Двутавровый профиль: Страница не найдена – Remoo.RU

alexxlab | 28.02.1986 | 0 | Разное

Содержание

Двутавр

В строительстве никак не обойтись без конструктивных элементов, которые формируют постройки, принимая на себя нагрузки и укрепляют их. Так, например, крыша делается из опорных балок. Эти элементы прочные, надежные и долговечные. Специальные металлические профили используются не только в строительной, но и в автомобильной промышленности, вагоностроении и для армирования шахтных стволов. При этом сечение профиля может быть самым разным. В зависимости от него, меняется и характеристики изделия. Например, сталкивались с таким элементов, как швеллер. Без него в строительстве просто не обойтись. Профиль делается П-образной формы. Но, не менее востребован и двутавр. Это тот же профиль, только он имеет совсем другую форму. Она и сделала материал таким востребованным.

Давайте подробнее узнаем этот материал, рассмотрим его основные характеристики, преимущества, разновидности и сферу применения. К тому же мы выясним, что прочнее двутавр или швеллер. Если вы ни разу не сталкивались с этим изделием, то рекомендуем ознакомиться со статьей.

Двутавровый профиль – что это


Словарь русского языка говорит о том, что двутавр – это базовый профиль для конструктивных элементов, который имеет Н-образное сечение. Он делается из металла или дерева. Иногда можно встретить пластиковые двутавры, но они имеют другое назначение. Свое название двутавровый профиль получил не зря. Профессионалы знают, что Т-образный профиль имеет название – тавр. Если взглянуть на фото двутавра, то его сечение напоминает эти две буквы Т, соединенные ножками. Вот и получается, что профиль назвали двутавровым.

Особенность двутаврового профиля в том, что он имеет повышенную прочность. Сравнивая его с обычным прямоугольным профилем, можно с уверенностью сказать, что двутавр в 30 раз жестче и примерно в 7 раз прочнее. Больше о преимуществах мы поговорим ниже в статье.

За счет своих характеристик, двутавр повсеместно используется в строительном деле. Особенно часто его применяют для постройки каркасных конструкций. Если сделать двутавровый профиль из дерева, то он тоже будет жестче, чем обычные пиломатериалы, и не станет прогибаться при высоких нагрузках. Деформация двутаврам просто неподвластная. Благодаря этому, профили могут быть использованы для создания любой конструкции. В частном домостроении двутавры служат материалом для укладки пола, потолка и стен.

Обратите внимание! Несмотря на все положительные стороны двутавра, его прочность, долговечность и устойчивость перед нагрузками, его стоимость вполне демократичная. Он недорогой и вполне стоит своих денег.

Подробнее о характеристиках двутавра


С учетом того, что двутавры используются для создания капитальных конструкций и других ответственных построек, требования к созданию профилей очень строги. Все должно соответствовать государственным стандартам. Даже, казалось бы, мелочи, просчитываются очень тщательно. Например, строго регламентируется допустимый уклон внутренних граней полок. Этот показатель должен составлять 12%. При желании можно детальней ознакомиться со всеми требованиями и характеристиками. Они указаны в ГОСТ 8239-89.

Что касается внутренней грани полок, то для каждого вида изделия есть свои требования. Например:

  • двутавры для подвесных путей имеют угол не больше 12%;
  • двутавры для армирования шахтных стволов делаются с углом внутренних граней до 16%;
  • двутавры для автомобильной промышленности имеют угол не более 10%.

При покупке двутавра нужно обращать внимание на номер или маркировку. Они указывают высоту изделия и его работоспособность. Ниже приводится таблица, в которой указаны некоторые разновидности и характеристики двутавров.

Сфера использования в строительстве


Чтобы лучше понять, насколько важны двутавры, стоит рассмотреть, как именно они используются. Благодаря своей жесткости и устойчивости к пригибанию, профили используются для создания построек. Это позволяет избежать в ходе эксплуатации постройки таких явлений:

  • сдвигов;
  • трещин;
  • усадок.

К тому же двутавры применимы для сооружения опорных колонн, перекрытий, в качестве армирующего элемента опалубки. Как говорилось выше, двутавры можно делать из дерева. В таком случае они используются для создания каркаса кровли дома, ее стропильной системы. Все дело в том, что дерево имеет намного меньший коэффициент проводимости тепла, чем металл. Поэтому Н-образная балка (двутавр) выгодна в экономичном плане: соотношение прочности и цены просто прекрасные.

Что касается металлических двутавров, то они намного прочнее, поэтому стоимость изделий намного выше. Двутавры востребованы для промышленного и крупнопанельного строительства. Они выступают в роли основных несущих элементов, принимая на себя большую часть нагрузки.

Виды и маркирование двутавровых профилей


Существует несколько разновидностей изделий, которые применяются в том или ином случае. Все они имеют свое предназначение, особенности и характеристики. Маркировка двутаврового профиля согласно государственным стандартам выполняется вот так:

  1. «Б» – это балка, которая имеет нормальную ширину полок. Высота ее основания составляет 10-60 см. Для того чтобы профиль мог выдерживать поступающие усилия на ребро, он утолщается у основания. Благодаря этому расстановка заклепок затрудняется. Что касается жесткости, то у них она не такая высокая. Поэтому максимальная длинна составляет 19 м.
  2. «Ш» – широкополочные двутавровые балки. Они прекрасно справляются с нагрузкой на изгиб, потому часто используются для создания перекрытия. Особенность марки в том, что профиль имеет широкие полки. С ними посадка заклепок делается проще и удобней. Если говорить о высоте профиля, то он может достигать 1 м.
  3. «К» – колонные балки. Их основания и полки имеют одинаковую ширину. Эти изделия можно назвать прочнее всего. Почему? потому что для создания используется мощный профиль, выдерживающий тонны веса. А за счет жесткости во всех его направлениях, ему не страшны любые нагрузки. Все это сказалось и на массе двутавра. Его вес намного больше предыдущих вариантов, потому обычно балку используют для создания колонн.

Что касается маркировки, то балки могут иметь самые разные названия. Например, часто можно встретить следующие названия: двутавр 18, двутавр 20Б1, двутавр 80Б2, двутавр 79Ш1 двутавр 16 и т. д. Что же означают эти буквы и цифры? Первые две указывают высоту изделия в сантиметрах. Буква, как уже можно догадаться, указывает на вид изделия и его ширину полки соответственно.

Что влияет на прочность двутавровой балки? Вот список факторов:

  1. Марка стали, из которой сделан профиль. Самыми прочными считаются изделия из низколегированной стали.
  2. Толщина граней и основания (ребро жесткости).
  3. Положение этих самых граней. Они могут быть параллельными или иметь уклон.
  4. Способ изготовления.
Отдельно хочется поговорить о способе изготовления. Есть два варианта создания: (1) при помощи горячей прокатки и (2) сварки. Самими распространенными и дешевыми считаются горячекатанные профили. Но марка стали, которая используется при создании, требует дополнительного защитного слоя от коррозии. К тому же несущая способность изделий ниже.

Видео – технология создания двутавра:

Прочными и долговечными являются сварочные балки. Их изготовление основано на создании отдельных заготовок и их свариванию друг с другом. Они не только имеют меньшую массу, но и способны выдерживать большие нагрузки. Профиль может иметь переменную толщину и создаваться из разнообразных видов стали. Например, грани делаются из одного вида, а основание из другого. А почему же вес двутавра меньше при высших показателях прочности? Все дело в том, что профиля делаются с перфорацией, то есть с просеченными отверстиями. Это никак не сказывается на прочности, но снижает вес балки.

Двутавр и швеллер отличия


Многие спрашивают, чем отличается швеллер и двутавр. Начнем с того, что швеллер имеет совершенно другое сечение профиля. В отличие от Н-образного сечения двутавра, швеллер имеет П-образный профиль. Он тоже делается из металла и может быть с отверстиями и без них. Размеры изделий самые разные. Чтобы понять, насколько отличаются профили, можно взглянуть на фото швеллера и двутавра.

Однако, внешний вид – это не единственное отличие. Благодаря своей форме, двутавр в несколько раз прочнее швеллера. Он имеет высокие показатели жесткости за счет ребер, поэтому для строительства конструкций чаще всего выбирают именно первый вариант. Из него делают прогоны, стропильные ноги, разные несущие элементы, гаги и каркас. Хотя, эти два материала по-разному реагируют на изгиб. А это значит, что каждому нашлась своя область применения.

Обратите внимание! Для перекрытия и стропильной системы может быть использован как двутавр, так и швеллер.

Чтобы ответить на вопрос, что же прочнее, нужно рассмотреть форму сечения. Если взять одинаковые параметры изделий, то двутавровая балка будет жестче, потому прочность и сопротивление нагрузке намного выше. Все дело в двусторонних ребрах. Основная часть металла сконцентрирована в полках, где и создается напряжение от веса. Получается, что при весовой нагрузке, которые берут на себя полки, она направляется по вертикали. Напряжение становится продольным и проходит к основанию в виде сжатия. Однако подобная форма имеет минус – небольшую устойчивость перед скручиванием.

П-образная форма швеллера позволяет ему прекрасно справляться с поперечной нагрузкой. Да и на изгиб он реагирует лучше. Ребра швеллера играют роль односторонних рычагов, не позволяя силе скрутить балку. Вот почему швеллеры лучше использовать для легких конструкций с боковой нагрузкой. Как вы поняли, выбор будет зависеть от того, как распределяется нагрузка, куда она направляется и какова ее сила. Как швеллер, так и двутавр плохо реагируют на перпендикулярную нагрузку на стенки. Чтобы исправить это балки усиливают, приваривая к ним жесткие элементы и бетонируя.

Подведем итоги


Двутавр – незаменимый элемент, который широко используется в строительстве. Он имеет массу преимуществ и позволяет создавать самые разные надежные конструкции. Но это далеко не единственная сфера использования. Теперь вы знаете характеристики двутавра, его разновидности и маркировку. Данная информация необходима начинающему строителю, так как это база, без которой просто не обойтись.

Что еще почитать по теме?

Автор статьи:

Сергей Новожилов – эксперт по кровельным материалам с 9-летним опытом практической работы в области инженерных решений в строительстве.

Понравилась статья? Поделись с друзьями в социальных сетях:

Facebook

Twitter

Вконтакте

Одноклассники

Google+

Алюминиевый двутавр, стыковочный алюминиевый н-образный профиль Москва

Ни для кого не является секретом, что алюминиевые двутавры приобретают всю большую популярность не только в возведении новых сооружений, но и во многих других отраслях человеческой деятельности, таких как машиностроение и судостроение. Данный соединяющий компонент нашел свое применение в бильборте разнообразных по архитектурному строению фасадов, где выполняет свою функцию четко и точно. Алюминиевый элемент стыкования изготавливается из сплавов различных металлов, стабилизированных по их содержанию, чтобы добиться высокого оптимума прочности и долговечности. Дополнительное покрытие краской у детали отсутствует. Формой сочетающее алюминиевое звено напоминает русскую букву «н», поэтому и именуется в каталоге как «н-образный профиль алюминиевый».

Узнайте, где Вы сможете найти применение двутавру

Несмотря на то, что двутавры характеризуются некоторым разнообразием образов и форм, а также классифицируются по масштабности и тяжести, методике изготовления, особенности устойчивости к не только коррозионным свойствам окружающей среды, но и физической стабильностью, а также способу их обработки на стадии производства и особой математической константе, называемой коэффициентом прочности, используются алюминиевые двутавры в качестве поддерживающих составных частей для несущих балок и стен, тем самым облегчая давление на них. Неподвижно взаимодействуя, все эти строительные изделия без проблем претерпевают существенные нагрузки, а также обеспечивают надежность и фундаментальность постройки.

