während die Arbeit die ersten zwei Jahre der DESI-Daten verwendet, wird im VAC nur der DR1-Teil der Daten veröffentlicht. Beachten Sie außerdem, dass sowohl der MWS VAC als auch dieser VAC RVSpecFit verwenden und auf denselben DESI-Daten basieren. Es gibt jedoch einige wesentliche Unterschiede: (1) Die RVSpecFit-Modellspektren in diesem VAC sind Null-Extinktionsspektren, während die MWS VAC-Modellspektren einen zusätzlichen multiplikativen Term enthalten, um die glatt variierende Komponente der beobachteten Spektren anzupassen. (2) Der DR1 MWS VAC verwendet eine andere (neuere) Version von RVSpecFit als die hier verwendete. Für allgemeine Zwecke (außer zur Untersuchung von Staub) sollte der MWS VAC anstelle dieses VAC verwendet werden.
DESI DR1 Extragalaktische Wissenschaft VACs
HETDEX VAC enthält HETDEX- (Hill et al. 2021) und DESI-Spektren von HETDEX-ausgewählten Lyα-Emitterkandidaten, gefolgt von DESI. Das VAC enthält außerdem die Emissionslinienanpassungen beider Spektrensätze. Details der Analyse finden sich in Landriau et al. (2025). DESIVAST VAC enthält kosmische Hohlräume, die im DESI DR1-Volumen identifiziert wurden. Die Hohlraumpositionen werden anhand einer volumenbegrenzten Teilstichprobe der BGS Bright-Stichprobe (siehe Hahn et al. 2023) berechnet, die sich bis z < 0,24 erstreckt. Wir wenden evolutionäre Korrekturen auf 479.486 Galaxien an und erzwingen eine Magnitudenbegrenzung von Mr < −20.=8.0pt =8.0ptAnschließend wenden wir drei Algorithmen zur Hohlraumsuche an: VoidFinder (El-Ad & Piran 1997; Hoyle & Vogeley 2002; Douglass et al. 2022), V2/VIDE (Neyrinck 2008; Sutter et al. 2015) und V2/REVOLVER (Nadathur et al. 2019), um drei vergleichbare Hohlraumkataloge zu erhalten. Unser VoidFinder-Katalog enthält 3.765 Hohlräume, davon 1.489 Hohlräume ohne Rand, die nicht an die Vermessungsränder grenzen. Für V2/VIDE (V2/REVOLVER) finden wir 1.478 (1.992) Hohlräume, davon 297 (389) Hohlräume ohne Rand. Weitere Informationen zu diesem VAC finden sich in Rincon et al. (2024). Der Katalog „Dwarf Galaxy VAC“ präsentiert eine Auswahl extragalaktischer Zwerggalaxien (Mstar < 109Msun), die in DESI DR1 identifiziert wurden.
Der Katalog enthält Galaxien aus den BGS- und ELG-Samples sowie dem LOW-Z-Sekundärzielprogramm (Darragh-Ford et al. 2023) und deckt einen Rotverschiebungsbereich von 0,001 < z < 0,5 ab. Aufgrund unterschiedlicher Zielauswahlkriterien in diesen Samples ist der Katalog jedoch nicht einheitlich ausgewählt. Die Sternmassen werden mithilfe von CIGALE169 (Boquien et al. 2019; Siudek et al. 2024) und optischen farbbasierten Rezepturen (Mao et al. 2024; de los Reyes et al. 2024) abgeleitet. In einer demnächst erscheinenden Arbeit (Manwadkar et al. 2025, in Vorbereitung) werden wir diesen Katalog um Informationen zur spektroskopischen und photometrischen Vollständigkeit sowie eine Analyse der gelöschten Anteile als Funktion der Umgebung ergänzen. EmFit VAC liefert Ergebnisse zur Emissionslinienanpassung mithilfe des EmFit-Codes (Pucha et al. 2024), der auf Galaxienspektren mit geringer Rotverschiebung (z ≤ 0,45) angewendet wird und sich auf acht Emissionslinien und Doubletts von Nebeln konzentriert: Hβ, [O III] λλ4959,5007, [N II] λλ6548,83, Hα und [S II] λλ6716,31. Der Code prüft unabhängig voneinander das Vorhandensein zusätzlicher Komponenten in den [S II]- und [O III]-Dubletts, und die Profile der übrigen schmalen Komponenten werden so gestaltet, dass sie dem Profil der [S II]-Linien entsprechen. Es prüft außerdem auf das Vorhandensein einer möglichen breiten Komponente in den Balmer-Linien. Die Fluss- und Breitenmessungen sowie ihre Unsicherheiten für alle detektierten Komponenten sind in diesem Katalog aufgeführt (Pucha et al. 2025, in Vorbereitung). FastSpecfit VAC liefert eine breite Palette von physikalischen Parametern im beobachteten System, im Ruhesystem und intrinsischen Systemen für alle extragalaktischen (z > 10−3) Ziele in DR1, die von DESI beobachtet wurden (Moustakas 2023; Moustakas et al. 2025, in Vorbereitung).170 Es verwendet physikalisch motivierte Sternpopulationssynthese und Emissionslinienvorlagen, um jedes DESI-Spektrum gemeinsam mit der optischen bis infraroten Breitbandphotometrie zu modellieren. Die in diesem VAC enthaltenen Messungen umfassen: Sterngeschwindigkeitsdispersionen, Sternmassen, K-Korrekturen sowie Farben und Helligkeiten im Ruhesystem; Geschwindigkeitsbreiten, Geschwindigkeitsverschiebungen, Flüsse und Äquivalentbreiten von Emissionslinien (getrennt für schmale und breite Emissionslinienkomponenten); und vieles mehr. Der erweiterte Halo-basierte Gruppenkatalog (VAC) ist die aktualisierte Version des erweiterten Halo-basierten Gruppenkatalogs, der aus dem Legacy Surveys DR9 für eine Galaxienstichprobe mit einer scheinbaren Helligkeit im Z-Band von z < 21 abgeleitet wurde. Für alle in DR1 enthaltenen DESI-Zielklassen werden die photometrischen Rotverschiebungen auf spektroskopische Rotverschiebungen aktualisiert. Yang et al. (2021) liefern weitere Details zum erweiterten Halo-basierten Gruppenfinder und zur Stichprobenauswahl. Der Mass EMLines VAC liefert Sternmassen- und Emissionslinienmessungen für alle Galaxien in DESI DR1 mit zuverlässigen Rotverschiebungsmessungen. Die Sternmassen werden mittels CIGALE (Boquien et al. 2019) abgeleitet, das die breitbandige g-, r-, z-, W1- und W2-Band-Photometrie aus den Legacy Surveys sowie die Spektrophotometrie von zehn künstlichen Bändern nutzt, die durch Faltung mit DESI-Spektren erzeugt wurden. Ein Hauptsatz optischer Emissionslinien wird mittels einer einfachen Gauß-Anpassung gemessen, wobei die Absorptionskorrektur mittels stellarer Kontinuumsanpassung mit STARLIGHT171 (Cid Fernandes et al. 2005, 2011) erfolgt. Zusätzlich enthält der Katalog Eigenschaften stellarer Populationen, die von CIGALE abgeleitet wurden, sowie solche, die von STARLIGHT mithilfe von DESI-Spektren ermittelt wurden. Weitere Informationen finden Sie in Zou et al. (2024) und Zou et al. (2025, in Vorbereitung). Starke Gravitationslinsen (VAC) bietet einen umfassenden Katalog spektroskopischer Beobachtungen starker Gravitationslinsen, die mit DESI beobachtet wurden. Die Beobachtungen werden hauptsächlich durch ein Programm gewonnen, das spektroskopische Rotverschiebungen sowohl für die Linsengalaxien als auch für die Linsenquellen für etwa 1800 neue Kandidatensysteme mit starkem Linseneffekt ermittelt (Huang et al. 2025, in Vorbereitung; Storfer et al. 2025, in Vorbereitung). Die im Katalog enthaltenen Objekte wurden visuell untersucht, um die Qualität der Redrock-Rotverschiebung zu bestimmen und die Art des Systems zu bestimmen. Systeme mit mindestens einer bestätigten Rotverschiebung für die Linse oder Quelle sind im VAC enthalten. Zusätzlich zu den relevanten Daten der Standard-DESI-Pipeline enthält der VAC Daten des FastSpecFit VAC, darunter Geschwindigkeitsdispersion, Sternentstehungsrate und Sternmasse. Ebenfalls enthalten ist die Photometrie mit einer Apertur von 1,5 Zoll Durchmesser an den Positionen der Fasern, die auf Linsen und Quellen zielen. Da eine Reihe von Lyα-Emittern und -Absorbern derzeit nicht über Redrock an Rotverschiebungen angepasst werden können, verwenden wir eine benutzerdefinierte Vorlagenanpassung innerhalb des Redrock-Frameworks, um unsere eigenen Rotverschiebungen anzupassen. Systeme, denen auf diese Weise Rotverschiebungen zugewiesen wurden, werden im Katalog vermerkt.