Что будет в том случае, если я захочу несколько декорировать стыковочный алюминиевый н-образный профиль?

Ровным счетом ничего страшного, разве что Ваш двутавр будет выгодно отличаться от других, а также будет создавать некоторый приятный эстетический фон. Вы сможете украсить его как угодно – для декорирования двутавров существует широкий ассортимент возможностей. Главных его преимуществ – легкости, прочности и функциональности, – Вы нарушить не сможете. Приобрести алюминиевый н-профиль Вы сможете в компании Аюмин-Проф, где реализуются изделия исключительно высокого качества. Доставка осуществляется по Москве и Московской области. Покупая н-образный алюминиевый профиль у нас, Вы создаете гарантию долговечности и надежности Вашего жилья! Высококачественные изделия из алюминия и коррозионно-устойчивой стали по честным ценам в Алюмин-проф!

Лом-гвоздодер, двутавровый профиль 900х30х17мм. GROSS

28.12.2021

Близятся новогодние праздники или вы решили подготовиться к ним заранее? Решаете вопрос с приятным новогодним декором квартиры, дома или офисного помещения? Тогда вы по адресу: в интернет-магазине “СтройСила” в Сочи вы…

Подробнее

23.12.2021

При планировании капитального ремонта в своём доме или подготовке квартиры к заселению любой человек может столкнуться с проблемой выбора качественного и приятного в плане внешнего вида напольного покрытия. Привычные полы…

Подробнее

21.12.2021

Если вы сами строите дом, активно участвуете в работе привлеченных к работе людей или желаете проконтролировать возведение под ключ, рекомендуем ознакомиться с особенностями формирования потолка. В нашем магазине «СтройСила» можно…

Подробнее

17.12.2021

В частном доме, в котором конструктивно предусмотрено наличие чердака, немаловажную роль играет наличие чердачной лестницы. Выбору такого аксессуара для установки дома стоит уделить особое внимание ввиду его функционала и повышенных…

Подробнее

15.12.2021

Длительное время не утихают споры строителей в отношении необходимости утепления чердачного пространства. Отстаивая ту или иную точку зрения, необходимо обращать внимание на особенности материалов, применяемых для этой цели. В данной…

Подробнее

13.12.2021

Элементы художественной ковки в наше время всё чаще используются в современных и классических стилях отделки интерьера. Мастера кузнечного дела могут создавать из различных металлов настоящие произведения искусства, а на промышленных…

Подробнее

10.12.2021

Термин «сайдинг» в переводе с английского означает «обшивка». Она имеет вид панелей, собираемых в единую композицию за счет закрепления на стене здания. Благодаря замочной системе монтажа образуется эстетичное покрытие, в…

Подробнее

08.12.2021

Одним из наиболее простых и бюджетных способов придания фасаду постройки привлекательности в плане внешнего вида является использование специальной фасадной штукатурки, различные виды которой вы всегда сможете приобрести в интернет-магазине “СтройСила…

Подробнее

06.12.2021

Особенностью таких строительных материалов, как керамзит или газобетон является наличие полостей с воздухом в ячеистой структуре. Они преобладают в основной массе блоков. В нашей статье вы можете узнать особенности данных…

Подробнее

25.11.2021

В нашем сегодняшнем обзоре поговорим об одном необычном и интересном отделочном материале, пришедшем на смену часто используемому ранее битуму и его производным. Таким материалом является битумная мастика. Расскажем о том…

Подробнее

Балка двутавровая 14 простыми словами о главном

16 сентября 2019

374

Балка двутавровая 14 – черный, фасонный металлопрокат с сечением профиля в форме буквы «Н». Две полки, между ними стенка (шейка). Это горячекатаный двутавровый профиль (используется сокращенное название двутавр). Он широко применяется в различных отраслях народного хозяйства.

Изделия с параллельными гранями равных по ширине полок. По их соотношению и условиям работы относится к нормальному типу. Высота профиля больше чем ширина полок. Толщина стенок самая минимальная. Такой вид балок в металлоконструкциях преимущественно работает на изгиб.

Продукция в Российской Федерации выпускается на основании национального стандарта ГОСТ Р 57837-2017. Он заменил СТО АСЧМ 20-93, ГОСТ 26020-83 и ГОСТ 8239-89. Когда продается двутавр 14 используется отсылка и на эти документы. Они все еще действуют в ряде стран СНГ. Высота проката 14 мм. О других характеристиках и важных параметрах читайте далее.

Балка двутавровая 14 – основные характеристики

Двутавр 14 в Российской Федерации выпускается на основании ГОСТ 8239-89. В нем предопределены все размеры указанного вида проката в табличной форме. Основные характеристики обозначенного вида проката по ГОСТ 8239-89:

  • общая высота (h), мм – 140.0;
  • ширина полки (прокат равнополочный, b), мм – 73.0;
  • толщина стенки (шейки, s), мм – 4.9;
  • толщина полки (у обоих полок одинакова, t), мм – 7.5;
  • радиус сопряжения (внутреннего закругления, закругления перехода от полки к шейке, r), мм – 8.0;
  • вес 1 п/м двутавра, кг – 13.7;
  • момент инерции относительно оси х (Ix)/у (Iy), см4 – 572.0/41.9;
  • момент сопротивления относительно оси х (Wx)/у (Wy), см³ – 81.7/11.5;
  • статический момент полусечения относительно оси х (Sx), см³ – 46.8;
  • радиус инерции относительно оси х (ix)/у (iy), см – 57.3/15.5.

Двутавр 14 должен подбираться для несущих конструкций на основании выполненных расчетов. За основу берутся основные характеристики проката и конструкционные особенности объекта, его функциональное предназначение. Важную роль играет материал изготовления. Об этом далее.

Технология производства и материалы изготовления

Балка двутавровая 14 изготавливается из стали с использованием технологии горячей прокатки металлической заготовки. Это либо блюм, либо чаще всего заготовка, полученная методом непрерывного литья. Она нагревается до определенной температуры. Металл становится пластичным и хорошо поддается формовке. Формовку выполняют на прокатных станах с использованием валков. Происходит горячая пластическая деформация. В результате уменьшается поперечное сечение заготовки, изменяется ее форма и увеличивается длина. После окончания прокатки выполняется финишная обработка и охлаждение, порой и ускоренное.

По ГОСТ ГОСТ 8239-89 двутавр 14 изготавливается из нелегированных, реже легированных марок стали. В частности, широко применяется этот вид фасонного черного металлопроката, изготовленный из углеродистых марок, стали Ст3сп и Ст3Гсп. Предлагается и двутавровая балка 14 из низколегированной марки стали 09Г2С, ряда других. От выбранной марки стали зависят эксплуатационные и конструкционные характеристики изделий, их стоимость. Особенно критично при определении величины пролетов между плоскостями или опорными колоннами.

Направления использования

Стальной горячекатаный профиль 14 активно используется в различных строительных конструкциях, работающих преимущественно на изгиб. Это балки перекрытий, кровли, прочие конструкционные элементы. Особенно те конструкции, где допускается применение сварных и болтовых соединений. Среди других направлений использования – обустройство горизонтальных и вертикальных связей, элементов ферм, фундаментов.

Говоря проще двутавр 14 активно применяется в промышленном и гражданском строительстве. В том числе этот вид проката используется при возведении нагружаемых, несущих, поддерживающих и ненагружаемых металлоконструкций. Причем они могут возводиться как на месте строительства объекта, так и доставляться в форме готовых к сборке сегментов.

Используется этот вид фасонного проката и при возведении инфраструктурных объектов. Например, отметим транспортное строительство (дороги, путепроводы, мосты, развязки, эстакады, площадки для подъездных путей). Среди других направлений тяжелое машиностроение.

На этом направления применения балки двутавровой 14 не ограничиваются. Главное техническое, инженерное и экономическое обоснование использования этого вида двутавра. Ведь он может быть задействован как самостоятельный конструктивный элемент, так и в составном инженерном сооружении.

Балка двутавровая 14 преимущества использования

Двутавр 14 имеет несколько неоспоримых преимуществ применения. Среди основных достоинств выделим:

  • способность выдерживать различные разнонаправленные нагрузки;
  • меньший вес по сравнению с балками сплошного прямоугольного, квадратного сечения при аналогичных прочностных характеристиках;
  • удобство доставки, хранения и монтажа в металлоконструкциях;
  • экономичность, металла используется меньше, а значит стоимость по сравнению со сплошными балками ниже;
  • широкая вариативность технологий монтажа, с использованием сварки, в том числе электродуговой, газовой, болтовых соединений;
  • высокая степень жесткости конструкции;
  • низкая степень текучести, линейные размеры не меняются под действием постоянных, длительных статических нагрузок.

Есть и другие достоинства. Они во многом определяются маркой, используемой стали, впрочем, как и недостатки. То есть выбирая двутавровую балку 14 надо учитывать из какой марки стали она изготовлена. Другими словами, двутавры 14 из стали Ст3сп и 09Г2С существенно отличаются. Они имеют свои преимущества и недостатки, направления использования.

Покупка и дополнительные услуги

Покупая двутавровую балку 14 требуется проверять наличие сопроводительной документации (сертификатов и других документов). Должна быть маркировка в соответствии с ГОСТ. В ней указана марка балки и стали, производитель и ряд других параметров. Форма продажи – поштучно или в пачках.

Среди основных дополнительных услуг, предоставляемых металлобазами:

  • погрузочно-разгрузочные работы;
  • доставка на объект заказчика;
  • резка на фрагменты определенной длины;
  • оцинковка или покраска (в зависимости от марки стали и направления использования).

Существуют и другие вспомогательные услуги. Среди них изготовление металлоконструкций по чертежам заказчика из двутавра 14 и прочие.

Необходима балка двутавровая 14? Остались вопросы и требуется помощь в выборе? Обращайтесь! Обязательно поможем.

I-Style Profile Type: Influencer – Extended DISC

Тип профиля I-стиля также известен как тип личности влиятельного лица или I-стиль. Это один из 4-х типов ДИСКОВ. Ваш тест профиля DISC определяет ваш основной стиль DISC.

Профиль I-стиля является одним из 4-х стилей DISC, также известных как типы личности DISC, включая D-стиль, S-стиль и C-стиль. Они составляют примерно 29% мирового населения. Типы DISC взяты из модели DISC Уильяма Марстона.

При понимании любого из 4 типов ДИСКОВ помните о следующих важных моментах. Нет профиля DISC лучше или хуже. У всех стилей DISC есть сильные стороны и области развития; они просто разные. Стиль DISC человека не ограничивает то, что может быть достигнуто, или насколько успешным он может быть. Он просто предсказывает наши привычки.

Мы можем найти все четыре типа ДИСКОВ, представленных очень успешными людьми. Однако самые успешные люди знают, кто они.Они изменяют свой стиль соответствующим образом с разными стилями людей и в разных ситуациях.

Описание профиля I-образного типа

Профили

I-style общительны, общительны и разговорчивы. Они полны оптимизма и хотят быть в центре внимания. I-стили хотят взаимодействия с другими. Им не нравится зацикливаться на деталях или проводить много времени в одиночестве. I-стили хороши в том, чтобы влиять на других и побуждать людей следовать за ними как лидеры. Они знают, чего хотят, и объединяют людей, чтобы добиться этого.Профили в стиле I требуют общественного признания. Следовательно, они любят нравиться. Они могут быть спонтанными и импульсивными.

I-стили могут быть излишне разговорчивыми, лишенными внимания и эмоциональными. Они могут обещать слишком много, потому что они очень оптимистичны и хотят, чтобы их любили. Профили в стиле I считаются очень дружелюбными, энергичными и живыми. Кроме того, другие могут воспринимать I-стили как несколько беспечные и неорганизованные. Однако, когда они находятся под давлением, они имеют тенденцию больше сосредотачиваться на людях, что может упустить из виду детали и задачи.

Их девиз: «Я хороший человек! Я должен нравиться всем! » I-стили любят задавать вопросы «кто»: «Кто на встрече?» или “Кто еще этим пользуется?”

Как определить тип профиля I-типа

Вот несколько быстрых и простых способов определить тип профиля I-style:

  • Открыт и дружелюбен.
  • Много разговаривает.
  • Легко возбуждается.
  • Оживлен.
  • Говорит о людях, которых он / она знает.
  • Не зацикливается на деталях.
  • Долго не слушает.
  • Не обращает пристального внимания.
  • Могу задавать одни и те же вопросы несколько раз.
  • Переход от темы к теме.
  • Держитесь подальше от фактов.

Атрибуты I-стиля

Атрибуты – это слова, которые люди используют для описания стиля поведения профиля I. Это не всегда слова, которые человек использовал бы для описания своего поведения. Вдобавок, безусловно, можно адаптироваться от своего естественного стиля DISC к различным ситуациям и ролям.

  • Социальный
  • Спонтанный
  • Болтливый
  • Энергичный
  • Видимый
  • Дружелюбный
  • Беспечный
  • Эмоциональный
  • Харизматичный
  • Импульсивный
  • Оптимистичный
  • Участвующий
  • Вдохновляющий
  • Анимированный
  • Убедительный
  • Выразительный

Стиль общения профиля I-style

I-профилей вдохновляют общение.Они будут продавать свои идеи и видения. Я-профили много расскажу. Они предпочитают смотреть на картину в целом и избегать деталей. I-профили сосредоточены на положительном и стараются избегать неприятных тем. Они умеют давать положительные, конструктивные отзывы, но могут не быть прямыми.

Стиль руководства профиля I-style тип

Типы профилей в стиле I основывают свой авторитет на своей харизме, способности мотивировать людей и на создании хорошей атмосферы.Они «Народные» лидеры. Лидеры I-стиля хотят и нуждаются в большом количестве контактов с людьми. Они успешно справляются с вызовами новых и развивающихся организаций.

Примеры известных личностей типа I

Использование примеров людей, которых мы знаем, известных или нет, помогает нам быстро определить стили DISC.

  • Робин Уильямс
  • Кейт Хадсон
  • Эми Полер
  • Кевин Харт
  • Дрю Бэрримор
  • Билл Клинтон
  • Джей Лено
  • Уилл Смит
  • Мелисса Маккарти
  • Др.Маккой из Star Trek
  • Принц Гарри
  • Джим Керри
  • Эллен ДеДженерес
  • Пенни из Теория большого взрыва

Из нашего блога: Социальный тип личности: я тебе нравлюсь?

А как насчет других стилей DISC, также известных как типы личности DISC?

I-профилей | Нержавеющий стекловолокно, легкий, прочный

Двутавровый профиль из стекловолокна: эффективная альтернатива

I-образные профили из стекловолокна

Fiberline сочетают в себе несколько уникальных свойств, таких как превосходное соотношение жесткости и веса и коррозионная стойкость практически в любых условиях.Это делает двутавровые профили экономичной альтернативой стали и алюминию. Другие преимущества включают электрическую и теплоизоляцию, а также простую обработку на месте, а также очень легкий вес, что упрощает работу с ними и их установку, что позволяет сократить время установки и расходы на специальное оборудование и рабочее время.

Кроме того, при работе со стекловолокном не требуются специальные инструменты или горячие работы, как, например, со сталью. Однако мы рекомендуем использовать инструменты с алмазным покрытием, потому что они легче скользят по материалу и обеспечивают лучший рез.Узнайте больше в наших видеороликах

.

Как строить с двутавровым профилем

Есть много разных возможностей при строительстве с профилем I. Из-за высокой прочности и жесткости двутаврового профиля область применения включает балки в балочных мостах, а также опорные балки для полов и платформ. Благодаря малому весу и водопоглощению материала профили также используются для подвижных полов в бассейнах.

Наши двутавровые профили не ржавеют, не гниют и не корродируют даже в сложных условиях.Профили устойчивы к воздействию погодных условий, соленой воды и целому ряду агрессивных химикатов. Это делает их особенно подходящими для использования на море, у берега или в градирнях.

Приобретите профили из стеклопластика для вашего проекта

Все наши профили и кронштейны из стеклопластика сочетают в себе несколько уникальных преимуществ, таких как высокая прочность, малый вес и устойчивость к коррозии, которые представляют собой сложную и экономичную альтернативу традиционным строительным материалам, таким как:

Таким образом, наши профили из стекловолокна очень универсальны и могут использоваться практически для любого строительства и строительного проекта.Вы можете найти все, что вам нужно для вашего следующего проекта, на сайте Fiberline Building Profiles; см. весь наш ассортимент профилей GFRP здесь или посетите наш интернет-магазин и закажите коробку для образцов продукции с нашими структурными профилями.

Свяжитесь с нами для получения профессиональной помощи

Вам нужна профессиональная помощь с вашим следующим строительным проектом? Наши сотрудники всегда готовы предоставить дополнительные технические консультации и помочь в наших решениях из стекловолокна.

Как команда, мы представляем многолетний опыт и новейшие ноу-хау в рамках GFRP.Если вам нужна дополнительная помощь, свяжитесь с нами – мы всегда готовы помочь вам с техническим спаррингом или советом. Проверьте часы работы здесь или свяжитесь с одним из наших сотрудников сегодня.

Момент инерции площади – типичные поперечные сечения I

Момент инерции площади или Момент инерции площади – , также известный как Второй момент площади I , является свойством формы, которое используется для прогнозирования прогиба, изгиба и напряжения в балках.

Момент инерции площади – Британские единицы

Момент инерции площади – Метрические единицы

Преобразование в единицы

  • 1 см 4 = 10 -8 м 4 = 10 мм 4
  • 1 дюйм 4 = 4,16×10 5 мм 4 = 41,6 см 4
Пример – Преобразование момента инерции единиц площади 17

см 4 можно преобразовать в мм 4 умножив на 10 4

(9240 см 4 ) 10 4 = 9.24 10 7 мм 4

Момент инерции площади (момент инерции для площади или второй момент площади)

для изгиба вокруг оси x можно выразить как

I x = ∫ y 2 dA (1)

где

I x = момент инерции площади относительно оси x ( м 4 , мм 4 , дюймы 4 )

y = перпендикулярное расстояние от оси x до элемента dA (м, мм, дюймов )

dA = площадь элемента ( м 2 , мм 2 , дюймов 2 )

Момент инерции изгиба вокруг оси y можно выразить как

90 173 I y = ∫ x 2 dA (2)

где

I y = момент инерции площади относительно оси y ( м 4 , мм 4 , дюймы 4 )

x = перпендикулярное расстояние от оси y до элемента dA (м, мм, дюймов )

Момент инерции

для типичного поперечного сечения I

Сплошное квадратное поперечное сечение

Момент инерции площади для сплошного квадратного сечения можно рассчитать как

I x = a 4 /12 (2)

где

a = сторона (мм, м, дюйм..)

I y = a 4 /12 (2b)

Сплошное прямоугольное сечение

Момент площади Ineria для прямоугольного сечения можно рассчитать как

I x = bh 3 /12 (3)

где

b = ширина

h = высота

3 h / 12 (3b)

Сплошное круглое сечение

Момент инерции площади для сплошного цилиндрического сечения можно рассчитать как

I x = π r 4 /4

= π d 4 /64 (4)

где

9 0173 r = радиус

d = диаметр

I y = π r 4 /4

= π d 4 /644 (4b) (4b) Цилиндрическое поперечное сечение

Момент инерции площади для полого цилиндрического профиля можно рассчитать как

I x = π (d o 4 – d i 4 ) / 64 ( 5)

, где

d o = внешний диаметр цилиндра

d i = внутренний диаметр цилиндра

I 9025 9025 9025 = 4 – d i 4 ) / 64 (5b)

Квадратное сечение – диагональные моменты

90 004 Моменты инерции диагональной площади для квадратного сечения можно рассчитать как

I x = I y = a 4 /12 (6)

Прямоугольное сечение – Моменты площади на любой линии, проходящей через центр силы тяжести

Прямоугольное сечение и Площадь момента на линии, проходящей через центр тяжести, можно рассчитать как

I x = (bh / 12) (h 2 cos 2 a + b 2 sin 2 a) (7)

Симметричная форма

Момент инерции площади для сечения симметричной формы можно рассчитать как

I x = (ah 3 /12) + (b / 12) (H 3 – h 3 ) (8)

I y = (a 3 h / 12) + (b 3 /12) (H – h) ( 8b)

Не симметричная форма

Момент инерции площади для несимметричного профиля можно рассчитать как

I x = (1/3) (B y b 3 – B 1 h b 3 + по t 3 – b1 h t 3 ) (9)

Площадь Момент инерции относительноЗависимость полярного момента инерции от момента инерции

  • «Момент инерции площади» – это свойство формы, которое используется для прогнозирования прогиба, изгиба и напряжения в балках.
  • «Полярный момент инерции» как мера способности балки сопротивление скручиванию – которое требуется для расчета скручивания балки, подверженной крутящему моменту.
  • «Момент инерции» – это мера сопротивления объекта изменению направления вращения.

Модуль упругости сечения

  • «Модуль упругости сечения» определяется как W = I / y , где I – момент инерции площади, а y – расстояние от нейтральной оси до любого данного волокна.

MBTI® Interpretive Отчет (Шаг I)

Предоставляет краткую, но исчерпывающую интерпретацию результатов MBTI® вашего клиента.

Доставка: Доставка по электронной почте

Льготы

Этот 6-страничный отчет предоставляет информацию, необходимую каждому практикующему специалисту для интерпретации результатов MBTI клиента. Отчет включает все данные из профиля MBTI® (включая информацию индекса ясности предпочтений), а также:

  • Простой в использовании обзор предпочтений типов
  • Краткое описание типа личности и типового развития
  • Обширное описание клиентского четырехбуквенного типа

Отчет углубляется в шаблон предпочтений, уникальных для типа клиента, объясняет ясность предпочтений и их значение, а также предлагает советы по проверке типа.Теперь доступен в варианте проверенного типа:

  • Сделано более привлекательным и удобным

Усовершенствования включают:

  • Новый дизайн для современного внешнего вида
  • Улучшенная организация контента и макет для удобства использования
  • Обновленный язык MBTI для облегчения понимания концепций типов
  • Обновленная таблица индекса ясности предпочтений (pci), которая не учитывает «оценки» клиентов
  • Новая графика, помогающая объяснить динамику шрифтов

Подробно исследует тип MBTI клиента:

  • Представляет подробное описание зарегистрированного или подтвержденного клиентом типа MBTI, включая характеристики, обычно связанные с ним, типичные сильные стороны и потенциальные области для развития.

Графически улучшено, чтобы проиллюстрировать ясность предпочтений:

  • Отображает индексы ясности предпочтений, чтобы вы могли помочь клиентам увидеть, насколько четко они указали свои предпочтения, и использовать эту информацию для определения своего наиболее подходящего типа.

Образец пояснительного отчета MBTI (этап I)

Щелкните здесь, если вас интересует подробный индивидуальный инструктаж, чтобы более подробно ознакомиться с результатами вашего профиля.

Имейте оценку профиля.com Содействуйте вашей мастерской MBTI

Myers-Briggs Type Indicator, Myers-Briggs, MBTI, Step I и Step II являются товарными знаками или зарегистрированными товарными знаками Myers & Briggs Foundation в США и других странах.