Quasar Science VACs
AGN/QSO-Zusammenfassung: VAC ermöglicht die AGN- und QSO-Identifizierung für alle innerhalb von DR1 beobachteten Zielklassen für Objekte mit mindestens einem DESI-Spektrum. Die Identifizierung von QSOs und AGN erfolgt über verschiedene Methoden, darunter optische und ultraviolette Emissionsliniendiagnostik sowie Mehrwellenlängenphotometrie. Der VAC ermöglicht die schnelle Auswahl umfassenderer oder reinerer Methoden sowie die Auswahl über eine beliebige AGN-Diagnostik (Juneau et al. 2025, in Vorbereitung). Dem Katalog liegt ein Tutorial bei, das sowohl die Verwendung des Katalogs zur schnellen AGN-/QSO-Auswahl als auch die Verwendung des Open-Source-Diagnosecodes zur Auswahl einer spezifischen Liniendiagnostik und der Trennlinienmethoden dieser Diagnostik demonstriert. Ein Beispiel hierfür wäre die Überprüfung der Klassifizierung von [S II] Baldwin et al. (1981) unter Annahme der neueren Trennlinien von Law et al. (2021, standardmäßig implementiert) im Vergleich zu den traditionellen Trennlinien von Kewley et al. (2001), die das Vorhandensein von AGN möglicherweise überschätzen (z. B. Pucha et al., 2024). AGN-Host-Eigenschaften: VAC liefert physikalische Eigenschaften für etwa 17 Millionen Galaxien, die durch Anpassung der spektralen Energieverteilung mit CIGALE (v.22.1; Boquien et al., 2019) abgeleitet wurden. Diese Analyse berücksichtigt sowohl Beiträge von Sternen als auch, falls vorhanden, von AGN. CIGALE verwendet das Prinzip der Energiebilanz, bei dem staubabsorbierte Sternstrahlung im ultravioletten und optischen Band im Infrarotbereich reemittiert wird. Es schätzt wichtige Eigenschaften von Galaxien und aktiven Galaxienkernen (AGN) wie Sternmasse, Sternentstehungsrate und den AGN-Anteil (den Beitrag des staubigen Torus der AGN zur gesamten IR-Leuchtkraft) (z. B. Ciesla et al. 2015; Salim et al. 2018; Yang et al. 2020, 2022). Eine detaillierte Beschreibung des Katalogs und seiner statistischen Eigenschaften basierend auf Daten des DESI-EDR findet sich bei Siudek et al. (2024). Eine weitere Folgeanalyse mittels spektraler Energieverteilungsmodellierung zur Identifizierung von AGN wird in Siudek et al. (2025, in Vorbereitung) beschrieben. BHMass VAC liefert Mg II-basierte Schätzungen der Masse supermassiver Schwarzer Löcher für 490.648 Quasare bei 0,6 < z < 1,6 aus DESI DR1. Etwa 35 % der Stichprobe weisen Massenunsicherheiten von weniger als 0,5 dex. Die eisenkorrigierte Masse wird mit dem von Pan et al. (2025) eingeführten Anpassungsverfahren und Schätzwert geschätzt, der die Effekte des Eddington-Verhältnisses berücksichtigt. Zusätzlich integrieren wir Anpassungsergebnisse des FastSpecFit VAC und bieten alternative Massenschätzungen basierend auf den Formeln von Shen et al. (2011); Le et al. (2020); Yu et al. (2023) an. Dies bietet Nutzern Flexibilität bei der Wahl ihres bevorzugten Schätzwerts. Dieser Katalog wird regelmäßig aktualisiert und um weitere DESI-Quasare erweitert. DLA NN und GP Finder VAC enthält den Katalog der für die DR1 Lyα BAO-Analyse verwendeten DLAs. Der Katalog resultiert aus der Kombination zweier DLA-Findungsalgorithmen. Der erste basiert auf einem Convolutional Neural Network, das mit simulierten DESI-Spektren trainiert wurde. Algorithmus und Leistungsfähigkeit sind in Wang et al. (2022) beschrieben. Der zweite Algorithmus, der einen Gaußschen Prozess (GP) verwendet, basiert auf dem GP-Modell von Ho et al. (2020). Beide Ergebnisse dieser Algorithmen bleiben im kombinierten Katalog erhalten, und DLA-Kandidaten werden zusammengeführt, wenn sie mit beiden Methoden mit einem Geschwindigkeitsunterschied von weniger als 800 km/s gefunden werden. Der zusammengeführte Katalog enthält geschätzte Rotverschiebungen und H-I-Säulendichten sowie Konfidenzkennzeichen beider Algorithmen. Er enthält 54.416 Kandidaten-DLAs mit einer HI-Säulendichte > 1020,3 cm−2 innerhalb von Lyα-Waldspektren mit einem Signal-Rausch-Verhältnis größer als drei. DLA Template Finder VAC enthält Kandidaten-DLAs, die mit der Software DLA Toolkit identifiziert wurden, die spektrale Template-Anpassung verwendet. Der Katalog wurde aus Quasarspektren mit 2,0 < z < 4,25 erstellt, was maximal drei Detektionen pro Sichtlinie ermöglicht. Er enthält eine geschätzte DLA-Rotverschiebung, HI-Säulendichte und Detektionssignifikanz für jedes DLA. Brodzeller et al. (2025, in Vorbereitung) liefern alle Details zum Aufbau des Katalogs, zur Parametergenauigkeit und zu empfohlenen Qualitätsschnitten, um die Reinheit und Vollständigkeit der Proben zu maximieren. Dieser Katalog ergänzt den DLA NN und GP Finder VAC. Mg II Absorber VAC enthält Informationen zur Erkennung und Charakterisierung von Mg II Absorptionssystemen in DESI-Quasarspektren. Der Katalog basiert auf der Suche nach Mg II Absorptionssystemen in Spektren aller Quasarziele. Unsere Suchtechnik nutzt sowohl einen Schritt zur Kontinuumskonstruktion mittels nicht-negativer Matrixfaktorisierung, der mögliche Dublettkandidaten identifiziert, als auch eine auf Markov Chain Monte Carlo basierende Linienanpassung, die präzise Linienstatistiken ermittelt. Aus einer Stichprobe von 1,47 Millionen DESI DR1-Quasaren detektieren wir insgesamt 270.529 Mg II Absorptionssysteme mit Geschwindigkeitsabweichungen vom Hintergrundquasar von > −5000 km/s und 392 Mg II Absorptionssysteme mit Geschwindigkeitsabweichungen < −5000 km/s. Ausgehend von der Analyse der Ergebnisse von DESI EDR schätzen wir, dass dieser Katalog eine Reinheit von über 99 % und eine Vollständigkeit von über 90 % für Absorber mit Ruhesystem-Äquivalentbreiten von über 0,8 ˚A aufweist. ZLyA VAC enthält die Rotverschiebungen und Informationen zu breiten Absorptionslinien (BAL), die für die DR1 Lyα-Wald-BAO-Analyse verwendet wurden (DESI Collaboration et al. 2025a). Der Katalog wurde mit z > 1,6 Main-Survey-Quasaren im Dunkelprogramm erstellt, die mit einem Redrock-ZWARN-Flag von null oder vier gekennzeichnet waren (siehe §3.1.2). 172 Die Rotverschiebungen wurden anhand der Rotverschiebungen des LSS-Katalogs aktualisiert, um eine systematische Unterschätzung der Quasar-Rotverschiebungen zu korrigieren, die durch unsachgemäße Handhabung der optischen Tiefe der Lyman-Serie entstanden ist (Brodzeller et al. 2023; Bault et al. 2025). Die neuen Rotverschiebungen wurden mithilfe einer modifizierten Version der Redrock HIZ-Quasar-Templates ermittelt, die das Modell von Kamble et al. (2020) für die Entwicklung der effektiven optischen Tiefenrotverschiebung von Lyα beinhalten. Die BAL-Attribute wurden mithilfe der in Filbert et al. (2024) vorgestellten Methode abgeleitet.
Lyman-Alpha-Wald-VACs
Die VAC-Daten der Lyman-Alpha-Wald-Deltas im ersten Jahr enthalten das Fluss-Transmissionsfeld, das in der DR1-Lyα-BAO-Messung verwendet wurde. Die Fluktuationen im Kalibrierungsbereich (Ruhesystemwellenlänge von 1600 bis 1850 °A), im Lyα-Bereich A (Ruhesystemwellenlänge von 1040 bis 1205 °A) und im Lyβ-Bereich B (Ruhesystemwellenlänge von 920 bis 1020 °A) wurden mit dem Python-Code für IGM-Kosmologie-Korrelationsanalysen (PICCA; du Mas des Bourboux et al. 2020) ermittelt. Der Kontinuumsanpassungsprozess wird von Ram´ırez-P´erez et al. (2024) ausführlich erläutert. Dieser Katalog enthält die geschätzten Quasar-Kontinua, die Fluktuationen in den Spektren und die zugehörigen Gewichte für alle Sichtlinien jedes HEALPix-Pixels. Die angepassten Varianzfunktionen, der Fluktuationsstapel und das mittlere Kontinuum werden für jede Iteration während der Kontinuumsanpassung gespeichert. Lyman Alpha Forest Year 1 Correlations VAC enthält die Korrelationsdatenprodukte, die in der DR1 Lyα BAO-Messung verwendet werden. Es enthält Korrelationsmessungen zwischen Lyα-Wald-Fluktuationen in den Regionen A (1040 bis 1205 °A) und B (920 bis 1020 °A) sowie Tracer-Quasaren. Für jede der vier Kombinationen stellen wir die Korrelationsfunktion und die Verzerrungsmatrix bereit. Letzteres wird verwendet, um den Effekt der Rekonstruktion des nicht absorbierten Flusses von Quasarspektren vorwärts zu modellieren (siehe z. B. du Mas des Bourboux et al. 2020). Darüber hinaus stellen wir eine geglättete Kovarianzmatrix bereit, die die Kreuzkovarianzen zwischen den verschiedenen Korrelationsfunktionsmessungen enthält….
Bitte Anmelden oder Registrieren um der Konversation beizutreten.