Усиленная асимметрия профиля H i в тесных парах галактик | Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества

РЕФЕРАТ

Анализируя количественно выраженную асимметрию профиля H i галактик в различных средах, мы исследуем не только распространенность асимметрии в профилях H i, но также возможность использования асимметрии профиля H i для отслеживания активности слияний.Мы строим тесные парные и изолированные каталоги галактик H ip-профилей из обзора Arecibo Legacy Fast ALFA (ALFALFA) и, используя простое H iflux-отношение, количественно оцениваем и сравниваем асимметрию профилей между двумя каталогами. Таким образом, мы исследуем популярное предположение, что активность слияний приводит к асимметричности профилей H i, и тем самым исследуем роль слияний в эволюции галактик. Мы обнаружили небольшие, но существенные различия между распределениями асимметрии двух выборок, что указывает на то, что активность слияний действительно усиливает асимметрию в глобальном профиле H i.

1 ВВЕДЕНИЕ

Многочисленные наблюдения показали, что галактики существуют в огромном разнообразии форм и размеров, цветов и кинематики, состояний взаимодействия и сред. Астрономы пытались расшифровать механизмы и физические процессы, с помощью которых возникает такое разнообразие свойств галактик, и были достигнуты значительные успехи в нашем понимании того, как галактики образуются и развиваются. Согласно теоретической модели формирования структуры, Lambda CDM, галактики образуются и эволюционируют иерархически через последовательность крупных и / или незначительных слияний (White & Rees 1978).Наблюдательно и теоретически слияния галактик (большие и второстепенные) были названы ключевыми процессами в различных аспектах формирования и эволюции галактик (Манди и др., 2017). Из-за предположения, что эллиптические галактики могут быть продуктом крупного слияния спиралей, так называемая «гипотеза слияния» была впервые предложена 40 лет назад Тоомре (1977). Последующие наблюдения остатков слияния и слабых оболочек / приливных образований вокруг эллипсов убедительно подтверждают картину эволюции галактик через слияния (Hopkins et al.2010). Фернандес Лоренцо и др. (2013) демонстрируют важность окружающей среды для роста размеров массивных спиралей, которые, как они показывают, имеют большие размеры, чем образцы менее изолированных галактик. Слияния также были причастны к наблюдаемому росту звездной массы массивных галактик в 2–3 раза с | $ z $ | ∼ 2 к настоящему времени, а также наблюдаемое увеличение размера в 3–6 раз массивных покоящихся галактик при фиксированной звездной массе за тот же период времени (см. Манди и др., 2017 и ссылки в нем).Таким образом, наблюдение за галактиками в процессе слияния дает уникальную возможность проверить модели эволюции галактик и, таким образом, создать более полную картину эволюции галактик.

Общая стратегия наблюдения слияний в оптическом режиме основана на том факте, что гравитационное взаимодействие между сливающимися галактиками может вызвать морфологическое возмущение взаимодействующих галактик. Таким образом, слияния на поздних стадиях идентифицируются как имеющие сильно нарушенную морфологию, в то время как сливающиеся галактики часто характеризуются наличием приливных особенностей.С другой стороны, близкие пары галактик (кандидатов на слияние) отмечают начальные этапы процесса слияния. Состояния неравновесия, вызванные активностью слияния как в звездной, так и в темной материи компонентах галактики, трансформируются в асимметрии в распределении звездного света в галактике (Reichard et al., 2008), и именно эти асимметрии стали полезными индикаторами слияния активность в оптическом режиме. Ранее асимметрия оптических изображений количественно оценивалась с помощью разложения Фурье (Reichard et al.2008; Jog & Combes 2009), параметры CAS (Conselice 2003) и другие 2D-методы (Schade et al. 1995). Такие методы использовались, чтобы показать, что галактики в тесных парах демонстрируют повышенную асимметрию в распределении звездного света по сравнению с изолированными галактиками (Паттон и др., 2005; Де Проприс и др., 2007; Эллисон и др., 2010). Jog & Combes (2009) и ссылки в нем показали, что галактики асимметричны не только в своем звездном населении, но и в газовом (молекулярном и нейтральном) распределении, кинематике (см. Swaters et al.1999; Barrera-Ballesteros et al. 2015) и глобальные (спектральные) профили скорости H i. Именно Болдуин, Линден-Белл и Сансизи (1980) ввели термин «однобокие» в 1980 г., сохранив название для галактик, в которых они обнаружили асимметрию в пространственной протяженности их нейтрального газа в своей новаторской статье «Кривые галактики». . Сравнивая асимметрии, отслеживаемые в оптическом диапазоне, с асимметриями, отслеживаемыми H i, как в работе Kornreich et al. (2000) показали, что асимметрия не только количественно больше и чаще встречается у H i, чем у звезд (Bournaud et al.2005), но также и то, что амплитуда асимметрии увеличивается с увеличением радиуса галактики (Reichard et al. 2008). Это, вместе с тем фактом, что H i обычно простирается на гораздо большие радиусы, чем звездный компонент галактики, предполагает, что H i может быть более чувствительным датчиком асимметрии по сравнению с оптическим распределением света.

Рассматривая визуализацию H i как потенциальную диагностику для отслеживания асимметрий, связанных с деятельностью по слияниям, Holwerda et al. (2011) количественно оценили морфологию H i выборки из 141 карты плотности столбцов галактик из обзора WHISP, вычислив параметры CAS для каждой галактики согласно Conselice (2003), а также M 20 , коэффициент Джини. (Lotz, Primack & Madau 2004) и G M (момент света второго порядка).Результаты исследования показывают, что нарушенная морфология и асимметрия действительно являются хорошими индикаторами активности слияний. Продолжая работу Holwerda et al. (2011), Giese et al. (2016) исследовали зависимость этих морфологических параметров от отношения сигнал / шум, разрешения и наклона, а также обнаружили, что параметр асимметрии является наиболее полезным параметром для измерения однобокости галактик, отслеживаемой с помощью классификации на глаз. Barrera-Ballesteros et al. (2015) показывают, что кинематические асимметрии / несовпадения как в звездном, так и в ионизированном газовых компонентах галактик с пространственным разрешением также являются хорошими индикаторами состояния взаимодействия.Комбинируя код N -тело / гидродинамика / звездная эволюция, Kornreich, Lovelace & Haynes (2002) смоделировали динамику и морфологию галактики в ответ на получение либрационного «толчка» энергии и обнаружили, что NGC 5474 (a приливно возмущенная галактика) продемонстрировали почти все наблюдаемые в моделировании эффекты. Kornreich et al. (2002) предполагают, что управляемые колебания могут играть роль в асимметрии галактик.

Несмотря на то, что анализ изображений 2D является многообещающим, наши текущие наборы данных изображений H i имеют ограниченную статистику.Однако можно исследовать крупные съемки H i, такие как HIPASS и Arecibo Legacy Fast ALFA (ALFALFA), состоящие из тысяч пространственно неразрешенных, но спектрально разрешенных обнаружений. Эти обзоры проводились с использованием радиотелескопов с одной тарелкой, которые не позволяют пространственно разрешать галактики с размерами меньше, чем первичный луч, однако они предоставляют информацию со спектральным разрешением (глобальные профили скорости H i) для большого числа галактик.

Одномерный глобальный профиль H i имеет форму, которая в первую очередь определяется кинематикой галактики, и несет с собой информацию о поле скоростей галактики, а также о распределении H i внутри галактики.Упорядоченные движения внутри галактики, где лучевые скорости стремятся к скоплению, ответственны за характерную сигнатуру двойного рога, видимую на профилях скорости H i. Поэтому ожидается, что профили H i будут симметричными относительно системной скорости для невозмущенного диска, с отклонениями от симметрии, рассматриваемыми потенциальными последствиями слияния (например, некруглое движение, приливные хвосты и искажения в распределении масс H i), асимметричный газ аккреция, или смещение звездного диска в потенциале гало (van Eymeren et al.2011). Кроме того, Richter & Sancisi (1994) обнаружили, что асимметрия профиля H i часто сопровождается асимметрией в соответствующем распределении газа H i.

Частота этих наблюдаемых отклонений от симметрии была темой исследования в ряде исследований профиля H i, где степень асимметрии оценивалась как качественно, так и количественно (Haynes et al. 1998; Matthews, van Driel & Gallagher 1998; Эспада и др. 2011). Richter & Sancisi (1994) качественно измерили асимметрию профиля H i на выборке из ~ 1700 галактик из различных H isurve с одной тарелкой, используя визуальную схему классификации.Эта выборка состояла в основном из полевых галактик, чтобы свести к минимуму вероятность того, что среда скопления играет роль в создании асимметрии профиля. Было обнаружено, что нижний предел в 50% выборки демонстрирует значительную асимметрию профиля, что позволяет предположить, что асимметрия вполне может быть правилом, а не исключением. Richter & Sancisi (1994) дополнительно количественно оценили асимметрию профиля H i их образца, используя соотношение потоков H i Tifft & Huchtmeier (1990) между нижней и верхней половинами скорости глобального спектра H i, и обнаружили качественную и количественную асимметрию. меры должны быть в высшей степени согласованными.Используя аналогичное соотношение потоков H i, Haynes et al. (1998) количественно оценили асимметрию профиля H i для изолированной выборки из 104 профилей H i с высоким отношением сигнал-шум (SNR), полученных с помощью 43-метрового телескопа Greenbank. Результаты исследования показали, что около 50% образца имеют значительную асимметрию профиля H i (в хорошем согласии с предыдущей работой), которую авторы приписывают искажениям в распределении H i, некруглым движениям и возможной путанице с неопознанные спутники в луче телескопа.Более недавнее исследование Espada et al. (2011) специально сосредоточились на асимметриях профиля H i галактик, тщательно отобранных для изоляции. Их исследование является частью проекта AMIGA (Анализ межзвездной среды в изолированных галактиках; Verdes-Montenegro et al.2005), цель которого состоит в том, чтобы отделить те свойства галактик (морфологические и структурные), которые связаны с внутренней вековой эволюцией, от тех, которые возникают из-за взаимодействия внутри галактического окружения. Асимметрии Hiprofile были количественно определены для выборки из ~ 166 профилей H i с высоким отношением сигнал / шум (уточненная подвыборка H i) с использованием стандартного отношения потоков H i.Они описывают результирующее распределение асимметрии в соответствии с гауссовой моделью с шириной σ = 0,13 (соответствует коэффициенту потоков 1,26 на уровне 2σ).

Хотя предыдущие исследования показывают, что асимметрия профиля H i является обычным явлением, их происхождение до сих пор неясно. Поскольку известно, что активность слияний вызывает асимметрию в двумерном распределении H i галактик, мы предполагаем, что она также вызывает асимметрию в профилях H i. К другим потенциальным факторам асимметрии относятся преследования (Moore et al.1995), отгонка под давлением (Gunn, Gott & Richard 1972), вязкая отгонка (Nulsen 1982), оттоки (Fraternali 2017) и нарастание (например, Sancisi et al. 2008), и хотя в этой статье мы исследуем слияния, в частности В качестве драйвера асимметрии отметим, что сложно изолировать драйверы без проведения детального исследования среды. Здесь мы исследуем взаимосвязь между асимметрией в профилях H i и возможной активностью слияний путем количественной оценки асимметрий профиля выборки близких пар галактик (кандидатов на слияние) и сравнения их с асимметрией профиля H i эталонной выборки изолированных галактик.Сначала исследуя крайний случай галактик с близкими парами, когда мы ожидаем, что сигнал асимметрии профиля H i будет наиболее сильным, мы исследуем возможность использования асимметрии профиля H i как способа определения активности слияний на разных масштабах (свободные группы, плотные группы). группы, кластеры) в будущем вместо того, что в настоящее время является очень ограниченной выборкой карт H i. Предстоящие обзоры следопытов SKA создадут более полный набор карт H i с промежуточными красными смещениями, ∼0,2–0,3, но при более высоких красных смещениях разрешение, как правило, будет слишком низким, чтобы обеспечить точную оценку асимметрии (см. Рис.9 из Giese et al. 2016), и поэтому профиль 1D H i будет очень полезен в качестве последовательного средства измерения асимметрии в широком диапазоне красных смещений.

Этот документ организован следующим образом. В следующем разделе мы обсуждаем различные наборы данных, используемые в этом исследовании, а в разделе 3 мы описываем наши критерии выбора как для парных, так и для изолированных выборок галактик. В разделе 4 описывается наш метод количественной оценки асимметрии профиля H i, включая описание того, как мы оцениваем неопределенность.Мы обсуждаем результаты и будущую работу в разделе 5 и суммируем выводы в разделе 6. В этой статье мы принимаем H 0 = 70 км с −1 Mpc −1 ( h = 1) , Ом M = 0,3, а Ом Λ = 0,7.

2 ДАННЫЕ

Каталоги тесных пар и изолированных галактик, которые мы хотим построить, требуют выборки профилей галактик H i, а также оптической выборки галактик, из которой мы можем определить оптических соседей для каждой галактики H i.Нам нужна не только информация о местоположении, но и надежная информация о красном смещении, чтобы мы могли вычислить расстояние в 2D проекции между ближайшими соседями.

2.1 Галактика H i, образец

В этом исследовании используются общедоступные профили H i из первого выпуска данных исследования ALFALFA (Giovanelli et al. 2005), α40. Каталог α40 (Хейнс и др., 2011) охватывает | $ 40 {{\ rm per \ cent}} $ | (2800 квадратных градусов) от общей площади съемки. Положения центра тяжести источников, плотности потока линий H i, скорости рецессии и ширина линий представлены в каталоге для 15 855 источников, а также наиболее вероятных оптических аналогов (OC) в SDSS DR7 [Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 (Абазаджян и др.2009)] для более чем 98% источников H i. ОК были идентифицированы командой α40 с использованием расстояния от центроида H i, а также информации о цвете, морфологии и красном смещении, которая была общедоступной в то время.

Мы используем подвыборку профилей H i хорошего качества с высоким отношением сигнал / шум (надежные детекции, отмеченные командой α40 как профили с кодом 1) со спектроскопическими OC. Пул из ∼6800 галактик H i удовлетворяет этим критериям отбора. Наша выборка H i имеет разрешение по скорости 5 км с −1 до | $ z $ | ∼ 0.06.

2.2 Оптические соседи

Соседи для нашей выборки H i, которую мы используем для исследования окружающей среды каждой галактики H i, взяты из спектроскопической выборки галактик SDSS, которые находятся в пределах как следа ALFALFA, так и диапазона красного смещения. Выборка галактик SDSS состоит из галактик с петросианской звездной величиной r в полосе , r ≤ 17,77 и r в полосе по Петросяну с полусветовой поверхностной яркостью μ 50 ≤ 24,5 дуги дуги c −2 , выше которого выборка составляет> 99% (Strauss et al.2002). Strauss et al. (2002) показывают, что красные смещения для выборки галактик SDSS надежны со статистической ошибкой менее 30 км с −1 , а Toribio et al. (2011) показывают, что дисперсия разности лучевых скоростей галактик ALFALFA и приписанных им ОС в SDSS составляет ∼35 км с −1 .

3 ВЫБОР ОБРАЗЦА

Чтобы сравнить количественно выраженные асимметрии профиля H i галактик в тесных парах с изолированными, нам сначала нужно составить каталог пар галактик из H ip-профилей.Здесь мы обращаемся к предыдущей работе, чтобы дать нам определение галактик с близкими парами.

3.1 Образец пары слияния

При выборе полезного определения пары, с помощью которого можно идентифицировать пары галактик, необходимо найти компромисс между чистотой образца и полнотой. Хотя при выборе пар, которые, скорее всего, собираются объединиться в относительно короткий промежуток времени (~ несколько миллиардов лет) (чистота), предпочтительнее строгое определение пары, это может привести к статистически незначительному размеру выборки, если соответствующее обследование недостаточно велико. (полнота).{-1} $ | kpc будет сливаться в пределах 0,5 млрд лет, и соглашение ранних исследований близких пар заключалось в использовании этого прогнозируемого разделения в качестве верхнего предела для определения пар слияния. Совсем недавно, когда выборки спектрального красного смещения увеличивались в размерах, стало возможным включить критерий разделения по скоростям, Δ | $ v $ | ⁠, в определение пары галактик (Паттон и др., 2000). Путем определения разницы скоростей в системе координат покоя между галактиками-компаньонами можно определить пары с наибольшей вероятностью слияния как имеющие наименьшие относительные скорости.{-1} $ | kpc в случае Arp 295a / b (Patton et al. 2000). Однако эти системы не являются доминирующими. Совсем недавно Паттон и др. (2016) обнаружили, что оптическая асимметрия наиболее значительно усиливается присутствием соседних спутников на прогнозируемых расстояниях менее 10 кпк, при этом средняя асимметрия увеличивается в 2,0 ± 0,2 раза в этом режиме. После 10 кпк среднее усиление асимметрии снижается, оставаясь статистически значимым вплоть до прогнозируемых расстояний 50 кпк.

Важно отметить, что это были оптические признаки взаимодействия, подсказывающие определения близких пар в предыдущей работе.Исследование близких пар, в котором H i используется в качестве диагностики взаимодействия, требует внимательного рассмотрения. H i обычно простирается дальше по сравнению с оптическим компонентом галактики и имеет более рассеянный характер. Это говорит о том, что признаки взаимодействия в H i могут наблюдаться при более крупных прогнозируемых разделениях, что указывает на активность слияний в другой шкале времени, чем у оптических индикаторов. {- 1} $ | kpc и Δ | $ v $ | ≤ 500 км с −1 .Таким образом мы надеемся восстановить как можно больше взаимодействующих пар (и тем самым получить более полную выборку), а также те пары на ранних этапах процесса слияния, свидетельства которых могут быть видны только в H i.

Ниже приводится краткое изложение шагов, предпринятых для составления нашего каталога кандидатов в пары галактик:

  • Использование оптического спектроскопического аналога R.A. и склонение для каждой галактики H i в выборке α40 с SNR> 10 и наклоном ( i )> 30 °, мы ищем в спектроскопическом каталоге SDSS ближайшую соседнюю галактику (2D проекционное расстояние).[Критерий выбора SNR необходим для точного измерения асимметрии Hiprofile, и он согласуется с работой по асимметрии H i, которую сделали Tifft & Huchtmeier (1990) и Espada et al. (2011). Критерий наклона гарантирует, что мы не недооцениваем асимметрию Hiprofile, включив в нашу выборку галактики, обращенные лицом к лицу, чьи профили H i будут одинарными из-за их наклона относительно луча зрения.]

  • Δ | $ v $ | = || $ v $ | H i – | $ v $ | оптический | затем определяется для каждой пары с помощью | $ v $ | helio из каталога α40 и cz из SDSS.Мы отождествляем 375 галактик с близкими парами как имеющие хотя бы одного оптического соседа в пределах 100 кпк и 500 км с −1 .

  • Чтобы уменьшить возможные эффекты путаницы в наших измерениях асимметрии профиля H i, мы удалили все пары H i – H i с пространственным разделением менее 3,5 угловых минут (размер первичного луча ALFALFA). По этому критерию мы удалили 15 близких пар. Исключая H i – H ipairs, мы отмечаем предостережение, что мы рассматриваем не все близкие пары в нашем анализе, а подвыборку близких пар, в которых содержание H i находится в основном в одной галактике.

  • Заключительный визуальный осмотр галактик с близкой парой исключает из выборки 12 потенциально «измельченных» галактик. В результате процесса разделения DR7 яркие объекты иногда интерпретируются как два или более объекта (измельченные). Мы показываем пример на рис. 1. Таким образом, окончательная выборка пар включает 348 пар галактик.

Рис. 1.

Оптическое изображение 4 угл. Мин. × 4 угл. Мин. Галактики, которая была классифицирована как пара галактик с помощью нашего метода поиска пар, и, как позже выяснилось, является примером потенциально раздробленной галактики в процессе визуального осмотра.

Рис. 1.

Оптическое изображение 4 угл. Мин. × 4 угл. Мин. Галактики, которая была классифицирована как пара галактик с помощью нашего метода поиска пар, и позже выяснилось, что она является примером потенциально раздробленной галактики во время процесса визуального осмотра.

3.2 Выборка изолированных галактик

При определении выборки изолированной галактики мы отдаем приоритет чистоте над полнотой и консервативно выбираем только те галактики ALFALFA, ближайший спектроскопический оптический спутник которых находится на расстоянии ≥500 кпк, с Δ | $ v $ | ≥ 5000 км с −1 .При таком большом удалении можно разумно ожидать, что оптические спутники будут иметь незначительное влияние приливов на их далекие H в соседях, и поэтому маловероятно, что они будут создавать асимметрии в профилях H i. Вне этих критериев признаки оптического взаимодействия встречаются редко и становятся все менее значимыми (Patton et al. 2000). Отметим, что спектроскопическая неполнота оптической выборки SDSS может повлиять на чистоту нашей изолированной выборки галактик, а также на полноту нашей выборки пар.Если истинный ближайший сосед галактики не имеет измеренного красного смещения в SDSS, расстояние до ближайшего соседа будет завышено и потенциально может привести к тому, что настоящий близкий член пары будет классифицирован как изолированный по нашим критериям изоляции. С этой целью мы визуально проверили оптические изображения 500 кпк × 500 кпк нашего изолированного образца и удалили потенциальные загрязнители (возможные пары). На рис. 2 мы показываем два таких примера галактик, которые изначально были классифицированы как изолированные с использованием только спектроскопической информации, но которые были удалены после визуального осмотра и выявления потенциальных спутников.Наша последняя выборка изолированных галактик включает 304 галактики.

Рис. 2.

7 угл. Мин. × 7 угл. Мин. (∼500 кпк) оптические изображения галактик, которые были удалены из нашей изолированной выборки из-за присутствия потенциальных соседей. Зеленым крестиком отмечено расположение ОК.

Рис. 2.

Оптические изображения галактик размером 7 угловых минут × 7 угловых минут (∼500 кпк), которые были удалены из нашей изолированной выборки из-за наличия потенциальных соседей. Зеленым крестиком отмечено расположение ОК.

Отметим, что в то время как асимметрии спектрального профиля для изолированной выборки галактик уже были измерены Espada et al. (2011), мы предполагаем, что контрольная выборка нашего собственного каталога изолированных галактик ALFALFA, подчиняющаяся той же систематике, что и наша парная выборка, обеспечит наиболее надежное сравнение для нашего исследования; однако мы сравниваем с Espada et al. (2011) также в Разделе 5.

3.3 Свойства комбинированного образца

Сводку окончательных критериев отбора как для парной, так и для изолированной выборки галактик можно увидеть в Таблице 1.

Таблица 1.

Критерии отбора проб.

Каталог . Δ r (кпк) . Δ | $ v $ | (км с −1 ) . SNR . и . Размер выборки . | $ z $ | -подобный образец .
Пар <100 <500> 10> 30 348 304
Изолированный> 50014> 304 304
Каталог . Δ r (кпк) . Δ | $ v $ | (км с −1 ) . SNR . и . Размер выборки . | $ z $ | -подобный образец .
Пар <100 <500> 10> 30 348 304
Изолированный> 50014> 304 304
Таблица 1.

Критерии отбора проб.