- Mondlicht2
-
Autor
- Offline
- Forum Meister
-
- Beiträge: 464
- Thanks: 121
Re: DESI - Beschleunigte Strukturbildung: Galaxien
3 Wochen 4 Tage her - 3 Wochen 4 Tage herDie ersten Daten des Projekts aus dem Jahr 2024 lieferten schon subtile Hinweise darauf, dass DE dynamisch statt konstant sein könnte – dieser neue Datensatz ist mehr als doppelt so groß und untermauert diese Annahme weiter. Auch die gerade auf dem Global Physics Summit der American Physical Society in Kalifornien veröffentlichten Ergebnisse des ähnlich benannten, aber unabhängigen Dark Energy Survey (DES) deuten auf eine sich im Laufe der Zeit verändernde abstoßende Kraft hin. Von einem eindeutigen Fall ist dies jedoch noch weit entfernt.
noirlab.edu/public/news/noirlab2513/?lang
ABER DAS STEHT AUF SPACE.COM ODER SKY & TELESCOP, nicht zu reden von Zeitungen oder dem web, NICHT!
„Die Aussagekraft der Behauptung, dass Dunkle Energie dynamisch ist, ist nach wie vor gering“, sagt Andy Taylor (Royal Observatory Edinburgh, Großbritannien), der nicht an der Forschung beteiligt war.
Es ist weiterhin möglich, dass die Unstimmigkeit ein statistischer Zufall ist oder dass die Ergebnisse durch eine Verzerrung der Daten verursacht werden.
Zufällig gelesen: passt nicht direkt zum Thema...
Detaillierte Beobachtungen einer winzigen, weit entfernten Galaxie zeigen, dass die Epoche der Reionisierung viel früher begann, als die meisten Kosmologen für möglich gehalten hatten – nur 330 Millionen Jahre nach dem Urknall. (JWST) „Dieses Ergebnis war für Theorien zur frühen Galaxienentstehung völlig unerwartet und hat die Astronomen überrascht“, sagt Teammitglied Roberto Maiolino (Universität Cambridge, Großbritannien) in einer Pressemitteilung von NASA/ESA.
www.nature.com/articles/s41586-025-08779-5
Bitte Anmelden oder Registrieren um der Konversation beizutreten.
- Rainer Raisch
-
- Abwesend
- Moderator
-
- Beiträge: 2308
- Thanks: 366
Re: DESI - Beschleunigte Strukturbildung: Galaxien
3 Wochen 4 Tage her - 3 Wochen 4 Tage herLaut CODATAdass die Epoche der Reionisierung viel früher begann, als die meisten Kosmologen für möglich gehalten hatten – nur 330 Millionen Jahre nach dem Urknall. (JWST)
τi = 690 Mio Jahre
beschreibt die "halbe Reionisation" (z=7,7), das Ende wird auf 1 Mrd Jahre (z=6) angegeben. Über den "Beginn" habe ich noch nie etwas gehört. Das kann man ja gar nicht definieren.
Hier (2022) ist jedenfalls bereits von 300 Mio Jahren die Rede:
www.scinexx.de/news/kosmos/kosmische-daemmerung-endete-spaet/
Beobachtungen von frühen Sternen und Elementen legen nahe, dass die Ionisierung schon weniger als 300 Millionen Jahre nach dem Urknall begonnen haben könnte und dann langsam an Fahrt gewann.
wiki:
Diese Periode dauerte etwa
Es muss natürlich heißen "von", ich habe das bei wiki korrigiert.
Die optische Tiefe wird mit
τ = 0.054
angegeben, womit wohl der heutige Wert über die volle Distanz gemeint ist.
τ = ∫α dr = -ln.(Ϙ.I) Optische Tiefe als Integral des Absorptionskoeffizienten über die Sichtstrecke ergibt den neg.Logarithmus der Lichtstärkeverminderung
Ϙ.I = I₂/I₁ = Tw Transmissionsgrad, Trübung
Bitte Anmelden oder Registrieren um der Konversation beizutreten.
- Mondlicht2
-
Autor
- Offline
- Forum Meister
-
- Beiträge: 464
- Thanks: 121
Re: DESI - Beschleunigte Strukturbildung: Galaxien
3 Wochen 4 Tage her - 3 Wochen 4 Tage herRainer schrieb: Hier (2022) ist jedenfalls bereits von 300 Mio Jahren die Rede:
www.scinexx.de/news/kosmos/kosmische-daemmerung-endete-spaet/
Beobachtungen von frühen Sternen und Elementen legen nahe, dass die Ionisierung schon weniger als 300 Millionen Jahre nach dem Urknall begonnen haben könnte und dann langsam an Fahrt gewann.
Info
Ich habe weder meinen "Info"-Link von Nature, noch weniger deinen aus Oxford komplett gelesen und analysiert.