Каталог . Δ r (кпк) . Δ | $ v $ | (км с −1 ) . SNR . и . Размер выборки . | $ z $ | -подобный образец .
Пар <100 <500> 10> 30 348 304
Изолированный> 50014> 304 304
Каталог . Δ r (кпк) . Δ | $ v $ | (км с −1 ) . SNR . и . Размер выборки . | $ z $ | -подобный образец .
Пар <100 <500> 10> 30 348 304
Изолированный> 50014> 304 304

Поскольку эволюция галактик сильно зависит от | $ z $ | ⁠, мы сравниваем парные и изолированные образцы в этом количестве и сравниваем свойства образцов на рис.3. Мы отмечаем на рис. 3, что пара и изолированные образцы хорошо совпадают по SNR и цвету u r , и, таким образом, игнорируем возможное влияние этих величин на сравнительное измерение асимметрии H iprofile между двумя образцы. Поскольку большая часть парной выборки имеет как большие звездные, так и H-изображения, а также более высокие наклоны по сравнению с изолированной выборкой, мы проверяем зависимость нашей меры асимметрии от этих величин в разделе 5.

Рисунок 3.

Сравнение свойств парных (темно-голубой) и изолированных (заштрихованных) образцов. Вверху слева: красное смещение. Вверху справа: SNR. В центре слева: log10 ( M * ). В центре справа: log10 ( M H i ). Внизу слева: u − r цвет. Внизу справа: наклон.

Рисунок 3.

Сравнение свойств парных (темно-голубой) и изолированных (заштрихованных) образцов. Вверху слева: красное смещение. Вверху справа: SNR. В центре слева: log10 ( M * ).В центре справа: log10 ( M H i ). Внизу слева: u − r цвет. Внизу справа: наклон.

4 АСИММЕТРИИ ИЗМЕРИТЕЛЬНОГО ПРОФИЛЯ

Простым и значимым способом количественной оценки асимметрии в профилях H i является вычисление отношения потоков H i между двумя выступами профиля, например, используя среднюю (/ среднюю) скорость в качестве делителя (например, Haynes et al. 1998; Espada и др. 2011). Варианты этого метода включают использование различных величин для определения краев профиля [ширина скорости на уровне 50 процентов (⁠ | $ w $ | 50 ), ширина скорости на уровне 20 процентов (⁠ | $ w $ | 20 )], а также различные профильные центры (⁠ | $ v $ | означает , | $ v $ | медиана , | $ v $ | , взвешенная ).

Здесь мы количественно оцениваем асимметрию нашего парного образца как отношение потока, A c , между двумя рогами скорости, используя | $ v $ | helio из каталога α40 для определения центра профиля. При определении кромок профиля мы используем | $ w $ | 50 ширина указана в каталоге α40, и мы интерполируем профиль, чтобы получить скорость на уровне 50 процентов. Типичные значения потока при | $ v $ | 20 аналогичны среднеквадратичным значениям шума профилей; по этой причине мы используем | $ w $ | 50 более | $ w $ | 20 для определения кромок профиля, так как она определяется более надежно.{v _ {\ rm {high}}} I _ {\ nu} \ mathrm {d} v} \ end {eqnarray *}

(1) и

\ begin {eqnarray *} A_ \ mathrm {c} & = A _ {\ frac {l} {h}} ~ \ rm {if} ~ \ mathit {A} _ {\ frac {l} {\ mathit {h}}} \ gt 1 \ end {eqnarray *}

(2)

\ begin {eqnarray *} \ quad & = A _ {\ frac {h} {l}} ~ \ rm {if} ~ \ mathit {A} _ {\ frac {l} {\ mathit {h}}} \ lt 1. \ end {eqnarray *}

(3) Здесь | $ v $ | helio соответствует гелиоцентрической скорости галактики, а | $ v $ | низкий и | $ v $ | high скорость галактики на уровне потока 50% слева и справа от | $ v $ | helio соответственно.На рис. 4 графически показано, как определяется A, , , C, .

Рисунок 4.

Графическое представление того, как соотношение A c рассчитывается для глобального профиля H i. Черные вертикальные пунктирные линии отмечают центр профиля ( V helio ), а также протяженность левого и правого рупоров скорости ( V low и V high , соответственно), как показано на каталог ALFALFA α 40 .

Рисунок 4.

Графическое представление того, как соотношение A c рассчитывается для глобального профиля H i. Черные вертикальные пунктирные линии отмечают центр профиля ( V helio ), а также протяженность левого и правого рупоров скорости ( V low и V high , соответственно), как показано на каталог ALFALFA α 40 .

4,1

A c оценка неопределенности

Мы применяем подход Монте-Карло для оценки неопределенности, связанной с измерением A c .Мы выполнили следующие шаги:

  • Рассчитать A c на исходном профиле H i.

  • Заменить каждое значение потока, f i , в профиле новым значением потока, f новым , выбранным случайным образом из распределения Гаусса со средним значением f i и шириной = | $ \ rm {rms} _ {\ rm {noise}} $ | (согласно каталогу α40 для каждой галактики).

  • Пересчитать A c на скорректированном профиле.

  • Повторите шаги (ii) и (iii) 1000 раз.

Мы используем стандартное отклонение измерений 1000 A c , рассчитанное для каждого профиля, чтобы служить в качестве оценочной погрешности A c , и, как видно на рисунке 5, расчетные погрешности равны по большей части менее 5 процентов. Поскольку и наша пара, и изолированные выборки взяты из одного и того же обзора, мы исключаем потенциальный вклад Δ | $ v $ | означает и ошибки наведения из нашего расчета неопределенности, поскольку они должны одинаково влиять на оба образца.

Рисунок 5.

Расчетная неопределенность в процентах для A c как функция от SNR. Заштрихованные кружки соответствуют выборке пар, а светлые кружки – изолированные галактики.

Рис. 5.

Расчетная неопределенность в процентах для A c как функция SNR. Заштрихованные кружки соответствуют выборке пар, а светлые кружки – изолированные галактики.

5 РЕЗУЛЬТАТЫ И ОБСУЖДЕНИЕ

На рис.6 мы представляем наши результаты измерений асимметрии для выборки близких пар по сравнению с нашей изолированной выборкой. Наиболее заметной особенностью между двумя распределениями является более длинный хвост в распределении парной асимметрии, простирающийся в сторону высоких асимметрий. Поскольку пара и изолированные галактики совпадают по красному смещению и хорошо совпадают по цвету u − r и SNR, мы предварительно приписываем эту повышенную частоту высоких асимметрий в парной выборке окружающей среде и заключаем, что активность слияний, скорее всего, ответственна за измерили разницу в асимметрии Hiprofile между нашей парой и изолированным образцом.Статистически значимая мера этой разницы обеспечивается с помощью k-выборочного теста Андерсона – Дарлинга (A – D) (Scholz & Stephens, 1987). K-выборочный тест A – D является модификацией более широко используемого критерия Колмогорова – Смирнова (K – S), однако он более чувствителен к различиям, присутствующим в хвостах распределений, по сравнению с тестом K – S, и, следовательно, более точно соответствует нашим данным. Загрузочная повторная выборка нашей изолированной выборки галактик 10 000 раз, мы измеряем среднюю статистику теста A – D между парой и изолированными выборками A 2 = 12.18, со средним значением p -значение = 0,0002; поэтому мы отвергаем нулевую гипотезу о том, что они взяты из одного и того же распределения на уровне 1%.

Рис. 6.

Распределения асимметрии как для парных (темно-голубой), так и для изолированных (заштрихованных) образцов галактик.

Рис. 6.

Распределения асимметрии как для парной (темно-голубой), так и для изолированной (заштрихованной) выборки галактик.

В разделе 3.3 мы отмечаем, что образцы парных и изолированных галактик имеют разные M * и | $ M _ {\ rm H \, {\ small I}} $ | распределения, величины, которые, как известно, играют роль в эволюции галактик.Мы не обнаружили корреляции между A c и M * и | $ M _ {\ rm H \, {\ small I}} $ | и, таким образом, заключаем, что эти величины не ответственны за различие в распределениях A c , которые мы измеряем между парой и изолированными выборками. Точно так же мы не находим корреляции между A c и наклоном, где наклон> 30 °.

Чтобы иметь возможность однозначно приписать асимметрии в профилях H i нашей выборки пар активности слияния, нам необходимо сначала убедиться, что мы в достаточной мере решаем путаницу как следующую наиболее вероятную причину асимметрии.Наша способность обнаруживать и устранять случаи слияния значков H из нашей парной выборки (как описано в 3.1) ограничена разрешением ALFAFA (~ 3,5 угловых минут). Мы не можем учесть загрязнение от источников H i с плотностью потока ниже порога шума ALFALFA. Однако мы можем использовать моделирование для количественной оценки относительного количества выбросов загрязняющих веществ, содержащихся в спектре H i галактики. Мы используем синтетический куб данных H i, созданный в соответствии с методами, представленными в Elson, Blyth & Baker (2016).Куб охватывает область неба в 30 квадратных градусов и диапазон красного смещения | $ z $ | <0,06. Каждая из 3715 галактик в кубе имеет связанный набор физических параметров, основанный на полуаналитических моделях Obreschkow & Meyer (2014). Более того, каждая галактика реалистично моделирует пространственное и спектральное распределение излучения Hiline. Весь куб был сглажен до пространственного разрешения 3,5 угл. Мин. × 3,5 угл. Мин., Чтобы соответствовать пространственному разрешению данных ALFALFA. Угловой размер пространственного пикселя в кубе составляет 30 угловых секунд × 30 угловых секунд, тогда как средняя ширина скорости канала равна 5.42 км с −1 .

Чтобы оценить степень, в которой спектр H галактики в кубе может быть загрязнен излучением соседних галактик, были извлечены спектры H всех 3433 галактик с M *> 10 10 M . с использованием пространственной апертуры 3,5 угл. мин. × 3,5 угл. мин. и спектральной апертуры 230 каналов. Истинная масса H i каждой галактики сравнивалась с общим количеством H imass, охватывающим 300 км с −1 по обе стороны от ее системной скорости.Эта процедура продемонстрирована на рис. 7, на котором спектр H i целевой галактики показан тонкой красной кривой, а спектр H i всей извлеченной массы – жирной серой кривой. В этом примере значительная часть массы от соседней галактики попадает в диапазон скоростей 600 км с −1 с центром в системной скорости целевой галактики. Отношение общего количества массы в этом диапазоне (т. Е. Интеграл серой кривой) к массе целевой галактики (т. Е.{\ rm {targ}} $ | – масса H i целевой галактики для всех 3433 спектров H i, извлеченных из синтетического куба. Ясно, что галактики с низкими H-im массами могут содержать выбросы загрязняющих веществ, которые в сотни или тысячи раз превышают их истинную массу H i. Однако в диапазоне высоких масс H i, исследованном данными ALFALFA, уровни загрязнения очень низкие. Этот результат дополнительно проиллюстрирован на рис. 9, на котором показано относительное количество потока загрязняющих веществ как функция расстояния до ближайшего соседа для всех спектров H i, извлеченных из синтетического куба.Эти результаты дают нам большую уверенность в том, что уровни загрязнения в спектрах ALFALFA, использованных в этом исследовании, пренебрежимо малы. В разделе 3.2 мы обсуждаем, как спектральная неполнота оптической выборки может снизить чистоту нашей изолированной выборки галактик, а также полноту нашей парной выборки. Мы также отмечаем, что использование двумерной информации о расстоянии для поиска пар слияний имеет ограничения в точном определении реальных пар слияний. В идеале нам потребуется трехмерная информация о положении и скорости, чтобы окончательно идентифицировать пары, которые собираются объединиться.Без трехмерной информации мы ожидаем, что наш образец пары будет загрязнен ложными двумерными парами, что снизит чистоту нашего образца пары. Таким образом, оба этих эффекта увеличивают сходство между изолированными и парными образцами. Поэтому мы ожидаем, что измеренная разница в асимметрии между нашей парой и изолированными образцами должна быть нижним пределом этой величины.

Рис. 7.

Спектр целевой галактики (красная кривая) с полной извлеченной массой H i, включая массу ближайшего соседа (жирная серая кривая).{\ mathrm {targ}}}) $ | ⁠) смоделированных профилей галактик в зависимости от углового расстояния до ближайшего соседа ( D NN ).

Изучив литературу для сравнения, Espada et al. (2011) описывают распределение асимметрии Hiprofile для своей выборки изолированных галактик, подвыборки Hirefined, как половину гауссианы с шириной σ = 0.13. [Этот образец был выбран как имеющий наименьшую погрешность (≤5%) в их мере асимметрии.] Измеренный уровень 2σ составляет A c = 1.26, выше которой находится 9% выборки. Espada et al. (2011) проводят прямое сравнение с Haynes et al. (1998) изолировал образец, показывающий, что их распределение асимметрии также следует гауссову с шириной 0,13, снова с 9% образца, имеющего значение A c > 1,26. Выполняя такое же прямое сравнение между нашими образцами и уточненной подвыборкой H i, мы обнаруживаем, что как наши изолированные, так и парные образцы демонстрируют более высокую асимметрию профиля H i (см.таблицу 2 и рис.10). Примерно 18 процентов наших изолированных профилей имеют измеренные значения A c > 1,26, в то время как 27 процентов пар находятся в этом режиме асимметрии. Отметим, однако, что хотя гауссовское приближение хорошо согласуется с данными Espada et al. (2011) данные для режима более низкой асимметрии, они не очень точно восстанавливают хвост высокой асимметрии [см. Рис. 9 в Espada et al. (2011) статья]. Используя тест A – D для сравнения нашего изолированного образца с образцом Espada et al. (2011), мы обнаружили, что выборки существенно различаются ( A 2 = 5, p -value = 0.0005). Отметим, однако, что наш изолированный образец больше похож на образец Hirefined, чем на наш парный образец. Мы также измеряем особенно большую разницу в A 2 = 22,18 ( p -значение = 0,000 02) между нашей парной выборкой и уточненной выборкой H i. Несоответствие между нашей изолированной выборкой и теми изолированными выборками в литературе вполне можно отнести к систематике (разные телескопы, разрешение, сглаживание, размер выборки). В этом отношении уточненная подвыборка H i, вероятно, более надежно изолирована, поскольку команда AMIGA выполняет ряд последующих наблюдений в разных диапазонах волн, чтобы более тщательно определить окружающую среду вокруг каждой галактики.The Matthews et al. (1998) выборка галактик поля, по сравнению с вышеупомянутыми изолированными выборками, имеет 17 процентов его профилей H i, измеряющих асимметрию H i, превышающую A c = 1,26. В то время как Matthews et al. (1998) выборка действительно очень мала, эта доля больше похожа на фракцию, которую мы измеряем для нашей собственной изолированной выборки, и предполагает, что, возможно, нашу изолированную выборку можно было бы лучше описать как выборку галактик поля, а не строго изолированную выборку (например, как образец AMIGA).Это, однако, не умаляет того факта, что независимо от того, сравниваем ли мы асимметрию нашей парной выборки с нашей собственной изолированной выборкой или с изолированными / полевыми выборками из литературы, мы наблюдаем усиленные асимметрии профиля H i для галактик, которые находятся в близких парах. Мы также утверждаем, что из-за потенциальной чувствительности измерения асимметрии к систематике такое сравнение лучше всего проводить, когда сравнительные образцы берутся из одного и того же набора данных. Мы отмечаем возможность того, что использование гелиоцентрической скорости ALFALFA для отметки центральной точки наших H ip-профилей может привести к недооценке асимметрии профиля в случае очень асимметричных профилей.ALFALFA определяет | $ v $ | Helio в качестве средней точки между каналами, в которой плотность потока падает до 50 процентов каждого из двух пиков на каждой стороне спектрального элемента. Если эти два значения скорости не расположены симметрично относительно истинной системной скорости, полученная величина | $ v $ | Helio сдвинут ближе к | $ v $ | 50 значение, которое является наиболее асимметричным по сравнению с истинной системной скоростью – это уменьшает количественную асимметрию профиля. Поскольку этот эффект снижает измеряемую асимметрию, наши количественные оценки асимметрии в худшем случае будут недооценены.Однако это должно одинаково повлиять на профили как в изолированной, так и в парной выборке. Поскольку наши наиболее асимметричные профили находятся в парной выборке, мы предполагаем, что количественная оценка этого эффекта только усилит разницу, которую мы измеряем между парной и изолированной асимметрией профиля, и усилит наш результат. В дальнейшем мы планируем изучить, какие другие механизмы могут вызывать асимметрию Hiprofile. Для выборки из 13 спиральных галактик магелланового типа H i, 4 из которых имеют компаньонов, Wilcots & Prescott (2004) обнаружили очень небольшую разницу в измеренных асимметриях профиля H i между очевидно взаимодействующими галактиками и невзаимодействующими галактиками.Однако мы отмечаем, что выборка Wilcots & Prescott (2004) очень мала (всего 13 галактик) и что упомянутые ими оптические спутники не были подтверждены спектроскопически. Уилкотс и Прескотт (2004) также не обнаружили корреляции между оптической асимметрией и асимметрией H i для своей выборки. Используя оптические асимметрии из работы Matthews et al. (1998) каталог двумерных фотометрических разложений основной спектральной выборки галактик SDSS-DR7, мы также не обнаружили корреляции между оптической асимметрией и H i как для нашей парной, так и для изолированной выборки.Эти результаты предполагают, что, возможно, асимметрии, измеренные в H i, отслеживают активность слияния в другой временной шкале, чем оптические асимметрии. Espada et al. (2011) обнаружили для выборки из 166 Гигалактик, что асимметрии Hiprofile, по-видимому, сохраняются даже при отсутствии спутников. Более крупная выборка – это наша собственная изолированная выборка галактик (358 галактик), для которой мы также измеряем значительные асимметрии профилей. Эти результаты предполагают, что может быть задействован альтернативный драйвер асимметрии. Мы проверяем потенциальную зависимость измеренных нами асимметрий профиля от основного / второстепенного статуса отношений звездных масс наших пар и находим разброс асимметрий как для наших основных, так и для второстепенных пар, причем только пять пар имеют отношения звездных масс> 2.Источники и притоки, а также асимметричная аккреция газа из космической паутины (van Eymeren et al. 2011) также предлагаются в качестве потенциальных кандидатов для возникновения асимметрии Hiprofile, для которой требуется более глубокое оптическое изображение образца, чтобы исследовать дальше. В следующей статье мы исследуем возможность того, что шкала времени играет роль в очевидном отсутствии корреляции между оптической асимметрией и асимметрией H i, а также в альтернативных драйверах асимметрии H iprofile.

Рисунок 10.

Вверху: нормализованные A c распределения уточненного образца H i (серый) и нашей парной выборки (темно-голубой). Внизу: нормализованные распределения A c для уточненного образца H i (серый) и нашего изолированного образца (темно-голубой).

Рис. 10.

Вверху: Нормализованные A c распределения уточненной выборки H i (серый) и нашей парной выборки (темно-голубой). Внизу: нормализованные распределения A c для уточненного образца H i (серый) и нашего изолированного образца (темно-голубой).

Таблица 2.

Сравнение скорости асимметрии в нашей паре и изолированных галактик с изолированными выборками в литературе.

Образец галактики . Размер выборки . A c > 1,26 . Стандартная ошибка .
H i уточненная подвыборка (Espada et al.2011) 166 9 процентов 2.2 процента
Haynes et al. (1998) 104 9 процентов 2,8 процента
Matthews et al. (1998) 30 17 процентов 6,8 процента
Изолированный образец H i (эта работа) 304 18 процентов 2,2 процента
H i-оптическая пара образец (данная работа) 304 27 процентов 2.6 процентов
Образец галактики . Размер выборки . A c > 1,26 . Стандартная ошибка .
H i уточненная подвыборка (Espada et al. 2011) 166 9 процентов 2,2 процента
Haynes et al. (1998) 104 9 процентов 2.8 процентов
Matthews et al. (1998) 30 17 процентов 6,8 процента
Изолированный образец H i (эта работа) 304 18 процентов 2,2 процента
H i-оптическая пара выборка (эта работа) 304 27 процентов 2,6 процента
Таблица 2.

Сравнение скорости гиасимметрии в нашей паре и изолированных галактик с изолированными выборками в литературе.

Образец галактики . Размер выборки . A c > 1,26 . Стандартная ошибка .
H i уточненная подвыборка (Espada et al. 2011) 166 9 процентов 2,2 процента
Haynes et al. (1998) 104 9 процентов 2,8 процента
Matthews et al.(1998) 30 17 процентов 6,8 процента
Изолированный образец H i (эта работа) 304 18 процентов 2,2 процента
H i-оптическая пара образец (данная работа) 304 27 процентов 2,6 процента
Галактика образец . Размер выборки . A c > 1.26 . Стандартная ошибка .
H i уточненная подвыборка (Espada et al. 2011) 166 9 процентов 2,2 процента
Haynes et al. (1998) 104 9 процентов 2,8 процента
Matthews et al. (1998) 30 17 процентов 6,8 процента
H i изолированный образец (эта работа) 304 18 процентов 2.2 процента
Образец H i-оптической пары (эта работа) 304 27 процентов 2,6 процента

Мы также планируем изучить возможность того, что наш изолированный образец загрязнен реальными пары неправильно идентифицированы как изолированные галактики из-за наличия слабых спутников, не обнаруженных SDSS. С помощью более глубокого оптического изображения мы также можем исследовать преобладание слабых спутников в нашем изолированном образце и, таким образом, получить более чистый изолированный образец, с которым можно будет провести сравнение парной / изолированной асимметрии.Мы предполагаем, что более чистый образец изолированной галактики только усилит разницу, которую мы видим в асимметрии профилей в парных и изолированных средах галактик. Будущие обзоры, такие как WALLABY (Корибальский, 2012), LADUMA (Холверда и др., 2011), и обзоры мелких и средних глубин APERTIF (Верхейен и др., 2009), позволят нам изучать газ в галактиках в больших выборках с высокими пространственными характеристиками. разрешение и более высокое красное смещение, чем когда-либо прежде. Однако при самых высоких красных смещениях галактики будут неразрешенными пространственно, и только по профилю H i мы сможем изучать эти галактики ранней Вселенной.Проделанная здесь работа направлена ​​на максимальное увеличение объема информации, которую мы можем извлечь из H iprofiles, чтобы, когда данные поисковика SKA станут доступными, мы сможем начать характеризовать содержание нейтрального газа в галактиках в больших диапазонах красного смещения и, таким образом, начать собирать воедино более полная и основанная на наблюдениях картина эволюции галактик.

6 РЕЗЮМЕ

Таким образом, первый количественный анализ асимметрии профиля H i в контрастных средах для больших выборок парных и изолированных галактик показывает, что распределения асимметрии близких парных и изолированных галактик статистически значительно различаются, причем выборка парных галактик демонстрирует расширенную асимметрию. хвост в сторону большей асимметрии по сравнению с изолированным распределением асимметрии.Мы видим более сильный сигнал в различии асимметрии, когда сравниваем наш парный образец с изолированными образцами в литературе. Работа, проделанная в этой статье, предполагает, что активность слияний ответственна за наблюдаемую более высокую частоту высокопрофильных асимметрий в нашей выборке галактик с близкими парами. Таким образом, мы предположили, что асимметрии профиля H i, измеренные в режиме высокой асимметрии ( A c > 1,26), могут быть использованы для вывода о потенциальной активности слияний. В то время как методы построения изображений могут обеспечить более надежную оценку активности слияний, асимметрия Hiprofile представляет собой многообещающую альтернативу, которая уже может быть применена к большим выборкам галактик.Кроме того, в отсутствие данных изображений с большими красными смещениями использование асимметрии профиля H i в качестве индикатора активности слияний может позволить нам оценить активность слияний в ранней Вселенной (которая вскоре будет исследована в H i телескопами SKA pathfinder) и протестировать модели эволюции галактик.