Ich ging davon aus, dass es sicherlich frühere Arbeiten zu diesem Thema gegeben hat.
www.nature.com/articles/s41586-025-08779-5
academic.oup.com/mnras/article/514/1/55/6598046?login=false
Also, ich lese einmal 330 Mya (Mill) bei Nature n.d.Urknall - Beginn der Reionisierung und bei Oxford t = 1,1 Gyr (1,1 Mrd. Jahre) nach dem Urknall)???
nature abstract
Dies deutet darauf hin, dass massereiche, heiße Sterne oder ein aktiver galaktischer Kern eine früh reionisierte Region geschaffen haben, um die vollständige Auslöschung von Ly-α zu verhindern, und wirft somit neues Licht auf die Natur der frühesten Galaxien und den Beginn der Reionisierung nur 330 Myar (= 330 Mill. Jahre) nach dem Urknall.
Oxford Academic Monthly Notices abstract
, im intergalaktischen Medium mindestens bis z = 5,3 (t = 1,1 Gyr (1,1 Mrd. Jahre) nach dem Urknall) bestehen bleiben. Dies ist ein weiterer Beleg für ein spätes Ende der Reionisierung
Ich würde das Naturepaper von 2025 favorisieren, denn "Oxford" schreibt in abstract
...Peterson-Täler, liefert erste robuste Hinweise auf ein spätes Ende der Wasserstoff-Reionisierung. Allerdings erschweren geringe Datenqualität und systematische Unsicherheiten die Verwendung der Ly-α-Transmission als präziser Messwert für die Endstadien der Reionisierung.
Bitte Anmelden oder Registrieren um der Konversation beizutreten.
- Rainer Raisch
-
- Abwesend
- Moderator
-
- Beiträge: 2308
- Thanks: 366
Re: DESI - Beschleunigte Strukturbildung: Galaxien
3 Wochen 4 Tage herEinmal ist es der Beginn und das andere Mal das Ende der Reionisierung.=1emAlso, ich lese einmal 330 Mya (Mill) bei Nature n.d.Urknall - Beginn der Reionisierung und bei Oxford t = 1,1 Gyr (1,1 Mrd. Jahre) nach dem Urknall)???
Bitte Anmelden oder Registrieren um der Konversation beizutreten.
- Mondlicht2
-
Autor
- Offline
- Forum Meister
-
- Beiträge: 464
- Thanks: 121
Re: DESI - Beschleunigte Strukturbildung: Galaxien
3 Wochen 4 Tage her - 3 Wochen 4 Tage herDas las ich aber nicht!Rainer schrieb:
Hier (2022) ist jedenfalls bereits von 300 Mio Jahren die Rede:
www.scinexx.de/news/kosmos/kosmische-daemmerung-endete-spaet/
(Oxford Paper - Mondlicht)
Beobachtungen von frühen Sternen und Elementen legen nahe, dass die Ionisierung schon weniger als 300 Millionen Jahre nach dem Urknall begonnen haben könnte und dann langsam an Fahrt gewann.
Oxford Academic Monthly Notices
abstract
im intergalaktischen Medium mindestens bis z = 5,3 (t = 1,1 Gyr (1,1 Mrd. Jahre) nach dem Urknall) bestehen bleiben. Dies ist ein weiterer Beleg für ein spätes Ende der Reionisierung
Was wolltest du eigentlich sagen? (Dass das Naturepaper falsch ist? Wie verstehst du es denn? Ich kann es noch nicht abschließernd beurteilen und nehme die Ergebnisse erstmal "so hin"...)Rainer schrieb:
Laut CODATA
τi = 690 Mio Jahre
beschreibt die "halbe Reionisation" (z=7,7), das Ende wird auf 1 Mrd Jahre (z=6) angegeben. Über den "Beginn" habe ich noch nie etwas gehört. Das kann man ja gar nicht definieren.
War mir schon klar, dass der Natureartikel von 2025 nicht der erste zu dem Thema war, auch wenn sie über den Beginn forschten und die andere Arbeit über das Ende der Reionisierung... Wobei, sie klagen (von sich aus) über schlechte Daten usw. - wie auch immer ist Beginn/Ende etwas flexibler zu sehen, was mir absolut klar war, liegt in der Natur der Sache.
PS
KEINE KRITIK - ICH MACHE DAS AUCH!
Sehe durch Zufall, dass du, zu bereits von mir beantworteten Posts, später noch etwas hinzugeschrieben hast. Das lese ich in aller Regel gar nicht mehr. Mit der Beantwortung ist Sense. Nur informativ.
Bitte Anmelden oder Registrieren um der Konversation beizutreten.
- Rainer Raisch
-
- Abwesend
- Moderator
-
- Beiträge: 2308
- Thanks: 366
Re: DESI - Beschleunigte Strukturbildung: Galaxien
3 Wochen 3 Tage herNun, es ist wie bei allen diesen Angaben zu Zeiten etc, die sich in Wahrheit auf einen Zeitraum beziehen.Was wolltest du eigentlich sagen?
Die CMB stammt natürlich nicht von einem fixierten Zeitpunkt, sondern ihre Entstehung verwischt sich über ca 50000 Jahre.
Die ausgewählte Datierung ergibt sich aus der Definition der optischen Dichte τ=1.
Dies gilt umsomehr für die Reionisierung. Soll der Beginn sein, wenn der allererste Stern in unserem sichtbaren Universum gezündet hat? Oder doch eher der Zeitpunkt, wo in jeder Himmelsrichtung zumindest ein Stern zündete?
Das Ende ist leichter zu definieren, weil dies bedeutet, dass das gesamte Universum ionisiert wurde. Aber auch hier stellt sich die Frage, ob es das allerletzte Atom sein soll ... oder eher der Zeitpunkt, wo der Absorptionskoeffizient α < 0,0001 1/m unmessbar wird.
Das ist alles eine Frage der genauen Definition, und für den Beginn gibt es wohl keine allgemeingültige.
Bitte Anmelden oder Registrieren um der Konversation beizutreten.
- Rainer Raisch
-
- Abwesend
- Moderator
-
- Beiträge: 2308
- Thanks: 366
Re: DESI - Beschleunigte Strukturbildung: Galaxien
3 Wochen 3 Tage her2018 wurde von der EDGES-Kollaboration (Experiment to Detect the Global Epoch of Reionization Signature)[11][12][13][14] die Beobachtung eines Absorptionsprofils bei 78 MHz bekanntgegeben, die auf die Reionisierungsepoche deutet (rund 180 Millionen Jahre nach dem Big Bang, d. h. Rotverschiebung z = ~20).
Außerdem gibt es daraus Hinweise, die möglicherweise auf Dunkle Materie deuten. Das Signal war sehr schwierig zu beobachten, da es von irdischen Quellen, der galaktischen Strahlung und anderen Quellen stark überdeckt ist. Bessere Daten erhofft man sich vom geplanten Square Kilometre Array.
Bitte Anmelden oder Registrieren um der Konversation beizutreten.
- Mondlicht2
-
Autor
- Offline
- Forum Meister
-
- Beiträge: 464
- Thanks: 121
Re: DESI - Beschleunigte Strukturbildung: Galaxien
3 Wochen 3 Tage her - 3 Wochen 3 Tage herDas stimmt. Das liegt in der Natur der Sache.Rainer schrieb:
Das ist alles eine Frage der genauen Definition, und für den Beginn gibt es wohl keine allgemeingültige.
Es gibt seit Jahren derart viele Boden- und Weltraumteleskop Missionen, dass ich sie nicht mehr überblicke, es dauert Jahre die Tera, Peta, Exa, Zettabyte großen Datensets auszuwerten und die ersten Preprints zu peer-reviewen…
Spätestens seit JWST Beobachtungen, gab es Hinweise, dass die ersten Stern-, SL- und Galaxienentstehungen früher als gedacht zu datieren sind. Natürlich nicht mit Datum und Uhrzeit.
Übrigens, Square Kilometre Array, ist seit 2019 „auf Sendung“.
Ich nehme an, dass im Vergleich, Weltraumteleskope, in der Regel die besseren Daten liefern sollten, wegen Staub u.a.
de.wikipedia.org/wiki/Square_Kilometre_Array
Wissenschaftliche Ziele des SKAO
de.wikipedia.org/wiki/Square_Kilometre_A...liche_Ziele_des_SKAO
Ende der 1980er Jahre [6] war die Motivation für die 100fach größere Sammelfläche, H-I-Gebiete bis in kosmologisch relevante Entfernungen, z = 2 statt bisher 0,2, untersuchen zu können. Im September 1993 gründete die International Union of Radio Science die Large Telescope Working Group. Erstmals fassten 1999 Taylor und Braun zusammen, zu welchen astronomischen und kosmologischen Ergebnissen das SKA führen könnte. [9] Im August 2000 unterzeichneten elf Staaten ein Memorandum zur Gründung des International SKA Steering Committee (ISSAC). Ergebnisse waren ein breit angelegtes Science Book und eine Liste von Schlüsselprojekten, Key Science Projects, welche auch die Spezifikation der Designparameter unterstützen sollten: [10]
KSP=Key Science Projects
KSP I. Wiege des Lebens
In galaktischen Sternentstehungsgebieten sollen Protoplanetare Scheiben abgebildet und darin die Entwicklung erdähnlicher Planeten live verfolgt werden. Astrobiologisch relevante Moleküle können in Molekülwolken und Planetenatmosphären nachgewiesen und außerirdische Zivilisationen abgehört werden.
KSP II. Hochfeld
Tests der allgemeinen Relativitätstheorie
Zehntausende Pulsare werden neu entdeckt. Deren Taktsignale dienen als kosmisches Positionssystem, gegen das der Durchgang von Gravitationswellen beobachtbar sein sollte. Einige Pulsare könnten auch in engen Binärsystemen mit Schwarzen Löchern gefunden werden, in stärker gekrümmter Raumzeit als in bisher entdeckten Systemen.
KSP III. Ursprung und Entwicklung der kosmischen Magnetfelder
Hundert Millionen Quellen polarisierter Radiowellen, typischer Abstand am Himmel eine Bogenminute, lassen sich auf die Frequenzabhängigkeit der Faraday-Rotation hin untersuchen. Das sollte helfen, die Fragen über den Ursprung und die Entwicklung interstellarer und intergalaktischer Magnetfelder zu klären.
KSP IV. Galaxienentstehung und Kosmologie
Die Intensität der HI-Linie in Absorption wird mit hoher Winkelauflösung und bis zu einer Rotverschiebung von z = 1,5 neutralen Wasserstoff in Galaxien abbilden. Die großräumige Struktur dieser Galaxien ermöglicht Rückschlüsse auf die Zustandsgleichung der Dunklen Energie . Darüber hinaus lassen schwache Gravitationslinseneffekte auf die Verteilung Dunkler Materie schließen.
KSP V. Reionisierungsepoche –
die ersten leuchtenden Objekte und supermassiven Schwarzen Löcher
Zur Zeit der Reionisierung zeigt sich die HI-Linie in Emission, rotverschoben in den Bereich 50 bis 100 MHz. Das australische SKAO-Teleskop wird helfen, die frühe Strukturbildung und die Art der ersten leuchtenden Objekte aufzuklären. Molekülspektroskopie erlaubt die Untersuchung der Sternentstehung in frühen Galaxien, während die ersten supermassiven Schwarzen Löcher sich im Radiokontinuum zeigen werden.
Bitte Anmelden oder Registrieren um der Konversation beizutreten.
- Rainer Raisch
-
- Abwesend
- Moderator
-
- Beiträge: 2308
- Thanks: 366
Re: DESI - Beschleunigte Strukturbildung: Galaxien
1 Woche 1 Tag herBitte Anmelden oder Registrieren um der Konversation beizutreten.
- Mondlicht2
-
Autor
- Offline
- Forum Meister
-
- Beiträge: 464
- Thanks: 121
Re: DESI - Beschleunigte Strukturbildung: Galaxien
1 Woche 1 Tag her - 1 Woche 1 Tag herschaue ich mir gleich an und überprüfe mein Wissenganz interessant über die Altersbestimmung eines Sterns.
das ein Stern älter als das Universum ist, ist natürlich absurd, da wurde falsch gerechnet, nach heutigem Wissensstand ist das Universum 13,7 oder 13,8 Mrd. Jahre alt - Riess bzw. Freeman.
ich las heute ein Paper, das mir, obwohl mir einiges gefiel, wie eine Satire vorkam, insgesamt
Richard Lieu
thttps://arxiv.org/abs/2503.08733
ich sag es mal mit Feynman
“If your theory requires an infinite number of invisible spikes to work, it may not work,”
Frohe Ostern, Mondlicht
Bitte Anmelden oder Registrieren um der Konversation beizutreten.
- Rainer Raisch
-
- Abwesend
- Moderator
-
- Beiträge: 2308
- Thanks: 366
Re: DESI - Beschleunigte Strukturbildung: Galaxien
1 Woche 23 Stunden her - 1 Woche 23 Stunden herDas sagt Ganteför auch gleich am Anfang.das ein Stern älter als das Universum ist, ist natürlich absurd, da wurde falsch gerechnet,
Die Altersbestimmung der Sterne kommt nach einer breiten Einführung erst gegen Ende der Vorlesung.
Bitte Anmelden oder Registrieren um der Konversation beizutreten.
- Mondlicht2
-
Autor
- Offline
- Forum Meister
-
- Beiträge: 464
- Thanks: 121
Re: DESI - Beschleunigte Strukturbildung: Galaxien
6 Tage 16 Stunden her - 6 Tage 8 Stunden her...dass der Begriff „dunkle Materie“ bereits 1922 vom niederländischen Astronomen Jan Kapteyn in einer seiner Arbeiten verwendet wurde - interessanter Mann an renomierter Uni in Leiden und Uttrecht und später Gronigen ... en.wikipedia.org/wiki/Jacobus_Kapteyn nicht erstmalig vom Schweizer Astronom Fritz Zwicky 1933 geprägt wurde, um die unsichtbare Materie zu beschreiben, die zur Erklärung der sich schnell bewegenden Galaxien im Coma-Haufen benötigt wird. Und schon gar nicht erst in den 1960er Jahren von Vera Rubin, was sie auch nie sagte aber sehr oft zu lesen ist, wahrscheinlich um den Eindruck zu erwecken, dass man erst seit 60 Jahren nach DM sucht (und nicht seit über 100 Jahren!) Deshalb ist es notwendig auch nach anderen Lösungen zu suchen.
Bitte Anmelden oder Registrieren um der Konversation beizutreten.
Infos
Entwicklung und Design: It Prisma