БЛАГОДАРНОСТИ

Мы благодарим анонимных рецензентов за их очень полезные и ценные комментарии, в результате которых статья была значительно улучшена. Мы также благодарим Lourdes Verdes-Montenegro и Michael G.Джонсу за их очень щедрые советы экспертов, которые не только улучшили качество статьи, но и укрепили наши результаты. Мы благодарим Марту Хейнс за ее первоначальный вклад в определение опубликованного здесь проекта, а также Эндрю Бейкера за его идеи и рекомендации на протяжении всего проекта. JB, SLB и DGG выражают признательность за финансовую поддержку Национальному исследовательскому фонду (NRF) Южной Африки; JB также выражает признательность за поддержку со стороны Программы профессионального развития (PDP) DST-NRF, Национальной программы астрофизики и космических наук (NASSP) и Университета Кейптауна.В этой работе используются данные из набора съемочных данных ALFALFA, полученных с помощью массива Arecibo L-band Feed Array (ALFA) на 305-метровом телескопе Arecibo. Обсерватория Аресибо является частью Национального центра астрономии и ионосферы, который находится в ведении Корнельского университета в соответствии с соглашением о сотрудничестве с Национальным научным фондом США. Финансирование SDSS и SDSS-II было предоставлено Фондом Альфреда П. Слоана, участвующими учреждениями, Национальным научным фондом, Министерством энергетики США, Национальным управлением по аэронавтике и исследованию космического пространства, японской Monbukagakusho, Обществом Макса Планка, и Совет по финансированию высшего образования Англии.Веб-сайт SDSS: http://www.sdss.org/. Кроме того, мы используем данные Sloan Digital Sky Survey (SDSS DR7). SDSS управляется Консорциумом астрофизических исследований участвующих институтов. Участвующие учреждения: Американский музей естественной истории, Потсдамский астрофизический институт, Базельский университет, Кембриджский университет, Западный резервный университет Кейса, Чикагский университет, Университет Дрекселя, Фермилаб, Институт перспективных исследований, Японская группа участия, Джон Хопкинс. Университет, Объединенный институт ядерной астрофизики, Институт астрофизики элементарных частиц и космологии Кавли, Корейская группа ученых, Китайская академия наук (LAMOST), Национальная лаборатория Лос-Аламоса, Институт астрономии Макса-Планка (MPIA), Институт астрофизики Макса Планка (MPA), Государственный университет Нью-Мексико, Государственный университет Огайо, Питтсбургский университет, Портсмутский университет, Принстонский университет, Военно-морская обсерватория США и Вашингтонский университет.

ССЫЛКИ

Абазаджян

К. Н.

и др. ,

2009

,

ApJS

,

182

,

543

Болдуин

JE

,

Lynden-Bell

D.

,

Sancisi

,

,

Sancisi

,

,

,

193

,

313

Barnes

JE

,

1988

,

ApJ

,

331

,

699

Barrera-Ballesteros

K.

et al. ,

2015

,

A&A

,

582

,

A21

Bournaud

F.

,

Гребни

F.

,

Jog

CJ

,

CJ

I.,

2005

,

A&A

,

438

,

507

Conselice

CJ

,

2003

,

ApJS

,

147

,

1

9000pris

Pro 9000pris

,

Conselice

CJ

,

Liske

J.

,

Драйвер

SP

,

Patton

DR

,

Graham

AW

,

PD5

2007 Allen

,

ApJ

,

666

,

212

Ellison

SL

,

Patton

DR

,

Simard

L.

,

McConnachie

A.W.

,

Baldry

IK

,

Mendel

JT

,

2010

,

MNRAS

,

407

,

1514

Elson

EC4

EC4

Бейкер

AJ

,

2016

,

MNRAS

,

460

,

4366

Espada

D.

,

Verdes-Montenegro

W.K.

,

Sulentic

J.

,

Verley

S.

,

Leon

S.

,

Sabater

J.

,

2011

,

A&A

000,

5324 9 A117

Фернандес Лоренцо

M.

,

Sulentic

J.

,

Verdes-Montenegro

L.

,

Argudo-Fernández

000 N

2013 434

,

325

Fraternali

F.

,

2017

, в

Fox

A.

,

Davé

R.

, eds,

Astrophysics and Space Science Library, Vol. 430, Газовая аккреция на галактики

.

Springer-Verlag

,

Берлин

, стр.

323

Giese

N.

,

van der Hulst

T.

,

Serra

P.

,

Oosterloo

T.

,

2016

M ,

1656

Джованелли

р.

et al. ,

2005

,

AJ

,

130

,

2598

Gunn

JE

,

Gott

J.

,

Ричард

I.

,

1972

176

,

1

Haynes

MP

et al. ,

2011

,

AJ

,

142

,

170

Haynes

M. P.

,

van Zee

L.

,

Hogg

DE

,

Робертс

MS

,

Maddalena

RJ

,

1998

,

AJ

,

115

,

62

9000ir

9000ir

N.

,

de Blok

WJG

,

Bouchard

A.

,

Blyth

S.-L.

,

van der Heyden

K. J.

,

2011

,

MNRAS

,

416

,

2437

Hopkins

P.F.

et al. ,

2010

,

ApJ

,

715

,

202

Jog

C. J.

,

Combes

F.

,

2009

,

Phys. Респ.

,

471

,

75

Корибальский

Б.С.

,

2012

,

PASA

,

29

,

359

D.

, Kornreich

, Kornreich,

, Kornreich

,

Lovelace

RVE

,

van Zee

L.

,

2000

,

AJ

,

120

,

139

Kornreich

DA

Haynes

MP

,

2002

,

ApJ

,

580

,

705

Lotz

JM

,

Primack

J.

,

Madau

,

2004

,

AJ

,

128

,

163

Мэтьюз

LD

,

ван Дрил

W.

,

Gallagher

JS

,

116

,

1169

Moore

B.

,

Katz

N.

,

Lake

G.

,

Dressler

A.

,

Oemler

,

1995

,

Nature

,

379

,

613

Mundy

CJ

,

Conselice

CJ

,

Duncan

Al

KJ

B.

,

Hartley

WG

,

2017

,

MNRAS

,

470

,

3507

Nulsen

PEJ

,

PEJ

,

1982

1007

Обрешков

Д.

,

Meyer

M.

,

2014

,

Patton

DR

,

Pritchet

CJ

,

Yee

HKC

,

EG

Carlberg

EG

,

1996

,

ApJ

,

90

,

334

Patton

DR

,

Carlberg

RG

,

Marzke

R.О.

,

Pritchet

CJ

,

da Costa

LN

,

Pellegrini

PS

,

2000

,

ApJ

,

536

000,

153 9000

000 Patton 9000

000

153

Grant

JK

,

Simard

L.

,

Pritchet

CJ

,

Carlberg

RG

,

Borne

KD

,

0005,

0005,

0005 2043

Паттон

Д.

,

Qamar

FD

,

Ellison

SL

,

Bluck

AFL

,

Simard

L.

,

Mendel

JT

000

Moreno 9000

P.

,

2016

,

MNRAS

,

461

,

2589

Reichard

TA

,

Heckman

TM

,

Rudnick 9000

,

Brinchmann

Дж,

Кауфман

Г.,

2008

,

ApJ

,

677

,

186

Рихтер O.-G.

,

Sancisi

Р.,

1994

,

&

,

290

,

L9

Robotham А. С. Г.

и др. ,

два тысячи четырнадцать,

MNRAS

,

444

,

3986

Sancisi Р.

,

Fraternali

F.

,

Oosterloo

T.

,

van der Hulst

T.

,

2008

,

A&AR

,

15

,

.

,

Lilly

SJ

,

Crampton

D.

,

Hammer

F.

,

Le Fevre

O.

,

Tresse

L.

,

J

,

,

,

451

,

L1

Шольц

F.W.

,

Stephens

M. A.

,

1987

,

J. Am. Стат. Доц.

,

82

,

918

Strauss

M. A.

et al. ,

2002

,

AJ

,

124

,

1810

Swaters

RA

,

Schoenmakers

RHM

,

TS

Albada

,

TS 1999

,

MNRAS

,

304

,

330

Tifft

W.G.

,

Huchtmeier

WK

,

1990

,

A&AS

,

84

,

47

Toomre

A.

,

1977

,

1977 9000A ,

437

Toribio

MC

,

Solanes

JM

,

Giovanelli

R.

,

Haynes

MP

,

Masters

K.L.

,

2011

,

ApJ

,

732

,

92

van Eymeren

J.

,

Jütte

E.

,

Jog

, .

,

Dettmar

R.-J.

,

2011

,

A&A

,

530

,

A30

Verdes-Montenegro

L.

,

Sulentic

J.

,

. Lisenfeld

U.

,

Леон

S.

,

Espada

D.

,

Garcia

E.

,

Sabater

J.

,

Verley

S.

,

2005 A&5

,

2005

,

,

436

,

443

Верхейен

M.

,

Оостерлоо

T.

,

Heald

G.

,

van Cappellen

W.

,

000 W.

,

000

г.

,

Serra

P.

, eds,

Панорамная радиоастрономия: широкопольные исследования эволюции галактик в диапазоне 1-2 ГГц

, p.

10

Белый

SDM

,

Rees

MJ

,

1978

,

MNRAS

,

183

,

341

9000 Pres5 9000 MNRAS 9000 4 Wilcots 9000 Pres5 9000

2004

,

AJ

,

127

,

1900

© 2018 Автор (ы) Опубликовано Oxford University Press от имени Королевского астрономического общества

Мониторинг

– как я могу профилировать SQL Azure? Мониторинг

– как я могу профилировать SQL Azure? – Обмен стеками администраторов баз данных
Сеть обмена стеков

Сеть Stack Exchange состоит из 178 сообществ вопросов и ответов, включая Stack Overflow, крупнейшее и пользующееся наибольшим доверием онлайн-сообщество, где разработчики могут учиться, делиться своими знаниями и строить свою карьеру.

Посетить Stack Exchange
  1. 0
  2. +0
  3. Авторизоваться Зарегистрироваться

Database Administrators Stack Exchange – это сайт вопросов и ответов для специалистов по базам данных, которые хотят улучшить свои навыки работы с базами данных и учиться у других в сообществе.Регистрация займет всего минуту.

Зарегистрируйтесь, чтобы присоединиться к этому сообществу

Кто угодно может задать вопрос

Кто угодно может ответить

Лучшие ответы голосуются и поднимаются наверх

Спросил

Просмотрено 9к раз

Я пишу веб-сайт, интенсивно использующий SQL Azure.Однако это мучительно медленно.

Есть ли простой способ профилировать действующий экземпляр SQL Azure?

Ник Чаммас

14.1k1717 золотых знаков7373 серебряных знака119119 бронзовых знаков

Создан 20 янв.

пользователь380719

24322 серебряных знака55 бронзовых знаков

2

Я использовал MVC Mini Profiler как часть приложения для профилирования SQL Azure, но в зависимости от вашего приложения он может работать, а может и не работать.Какие задачи вы выполняете, для которых требуется профилирование?

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *