Astronomija

Kako se lahko tok ioniziranih emisijskih vodov zmanjša v odvisnosti od naraščajoče kovinskosti ali številčnosti?

Kako se lahko tok ioniziranih emisijskih vodov zmanjša v odvisnosti od naraščajoče kovinskosti ali številčnosti?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Kemični razvoj galaksij je pomemben način za spoznavanje njihovega nastanka in zvezdnih / plinastih sestavin. Številne galaksije kažejo ozke emisijske črte pri optičnih valovnih dolžinah (3500–9000 Angstremov) iz ioniziranih elementov (npr. [O II] pri 3727 Angstremih) in rekombinacijske Balmerjeve črte (npr. H $ alpha $ pri 6563 Angstremih). Izvor toka ioniziranih emisijskih vodov je lahko odvisen od količine elementa v galaksiji in tudi od narave ionizirajočega vira (tj. Od pogosto omenjene "oblike ionizirajočega spektra").

Imam nekaj vprašanj, na katera v učbenikih, publikacijah in preglednih člankih ne najdem jasnih odgovorov. Moja glavna referenca za naslednja dejstva / vprašanja je Kewley & Dopita 2002, ApJS, 142.

  1. Kakšna je razlika med kovinskostjo in številčnostjo in kakšen vpliv bi imela ta dva parametra na tok ioniziranih emisijskih vodov iz galaksije (ob predpostavki, da je ionizirajoči spekter konstanten)?

  2. Obstajajo trditve, da bi nekatere ionizirane črte (npr. Polarna črta [O III] pri 4363 Angstromih) postale veliko šibkejše s povečevanjem kovinskosti. Zakaj? Menim, da večja kovinskost pomeni več kisika in ob predpostavki, da imamo ionizacijski spekter nespremenjen, je verjetneje, da obstaja več [O III]. Ali to ne bi smelo povečati pretoka [O III] 4363AA?

  3. Podobno je znano, da se nekatera razmerja vzbujalnih črt (npr. ([O II] 3727 + [O III] 5007) / H $ beta $, splošno znana kot $ R_ {23} $) zmanjšujejo z naraščajočo številčnostjo (merjeno s pomočjo dnevnika (O / H) +12). Še enkrat, zakaj? Menim, da če je kovinska vsebnost ali količina kisika večja, obstaja večja verjetnost za več emisij [O II] in [O III]. Ob predpostavki, da je kovinskost večja, bi se morala količina vodika zmanjšati, kar bi zmanjšalo pretok $ H beta $ v zgornjem razmerju $ R_ {23} $, s čimer bi se povečalo razmerje pri visoki številčnosti.


Kovinskost in številčnost

Kovinskost

Brez navedbe dane kovine se izraz "kovinskost" - okrajšano $ Z $ - običajno nanaša na skupno kovinskost vseh elementov, tj. maso delež vseh kovin na skupno maso nekega sklopa elementov, npr. zvezda, oblak plina, galaksija itd. (kot običajno se izraz "kovina" nanaša na vse elemente, ki niso vodik ali helij). Na primer, masa vseh kovin na Soncu, deljena z maso Sonca, je 0,02: $$ Z_ odot equiv frac {M_ mathrm {C} + M_ mathrm {N} + M_ mathrm {O } + ldots} {M_ odot} = 0,02. $$

Včasih govorimo o kovnosti danega elementa, npr. kisik. Masni delež kisika na Soncu je 0,005 (tj. Kisik obsega 1/4 vseh kovin po masi), zato rečemo $ Z_ mathrm {O} = 0,005 $.

Na žalost ni redko, da se implicitno govori o kovinskosti predmeta, deljeno s sončno kovinskostjo, tako da naj bi imela galaksija, ki ima desetino sončne kovine, $ Z = 0,1 $, namesto $ Z = 0,002 $.

Obilje

Izraz "obilje" se uporablja samo za en element. V bistvu izraža isto kot kovinskost in se pogosto uporablja medsebojno, vendar je izraženo kot število $ N $ jeder elementov in kot razmerje ne glede na vse jedra ampak do vodik jedra. Iz čudnih zgodovinskih razlogov vzamemo tudi logaritem in dodamo faktor 12. Če znova vzamemo za primer kisik, masni delež 0,005 ustreza deležu jeder približno 5 USD times10 ^ {- 4} $, zato pravimo, da številčnost kisika je (npr. Grevesse (2009)) $$ A ( mathrm {O}) equiv log levo ( frac {N_ mathrm {O}} {N_ mathrm {H}} desno) + 12 = 8,7. $$

Kovinskost določene vrste v primerjavi s skupno kovinskostjo

Na splošno je razmerje danega elementa do vseh kovin približno konstanten. To pomeni, da različne elemente proizvajajo zvezde približno v enaki količini. Toda različni procesi lahko povzročijo, da elementi obstajajo v različnih oblikah. Na primer, kovine se prašijo, nekateri elementi pa običajno ne tvorijo prahu, npr. Zn. Iz tega razloga je Zn boljši posrednik celotne kovinske kot npr. Mg, saj je polovica Mg lahko zaprta v prahu.

Kovine povečujejo hlajenje

Elementi se pojavljajo tudi v različnih vzbujevalnih stanjih, ki so odvisna od različnih procesov. Vrstici, ki jo omenjate, [O II] in [O III], izhaja iz trka ioniziranega kisika, ki se nato rekombinira (v svojem prvem odgovoru sem napačno zapisal, da je navdušen) in so tako odvisne od temperature plina. Ko se kovinska moč plina v galaksiji poveča, se razmerje med intenzivnostjo teh linij in intenzivnostjo vodikovih linij (npr. H $ beta $) najprej poveča, kot se pričakuje. Vendar povečana kovinskost omogoča tudi, da se plin učinkoviteje ohladi. Razlog je v tem, da imajo kovine številne ravni, skozi katere se lahko elektroni "kaskadirajo" navzdol. Če se elektron rekombinira na nivo, kot je bil prej, bo izpuščen foton iste energije, ki lahko sam sevalno ionizira drug atom. Toda zaradi številnih nivojev v kovinah je de-vzbujanje na vmesno stopnjo verjetnejše, tako da se elektroni kaskadirajo in oddajajo več nizkoenergijskih (infrardečih) fotonov, ki niso sposobni ionizirajočih atomov in tako uidejo. Rezultat tega je, da energija zapusti sistem, torej sistem ohladi.

To pa pomeni, da se nad določenim kovinskim pragom - ki je značilen za določeno vrsto - številčnost trkovno vzbujenih linij začne zmanjševati. Naslednja slika je vzeta iz Stasińske (2002) in prikazuje promet za dve kisikovi liniji:

To pomeni, da merjenje kovinskosti posamezne vrste na splošno daje dve rešitvi za celotno kovinskost. Na srečo je promet pri različnih elementih različen, zato lahko merjenje kovinskosti več vrst omeji celotno kovinskost.


Meje v astronomijiin vesoljske znanosti

Povezave urednikov in recenzentov so zadnje objavljene na njihovih raziskovalnih profilih Loop in morda ne odražajo njihovega stanja v času pregleda.


  • Prenesite članek
    • Prenesite PDF
    • ReadCube
    • EPUB
    • XML (NLM)
    • Dopolnilna
      Material
    • EndNote
    • Upravitelj referenc
    • Preprosta TEKSTNA datoteka
    • BibTex


    DELITE

    Kako se lahko tok ioniziranih emisijskih vodov zmanjšuje v odvisnosti od naraščajoče kovinskosti ali številčnosti? - astronomija

    Po opisu načinov izdelave zvezdnih populacijskih modelov z nekaterimi opozorili o njihovih zmožnostih bom v tem odseku Spodaj navedel nekaj primerov njihove uporabe in nakazal številna vprašanja, na katera se moramo zavedati pri njihovi uporabi. Najprej bom razpravljal o analizi zvezdne populacije na barvah, nato pa na linijskih indeksih ali neprekinjenih spektrih.

    Določanje starosti in kovnosti galaksije ali celo SSP je težje, kot se zdi. Barve galaksij postajajo s staranjem galaksije bolj rdeče, saj se več zvezd premika na orjaško vejo in tudi zaradi povečanja kovinskih struktur, saj se efektivne temperature večine zvezd zmanjšujejo zaradi naraščajoče motnosti v zvezdni fotosferi. Barve in številne jakosti črt v optiki so v osnovi odvisne od temperature odcepa glavnega zaporedja. Učinke povečanja starosti je mogoče kompenzirati za številne opazne učinke z zmanjšanjem kovinskosti. Worthey (1994) je ocenil, da faktor kovinskega povečanja faktorja 3 ustreza faktorju starosti 2, kadar optične barve uporabljamo kot kazalnike starosti, tako imenovano pravilo 2/3. Optične barve so znano degenerirane (glej sliko 1.7 v rdečem delu diagrama).

    Obstajajo pa načini za prekinitev degeneracije. Mlajše zvezdne populacije z višjimi kovinami imajo modrejši prispevek pri odcepu glavnega zaporedja in bolj rdeče od RGB. Z uporabo optične barve, skupaj z barvo, ki ima veliko večjo relativno občutljivost na odcepne zvezde, lahko degeneracijo prekinemo. To bi veljalo za uporabo barv, kot so UV-V ali Balmerjevi indeksi črt, kot sta H ali H. Enako, kombinacija optičnega indeksa barv ali črt, ki je močno občutljiva na prispevke zelo hladnih velikanov, bi prav tako prekinila degeneracijo . Takšne barve bi bile npr. V - K ali J - K ali indeks CO pri 2,3 µm.

    Uporabljata se obe metodi. Za spektre, ki pokrivajo le majhen obseg valovnih dolžin, so bili razviti zelo sofisticirani indeksi, ki maksimizirajo starostno občutljivost in hkrati zmanjšajo občutljivost na kovinskost (npr. Vazdekis & amp Arimoto 1999). Na splošno velja, da ob predpostavki, da zvezde v galaksiji niso enake, bo modri spekter dal drugačno povprečno starost kot rdeči spekter, saj bodo barve / indeksi v modri bolj občutljivi na mlajše zvezde itd. To je tako poklical ponderiranje svetilnosti zvezdnih populacij (izraza raje ne uporabljam lahka utež, saj ima to tudi druga združenja, npr. znanosti o materialih). Ko uporabljamo kode sinteze zvezdnih populacij, se moramo vedno zavedati, da so bili rezultati tehtani s svetilnostjo zvezd, kar pomeni, da najsvetlejše zvezde dajejo vtis, da so pomembnejši, kot so v resnici, ko tehtamo glede na maso, naravno izbira. Na primer, v UV-območju včasih 90% svetlobe v kopici prihaja iz ene zvezde (Landsman et al. 1998) (glej sliko 1.8). To pomeni, da bi bila masno ponderirana starost te kopice načeloma lahko zelo stara, medtem ko je vrednost tehtane svetilnosti blizu vrednosti za to zvezdo, torej mlado. Za razlago starosti galaksij je zlasti pomembno razlikovanje med maso in utežjo svetilnosti.

    Slika 1.8. Slika UIT na

    V poglavju 1.3 smo ugotovili, da so zvezdne populacije v kroglastih jatah SSP in da lahko populacije v galaksijah obravnavamo kot linearne kombinacije SSP. V zadnjem času pa smo izvedeli, da prva predpostavka ne drži vedno. Že nekaj časa je znano, da Cen, ki je do zdaj veljal za kroglasto skupino, kaže razpršenost kovinske in verjetno tudi starosti (Norris & amp Da Costa 1995). Konzervativni ljudje bi lahko še 10 let trdili, da imajo kroglaste kopice eno samo kovino, če bi trdili, da je Cen galaksija, do nedavnega Piotto et al. (2007), glej sliko 1.9, odkril več glavnih zaporedij v kroglasti gruči NGC 2808. Istočasno so Mackey & amp Broby Nielsen našli več glavnih sekvenc v gruči LMC NGC 1846. Kasneje so našli več skupin, ki kažejo podobne učinke (npr. Milone et al. 2008, Mackey et al. 2008). Zaenkrat še ni jasno, kaj je razlog za te več podružnic. Mogoče je, da je številčnost He (ali CNO) različna, lahko pa je tudi razlika v starosti / kovinskosti. Spektroskopske študije bodo morale pokazati, kaj se v resnici dogaja.

    Diagramov barvne velikosti ni mogoče uporabiti samo za kroglaste kopice, temveč tudi za galaksije v preostali lokalni skupini. S HST je mogoče razrešiti posamezne zvezde pod odcepom glavnega zaporedja in tako pridobiti izvrstne zgodovine nastajanja zvezd. Na sliki 1.10 sem predstavil sliko iz pregleda Tolstoja in sod. (2009) z zgodovino nastajanja zvezd 3 palčkov. Prejšnji, prav tako odličen pregled, je Mateo (1998). Zgodovine nastajanja zvezd kažejo, da obstajajo velike razlike med galaksijami lokalne skupine, tudi med galaksijami z enako morfološko klasifikacijo (M32, NGC 205 in NGC 185). Ni galaksij, za katere bi lahko izključili prisotnost stare populacije. Opaženi so tudi radialni gradienti v populacijah posameznih galaksij. Kot smo že omenili, lahko iz spektroskopije svetlih velikanov v teh galaksijah dobimo več informacij o razmerju številčnosti posameznih zvezd, ki dajejo informacije o časovnih okvirih nastajanja zvezd.

    Ko se nekdo oddalji, lahko razreši samo zvezde na Rdeči velikanski veji in naprej. Razširitev v kovini lahko dobimo, npr. v Centaurusu A (Harris et al. 1999) in galaksijah v raziskavi ANGST (Dalcanton et al. 2009). Odlična aplikacija štetja zvezd na RGB je, da se s tem štetjem zvezd izdelajo zemljevidi zvezdne gostote v zunanjih delih galaksij. Tako so ljudje našli ogromne značilnosti nizke svetlosti, ki povezujejo M31 s spremljevalci, vključno z M33, verjetno od srečanj med temi galaksijami (Ibata et al. 2001, McConnachie et al. 2009). Za spiralno galaksijo NGC 300 Bland-Hawthorn et al. (2005) so na ta način lahko izmerili profil svetlosti zvezdne površine na razdaljo 10 efektivnih polmerov od središča galaksije.

    Na sliki 1.11 je od blizu prikazana RGB slika diska NGC 891, bližnje galaksije na robu. Jasno je veliko svetlih zvezd na disku galaksije. Nad njim je videti veliko rdečih filamentov. So prašni pasovi, vidni do velike razdalje od letala. Na predavanjih Daniele Calzetti (ta zvezek) lahko vidite veliko gradiva o tem prahu in o tem, kako izumira svetlobo za njim. Na sliki 1.11 na primer nadaljnja študija kaže, da se modre zvezde, ki jih vidimo v levem spodnjem kotu, nahajajo pred večino diska galaksije, ki je sam zaradi izumrtja komaj viden. Na sliki 1.12 je razvidno, da je izumrtje običajno povezano s spiralnimi kraki in da je lahko prisotno v velikih polmerih. Tu je videti izumrtje v spiralnem disku pred eliptično galaksijo.

    Izumrtje prahu najdemo pretežno v spiralnih galaksijah tipa Sab-Sc (npr. Giovanelli et al. 1994). Na splošno je povezan z molekularnim plinom in je močnejši v večjih (višje kovinskih) galaksijah. UV energija, ki jo absorbira prah, se ponovno seva v IR in submm, kar je odgovorno za velik del emisije pri teh valovnih dolžinah. Kar zadeva zvezdno sintezo prebivalstva, je najpomembnejši učinek, da obarva barve z uporabo zakona o izumrtju prahu (npr. Cardelli et al. 1989). Rdeča je najmočnejša v modrem in skoraj ne obstaja v rdeči barvi od 2 µm. V naši Galaksiji je galaktičnega centra nemogoče videti v optiki zaradi več kot 20 velikosti izumrtja. Vendar pa je v infrardeči svetlobi pri 2 mikronih izumrtje le približno 2 mag, tako da so opažanja tam zlahka mogoča. Razmerje pordelosti prahu v različnih barvah je zelo podobno vplivu kovinske (in celo starosti). To pomeni, da s preprostim merjenjem dveh barv ni mogoče popraviti učinkov izumrtja. Za to je potrebno več barv ali spekter. Zato tudi ni enostavno izmeriti odmiranja barv v spiralni galaksiji. Če nekdo to želi narediti, lahko npr. izmerite količino izumrtja statistično, tako da preučite odvisnost od naklona. Barva galaksije brez izumrtja ne sme biti odvisna od naklona, ​​medtem ko je za nagnjeno galaksijo pot skozi prah daljša in s tem tudi izumrtje. V Peletier et al. (1995) se s to tehniko pokaže, da je veliko bližnjih spiralnih galaksij v B-pasovi so optično debeli v svojem srednjem efektivnem polmeru, ne pa tudi v svojih zunanjih delih. Zagotovo ima izumrtje v številnih galaksijah pomembno vlogo izumrtje in ljudje, ki analizirajo barve zunanjih izboklin, bi morali to upoštevati (npr. Balcells & amp Peletier 1994).

    V odsotnosti prahu lahko barvne barvne diagrame, ki so sestavljeni iz optične in optično-IR (ali IR) barve ali npr. UV-Opta in optične barve, uporabimo za ločevanje učinkov starosti in kovinskih lastnosti. Ta metoda je priljubljena pri kroglastih jatah v bližnjih galaksijah, za katere je težko dobiti visokokakovostne spektre. Kot je razvidno iz slike 1.13, je pomembno, da so na voljo natančne opazovalne barve. Takšne študije lahko morda pojasnijo bi-modalnost v kroglastih barvnih grozdih (Ashman & amp Zepf 1992). Chies-Santos et al. (2012) je za vzorec 14 galaksij zgodnjega tipa ugotovil, da čeprav so optične porazdelitve barv kroglastih kopic bimodalne, v infrardeči (z-K) to ni vedno tako. Avtorji pojasnjujejo te rezultate z nelinearno pretvorbo barva-kovinskost, vendar jasno navajajo, da so za potrditev njihovih rezultatov potrebni boljši podatki. To pomeni, da barve kroglastih kopic niso dobro razumljene. Do nedavnega trdna ugotovitev, da imajo kroglaste kopice bimodalno porazdelitev kovinskosti, je zdaj v razpravi.

    Ista barvna kombinacija se pogosto uporablja tudi za raziskave galaksij. Na sliki 1.13 (desno) so prikazani podatki HST o notranjih delih vzorca spiralnih galaksij zgodnjega tipa (Peletier et al. 1999) na vrhu mreže modelov SSP. Osrednje barve so označene z rdečimi, napolnjenimi simboli, medtem ko so barve z efektivnimi polmeri 0,5 izbokline označene v odprtih, modrih krogih. Te zadnje barve so izračunane na manjši osi izbokline, na strani, ki je ne zakriva galaktični disk. Iz te ploskve je zanimivo videti, da večina galaksijskih središč leži pogosto daleč stran od modelne mreže, kar kaže na precejšnje izumrtje AV pogosto več kot 1 magnitude. Modre točke se kopičijo večinoma skupaj. Čeprav je treba natančen položaj mrežne mreže jemati previdno (razlike v barvah so verjetno bolj zanesljive kot natančne barve zaradi sistematičnih učinkov na modelih), se zdi, da ta diagram kaže, da so izbokline v tem vzorcu stare (večinoma okoli 8 -9 Gyr) s kovinami nekoliko pod soncem.

    Dejstvo, da je treba določiti tako podrobne barve, vodi do druge težave: modelov. Do nedavnega spektrofotometrična kakovost zvezdnih populacijskih modelov ni bila zelo visoka. V S & # 225nchez-Bl & # 225zquez et al. (2006) je prikazano, da so barve zvezd v vzorcu MILES skladne s svojimi spektri znotraj 1,5%, česar iz npr. knjižnica Stelib (Le Borgne et al. 2003), ki se uporablja za modele Bruzual & amp Charlot (2003). Vazdekis in njegova skupina sta knjižnico MILES razširila s podmnožico dobrih spektrov iz indo-ameriške knjižnice (Valdes et al. 2004), s ciljem izdelati zvezdno knjižnico z valovnimi dolžinami do 9500 & # 197 z dobro kalibracijo toka. V Ricciardelli et al. (2012) kažejo, da pri vgradnji dobro umerjenih podatkov SDSS obstajajo težave pri namestitvi g-r vs. r-jaz porazdelitev galaksij za galaksije z visoko hitrostnimi disperzijami. V tem članku je razpravljeno, da so za rešitev tega vprašanja potrebni verjetno izboljšani zvezdni populacijski modeli.

    Glavna razlika med spektrom zvezde in sestavljenim sistemom, kot je galaksija, je ta, da je sestavljeni spekter vsota številnih zvezdnih spektrov, tehtanih z njihovim pretokom na določeni valovni dolžini in premaknjenih z njihovimi posameznimi radialnimi hitrostmi. .Teh premikov hitrosti ne smemo zavreči. V veliki galaksiji se zvezde premikajo med seboj s hitrostno disperzijo približno 300 km / s. To pomeni, da vsako črto v spektru razširi Gaussian s tako disperzijo, kar pomeni, da številčnosti ni več mogoče izmeriti iz ozkih črt iz posameznih prehodov, saj so vse mešane. Obilice je treba doseči z namestitvijo zvezdnih populacijskih modelov z danimi številčnostmi na spektre galaksij. Širitvi hitrosti se ni mogoče izogniti in živeti moramo s razširjenimi črtami. Najpogostejši način merjenja jakosti črt v sestavljenih spektrih je uporaba sistema linijskih indeksov. Ti indeksi so opredeljeni s tremi pasovnimi pasovi: značilnim pasom in dvema kontinuumskima pasovoma in izmerjeni kot enakovredna širina: površina (v & # 197) pod spektrom, ki je normalizirana z uporabo kontinuuma na obeh straneh (glej Worthey et al. . 1994 za opredelitve sistema Lick / IDS. V sistemu Lick / IDS je bilo opredeljenih 21 indeksov za merjenje najmočnejših zvezdnih značilnosti spektra v optiki z ločljivostjo približno 9 & # 197 (Worthey et al. 1994) .4 več indeksov (indeksa 2 H in 2 H) je leta 1997 dodal Worthey & amp Ottaviani. Te indekse sta uporabila Trager et al. (2000) za določanje zvezdnih parametrov populacije iz indeksov Lick / IDS številnih bližnjih galaksij. veliko več indeksov so dodali Serven et al. (2005). Drugi indeksi so na voljo v literaturi. Rose (1994) je več indeksov opredelil z enostranskim kontinuumom, predvsem modro. Cenarro et al. (2001) indeksi v območju tripleta Ca II IR, včasih z več regijami kontinuuma običajno indeks postane večji, ko absorpcijska črta postane močnejša. Nekatere črte pa se, tako kot črte H in H v sistemu Lick, nahajajo v tako natrpanih regijah, da na njihove kontinuume vplivajo številčnosti kovin in da je indeks črt včasih lahko negativen, čeprav najdemo H ali H v absorpciji.

    Indekse lizanja je težko izmeriti. Ne samo, da zahtevajo, da se opazovani spekter (galaksija) pretvori v natančno pravo ločljivost in potrebujejo precej negotov popravek za razširitev hitrosti, potrebujejo tudi določene popravke ničelne točke, da se zagotovi instrumentalni odziv opazovanega spektra ima enako obliko kot Lick / IDS v osemdesetih letih, ko so opazovali standardne zvezde za sistem Lick. To je dolgočasno delo, saj sistem Lick ne deluje s spektri, umerjenimi s tokom, in zahteva, da se za vsako nastavitev opazovanja upoštevajo številni standardi Lick. Za izboljšanje stanja so Vazdekis in sod. Opredelili nekoliko spremenjen sistem indeksa črt (LIS). (2010). Temelji na zvezdni knjižnici MILES, uporablja enake definicije valovnih dolžin kot sistem Lick / IDS in je opredeljen na spektrih, umerjenih s tokom, tako da je ljudem veliko lažje uporabljati ta sistem, združljiv z nazaj. Da bi bilo mogoče uporabiti tudi manj široke indekse, npr. kroglastih kopic in pritlikavih galaksij je bil sistem LIS opredeljen za standardne ločljivosti 5, 8.4 in 14 & # 197 FWHM.

    Čeprav so indeksi črt dober način za merjenje jakosti nekaterih spektralnih značilnosti, trenutno med primerjavo podatkov o galaksijah z modeli ni več treba iti skozi indekse, saj je mogoče modele neposredno prilagoditi podatkom. Vazdekis (1999) je že pokazal moč te metode, ki lahko dramatično prikaže območja spektra, kjer so modeli neustrezni (glej sliko 1.14). Seveda bo treba zvezdne populacijske modele združiti s pravilnim LOSVD (Line of Sight Velocity Distribution), torej s širitvijo zvezd. Ekipa SAURON (Sarzi in sod. 2006) je uporabila popolno spektralno prilagajanje za celostno spektroskopijo eliptičnih in S0s, pri čemer je opazovani spekter prilagodila na vsakem položaju v vsaki galaksiji z naborom SSP modelov, določila LOSVD in najbolj ustrezala model zvezdne populacije. Opazili so, da so se vedno pojavljali veliki ostanki na položaju emisijskih vodov, kot sta H in črta [OIII] pri 5007 & # 197. Zavedajoč se, da lahko istočasno merijo tudi hitrost in razširitev ioniziranega plina, so nato razvili metodo, ki hkrati prilagodi SSP modele in Gaussove modele, ki predstavljajo emisijske črte, na podatke. Posledično je bilo ioniziran plin mogoče najti v 75% vzorca, veliko več, kot je bilo prej znano. Ta metoda je veliko bolj občutljiva kot npr. metode za preslikavo emisijskih vodov z uporabo ozkopasovnih filtrov. Seveda lahko te zadnje metode pokrivajo večje območje, na splošno z višjo prostorsko ločljivostjo.

    Ločevanje absorpcije in emisije je še posebej pomembno za črte, ki so hkrati pomembne absorpcijske in emisijske črte, kot sta Balmerjevi črti H in H. Te črte, ki so tako pomembne za določanje starosti zvezdnih populacij, je mogoče enostavno zapolniti. z emisijo. Pred popolnim spektralnim prilagajanjem so bile možne predpostavke, da je bila moč emisijske linije H konstanten delež linije [OIII] 5007 & # 197. Zemljevidi Sarzi in sod. (2006, 2010) pa kažejo, da se to razmerje razlikuje od galaksije do galaksije. Takšne metode so tako močne, da je moč Balmerjeve absorpcijske moči izmeriti v spiralnih galaksijah z močnimi emisijskimi črtami (npr. Falc & # 243n-Barroso et al. 2006, MacArthur et al. 2009).

    Najbolj priljubljen diagram indeks-indeks je Mg b proti H diagramu. Tukaj Mg b je večinoma občutljiv na kovino, medtem ko je H večinoma starostno občutljiv. S pomočjo tega diagrama je bilo ugotovljeno, da imajo masivne galaksije razmerja Fe / Fe višje od sončne (Peletier 1989, Worthey et al. 1992). Na sliki 1.15 prikazujemo H proti [MgFe50], sestavljeni iz indeksov Lick Mg b in Fe 5015, iz Kuntschner (2010). Tu vidimo, kako lahko nekatere razmeroma majhne razlike med zvezdnimi populacijskimi modeli spremenijo starost, ki izhaja iz teh indeksov. Tu so modeli Schiavon (2007) in Thomas in drugi. (2003). Galaksije so iz vzorca SAURON-ovih galaksij zgodnjega tipa in so prikazane kot črte s piko v sredini. Z uporabo Schiavonovih modelov so stare galaksije (to so večinoma eliptike in masivni S0) povsod stare, s kovinskostjo pa se navzven zmanjšuje. Če uporabimo modele Thomas et al. (2003), so zunanji deli starejši, s podobnimi kovinskimi gradienti. Tukaj upoštevajte, da so te starosti svetilnostno tehtane starosti in da so mlajše galaksije verjetno sestavljene iz starejšega kontinuuma s prekrivano mlado populacijo.

    Razmerja količin merilnih elementov iz integriranih spektrov so veliko manj enostavna kot pri posameznih zvezdah. Vemo, da se [Mg / Fe] močno spreminja v odvisnosti od disperzije hitrosti galaksije (proxy mase). Vemo tudi, da se -elementi razlikujejo bolj kot funkcija Fe (S & # 225nchez-Bl & # 225zquez et al. 2006). Iz vzorca galaksij v jati Coma Smith et al. (2009) in Graves & amp Schiavon (2008) trdijo, da se razmerja številčnosti Mg / Fe in Ca / Fe hkrati zmanjšajo s Fe / H in povečajo z. Te odvisnosti je mogoče razložiti z različnimi časovnimi lestvicami nastajanja zvezd v odvisnosti od in s tem različnimi razmerji obogatitve elementov s SN tipa II in Ia. Tako za C / Fe kot za N / Fe pri fiksni ni opaziti korelacije s Fe / H. To je mogoče razložiti, če te elemente proizvajajo predvsem zvezde z nizko / vmesno maso in s tem v podobnem časovnem obsegu kot obogatitev Fe. Trendi razmerja številčnosti elementov s [Fe / H] so zelo podobni tistim v naši Galaksiji, kar kaže na visoko stopnjo pravilnosti v zgodovini kemične obogatitve galaksij (Smith et al. 2009).

    Razpoložljivost celotnih spektrov omogoča, da si podrobno obnovimo zgodovino nastajanja zvezd (SFH). Tu lahko razdelimo prizadevanja na dva dela: napore, ki ustrezajo celotnemu spektru, vključno z UV in IR, z uporabo daljnega IR, ki večinoma izvira iz emisij prahu, pa tudi submm na eni strani in podrobnejše študije, ki določajo porazdelitev zvezd različnih starosti na drugi strani. Najpomembnejši rezultat prve vrste študij je količina vročih mladih zvezd, ki so odgovorne za ionizacijo plina in segrevanje prahu okoli njih. Za to delo se sklicujem na poglavje Daniele Calzetti v tej knjigi.

    Kar zadeva analizo fotosferne svetlobe, obstaja vse več algoritmov za vgradnjo celotnega spektra, ki se razvijajo za omejevanje in obnavljanje zgodovine nastajanja zvezd (npr. MOPED - Panter et al. 2003 Starlight - Cid Fernandes et al. 2005 Steckmap - Ocvirk et al. 2006 Koleva et al. 2008). SED vgradnja najbolje deluje pri velikih valovnih dolžinah. Temelji na naboru modelov SSP in krivulji izumrtja, hkrati pa ustreza zvezdni mešanici prebivalstva, LOSVD in količini izumrtja.

    Z uporabo vgradnje celotnega spektra lahko določimo več neodvisnih izbruhov nastajanja zvezd. Število parametrov, ki jih je mogoče obnoviti iz spektra, je močno odvisno od razmerja signal / šum, pokritosti valovnih dolžin in prisotnosti ali odsotnosti mlade populacije (Tojeiro et al. 2007). Vendar na rezultate močno vpliva starostno-metalikatna degeneracija, zato je razlaga rezultatov težavna. Prav tako obstaja določena degeneracija med številom komponent v LOSVD in SFH. Nekateri testi so prikazani v Ocvirk et al. (2008), ki poskušata hkrati omejiti SFH in LOSVD vzdolž reže spiralne galaksije NGC 4030. Iz tega eksperimenta je razvidno, da so za pridobitev astrofizično zanesljivih rezultatov potrebni višja spektralna ločljivost in S / N podatki niso izrojeni.

    Po drugi strani pa so takšne študije zelo koristne za ugotavljanje, ali je galaksija primerna za model z enim SSP, in če ni tako, kakšen je relativni masni delež v različnih komponentah v SFH. Te informacije so koristne za razumevanje zgodovine formacije in njihovo kombiniranje s prostorskimi informacijami o npr. interakcije. Tu bom navedel 2 primera.

    Prva je Koleva et al. (2009). Z uporabo podatkov ESO-VLT izhajajo iz zgodovine nastajanja zvezd pritlikavih eliptik v kopici Fornax. Za razumevanje nastanka teh galaksij je zelo pomembno vedeti, ali so te zgodovine nastajanja zvezd podaljšane ali kratkotrajne in ali so zelo raznolike, kot je to v lokalni skupini. V grozdu Fornax je okolje drugačno, z močnejšim vplivom IGM. Običajno so fotometrične slike brez značilnosti, tako da se o morfološki strukturi o zvezdnih populacijah ne da veliko naučiti. Rezultati kažejo, da se zgodovine nastajanja zvezd ne razlikujejo močno od tistih v lokalni skupini in se razlikujejo od podobnih SSP do razširjenih (slika 1.16).

    Drugi primer je MacArthur et al. (2009), ki je določil zgodovino nastajanja zvezd na vzorcu spiral poznega tipa z uporabo visokih podatkov S / N Gemini / GMOS z dolgimi režami. Za te spirale slikanje že kaže, da imajo sestavljene zvezdne populacije. To potrjuje in kvantificira sinteza zvezdne populacije. Avtorji lahko izpeljejo zgodovine nastajanja zvezd, sestavljene iz številnih logaritemsko razporejenih SSP. Eden njihovih najpomembnejših zaključkov je, da čeprav mlade populacije prispevajo velik delež k galaksijski svetlobi poznih izboklin, so po masi pretežno sestavljene iz starih in s kovinami bogatih SP (vsaj masni delež 80%).

    V prejšnjih poglavjih smo razpravljali o tem, kako izpeljati zgodovino nastajanja zvezd zvezdne populacije na določenem položaju v galaksiji. Vedno se je treba zavedati, da so galaksije morfološke in dinamične entitete in da so zvezdne populacije, ki jih izpeljemo, rezultat nastajanja in razvoja galaksije in so torej tesno povezane z morfološko / kinematično komponento, ki jo nekdo preučuje. Dvodimenzionalna spektroskopija je idealno orodje za povezovanje zvezdnih populacij z morfologijo in dinamiko. V zadnjem desetletju so številne velike galaksije v bližnjem vesolju preučevali z instrumentom SAURON v La Palmi. NIR Integralni spektrograf polja Sinfoni na ESO-jevem VLT močno vpliva na polje pri nastanku galaksij pri z

    2 (raziskava SINS - F & # 246rster-Schreiber et al. 2009). Načrtovanih je veliko raziskav IFU (npr. CALIFA, S & # 225nchez et al. 2012 VIRUS itd.).

    Raziskava SAURON (de Zeeuw et al. 2002, Bacon et al. 2001) je pokazala, da številne galaksije zgodnjega tipa vsebujejo kinematično določene osrednje diske. Zemljevidi absorpcije H pogosto kažejo, da ti diski vsebujejo zvezde, ki so mlajše od zvezd v glavnem telesu galaksije. Povezava tukaj med zvezdnimi populacijami, morfologijo in kinematiko nam kaže, da ti diski nastanejo kasneje. Ker ima večina diskov kotni moment, ki ima enak predznak kot glavna galaksija, človek misli, da diski nastanejo iz plina, ki ga zvezde izgubijo v samih galaksijah (Sarzi in sod. 2006). Spiralne galaksije, veliko več kot eliptične galaksije, imajo več komponent, kot so izboklina, notranji disk, zunanji disk, palice, obroči itd. Tu preučevanje zvezdnih populacij skupaj z morfologijo in dinamiko bistveno izboljša naše razumevanje vseh teh komponent in galaksij kot celote. Tukaj bom razpravljal o notranjih predelih 2 spiralnih galaksij po vrstnem redu po morfološkem tipu iz študije SAURON Falc & # 243n-Barroso et al. (2006) in Peletier et al. (2007).

    Prva je galaksija Sa NGC 3623 (slika 1.17). Notranja območja te galaksije vsebujejo pretežno stare zvezdne populacije, kar kažejo zemljevidi absorpcijske črte in potrjujejo nestrogo zamaskirane slike HST, slika, ki je zelo dober pokazatelj izumrtja prahu. Ker mlade zvezde vedno spremlja izumrtje, so ostre maskirane slike učinkovit način iskanja mlajših zvezd. Vendar prisotnost prahu ni vedno zadostna za odkrivanje mladih zvezd. Zemljevid radialne hitrosti prikazuje rotirajoč disk, ki se vrti v sredini, kar potrjuje osrednji padec disperzije hitrosti. Ta osrednji disk vsebuje stare zvezdne populacije, verjetno nekoliko bolj bogate s kovinami (glej zemljevide starosti in kovine).

    Naslednja galaksija je tudi galaksija Sab, NGC 4274 (slika 1.18). Zdi se, da se ta galaksija ne razlikuje zelo od prejšnje. Neostro prikrita slika prikazuje osrednjo spiralo, ki je lahko podobna tisti v NGC 3623 (ki je obrobljena, zato spiralne strukture v prahu ni mogoče videti). Ta spirala je povezana z vrtljivo značilnostjo, ki je vidna tako na kartah hitrosti kot na disperziji hitrosti. V obeh galaksijah je ioniziran plin prisoten povsod v osrednjih regijah (Falc & # 243n-Barroso et al. 2006). Za razliko od NGC 3623 so zvezdne populacije na osrednjem disku v NGC 4274 veliko mlajše kot v glavnem telesu galaksije, kot je razvidno iz zemljevidov jakosti črt, zlasti absorpcije H. Če zdaj pogledamo fotometrično razgradnjo (Peletier 2009), vidimo, da del profila površinske svetlosti NGC 4274, ki leži nad velikim eksponentnim diskom, tj. Izboklino, ustreza območju notranjega diska in je najboljši opremljen s profilom S & # 233rsic z n = 1,3. V primeru NGC 3623 je tako opredeljena izboklina veliko večja in ima indeks S & # 233rsic n = 3,4. Kormendy & amp Kennicutt (2004) bi izboklino v NGC 4274 označili za psevdo-izboklino, tisto v NGC 3623 pa za klasično izboklino. Vendar primerjava tukaj kaže, da sta si oba predmeta zelo podobna, da pa je le razmerje notranjega diska in eliptične izbokline v obeh galaksijah različno. Študija drugih izboklin v tem vzorcu kaže, da številne spiralne galaksije zgodnjega tipa vsebujejo osrednje diske, v katerih so pogosto mlade zvezdne populacije.

    Študijo osrednjih zvezdnih populacij in prahu lahko zelo dobro opravimo tudi z uporabo IRAC na vesoljskem teleskopu Spitzer. van der Wolk (2011) v svoji doktorski disertaciji predstavlja barvne zemljevide teh SAURON-izbranih spiral. Podatki o starosti zvezdnih populacij prihajajo z zemljevidov [3.6] - [4.5] (glej oddelek 1.5.2). Na sliki 1.19 so prikazani zemljevidi [3.6] - [8.0] dveh galaksij. Na teh zemljevidih ​​je prikazana količina toplega prahu (predvsem zaradi PAH). Vidimo lahko, da je v NGC 3623 prisotno razmeroma malo toplega prahu, kar ustreza kartam absorpcijske črte, medtem ko je v NGC 4274 veliko več.

    Spektri in barve SSP so dokaj neobčutljivi na začetno masno funkcijo (IMF), ker večina svetlobe prihaja iz zvezd v ozkem masnem intervalu okoli mase zvezd pri odcepu glavnega zaporedja. Po eni strani je to dobro, saj modelarjem omogoča, da pripravijo napovedi za spektre galaksij, ki so natančne pri večini valovnih dolžin. Vendar pa isti učinek omogoča skrivanje velike količine mase v obliki zvezd z majhno maso v zvezdni populaciji, zaradi česar je razmerje med maso in svetlobo zvezde zelo omejen parameter. Barve in črte galaksij so na splošno lahko dobro opremljene s Salpeter IMF (funkcija zakona moči z x = 1,3, glej zgoraj). Vendar pa je mogoče iste opazovalce opremiti tudi z IMF, ki se izravna pod določeno kritično maso, npr. Chabrier (2003) IMF, ki se zravna pod 0,6 M in daje razmerje M / L, kar je za faktor 2 nižje.

    Do konca devetdesetih let so bile negotovosti v MDS tako pomembne, da so bile ocene zvezdne mase redko podane. To se je spremenilo z vplivnim prispevkom Bell & amp de Jong (2001), ki je pokazal, da če bi maksimirali zvezdno maso v disku pri reprodukciji krivulj vrtenja galaksij (tako imenovana hipoteza o največjem disku), bi bil IMF podoben IMF Salpeter pri raje je bil visokomasen konec z manj zvezdami z majhno maso, ki je dajal zvezdna razmerja M / L 30% nižja od Salpeterjeve vrednosti. Po tem je postalo zelo pogosto, da se zvezdne mase dajo, ko se prilegajo črte ali barve galaksij. V pomembnem prispevku Kauffmann et al. (2003), kjer se v raziskavi SDSS izračunajo zvezdne mase mnogih galaksij, se uporabi Kroupa (2001) IMF, podobna vrsta IMF, in samo v dveh stavkih avtorji omenjajo, da lahko pri izpeljanih zvezdnih sistemskih negotovostih množic, kot rezultat izbire MDS.

    Čeprav je v optičnih delih večina funkcij le nekoliko občutljiva na naklon IMF, jih je nekaj, predvsem v infrardeči svetlobi, ki so močno odvisne od razmerja med pritlikavcem in velikanom, to je naklona IMF. Primeri so pas Wing-Ford pri 0,99 µm, dvojnik Na I pri 8190 & # 197 in triplet Ca II IR okoli 8600 & # 197. Te vrstice je več avtorjev uporabljalo za omejevanje naklona IMF (npr. Spinrad & amp Taylor 1971, Faber & amp French 1980, Carter et al. 1986, Schiavon et al. 2000, Cenarro et al. 2003), vendar so rezultati nikoli ni bil zelo prepričljiv.Najpomembnejši razlog za to je, da telurske absorpcijske črte otežujejo merjenje natančnih jakosti črt v tem območju spektra. Drugi razlog je, da iz opazovanj ni vedno mogoče izpeljati naklona MDS. Na primer, na sliki 1.20 Cenarro et al. je na podlagi jakosti tripleta Ca II IR in molekularnega indeksa TiO ter na antikorelaciji med jakostjo tripleta Ca II IR in disperzijo hitrosti pokazal, da se naklon IMF v eliptičnih galaksijah povečuje za večje galaksije. Možne pa so tudi druge rešitve, npr. Da se razmerje obilja [Ca / Fe] zmanjša za masivnejše galaksije. Lahko bi pomislili tudi na sistematične napake v zvezdnih populacijskih modelih, ki so potrebne za določitev naklona IMF. Na primer, v modelih, ki sta jih Cenarro in sod. Pri izračunu zvezdnih evolucijskih izračunov se uporabljajo razmerja številčnosti sonca, uporabljena zvezdna knjižnica pa je večinoma sestavljena iz zvezd v sončni soseski, kar pomeni, da mora biti tudi tukaj razmerje številčnosti blizu soncu.

    V zadnjem času sta to temo obudila Van Dokkum & amp Conroy (2010, 2011) in Conroy & amp van Dokkum (2012). Z novimi metodami za boljše odstranjevanje atmosferskih absorpcijskih linij in novimi modeli v bližnjem infrardečem območju predstavljajo zaključke, da se naklon IMF povečuje z naraščajočo disperzijo (maso) hitrosti galaksije. Za največje galaksije so najti IMF nekoliko bolj strmi kot Salpeter (x = 1,6). To pomeni, da bo treba zvezdne mase, ki izhajajo iz analize zvezdne populacije, povečati za majhen faktor, ki ne bo večji od 2. Čeprav je to pomemben rezultat, se je treba zavedati opozorila, da je tak rezultat odvisen od zvezdnih populacijskih modelov. , ki za razmerja ne-sončne številčnosti še niso popolni. Podobne pripombe lahko napišemo glede nedavnega prispevka Ferreras et al. (2012), ki potrjujejo rezultat Conroy & amp van Dokkum z uporabo dubleta Na na 8200 & # 197 z zloženimi podatki velikega vzorca galaksij SDSS in Smith et al. (2012), ki uporabljajo območje v bližini pasu Wing-Ford. V zadnjem času Cappellari et al. (2012) trdijo, da neodvisna analiza, ki temelji na zvezdnih dinamičnih prilegah dvodimenzionalnim kinematičnim prileganjem galaksijam iz raziskave Atlas-3d, potrjuje trende IMF, opažene v zvezdnih populacijah.

    Če pri izračunu zvezdnih mas še vedno ne želimo biti odvisni od teh ocen naklona IMF, lahko uporabimo tudi fotometrijo ali indekse naprej do infrardeče povezave. Na primer, znano je, da se razmerja M / L v pasu K malo razlikujejo glede na zvezdne populacije, saj je tu relativni prispevek k svetlobi pritlikavcev proti velikanom veliko manjši kot pri optičnem. Enako velja za pasove Spitzer [3.6] in [4.5], v katerih še vedno prevladuje svetloba zvezd. Meidt in sod. (2012) lepo prikažejo, kako je mogoče pridobiti zvezdne mase iz slik v obeh pasovih za spiralne galaksije.

    Sinteza populacij zvezd v UV je zaradi različnih razlogov slabše razvita. Najprej je količina razpoložljivih podatkov omejena, saj morajo vsi prihajati iz vesolja. Drugič, razlaga je zapletena, saj lahko nekaj vročih zvezd preseže vse druge zvezde, zaradi česar je zelo težko pridobiti informacije o ne tako mladih zvezdnih populacijah.

    Burstein in sod. (1988) objavili veliko število IUE-spektrov galaksij zgodnjega tipa. Njihov glavni rezultat je bila povezava med barvo 1550 - V (1550 je tu pasovni pas z efektivno valovno dolžino 1550 & # 197) in optičnim Mg2 indeks. Masivne galaksije z velikimi Mg2 indeks imajo zelo modro 1550 - V barvo. Ta učinek, tako imenovani UV-vzpon, je verjetno posledica ekstremnih vodoravnih zvezd na vejah, lahko pa ima tudi druge razloge (glej O'Connell 1999 in Yi 2008 za ocene). Z novimi in bolj kakovostnimi podatki GALEX, Bureau et al. (2011) kažejo, da je ta učinek prisoten le, kadar je optični indeks H nizek, kar pomeni, da iz optičnega spektra ni dokazov o mlajših zvezdnih populacijah (glej sliko 1.21.

    Pri analizi indeksov jakosti črte je bilo narejenega zelo malo. To je presenetljivo, saj je UV še posebej pomemben za analizo spektrov visokega rdečega premika. V zadnjem času sta Maraston in sod. (2009) objavili nekaj zvezdnih populacijskih modelov, ki temeljijo na IUE-zvezdni knjižnici Fanelli et al. (1992). Težava te empirične knjižnice je v tem, da je njen kovinski obseg majhen. Vendar so v tej regiji empirične zvezde verjetno bolj zanesljive kot sintetični spektri zaradi težav pri zdravljenju učinka zvezdnih vetrov, ki vplivajo na fotosferne črte masivnih zvezd. Še vedno obstajajo precejšnje razlike med uporabo knjižnice Fanelli in različico visokokakovostne knjižnice zvezdnih spektrov Kurucz (Rodr & # 237guez-Merino et al. 2005) v modelih Maraston.

    V teku so prizadevanja za razvoj zvezdne knjižnice iz zvezd HST / STIS, ki zagotavlja višji spekter S / N in višjo ločljivost kot IUE, ki pokriva veliko večji prostor parametrov (knjižnica NGSL - Gregg et al. 2006). Ta knjižnica še ni vključena v noben zvezdni populacijski model, čeprav je bila v Koleva & amp Vazdekis (2012) označena in zvezdni parametri homogenizirani.

    Tako kot UV tudi bližnje IR ni bilo veliko preučevano. Medtem ko širokopasovne barve napovedujejo številni zvezdni populacijski modeli, je na voljo zelo malo spektrofotometričnih modelov. Problem je bil že omenjen. V NIR prevladujejo evoluirane zvezdne populacije, tj. RGB in zlasti AGB, katerih število in življenjska doba niso dobro znani, saj so tako kratkotrajni, da dobrih statističnih podatkov ni mogoče dobiti iz kroglastih in odprtih diagramov HR. Poleg tega zvezde AGB izgubijo velike količine mase, zaradi česar so njihova življenja in spektri negotovi. Poleg tega so zelo spremenljivi. Spektrofotometrični modeli z ločljivostjo

    1100 so na voljo pri Mouhcine & amp Lan & # 231on (2002). Temeljijo na približno 100 opazovanih zvezdah Lan & # 231on & amp Wood (2000) za statično svetleče rdeče zvezde, zvezdah Lan & # 231on & amp Mouhcine (2002) za LPV, bogate s kisikom in z ogljikom, ter teoretični knjižnici Lejeune et al. (1997, na podlagi modelov Kurucz) v vseh drugih primerih. Conroy & amp van Dokkum (2012) so pred kratkim izdelali nekaj modelov z uporabo knjižnice IRTF (Rayner et al. 2009, Cushing et al. 2005). Pri nizki ločljivosti (

    50 & # 197), obstajajo modeli iz Marastona (2005) in Charlot & amp Bruzual (različica iz leta 2007, neobjavljena), ki temeljijo na teoretičnih atmosferah in so preizkušeni samo v širokih pasovih J, H in K. Maraston predstavlja tudi nekaj indeksov nizke ločljivosti . Problem trenutnih modelov je v tem, da so bili dobro preizkušeni le širokopasovni tokovi z uporabo grozdov in galaksij, vendar pa še vedno ni natančnega testiranja linijskih indeksov ali ozkopasovnih tokov. Na primer, v novejšem članku Lyubenova et al. (2012) so pokazali, da na modele Maraston (2005) v modelu C kroglastih skupkov ni mogoče namestiti2 - DCO diagram. C2 označuje jakost linije elementa na 1,77 µm (Maraston 2005), medtem ko je DCO je indeks, ki meri jakost glave traku CO pri 2,29 µm (M & # 225rmol-Queralto et al. 2008). Tu je težava pomanjkanje ogljikovih zvezd v modelih, zvezd

    1 Gyr (Lan & # 231on et al. 1999). To kaže, da je izdelava modelov faze TP-AGB zelo težka (glej tudi Marigo 2008). Razmere bi se lahko kmalu izboljšale. Na voljo so boljši podatki o bližnjih galaksijah in jatah (npr. Lyubenova et al. 2012, Silva et al. 2008, M & # 225rmol-Queralto et al. 2009). Pričakujejo se tudi boljše zvezdne knjižnice (npr. Knjižnica X-Shooter (Chen et al. 2011)). S primerjavo podatkov z modeli bomo izvedeli, kje je treba modele izboljšati, vse do trenutka, ko bo NIR dal koristne omejitve teorijam razvoja galaksij.

    Na sliki 1.22 vidimo bližnji pritlikavi eliptični NGC 205 v dveh pasovih. V rdečem pasu, F814W, je velikane veliko lažje ločiti od osnovne mase šibkejših zvezd kot pri F555W. Lahko si predstavljamo, da če je ta galaksija postavljena na večje razdalje, lahko v F814W vidimo posamezne velikane do večjih razdalj. Zemljevid hrupa, ki ga dobimo po odstranitvi gladkega modela galaksije, lahko uporabimo kot merilo razdalje galaksije. Še več, ker je ta karta hrupa močno odvisna od števila svetlih velikanov in supergiganov, lahko uporabimo značilnosti hrupa ali nihanja površinske svetlosti kot način za označevanje zvezdnih populacij v galaksiji.

    Pregled o nihanjih površinske svetlosti kot indikatorju zvezdne populacije je podan v Blakeslee (2009). Kaže, da je metodo mogoče dobro uporabiti za določanje razdalj v galaksijah zgodnjega tipa (velikani ali pritlikavci), vendar je uporaba analize zvezdne populacije še vedno omejena na optično. V bližnji IR obstajajo precejšnja neskladja med nihanji površinske svetlosti, ki jih napovedujejo modeli, in opazovanji (Lee et al. 2009). S prihodom novih, velikih teleskopov bo to delo nedvomno postalo bolj pomembno v prihodnosti. *****


    Slikovni FTS: drugačen pristop k integralni spektroskopiji polja.

    Velika večina astronomskih slikovnih spektrometrov (ali celostnih poljskih spektrografov) temelji na disperzivnih pristopih. V tem prispevku predstavljamo najnovejši tehnični razvoj in nekaj znanstvenih rezultatov, ki temeljijo na drugem pristopu, slikovni Fourierjevi spektroskopiji transformacije (iFTS), ki je v zadnjem desetletju močno zaživel, predvsem zaradi izjemnih izboljšav zmogljivosti digitalnega slikanja, računalništva moči in servo nadzorni sistemi. Veliko število raziskovalnih programov bo zagotovo koristilo instrumentu, ki lahko istočasno pridobi prostorsko razločene spektre na razširjenih območjih (

    10 arcminute) s 100% faktorjem polnjenja, prostorsko ločljivostjo z omejeno vidljivostjo in prilagodljivo spektralno ločljivostjo do R

    [10.s.4] in iFTS je v tem pogledu zelo obetaven. FTS z eno slikovno piko se redno uporablja v komercialnih aplikacijah, daljinskem zaznavanju zemeljske atmosfere in astronomiji, večinoma v infrardeči in podmm območju. Z uporabo ustreznih optičnih konfiguracij, detektorjev CCD s hitrim odčitavanjem in še posebej izboljšanih meroslovnih in servo sistemov je mogoče tradicionalni infrardeči FTS z enim piklom pretvoriti v resnično integriran poljski spektrometer za vidno območje.

    Najbolj omembe vreden znanstveni rezultat uporabe pristopa FTS v astronomiji je natančno merjenje spektralne porazdelitve kozmičnega mikrovalovnega ozadja s pomočjo instrumenta FIRAS na satelitu COBE [1] in poskusa rakete COBRA [2]. Na povsem drugačnem polju smo s FTS redno pridobivali spektre visoke ločljivosti zvezd poznega tipa s teleskopom Mayt Kitt Peak [3, 4]. FTS z visoko ločljivostjo je bil eden prvih instrumentov, ki je bil pritrjen na teleskop Kanada-Francija-Havaji in je bil široko uporabljen pri številnih planetarnih in zvezdnih programih [5, 6]. V kombinaciji s slikovnim sistemom v zgodnjih devetdesetih letih se je preimenoval v BEAR [7] in je zagotovil celostne spektre polja različnih predmetov, kot so planetarne meglice, masivne zvezdne kopice in območja, ki tvorijo zvezde, v 24-sekundnem ločnem pogledu [ 8]. Med novejšimi primeri so SPIRE-FTS, eden od treh instrumentov za letenje na vesoljskem observatoriju Herschel ESA [9], daljinsko infrardeči FTS na japonskem satelitu AKARI, srednji IR FTS (CIRS) na vesoljskem plovilu Cassini in bližnji IR, PFS na Mars Expressu s kopijo na Venus Express. Razvoj slikovnega FTS v astronomiji je bil močno spodbuden v zgodnjih fazah opredelitve NGST (danes znan kot vesoljski teleskop James Webb): astronomi so jih podprle tri sodelujoče vesoljske agencije (NASA, ESA in Kanadska vesoljska agencija) predstavil študije slikovnega FTS na sestanku NGST Instrumentation v Hyannisu leta 1999 [10-12]. Noben od teh konceptov pa ni bil vključen v končni komplet instrumentov teleskopa. Naše sodelovanje v prizadevanjih iFTS je neposredna posledica tega srečanja. V zadnjem času so Boulanger in sod. [13] je predlagal zasnovo 1,2-metrskega vesoljskega teleskopa H2EX, opremljenega s slikovnim FTS s širokim poljem, posebej namenjenim preučevanju molekularnega vodika v vesolju. Prednosti in slabosti slikovne FTS tehnike ter relativne prednosti različnih pristopov k 3D posnetkom razpravlja Bennett [14]. Prejšnjo različico tega prispevka, bolj popolno glede tehničnih razlag, predstavljajo Drissen in sod. [15]. Maillard et al., Nedavni pregled slikovnega koncepta FTS z nekaj zgodovinske perspektive, podrobno primerjavo med različnimi koncepti slikovne spektroskopije in tehničnimi podrobnostmi, ki niso obravnavane v tem članku. [16].

    Astronomski slikovni Fourierjev spektrometer je v bistvu Michelsonov interferometer, vstavljen v kolimatirani žarek sistema astronomskih kamer, opremljen z dvema detektorjema. Michelsonov interferometer je sestavljen iz razdelilnika žarkov, ki se uporablja za ločevanje dohodnega snopa na dva enaka dela, dveh ogledal, na katerih se polovice prvotnega žarka odbijajo nazaj, premičnega mehanizma za nastavitev položaja in usmeritve enega od ogledal (drugo ogledalo fiksno) in meroslovni sistem (IR laser in detektor) za nadzor poravnave zrcala. Vse valovne dolžine s polja se istočasno prenašajo na enega ali oba izhoda interferometra, v katerih sedijo detektorji nizov. S premikanjem enega od svojih dveh ogledal tako konfigurirani interferometer torej modulira intenzivnost prizora med obema izhodoma, namesto da bi ga spektralno filtriral. Ta konfiguracija povzroči veliko moč zbiranja svetlobe, saj se svetloba ne izgubi, razen skozi predmete, ki so skupni kateri koli optični zasnovi: prenos podlage, učinkovitost prevlek in kvantna učinkovitost detektorjev. Vse fotone iz vira je tako mogoče posneti pri vsaki izpostavljenosti, pod pogojem, da sta zabeležena oba komplementarna izhoda interferometra. To zahteva spremembo "standardne" Michelsonove konfiguracije, pri kateri se polovica svetlobe vrne nazaj v vir: vhodna svetloba vstopi v interferometer pod kotom, ki omogoča fizično ločitev dveh izhodnih žarkov. Nato je na vsako izhodno optiko pritrjen CCD detektor, ki zbira svetlobo od interferometra (glej sliko 6 v [15]).

    Medtem ko se v večini FTS-jev, ki ciljajo na zelo svetle vire, zrcalo interferometra premika z običajno, servo-hitrostjo, šibek signal iz astronomskih virov zahteva pristop koračnega skeniranja. Kocko interferograma dobimo z zajemom serije kratkoročno osvetljenih slik z dvema CCD-ima. Na vsakem koraku se eno od dveh ogledal v interferometru premakne za zelo kratko razdaljo (med 175 nm in

    5 [mikro] m, odvisno od spektralne ločljivosti in izbranega valovnega pasu). Signal na vsaki slikovni piki je moduliran kot funkcija zrcalnega vzorca z vzorcem, ki je odvisen od spektralne vsebine vira, pri čemer vsak od pikslov detektorjev v vsakem koraku snema signal, komplementaren ustrezni slikovni piki na drugem detektorju . Vektor, sestavljen iz takega zapisa pikslov, se imenuje interferogram in je enolično določen s spektralno vsebnostjo dohodne svetlobe. Vsota dveh slik, ki sta jih v vsakem koraku zajela oba detektorja, je nato enaka posamezni sliki, dobljeni z "normalno" kamero. Spektralne informacije za vsak piksel se zajamejo z diskretno Fourierjevo transformacijo (DFT ali FFT) skozi interferogramsko kocko, ki jo je mogoče kadar koli med pridobivanjem spremeniti v spektralno kocko, saj vsaka slika vsebuje informacije, ki pokrivajo celotno valovno območje. Vključitev dodatnih izpostavljenosti interferogramski kocki preprosto izboljša povezovanje izhodnih spektrov (spektralna ločljivost). Tako je pri iFTS spektralna ločljivost sorazmerna s skupno razliko optične poti (OPD) med obema krakoma interferometra, skeniranim med prvo in zadnjo sliko podatkovne kocke, ki jo je treba ta OPD pravilno vzorčiti skozi vrsto zrcal premiki na vnaprej določenih položajih zaporednih motenj. Ko dobimo podatkovno kocko in njene posamezne slike popravimo za instrumentalne artefakte (pristranskost, Flatfield, kot za katero koli sliko), Fourierjeva transformacija interferograma vsake slikovne pike ustvari podatkovno kocko, umerjeno z valovno dolžino. Stranski produkt spektralnih podatkovnih kock je torej globoka pankromatska slika (znotraj meja uporabljenega filtra - glej spodaj) tarč. Slika 1 povzema pridobitev podatkov z iFTS, slika 2 pa oprijemljiv primer.

    2.1. Tehnični izzivi. Kot vsaka slikovna naprava mora tudi iFTS vsebovati optiko z visokim prenosom, ki daje visokokakovostne pankromatične slike v celotnem valovnem pasu, ki ga pokriva instrument. Toda to ne pomeni samo dobrega spektroskopskega delovanja. Za dobro izvedbo tega vidika je potrebna tudi dobra modulacijska učinkovitost. Za delovanje FTS je torej značilna njegova modulacijska učinkovitost (ME), to je zmožnost interferometra za modulacijo padajoče svetlobe:

    ME = I (modulirana svetloba) / I (dohodna svetloba). (1)

    Učinkovitost modulacije lahko v disperzivnih spektrografih obravnavamo kot analog učinkovitosti rešetke. V najslabšem primeru, kjer je modulacijska učinkovitost enaka nič, se svetloba iz vira zabeleži na detektorju, vendar je interferogram ravna črta in iz njega ni mogoče pridobiti spektralnih informacij.

    Ta učinkovitost je odvisna od številnih dejavnikov, tehnično najbolj zahtevni pa so naslednji.

    (1) Kakovost površine optičnih komponent v interferometru (ogledala in razpršilec žarkov): pri dani valovni dolžini se ME zmanjša zaradi zmanjšane kakovosti površine, zato je vedno težje dobiti dobro ME, ko se premikamo iz infrardečega ultravijoličnemu (večina FTS-jev, ki so danes na voljo, dejansko delujejo na infrardečih in pod-mm valovnih dolžinah) ima število odbojev v interferometru glavno vlogo v globalnem ME. Ogledala s kakovostno površino [lambda] / 20 (od vrha do doline) so na voljo v prodaji po razumni ceni, vendar je treba velika ogledala [lambda] / 30 izdelati po meri in so zato veliko dražja. V primeru ploščatega ogledala, kot je SpIOMM (glej spodaj), se ME pri 350 nm podvoji (s 35% na 70%), saj se kakovost površine zrcal in škropilnic izboljša s [lambda] / 20 na [lambda] / 30 pri 800 nm izboljšanje ni tako veliko (z 85% na 92%).Še več, tudi če je zrcalna podlaga dovolj kakovostna, lahko kakršna koli napaka v nanosu prevleke ali kakršna koli napetost, ki jo povzročajo mehanski deli, ki se uporabljajo za vzdrževanje zrcala v interferometru, uniči začetno površinsko sliko in dramatično zmanjša modulacijsko učinkovitost, zlasti v modri del spektralnega območja.

    (2) Poravnava ogledal in stabilnost OPD med osvetlitvijo: oboje je ključno odvisno od kakovosti meroslovja in servo sistema, kar predstavlja največji tehnični izziv, s katerim se sooča iFTS vidnega pasu. Da bi žarki obeh krakov pravilno motili, morata biti ogledali zelo dobro poravnani. Najmanjše odstopanje v kateri koli smeri od pravilnega kota med obema zrcaloma zmanjšuje prostorsko skladnost (interferenco) obeh žarkov, ko se rekombinirajo. Tudi ta učinek je bolj očiten pri kratkih valovnih dolžinah. Odstopanje le 1,5 mikroradiana od popolne poravnave lahko zmanjša ME do 25% pri 350 nm. DFT predpostavlja, da so vse podatkovne točke vektorja interferograma pridobljene v enako oddaljenih intervalih OPD. Odstopanja od te predpostavke povzročajo povečano raven hrupa ali artefakte v nastalih spektrih. Tudi če so stopnice zrcala popolnoma enako oddaljene, se med drsenjem OPD-ja pojavi tudi tresenje OPD s standardnim odklonom do 10 nm (ki ga povzročajo npr. Vibracije teleskopa, ki se prenašajo skozi strukturo instrumenta in jih kompenzira servo sistem). zmanjša ME za znatno količino, zlasti v bližini UV. Zato je za zagotovitev stalne in visoke modulacijske učinkovitosti potrebno spremljati razdaljo med obema ogledaloma in njihovo poravnavo več tisoč krat na sekundo, skupaj s hitrim popravkom kakršnega koli odstopanja.

    Drugi dejavnik, ki ga je treba upoštevati, je mrtvi čas zaradi odčitka CCD. Ker se interferogram pridobi z vrsto nekaj sto slik s kratko izpostavljenostjo, čas, potreben za branje CCD (običajno 10 s v primeru SpIOMM), zmanjša splošno učinkovitost instrumenta. Nedavno izboljšanje tehnologije CCD zmanjšuje ta mrtvi čas na minimum,

    2 s. Običajni časi izpostavljenosti se gibljejo med 15 s za svetle galaktične tarče v rdeči barvi in ​​120 s za galaksije v modrem. Hrup odčitavanja CCD (

    3-10 e) je običajno nepomembno, saj prevladuje fotonski šum iz vira ali ozadja nočnega neba.

    2.2. Uporaba filtrov s sistemom iFTS. Spekter razširjenega vira, ki pokriva celotno vidno območje (recimo 350-700 nm), je mogoče dobiti z iFTS brez uporabe filtra, edina omejitev sta prenos optike in kvantna učinkovitost detektorja (ki v tej valovni dolžini dosega, sta oba odlična). Vendar pa imata dve funkciji tega instrumenta prednost pri uporabi filtrov: potreba po ustreznem vzorčenju interferograma, da doseže zahtevano spektralno ločljivost, in porazdeljeni fotonski šum.

    Kot smo že omenili, je spektralna ločljivost podatkovne kocke nastavljena z največjo razdaljo, ki jo prevozi gibljivo ogledalo interferometra med prvo in zadnjo sliko kocke. Toda slike ni mogoče preprosto posneti v določenem položaju zrcala, nato pa zrcalo premakniti daleč od začetnega položaja in upati na dobro ločljivost. Skupno razliko v optični poti je treba pravilno vzorčiti, velikost koraka pa se določi z najkrajšo valovno dolžino in celotnim obsegom valovnih dolžin, ki jih mora pokrivati ​​kocka. Uporaba filtrov za omejevanje celotnega obsega valovnih dolžin in tehnike spektralnega zlaganja (ali vzdevanja) omogoča povečanje dolžine zrcalnega koraka in s tem števila zrcalnih korakov za določeno spektralno ločljivost na račun celotne valovne dolžine. Poenostavljen primer bo pomagal razjasniti to: recimo, da bi radi uporabili svetle črte H [beta], [OIII] 4959, 5007, H a, [NII] 6548, 6584 in [SII] 6717 in 6731 za označujejo regijo HII. Minimalna spektralna ločljivost, potrebna v rdeči barvi (R

    1200) določa potreba po ločitvi dvojčka [SII] in modro (R

    200) za ločitev Hp od [OIII]. Če bi dobili R = 1200 z nefiltrirano kocko, ki pokriva celotno območje, ki ga dovoljuje iFTS z vidnim pasom, bi bilo potrebno

    1500 zrcalnih stopnic, kar bi omejilo posamezne izpostavljenosti na

    6 sekund za 4-urno integracijo (ob upoštevanju časa odčitavanja CCD). Uporaba dveh filtrov za izolacijo skupin modre in rdeče črte z enako spektralno ločljivostjo zahteva le 120 korakov in zato omogoča veliko globlje posamične slike v vsakem koraku za enak skupni čas, porabljen za tarčo.

    Drugi razlog za uporabo filtrov je zmanjšanje fotonskega šuma, ki ga povzroča dobro znana pomanjkljivost multipleksa FTS [16], kar v nekaterih primerih izravnava njegovo očitno prednost multipleksa. Pri disperzivnem spektrografu je šum fotonov pri dani valovni dolžini le posledica skupnega števila fotonov (od vira in neba) na tej določeni valovni dolžini. Toda z iFTS (to velja tudi za tradicionalni FTS z enim piklom) se fotoni iz celotnega območja valovnih dolžin, ki jih dovoljuje optika, zaznajo v vsakem koraku (valovne dolžine niso filtrirane, temveč modulirane) in enakomerno porazdeljene med vse valovne dolžine po Fourierjeva transformacija. V kocki iFTS v regiji HII fotonski šum iz svetle črte [OI] 5577 nočnega neba vpliva na precej šibkejše meglice [NII] 5755 ali HeI 6678, kar pa ne velja za spekter istega predmeta, pridobljenega z disperzivni spektrograf. To tudi pojasnjuje, zakaj iFTS najboljše cilja na emisijske črte, pri katerih je kontinuum v primerjavi z močmi emisijskih vodov precej nizek. V nekaterih primerih (značilnosti zelo nizke svetlosti površin, kot so ionizirani repi v jatah galaksij, oddaljene galaksije Lya), kontinuum nočnega neba določi mejo zaznavanja.

    V mejah, ki jih nalaga kompromis med spektralno pokritostjo in ločljivostjo, lahko uporabnik po izbiri filtra izbere svojo prednostno spektralno ločljivost od R = 1 (pankromatska slika, ki je vseeno stranski produkt vseh kock podatkov) do največje meje ki jih nalaga arhitektura interferometra (običajno nekajkrat 104) in ga prilagodite vsakemu predmetu.

    2.3. SpIOMM, prototip iFTS. Da bi prikazali zmogljivosti širokofrekvenčnega sistema iFTS, ki deluje v vidnem pasu, je naša skupina v tesnem sodelovanju z ABB-Analytical (18) zasnovala in zgradila SpIOMM (Spectrometre Imageur de l'Observatoire du Mont Megantic). prej Bomem), podjetje s sedežem v mestu Quebec, in Institut National d'Optique (INO). Glavni cilj katerega koli razvoja astronomskih instrumentov je bil obravnavati znanstveni primer, zasnova SpIOMM je bila optimizirana za napajanje naših znanstvenih projektov na medzvezdnem mediju, poznih stopnjah evolucije zvezd, nastajanju zvezd in evoluciji galaksij in ki jih ni bilo mogoče dobiti z obstoječih instrumentov. Ta instrument, pritrjen na 1,6 m teleskop Observatoire du Mont-Megantic, je sposoben v polju 127 x127 pridobiti vidno omejene, prostorsko ločene spektre razširjenih virov v filtrirnih pasovnih bazah vidnega (350-900 nm) pogleda s spektralno ločljivostjo R

    10-25000. Ponuja zelo veliko sosednje vidno polje s 100% faktorjem polnjenja, kar povzroči milijone spektrov na podatkovno kocko. V prvih nekaj letih delovanja je bilo zabeleženo samo eno izhodno pristanišče s 1340 x 1300, 0,55-palčnim LN-hlajenim CCD-jem, s časom branja 8 sekund. Pred kratkim smo njegovemu drugemu izhodu dodali 2k x 2k CCD pristanišče.

    SpIOMM-ova modulacijska učinkovitost je zelo dobra (85%) v rdečih številkah, izmerjena z nočnimi opazovanji He-Ne laserske podatkovne kocke, ki se uporablja tudi za spektralno kalibracijo znanstvenih kock. Optična kakovost ogledala in razpršilnika žarkov (A / 20, od vrha do doline), pa tudi prototip meroslovnega sistema, nam ne omogoča doseganja izjemne modulacijske učinkovitosti v bližini UV (

    25%), zato je večina naših kock podatkov pridobljena v območju od 450 do 700 nm. Kljub temu je bilo nekaj kock dobljenih v pasu U, kot je prikazano na sliki 3.

    V zadnjih nekaj letih smo dobili kocke podatkov o regijah HII [19], planetarnih meglicah [20], Wolf-Rayetovih mehurčkih in edinstvenih 3D pogledih na ostanke mladih supernov [21,22], pa tudi vzorec bližnjih spiralnih galaksij (naslednji odsek). Čas osvetlitve je od 7 sekund na korak za opazovanje svetlih meglic v rdečem filtru do 90 sekund na korak za opazovanje galaksij v modrem filtru. Tipična podatkovna kocka zato zahteva skupni čas osvetlitve med eno in petimi urami. Tehnični in znanstveni napredek SpIOMM je opisan v seriji člankov SPIE, na katere je bralec napoten za več podrobnosti [23-26]. Aplikacije SpIOMM na področju bližnjih galaksij so predstavljene v naslednjih poglavjih.

    3. Spiralne galaksije v bližini: emisijske črte

    Nove možnosti, ki jih ponuja iFTS za opazovanje izvengalaktičnih regij HII, bodo močno izboljšale naše razumevanje razvoja galaksij. Z visoko prostorsko ločljivostjo nam SpIOMM omogoča opazovanje več sto regij, ki tvorijo zvezde, hkrati nad vsemi strukturnimi komponentami galaksije. Odličnost statistik in sistematična karakterizacija, dosežena za regije HII, bo pomagala pridobiti kovinske gradiente in pridobiti znanje o različnih mehanizmih, ki poganjajo nastajanje zvezd. V tem prispevku bodo podatkovne kocke NGC628 uporabljene kot tipičen primer zmogljivosti SpIOMM.

    3.1. Opazovanja in zmanjševanje podatkov. Uporabljena sta bila dva filtra, modri filter, ki pokriva valovno dolžino od 475 do 515 nm, in rdeči od 650 do 680 nm. Vključujejo več uporabnih emisijskih vodov: Hp, [OIII] [lambda] [lambda] 4959, 5007, [NIII] [lambda] [lambda] 6548, 6584, H a, HeI [lambda] 6678 in [SII] [lambda] [lambda] 6717, 6731. Spektralna ločljivost (R = [lambda] / [DELTA] [lambda]) kock podatkov je

    1600 v rdečih. Izvedeno je bilo povezovanje slikovnih pik, da smo dosegli velikost pik 1,07 ". Na kocke podatkov smo uporabili osnovne CCD popravke (pristranskost, zatemnitev in ploskev), preden smo popravili spremembe prosojnosti neba. Za uporabo je bil uporabljen He-Ne laser kalibracija valovnih dolžin. Kalibracija toka je bila izvedena z uporabo podatkovnih kock standardne zvezde HD74721 v obeh filtrih. Končno je bil povprečni spekter nočnega neba pridobljen iz tisoč pik okoli galaksije in odštet od spektrov galaksij (glej sliko 4 (a )).

    3.2. Spektralna analiza. Emisijske črte ioniziranega plina so opremljene z dvema različnima tehnikama. Ena temelji na Gaussovem ujemanju spektralnih črt po pikslih z uporabo fithi rutine iz knjižnice IDL MAMDLIB, ki je na voljo na naslednji spletni strani: http://www.cita.utoronto.ca/

    mamd / mamdlib.html. Slika 4 (b) prikazuje primer rezultata za en piksel v območju HII.

    Druga metoda je uporaba kode HIIphot [27] za določanje kontur regij HII in nato s pomočjo fithi rutine prilagodi globalni spekter (vsota slikovnih pik v isti regiji) vsake regije HII. Slika 4 (c) prikazuje primer obrisov regije HII, identificirane s HIIphot nad sliko Ha. Parametri, navedeni v HIIphot, zagotavljajo, da je ves tok Ha vključen v konturno karto regije HII.

    V času pisanja še ni bil uporabljen noben popravek za Balmerjeve absorpcijske črte. Dolgi režni spektri, dobljeni vzdolž galaktičnega polmera, se bodo uporabili za popravek vpliva absorpcije na črti Hp in Ha. V primeru NGC628 absorpcija Hp in Ha ni zanemarljiva le v samem središču galaksije (notranji 1 kpc). Zaenkrat brez popravka absorpcije so izpeljani parametri, ki uporabljajo črto Ha, resnično blizu resničnosti, pri parametrih, ki uporabljajo črto Hp, pa upoštevamo samo območja z radialnim položajem nad 1 kpc. Omejitev zaznavanja ene slikovne pike znotraj območja HII je

    6x [10.s-17] erg [s.sup.-1] [cm.-2] v vrstici Ha. Slika 4 (d) prikazuje primer šibkega spektra pikslov.

    3.3. Rezultati. Notranje izumiranje prahu se izračuna s teoretičnim razmerjem Ha / Hp.

    2,87 za regije HII pri 10000 K z [R.s] V = 3,1 (najprej je bilo upoštevano izumrtje Rimske ceste na vidni liniji). Notranji E (B - V) zemljevid NGC628 je prikazan na sliki 5 (a) z uporabo analize pik za pikslom. Skupni pretok Ha, pridobljen s SpIOMM za NGC 628, je 1,39 x [10 -11] erg [s.-1] [cm-2]. Ta vrednost se dobro ujema z drugimi študijami. Na primer, z manjšim vidnim poljem so Sanchez et al. ([28] 6 'x 6) in Kennicutt et al. ([29] 6,4 'x 6,4) je našel vrednost 1,13 x [10.s-11] erg [s.sup.-1] [cm.-2] in 1.04 x [10.s-11] ] erg [s.sup.-1] [cm.-2] oziroma z večjim vidnim poljem Hoopes et al. ([30] 29 'x 29') je dobila vrednost 1,51 x [10.s-11] erg [s.sup.-1] [cm.-2].

    Na sliki 5 (b) je prikazana karta prahu H-alfa, popravljena s prahom, pika za pikslom. Njegova skupna svetilnost Ha, popravljena s prahom, je potem 3,56 x [10s 41] erg [s.sup.-1] (ob predpostavki, da je razdalja 9,7 Mpc). Globalna stopnja nastajanja zvezd NGC628 z uporabo Kennicuttove formule [31] (SFR [[M.sub. [Pikčasto obkrožanje]] [yr.sup.-1]] = 7,9 x [10s-42] [L. sub.Ha [alfa]] [erg [s.sup.-1]]), je potem SFR = 2,8 [M.s [dot encircle]] [yr.s-1]. To je nekoliko višje od vrednosti 2,4 [M. [obkrožanje pik]] [leto-1], ki so jo ocenili Sanchez et al. [28], vendar je razlika pojasnjena z večjim številom regij HII, ki jih je razkril SpIOMM v zunanjih predelih galaksije.

    Z uporabo kazalnikov kovinskosti N2 in O3N2, opredeljenih v [32] (PP04), smo izpeljali kovino regij HII, identificiranih s HIIphot, kot je opisano zgoraj. Kot je prikazano na sliki 6 (a), linearno prileganje z uporabo indikatorja N2 in vseh identificiranih regij HII daje razmerje 12 + log (O / H) = 8,687-0,020 r [kpc]. Zelo podobno razmerje, 12 + log (O / H) = 8.689 - 0.022 r [kpc], dobimo z uporabo indikatorja N2 za podvzorec regij HII, za katerega je značilen tudi indikator O3N2 (4 [sigma] detekcije OIII [lambda] [5007] vrstice so bile uspešne samo v 134 regijah). Kot je prikazano na sliki 6 (b), če uporabimo indikator O3N2, najdemo bolj strm nagib, 12 + log (0 / H) = 8.780 - 0.033 r [kpc]. V nasprotju z indikatorjem O3N2 ima indikator N2 lokalni maksimum v svoji porazdelitvi kovinskosti [33], kar lahko, domnevamo, lahko vnese več razpršenosti in negotovosti v gradient N2.

    Velika prednost instrumenta, kot je SpIOMM, je možnost izvedbe podrobne prostorske analize emisijskih vodov. Na preučene emisijske črte vplivajo spremembe ionizacijskega parametra in temperature elektronov [33], ko se oddaljujemo od območij HII. Poleg tega lahko komponenta v emisiji prihaja iz difuznega ioniziranega plina v galaksiji (DIG [34]). Izvor DIG je še vedno zapleten (ionizacija v ozadju starejših zvezdnih populacij, zvezdni vetrovi, AGN, sunki). Med drugim lahko DIG prispeva k vrstam z nizko ionizacijo, kot so NII, SII, Ha, Hp in OII [35, 36]. V NGC628 vidimo sistematične spremembe v razmerjih črt kot funkcijo razdalje od vrha emisije Ha: v primeru relativno nizke kovinske (

    8.4) območje najdemo naraščajoče razmerje [NII] [lambda] 6584 / H a in padajoče razmerje [OIII] [lambda] 5007 / H β (glej primere na sliki 7 za NGC 628), medtem ko za sorazmerno visoko kovinsko (

    8.8), se te spremembe razmerja črt obrnejo (glej primere na sliki 8 za NGC 628). O teh vedenjih je treba razpravljati v smislu prispevka DIG in spreminjanja pogojev regije HII, vendar tukaj jasno opozarjajo na pomen prostorske ločljivosti pri določanju in karakterizaciji regij HII in opazovanju natančnega kovinskega gradienta. Kot prikazuje karta kovinskosti O3N2 po slikovnih pikah NGC 628 (slika 9), če uporabimo večjo odprtino za preučevanje regij HII, bo to vplivalo na oceno številčnosti vsake regije in tudi na kovnost galaksij. gradient. O učinkih DIG na karakterizacijo ekstragalaktičnih regij HII bomo razpravljali v prihodnjih publikacijah.

    4. Eliptične galaksije: absorpcijske črte

    4.1. Ekstrakcija absorpcijskih linij. Velika večina komercialno dostopnih FTS uporablja to tehniko za merjenje jakosti absorpcijskih linij v njihovih ciljnih spektrih. Torej nič v konceptu iFTS ne preprečuje pridobivanja spektrov kontinuumskih virov z absorpcijskimi lastnostmi. Vendar zgoraj obravnavana pomanjkljivost multipleksa poveča raven hrupa za dani spektralni element v primerjavi z disperzivno spektroskopijo. Ta porazdeljeni šum, zabeležen v interferogramu (fotonski šum iz celotnega pasovnega pasu prispeva k posnetemu signalu v vsakem koraku zrcala), se po FFT prenese v spekter.

    Slika 10 prikazuje poenostavljen primer porazdeljenega hrupa. Glede na dva vira enakega skupnega pretoka, enega z emisijo in enega z absorpcijo, je jasno, da se interferogrami popolnoma razlikujejo, tudi če je srednja vrednost enaka. Emisijska črta kaže velike razlike v svojem interferogramu, medtem ko za absorpcijsko črto hitro zbledijo. V tem primeru se uporabi samo [kvadratni koren N] fotonskega šuma in ker je povprečni tok enak za obe črti, je povprečna raven hrupa približno enaka. To pa povzroča raven šuma v spektrih, ki je pri obeh tudi približno enaka. Takrat je enostavno videti, da bi bila raven hrupa v primerjavi s tokom v liniji za absorpcijsko funkcijo veliko večja, če bi izvlekli profil obeh črt. Za enak srednji pretok pasovne širine, ki ga pokriva filter, bodo spektri, v katerih prevladujejo emisijske črte, pokazali večji SNR kot spektri kontinuumskih virov z absorpcijskimi črtami. Zvezdni spektri so bili kljub temu redno pridobljeni s sistemom SpIOMM, nekateri so prikazani na sliki 11. Pravzaprav vse podatkovne kocke SpIOMM vključujejo zvezde, za katere je mogoče ekstrahirati spektre.

    Potem je očitno, da iFTS ni idealen instrument za opazovanje posameznih zvezd. Vendar široko vidno polje, ki ga zagotavlja SpIOMM, omogoča opazovanje na stotine zvezd hkrati, pa tudi razširjene vire absorpcijske črte, kar nadomešča pomanjkljivost multipleksa. Pridobljene so bile kocke odprtih grozdov in razvita je bila tehnika za optimizacijo ekstrakcije zvezdnih interferogramov, pri čemer bodo razlike med rezultati pridobivanja kock predstavljene drugje.

    4.2. Primer M87.Da bi količinsko opredelili sposobnost SpIOMM, da zagotovi znanstveno koristne absorpcijske spektre razširjenega vira, smo usmerili orjaško eliptično galaksijo M87 z uporabo SpIOMM-ovega prilagojenega V filtra (538-649 nm). Naš glavni cilj je bil primerjati podatke SpIOMM s podatki, pridobljenimi z neposrednimi posnetki in spektroskopijo z dolgimi režami. Z IRAF-ovim paketom STSDAS smo najprej izvlekli profile svetilnosti in izofote iz pankromatske slike, pridobljene s kombiniranjem vseh rezin iz spektralne kocke (glej sliko 12 (a)). Naši podatki se odlično ujemajo z večpasovnimi posnetki Liu in sod. [37] smo nato ekstrahirali spektre vzdolž izofotalnih linij pri različnih galaktocentričnih polmerih, prikazanih na sliki 12 (b). Spektri kažejo številne zanimive lastnosti, dve najpomembnejši pa sta molekularni TiO pas na rdeči strani in natrijev dublet (NaD) v središču blizu 5900 [Angstrom].

    Za primerjavo naših podatkov s tistimi, ki jih je Davidge [17] pridobil s spektrografom z dolgimi režami na 3,6 m teleskopu Kanada-Francija-Havaji, smo izvlekli indeks NaD, kot sta ga opredelila Worthey in Ottaviani [38], pa tudi to vrstico enakovredna širina, določena iz vgrajenega Gaussovega profila. Te vrednosti primerjamo na sliki 13, ki prikazuje jasen negativni gradient z naraščajočim galaktocentričnim polmerom. Vrednosti indeksa Lick NaD so v povprečju nekoliko nižje od Davidgeovih, vendar je to predvsem posledica naše nižje spektralne ločljivosti (1,2 nm v primerjavi z 0,6 nm). Popravek, ki so ga predlagali Vazdekis in sod. [39] bi to nadomestilo dodalo približno 0,4 [Angstrom] našim vrednostim, kar bi jih približalo Davidgejevim, vendar ne bi vplivalo na naklon naklona, ​​ki je podoben.

    Izvleček znanstvenih podatkov iz absorpcijskih lastnosti v razširjenem objektu, kot je galaksija, se izkaže za izvedljivega. Tako vizualni kot spektralni podatki, pridobljeni na viru s slikovnim FTS SpIOMM, se dobro ujemajo z literaturo. Med opazovanjem je bistvena stabilnost, da se zagotovi najboljši možni SNR glede absorpcijskih lastnosti. To je še posebej pomembno za SITELLE, ki bi moral zaradi bolj stabilne zasnove v primerjavi s SpIOMM omogočiti veliko podrobnejše in natančnejše preučevanje absorpcijskih lastnosti.

    5. Naslednji koraki: SITELLE in SNAGS

    5.1 SITELLE. SpIOMM je bil čudovit prototip, s katerim lahko delamo in se iz njega učimo, še posebej zahvaljujoč našemu privilegiranemu dostopu do dobro opremljenega 1,6 m teleskopa v Observatoire du Mont Megantic, kjer so razmere za opazovanje lahko ostre, zlasti pozimi, ko lahko temperature padejo do -30 [stopinj] C. Toda popolne prednosti tehnologije iFTS je mogoče doseči le z močnejšim instrumentom, nameščenim na velikem teleskopu z odličnimi razmerami na nebu. Naša ekipa je zato zasnovala in izdelala SITELLE, iFTS, ki ga je kot gostujoči instrument sprejel kanadsko-francosko-havajski teleskop (CFHT). Vse izkušnje, pridobljene z našo redno uporabo SpIOMM, so bile uporabljene v zasnovi SITELLE [40, 41] in njene programske opreme za zmanjševanje podatkov, ORBS [42]. Vidno polje in največja spektralna ločljivost SITELLE (oz. 11 'x 11' in R

    25000) so zelo podobni SpIOMM-jem, vendar se bo njegova zmogljivost močno izboljšala, zlasti v bližnji UV, zahvaljujoč zelo kakovostni optiki znotraj interferometrske votline ([lambda] / 30), močnejši meroslovnosti, servo mehanizmu in strukturni togosti kar vodi do zelo nizkega tresenja zrcala (-10 nm RMS), pa tudi visokega QE in nizkega bralnega hrupa 2k x 2k CCD s pomočjo e2v. Zahvaljujoč štirim bralnim ojačevalnikom na vsakem CCD-ju je čas odčitavanja

    3 s, s čimer se poveča splošna učinkovitost instrumenta. Celotna prepustnost SITELLE, vključno z modulacijsko učinkovitostjo in kvantno učinkovitostjo detektorjev, je prikazana na sliki 14. Izboljšano je tudi prostorsko vzorčenje (0,32 "slikovnih pik), da se ujema z odličnim vidom, ki ga zagotavlja CFHT. Izjemno nizka je tudi svetlost neba na Mauna Kea , kar znatno izboljša zaznavnost šibkih virov. Če upoštevamo vse te dejavnike, ocenjujemo, da bo SITELLE na CFHT približno 350-krat bolj občutljiv pri 350 nm in 6-krat bolj pri 700 nm kot SpIOMM pri OMM.

    V času pisanja tega članka je SITELLE v zaključni fazi integracije in testiranja, za načrtovano dostavo na CFHT v začetku leta 2014. Prva luč, zagon in preverjanje znanosti bodo kmalu zatem. Kot gostujoči instrument bo SITELLE dostopen vsem partnerjem CFHT. Dolg seznam projektov, predstavljen na delavnici, organizirani maja 2013 (http://www.craq-astro.ca/sitelle/talk.php), je pokazal zanimanje skupnosti CFHT (in širše) za ta instrument na področjih, kot so raznoliki kot kometi, zvezdne kopice, bližnje galaksije in Lymanovi oddajniki z visokim rdečim premikom. Kot dokazujejo Graham in sod. [43] V prispevku, ki opisuje utemeljitev opreme vesoljskega IR teleskopa z iFTS, je tak instrument zelo močno orodje za relativno nepristransko preučevanje oddaljenih galaksij. Pri zelo nizkih nivojih pretoka nebesno ozadje določa meje zaznavanja virov emisijskih linij na Mauna Kea, ki so zelo podobne ozadju IR ozadja v vesolju, zato lahko SITELLE vidimo kot zemeljsko različico Grahamovega predlaganega iFTS . Moč SITELLE pri tej vrsti študije je, da bo prostor rdečega premika enakomerno vzorčil na širokem polju, kar omogoča nepristransko spektroskopsko določanje rdečega premika in analizo linijskih profilov na več galaksijah na kocko. Da bi nadaljevali delo SpIOMM, predstavljeno v tem članku, naslednji odsek povzema načrte za raziskovanje bližnjih galaksij SNAGS.

    5.2. SNAGI. Močne omejitve za modele galaktičnega razvoja in dinamične procese, ki preoblikujejo galaksije, izhajajo iz homogenih določitev kemijske številčnosti v posameznih plinastih meglicah, porazdelitve njihovih zvezdnih populacij glede na starost in kovinskost ter plinaste in zvezdne kinematike. SITELLE s svojimi učinkovitimi in vsestranskimi 3D spektroskopskimi zmogljivostmi v velikem vidnem polju ponuja priložnost za preučevanje teh evolucijskih omejitev v velikem številu velikih bližnjih galaksij diskov. Nedavni primeri uporabe integriranih poljskih zmogljivosti za preučevanje bližnjih diskovnih galaksij kažejo celoten potencial te tehnike za ocenjevanje številčnosti meglic in zvezdne kovinske [28]. Trenutno načrtujemo izvedbo ankete (SNAGS) na vzorcu

    75 velikih (D & gt 37), bližnjih spiral s SITELLE na CFHT. Naši glavni cilji so (1) določiti prostorsko porazdelitev nebularnih obilnosti po njihovem disku in oceniti radialne, azimutne in lokalne variacije znotraj različnih komponent galaksije (tj. Palic, krakov in predelkov ter zunanji disk), (2) do rekonstruirajo njihovo zgodovino nastajanja zvezd skozi zvezdne populacije in (3) preslikajo plinasto in zvezdno kinematiko ter preučijo raznolike dinamične procese, ki urejajo nastajanje in mešanje velikih zvezd na njihovih diskih.

    Kot dokazujejo drugi članki v tem zvezku, SNAGS ni prvi projekt, katerega cilj je celostna spektroskopija polja velikega vzorca bližnjih galaksij. Ena najzgodnejših in najuspešnejših je raziskava SAURON, ki se večinoma osredotoča na galaksije zgodnjega tipa [44, 45]. A daleč najbolj podobna programa sta CALIFA [46-48] in VENGA [49, 50]. Znanstvene cilje SNAGS bomo ločili od ciljev drugih dveh projektov po glavnih prednostih njegove instrumentalne nastavitve: bistveno višja prostorska ločljivost (omejena le z izjemno kakovostjo slike CFHT in velikostjo slikovnih pik SITELLE 0,32 ") s 100% višjim faktorjem polnjenja spektralna ločljivost (R

    2000), ki bo v kombinaciji z zelo natančno kalibracijo valovnih dolžin, ki je značilna za koncept iFTS, omogočila podrobne kinematične študije na zelo majhnih lestvicah zelo širokega vidnega polja, ki v kombinaciji z visoko prepustnostjo SITELLE-ja od bližnjega UV-območja v vidnem območju in temno temo Mauna Kea nebo, nam bo omogočilo sondiranje najbolj oddaljenih regij galaksij.

    Naš predhodni vzorec galaksij vključuje predmete različnih morfologij, mas in okolja. Opazili bodo na primer več predmetov s palicami, da bi raziskali potencialno vlogo nesimetričnih komponent pri sprožanju / gašenju nastajanja zvezd in mešanju kemičnih elementov v diskih galaksij. Drugi predmeti s tvorbo zvezd v njihovih zunanjih diskih (npr. Identificirani iz opazovanj GALEX) so bili izbrani za oceno obsežnih prelomov v radialnih gradientih številčnosti in za proučevanje kemijskih procesov na obrobju teh diskov [51]. SNAGS bo pridobil spektrofotometrično umerjene kocke podatkov v treh spektralnih območjih, da pokrije močne črte od [OII] [lambda] 3727 do [SII] [lambda] [lambda] 6717, 6731. Številčnost meglic bo določena z uporabo več metod razmerja črt in kalibracije (npr. R23, N2Ha in O3N2, glej pregled Kewley in Zahid [52]) za manjši vzorec galaksij bodo pridobljena dopolnilna opazovanja za manjši vzorec galaksij, da bodo številčnosti izpeljali z "neposrednimi" meritvami polarne črte, da bi oceniti "posredne" metode. Plinsko kinematiko v majhnem obsegu bomo preučevali z zmerno ločljivostjo (R

    4000) za vsa tri spektralna območja. Dosedanje študije (npr. CALIFA in VENGA) so se osredotočale na globalne lastnosti (gradientov številčnosti) v galaksijah. SNAGS bo ocenil tudi majhne spremembe, ki jih povzročajo večfazni zvezdni vetrovi, obogatitev z zvezdnimi gručami v posebnih evolucijskih fazah in dinamične procese. SITELLE je idealen instrument, da se osredotočite na te majhne (& lt100 pc) variacije in določite pogoje, pod katerimi se odvijajo. V fazi znanstvene verifikacije instrumenta, načrtovanega za začetek leta 2014, bo izvedena pilotna študija za SNAGS, sama raziskava pa se bo začela kasneje po končnem zagonu.

    V tem članku smo iFTS predstavili kot izvedljiv pristop k integralni spektroskopiji polja. Redna uporaba SpIOMM in predhodni preskusi, opravljeni s SITELLE, so pokazali, da so tehnični izzivi, ki jih postavljajo zelo stroge zahteve glede optične kakovosti komponent iFTS ter njegovega meroslovja in servo sistema, preseženi in zdaj omogočajo, da dosežemo visoka modulacijska učinkovitost pri vidnem in bližnjem UV.

    Znanstvena niša za pristop iFTS mora upoštevati njegove glavne prednosti (zelo široko vidno polje, velika prepustnost, kakovost slike z omejeno vidljivostjo in prilagodljiva spektralna ločljivost) in slabosti (spektralno porazdeljen šum in potreben kompromis med spektralno pokritostjo in ločljivostjo ) v primerjavi s standardnimi integralnimi poljskimi spektrografi. Čeprav je bil prvotni FTS z enim piklom klasično znan po svoji sposobnosti doseganja zelo visoke spektralne ločljivosti (R do 105), je "sladka točka" astronomskega iFTS očitno v opazovanjih razširjenih virov emisijskih vodov pri nizkih -zmerne vrednosti R. Vendar pa še vedno lahko izkoristimo sposobnost visoke spektralne ločljivosti iFTS z uporabo ozkopasovnih filtrov in ga uporabimo tudi za študije absorpcijske črte.

    Prihod SITELLE-ja na teleskop razreda 4 m (CFHT) pod izjemnim nebom, kjer se bo uporabljal za najrazličnejše znanstvene projekte, bo bolje opredelil nišo iFTS in njene zmogljivosti.

    Avtorji izjavljajo, da glede objave tega prispevka ni navzkrižja interesov.

    Zahvaljujemo se finančnim prispevkom Kanadske fundacije za inovacije, Kanadske vesoljske agencije, Kanadskega sveta za naravoslovje in tehniko, Fonds Quebecois de la Recherche sur la Nature et les Technologies, kanadsko-francosko-havajskega teleskopa in Universite Laval. Zahvaljujemo se tudi Ghislainu Turcotteju, Bernardu Malenfantu in Pierre-Lucu Levesqueju za pomoč pri teleskopu in skupini CFHT, ki jo vodi Marc Baril, za izvrstno delo na detektorskem sistemu za SITELLE in njegovo izvedbo v teleskopu.

    [1] J. C. Mather, E. S. Cheng, R. E. Eplee Jr. et al., "Predhodno merjenje spektra kozmičnega mikrovalovnega ozadja s satelita vesoljskega raziskovalca ozadja (COBE)", The Astrophysical Journal, vol. 354, str. L37-L40, 1990.

    [2] H. P. Gush, M. Halpern in E. H. Wishnow, "Raketno merjenje spektra mm-valov kozmičnega ozadja-sevanja", Physical Review Letters, vol. 65, št. 5, str. 537-540, 1990.

    [3] N. Scoville, D. N. B. Hall, S. G. Kleinmann in S. F. Ridgway, "Odkrivanje emisije pasu CO v objektu Becklin-Neugebauer", The Astrophysical Journal, vol. 232, str. L121-L124, 1979.

    [4] S. T. Ridgway, D. F. Carbon, D. N. B. Hall in J. Jewell, "Atlas poznih zvezdnih spektrov, 2400-2778 inverznih centimetrov", The Astrophysical Journal, Supplement Series, vol. 54, str. 177-209, 1984.

    [5] A. A. Chalabaev in J. P. Maillard, "Skoraj infrardeča spektroskopija gama kasiopej - omejitve na polju hitrosti v ovojnici," The Astrophysical Journal, vol. 294, str. 640-645, 1985.

    [6] J. P. Maillard, J. Crovisier, T. Encrenaz in M. Combes, "Spekter kometa p / Halley med 0,9-MICRONS in 2,5MICRONS," Astronomy and Astrophysics, vol. 187, str. 398, 1987

    [7] J. P. Maillard in D. Simons, "Napredek v teleskopskih in instrumentacijskih tehnologijah," v Zborniku Delavnice konference ESO, str. 733, 1992.

    [8] T. Paumard, J.-P. Maillard in M. Morris, "Kinematična in strukturna analiza minispirale v galaktičnem središču iz spektro-posnetkov BEAR," Astronomija in astrofizika, letn. 426, št. 1, str. 81-96, 2004.

    [9] R. Wu, E. T. Polehampton, M. Etxaluze et al., "Opazovanje razširjenih virov s Herschelovim spektrometrom Furiejeve transformacije SPIRE," Astronomy and Astrophysics, vol. 556, članek A116, 11 strani, 2013.

    [10] W. Posselt, J.-P. Maillard in G. Wright, "NIRCAM-IFTS: slikovni Furiejev spektrometer za NGST," v NGST Science and Technology Exposition, vol. 207 Astronomskega društva pacifiške konference, str. 303, 2000.

    [11] J. R. Graham, "IFIRS: slikovni Fourierjev spektrometer za vesoljski teleskop naslednje generacije," v NGST Science and Technology Exposition, vol. 207 Astronomskega društva pacifiške konference, str. 240, 2000.

    [12] S. L. Morris, J. Ouellette, A. Villemaire, F. Grandmont in L. Moreau, "Kanadski IFTS za NGST," v NGST Science and Technology Exposition, vol. 207 Astronomskega društva pacifiške konference, str. 276, 2000.

    [13] F. Boulanger, J. P Maillard, P Appleton et al., "Molekularni raziskovalec vodika H2EX," Experimental Astronomy, vol. 23, št. 1, str. 277-302, 2008.

    [14] C. L. Bennett, "Kritična primerjava tridimenzionalnih slikovnih pristopov (pregled)", v Imaging the Universe in Three Dimensions: Astrophysics with Advanced Multi-Wavelength Imaging Devices, vol. 195 iz Astronomical Society of the Pacific Conference Series, str. 58, 2000.

    [15] L. Drissen, A. P Bernier, M. Charlebois, A. Alarie, F. Grandmont in J. Mandar, "Imaging Fourierjeva spektroskopija za astronomijo", v Fourierjeve transformacije - novi analitični pristopi in strategije FTIR, G. Nikolic, Ed., Poglavje 23, InTech, Reka, Hrvaška, 2011.

    [16] J. P Maillard, L. Drissen, F. Grandmont in S. Thibault, "Integralna širokopolna spektroskopija v astronomiji: slikovna FTS rešitev," Experimental Astronomy, vol. 35, št. 3, str. 527-559, 2013.

    [17] T. J. Davidge, "Spektroskopski gradienti v svetlih eliptičnih galaksijah," The Astronomical Journal, vol. 103, št. 5, str. 1512-1525, 1992.

    [18] F. Grandmont, Razvoj dun spektrometra imageur transformee de Fourier pour lastronomie [Ph.D. diplomsko delo], Universite Laval, 2007

    [19] D. Lagrois, G. Joncas in L. Drissen, "Diagnostična razmerja linij v optičnem plinskem kompleksu IC1805," Mesečna obvestila Kraljevskega astronomskega društva, letn. 420, št. 3, str. 2280-2299, 2012.

    [20] D. Lagrois, L. Drissen in G. Joncas, predloženo mesečnim obvestilom Kraljevega astronomskega društva.

    [21] M. Charlebois, L. Drissen, A.-P Bernier, F. Grandmont in L. Binette, "Hiperspektralni pogled na meglico rakov," The Astronomical Journal, vol. 139, št. 5, str. 2083-2096, 2010.

    [22] A. Alarie, A. Bilodeau in L. Drissen, Mesečna obvestila Kraljevskega astronomskega društva. V tisku.

    [23] F. Grandmont, L. Drissen in G. Joncas, "Razvoj slikovnega Fourierjevega spektrometra za astronomijo," v Specialized Optical Developments in Astronomy, vol. 4842 iz zbornika SPIE, str. 392-401, Waikoloa, Havaji, ZDA, avgust 2002.

    [24] A.-P. Bernier, F. Grandmont, J.-F. Rochon, M. Charlebois in L. Drissen, "Prvi rezultati in trenutni razvoj SpIOMM: slikovni Fourierjev spektrometer za astronomijo," v Ground-Based and Airborne Instrumentation for Astronomy, vol. 6269 Zbornik SPIE, str. 135, Orlando, Fla, ZDA, maj 2006.

    [25] A.-P. Bernier, L. Drissen, P Charlebois et al., "Znanost izhaja iz slikovnega Fourierjevega spektrometra SpIOMM," v 2nd Ground-Based and Airborne Instrumentation for Astronomy, vol. 7014 iz zbornika SPIE, Marseille, Francija, junij 2008.

    [26] L. Drissen, A. Alarie, T. Martin et al., "Novi znanstveni rezultati s SpIOMM: preizkuševališče za CFHT-jev Fourierjev transformacijski spektrometer SITELLE," v 4th Ground-Based and Airborne Instrumentation for Astronomy, vol. 8446 zbornika SPIE, Amsterdam, Nizozemska, julij 2012.

    [27] D. A. Thilker, R. Braun in R. A. M. Walterbos, "HIIphot: avtomatizirana fotometrija regij H II, uporabljena za M51," Astronomical Journal, vol. 120, št. 6, str. 3070-3087, 2000.

    [28] SF Sanchez, FF Rosales-Ortega, RC Kennicutt et al., "PPAK širokopolna integralna spektroskopija polja NGC 628 - I. Največji spektroskopski mozaik v posamezni galaksiji," Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, zv. 410, št. 1, str. 313-340, 2011.

    [29] R. C. Kennicutt, J. C. Lee, J. G. Funes, S. Sakai in S. Akiyama, "H-alfa-slikovna raziskava galaksij v lokalnem obsegu 11 Mpc," The Astrophysical Journal, Supplement Series, vol. 178, št. 2, str. 247-279, 2008.

    [30] C. G. Hoopes, R. A. M. Walterbos in G. D. Bothun, "Farultraviolet in Ha slikanje bližnjih spiralnih galaksij: zvezdna populacija OB v difuznem ioniziranem plinu," The Astrophysical Journal Letters, vol. 559, št. 2, str. 878-891, 2001.

    [31] R. C. Kennicutt, "Nastajanje zvezd v galaksijah vzdolž zaporedja Hubble," Letni pregled astronomije in astrofizike, letn. 36, str. 189-231, 1998.

    [32] M. Pettini in B. E. J. Pagel, "[O III] / [N II] kot indikator številčnosti pri visokem rdečem premiku," Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 348, št. 3, str. L59-L63, 2004.

    [33] L. J. Kewley in M. A.Dopita, "Uporaba močnih črt za ocenjevanje številčnosti v ekstragalaktičnih regijah HII in galaksijah zvezdnih žrtev," Astrophysical Journal, Supplement Series, vol. 142, št. 1, str. 35-52, 2002.

    [34] G. A. Blanc, A. Heiderman, K. Gebhardt, N. J. Evans II in J. Adams, "Prostorsko razrešen zakon o tvorbi zvezd iz integralne poljske spektroskopije: opažanja VIRUS-P NGC 5194," Astrophysical Journal, vol. 704, št. 1, str. 842-862, 2009.

    [35] LM Haffner, RJ Reynolds in SL Tufte, "WHAM-ova opazovanja Ha, [S II] in [N II] proti Orionu in peruseju: preizkušanje fizičnih pogojev toplega ioniziranega medija," Astrophysical Journal , zv. 523, št. 1, str. 223-233, 1999.

    [36] B. Otte, RJ Reynolds, JS Gallagher III in AMN Ferguson, "Iskanje dodatnega ogrevanja: emisija [O II] v difuznem ioniziranem plinu NGC 891, NGC 4631 in NGC 3079," Astrophysical Journal, zv. 560, št. 1, str. 207-221, 2001.

    [37] Y. Liu, X. Zhou, J. Ma, Y. Yang, J. Li in J. Chen, "Globoka površinska fotometrija M87 s 13 optičnimi pasovi," The Astrophysical Journal, vol. 129, št. 6, str. 2628-2635, 2005.

    [38] G. Worthey in D. L. Ottaviani, "Značilnosti absorpcije Hy in Hd v zvezdah in zvezdnih populacijah," Astrophysical Journal, Supplement Series, vol. 111, št. 2, str. 377-386, 1997.

    [39] A. Vazdekis, P. Sanchez-Blazquez, J. Falcon-Barroso et al., "Evolucijska sinteza zvezdne populacije z MILES - I. Osnovni modeli in nov sistem indeksov vrstic," Mesečna obvestila kraljeve astronomske zveze Družba, letn. 404, št. 4, str. 1639-1671, 2010.

    [40] L. Drissen, A.-P. Bernier, L. Rousseau-Nepton in sod., "SITELLE: Fourierjev spektrometer za široko polje za slikanje teleskopa Kanada-Francija-Havaji," v 3. zemeljski in zračni instrumentaciji za astronomijo, let. 7735 zbornika SPIE, julij 2010.

    [41] F. Grandmont, L. Drissen, J. Mandar, S. Thibault in M. Baril, "Končna zasnova SITELLE: širokofrekvenčni Fourierjev spektrometer za teleskop kanadsko-francosko-havajski teleskop," v četrtem Zemeljska in zračna instrumentacija za astronomijo, letn. 8446 zbornika SPIE, oktober 2012.

    [42] T. Martin, L. Drissen in G. Joncas, "ORBS: programska oprema za zmanjševanje podatkov za slikovne Fourierjeve spektrometre SpIOMM in SITELLE," v 2. programski opremi in kiberinfrastrukturi za astronomijo, let. 8451 zbornika SPIE, Amsterdam, Nizozemska, julij 2012.

    [43] J. R. Graham, M. Abrams, C. Bennett et al., "Zmogljivost in znanstvena utemeljitev Fourierjevega spektrografa za infrardeče slikanje na velikem vesoljskem teleskopu," Publikacije Astronomskega društva na Tihem oceanu, let. 110, str. 1205-1215, 1998.

    [44] R. Bacon, Y. Copin, G. Monnet in sod., "Projekt SAURON - I. Panoramski spektrograf s celostnim poljem," Mesečna obvestila Kraljevskega astronomskega društva, letn. 326, št. 1, str. 23-35, 2001.

    [45] H. Kuntschner, E. Emsellem, R. Bacon in sod., "Projekt SAURON - XVII. Analiza zvezdne populacije na kartah jakosti absorpcijske črte 48 galaksij zgodnjega tipa," Mesečna obvestila Kraljevskega astronomskega društva , zv. 408, št. 1, str. 97-132, 2010.

    [46] E. Marmol-Queralto, S. F. Sanchez, R. A. Marino et al., "Integralna poljska spektroskopija vzorca bližnjih galaksij I. Vzorec, opazovanja in zmanjšanje podatkov," Astronomy and Astrophysics, vol. 534, članek A8, 2011.

    [47] S. Sanchez, F. F. Rosales-Ortega, R. A. Marino et al., "Integralna poljska spektroskopija vzorca bližnjih galaksij II. Lastnosti regij HII," Astronomy and Astrophysics, vol. 546, članek A2, 28 strani, 2012.

    [48] ​​J. Iglesias-Paramo, J. M. Valchez, L. Galbany et al., "Popravki zaslonke za lastnosti diskovnih galaksij, ki izhajajo iz raziskave CALIFA: balmerne emisijske črte v spiralnih galaksijah," Astronomy and Astrophysics, vol. 553, članek L7, 5 strani, 2013.

    [49] G. A. Blanc, A. Heiderman, K. Gebhardt, N. J. Evans II in J. Adams, "Prostorsko razrešen zakon o tvorbi zvezd iz celostne spektroskopije polja: opažanja VIRUS-P NGC 5194," Astrophysical Journal, vol. 704, št. 1, str. 842, 2009.

    [50] G. A. Blanc, T. Weinzirl, M. Song et al., "Raziskovanje VIRUS-P bližnjih galaksij (VENGA): načrtovanje ankete, obdelava podatkov in metode spektralne analize," The Astrophysical Journal, vol. 145, št. 5, str. 138, 2013.

    [51] F. Bresolin, "Namigi o pomlajevanju galaksije S0 NGC 404 zaradi kemijske obilnosti njenega zunanjega diska," The Astrophysical Journal, vol. 772, št. 2, str. L23, 2013.

    [52] L. Kewley in HJ Zahid, "Močne linijske metode za določanje številčnosti kisika v velikanskih regijah HII in galaksijah emisijskih linij: metode in negotovosti," Kartiranje kisika v vesolju, 2012, http://www.iac.es /congreso/oxygenmap/pages/electronic-presentations.php.

    Laurent Drissen, (1) Laurie Rousseau-Nepton, (1) Sebastien Lavoie, (1) Carmelle Robert, (1) Thomas Martin, (1) Pierre Martin, (2) Julie Mandar, (3) in Frederic Grandmont (3)

    (1) Departement de Physique, de Genie Physique et d'Optique, Universite Laval in Center de Recherche en Astrophysique du Quebec (CRAQ), 1045 Avenue de la Medecine, Quebec, QC, Kanada G1V 0A6

    (2) Oddelek za fiziko in astronomijo Univerze na Havajih v Hilu, ulica W. W. Kawili 200, Hilo, HI 96720-4091, ZDA

    (3) ABB Analytical, 585 Boulevard CharestEst, Suite 300, Quebec, QC, Kanada G1K9H4

    Dopis mora biti naslovljen na Laurent Drissen [email protected]

    Prejeto 15. novembra 2013 Sprejeto 24. februarja 2014 Objavljeno 22. aprila 2014


    3 Rezultati opazovanj

    Slika 1 prikazuje lokacijo šestih spektrogramov, posnetih v štirih režnih položajih, označenih PA102, PA187, PA304 in PA347 v skladu z njihovimi kotnimi položaji. Dve plošči na sliki prikazujeta H α slike zvezdnih predelov galaksije. Zgornja slika je bila posneta z 2,1-metrskim teleskopom KPNO v okviru raziskave SINGS (Kennicutt et al., 2003), spodnja pa HST (prijava številka 10522) in sprejeta z dne Hubble Zapuščinski arhiv 1 1 1 http://hla.stsci.edu/.

    Slika 1: Slike kontinuuma H α + galaksije Ho II (plošča „a“ prikazuje sliko, posneto z 2,1-metrskim teleskopom KPNO in ploščo „b“, arhiv HST slika (F658N / ACS WFC)). Panel "a" vsebuje oznake vseh H ii regij, obravnavanih v tem članku (označene s številkami HSK iz kataloga Hodge et al. 1994), prikazuje položaj reže za spektrograf PA347, uporabljeno v naših opazovanjih, in položaj reže # 2 v opažanjih Croxall et al. (2009). Plošča „b“ prikazuje položaje rež spektrografa v naših opazovanjih, kratki beli odseki črte pa kažejo lokacije Croxall et al. (2009) spektrogrami, označeni s svojim številom v skladu z zgornjim prispevkom.

    V smeri sever-jug spektrogram PA187 prečka naslednja področja H ii (poimenovana po katalogu Hodge et al. 1994): HSK 71, HSK 73, HSK 70 (meglica, ki obdaja ultraluminasten rentgenski vir - ULX Holmberg II X-1), HSK 69 in HSK 67. Reža PA102 prečka regije H ii HSK 32, HSK 41, HSK 45, HSK 56, HSK 59 in HSK 73. Reža PA347 pokriva zahodno verigo H ii regije: HSK 7, HSK 15, HSK 17, HSK 16, HSK 20 in HSK 26. Spektrogram PA304 je najmanj informativen, saj prečka šibke regije H ii HSK 65, HSK 61, HSK 57, HSK 31 in HSK 25 .

    Slika 2: Primeri spektrov, posnetih z različnimi grizami SCORPIO / SCORPIO-2. Na zgornji plošči je prikazano območje med - 21,4 in - 17,3 lok vzdolž reže PA187 (osrednji del meglice HSK73, ki ima močno sevanje v črti He ii λ 4686), opaženo s sivo VPHG1200B, srednja plošča pa območje med 40,7 in 45,0 loka vzdolž reže PA102 (meglica HSK45), opažena pri gripi VPHG1200R, spodnja plošča pa prikazuje območje med 94,6 in 98,2 vzdolž reže PA347 (meglica HSK7), opažena pri grizi [email & # 160protected]

    Slika 2 prikazuje primere spektrogramov, posnetih z različnimi sivi. Na zgornji plošči je prikazan integrirani spekter dela območja HSK73 H ii, ki ga prečka reža PA187 (položaji od - 21,4 do - 17,3 ločnih sekund vzdolž reže), zajeti s sivo VPHG1200B. To je regija, kjer smo našli najsvetlejšo emisijsko črto He ii λ 4686 (glej poglavje 4). Srednja plošča prikazuje integrirani spekter vzhodne meje HSK45, ki je najsvetlejša meglica v galaksiji, posneta z mrežo VPHG1200R (spektrogram PA102, položaji v območju od 40,7 do 45,0 arcsec). Spodnja plošča prikazuje integrirani spekter regije HSK7, posnet s sivino [email & # 160protected] (spektrogram PA347, položaji v območju od 94,6 do 98,2 arcsec). Spekter tega območja je najvišje kakovosti med vsemi spektri, posnetimi s to sivino v okviru te študije (v bližini linij [O ii] λ 3727 in [O iii] λ 4363 je signal-šum. razmerje je 6–7).

    Zaradi širokega spektralnega razpona grizme [email & # 160protected] je možna kontaminacija drugega reda na spektrih, dobljenih s to sivo silo, pri valovnih dolžinah, rdečih od 7000 Å. Toda upoštevanje kontinuuma v tem območju (glej na primer spodnjo ploščo slike 2) kaže, da možne sistematične napake pri meritvah intenzivnosti emisijskih vodov niso več kot 12% in so v nadaljnjih negotovostih.

    Da bi zagotovili homogenost sklepanih kovinskih plinov v galaksiji, uporabljamo tudi relativne intenzitete črt, o katerih poročajo Lee et al. (2003) in Croxall et al. (2009). Lee et al. (2003) ne določajo lokacij spektrov in navajajo samo imena preučevanih regij H ii. Slika 1 prikazuje lokacije spektrov, ki so jih posneli Croxall et al. (2009) (koordinate sprejemamo iz avtorsko popravljene astro-ph elektronske različice članka). Spektrogrami so oštevilčeni v skladu s Croxall et al. (2009).

    V tabeli 2 so navedene ocenjene relativne intenzivnosti emisijskih vodov v posameznih regijah H ii. Te intenzitete smo določili z integracijo spektra vzdolž dela meglice, ki ga prečka reža. Intenzivnosti se merijo glede na intenzivnost linije H β, ob predpostavki, da je I (H β) = 100.

    Dobili smo dva spektrograma za režo PA187. Ena izmed njih, tako kot pri PA304 in PA347, zajema celotno spektralno območje od modrega do rdečega dela, druga pa vsebuje le modri del spektra (glej tabelo 1). Dva spektrograma sta bila posneta v različnih nočeh z različnim gledanjem z različnimi instrumenti, opremljenimi z različnimi CCD-ji. Zato se naravno poraja vprašanje, ali sta spektra na isti jakosti. Primerjali smo intenzitete črt v modrem delu spektra za vsako področje H ii, ocenjeno iz obeh spektrogramov, in ugotovili, da so njihove lestvice intenzivnosti sorazmerne med seboj. Čeprav se intenzivnosti črt, izmerjene z različnimi spektrogrami, med seboj razlikujejo, so razmerja med intenzitetami emisijskih vodov in pretokom H β enaka za oba spektra znotraj napak opazovanja. Zato je v primeru PA187 v tabeli 2 našteta relativna intenziteta črt, izmerjena bodisi s „širokopasovnim“ spektrogramom, posnetim z grizmo [email & # 160protected], bodisi s spektrogramom, posnetim z grizo VPHG1200B, odvisno od valovne dolžine črte. Intenzivnosti, izmerjene s spektri, posnetimi s sirijo "širokega razpona" [email & # 160protected], se uporabljajo za črte, ki se nahajajo na rdeči strani [O iii] λ 5007, in tiste, izmerjene s spektri, posnetimi s sivo VPHG1200B, se uporabljajo za črte v modrem delu spektra, kjer se občutljivost [email & # 160protected] krizme zmanjša.

    Situacija s PA102 je bolj zapletena, ker sta v tem primeru za modri in rdeči del spektra narejena dva spektrograma, katerih spektralna območja se ne prekrivata, kar preprečuje podobno primerjavo. Zato smo za pravilno oceno razmerja intenzitet črt na rdeči strani [O iii] λ 5007 do H β izračunali razmerja ustreznih intenzitet črt do H α in uporabili „teoretični“ I (H α) / I ( H β) = razmerje 2,809 za povprečno temperaturo elektronov T e = 13000 K (Osterbrock & amp Ferland, 2006).

    Razmerja intenzivnosti linij, navedena v tabeli 2, so popravljena z rdečico. Barvni indeks E (B - V) smo določili iz Balmerjevega dekreta z uporabo teoretičnih razmerij intenzitete I (H α) / I (H β) = 2,809 in I (H γ) / I (H β) = 0,4745 za elektrone temperatura T e = 13000 K (Osterbrock & amp Ferland, 2006) in krivulja izumrtja Cardelli et al. (1989), kot ga je parametriziral Fitzpatrick (1999). Za režo PA102 smo uporabili samo razmerje I (H γ) / I (H β). Nastale vrednosti izumrtja E (B - V) so navedene v tabeli 3.

    Naši izpeljani presežki barv E (B - V) so večji od ocene E (B - V) = 0,06 ± 0,04, o kateri poročajo Croxall in sod. (2009). Podobno vrednost izumrtja E (B - V) = 0,03 proti Holmbergu II smo na zemljevidu izumrtja dobili na podlagi podatkov raziskovanja infrardečega neba (Schlegel in sod., 1998).

    Povprečni indeks barv, povprečen za vse naše spektrograme, je E (B - V) = 0,17 ± 0,08. Razlikuje se od ocene Croxall et al. (2009) in je to lahko posledica uporabe različnih zakonov o izumrtju. Naše izpeljane vrednosti E (B - V) verjetno ustrezajo močnejšemu lokalnemu izumrtju, ker so vsa preučena svetla področja H ii locirana v smeri največje gostote stolpca H i v "stenah" orjaške votline in verjetno so delno vgrajeni v to gosto nadlupino.

    3.1 Ocena elektronske gostote in temperature.

    Naše ocene elektronske gostote n e in temperature elektronov T e za številne regije H ii v Holmbergu II imajo velike negotovosti.

    V tabeli 3 so navedene gostote elektronov n e za vsako področje H ii, ki izhaja iz razmerja intenzivnosti črt [S ii] λ 6717 / λ 6731. Izkazalo se je, da je to razmerje intenzivnosti črt zelo blizu mejne vrednosti za nizke gostote, zato bi lahko v številnih regijah H ii določili le zelo približno.

    Določili smo temperature elektronov v H ii regijah v smislu tako imenovanega dvoobmočnega modela, ob predpostavki, da je T e v conah z nizko in visoko ionizacijo enak za vse ione, katerih sevanje prihaja iz teh regij. Ustrezno predpostavljamo, da je temperatura v območju z visoko ionizacijo (za ione O 2 + in Ne 2 +) enaka T e (O iii), temperatura v območju z nizko ionizacijo (za O +, Ioni N + in S +) je enako T e (O ii). Sprejemamo tudi skupno razširitev modela, ki ga je predlagal Garnett (1992), ki predpostavlja, da je temperatura znotraj območja emisije S 2 + in Ar 2 + enaka temperaturi T e (S iii).

    Temperaturo T e (O iii) izračunamo iz razmerja intenzivnosti črte [O iii] (λ 4959 + λ 5007) / [O iii] λ 4363 (Osterbrock & amp Ferland, 2006). Zaradi nizke intenzivnosti črte [O iii] λ 4363 pa smo lahko T e (O iii) določili dovolj natančno samo za 10 regij H ii (vključno z dvema različnima delom meglice HSK73) z razmerjem Pilyugin in sod. . (2010):

    kjer je Q 3 = I [O I I I] (λ 4959 + λ 5007) / I [O I I I] λ 4363 in t = 10 - 4 T e (O iii).

    Temperaturo T e (O ii) v območjih z nizko ionizacijo ocenjujemo z razmerjem intenzivnosti črte [O ii] (λ 3727 + λ 3729) / [O ii] (λ 7320 + λ 7330) z uporabo naslednjega razmerja Pilyugin et al. (2009):

    kjer je x = 10 - 4 neto - 1/2 2, t 2 = 10 - 4 T e (O ii) in Q 2 = I [OII] (λ 3727 + λ 3729) / I [OII] (λ 7320 + λ 7330).

    Pri določanju T e (O ii) smo morali odpraviti številne težave. Prvič, pri opazovanju bližnjih predmetov, kot je Holmberg II, emisijska značilnost [O ii] λ 7320 + λ 7330 spada v področje močnih absorpcijskih linij hidroksilne absorpcije v atmosferi, ki zmanjšujejo natančnost meritev intenzivnosti za te črte in s tem sklepanega T e (O ii). Ker nismo pravilno odšteli prispevka žarilnih linij zraka v spektrih nekaterih območij H ii, so ustrezne ocene intenzivnosti [O ii] λ 7320 + λ 7330 manj zanesljive.

    Drugič, občutljivost CCD, uporabljenega v polovici opazovanj, se močno zmanjša v modrem delu spektra. To nam je preprečilo, da bi v spektrih PA304 in PA347 izmerili črte [O ii] λ 3727 + λ 3729 dovolj natančno, zaradi česar ni bilo mogoče izračunati T e (O ii). V primeru spektrov PA102 in PA187 smo izračunali temperaturo v območjih z nizko ionizacijo le v štirih območjih H ii, kjer je bilo razmerje signal / šum v linijah [O ii] λ 7320 + λ 7330 večje od 4 .

    Tako bi lahko "neposredno" določali temperature elektronov v območjih z nizko in visoko ionizacijo samo v HSK45, HSK67, HSK71 in HSK73. Vendar tudi v teh meglicah predvidene ocene T e (O ii) niso točne in najverjetneje predstavljajo zgornje temperaturne meje za ustrezna območja. Zato smo z empiričnimi metodami ugotavljali temperature v območjih z nizko ionizacijo v primerih, ko smo lahko določili T e (O iii).

    Znanih je veliko metod za empirično določanje temperature elektronov v območjih z nizko ionizacijo iz znane temperature T e (O iii). Hägele et al. (2008) je primerjal nekatere metode, uporabljene za oceno temperature v območju emisij O +. Pérez-Montero in amp Díaz (2003) so poudarili, da je ta temperatura močno odvisna ne samo od T e (O iii), temveč tudi od elektronske gostote n e. To nalaga močne omejitve glede uporabnosti empirične odvisnosti T e (O ii) na T e (O iii). Zlasti nismo uporabili odvisnosti T e (O ii) od T e (O iii), ki so jo ugotovili Pérez-Montero in amp Díaz (2003) za tri vrednosti gostote elektronov, ne = 10, 100 in 500 cm - 3 , zaradi zgoraj omenjene nizke natančnosti ocenjene ne.

    Stasińska (1980, 1990) je predlagala metodo, ki je pridobila široko popularnost. Izotov in sod. (2006) je predlagal določitev temperature v območjih z ionizacijo višjo in nižjo kot v območju emisij O 2 + z uporabo tehnike, odvisno od kovinske snovi plina. Poleg tega sta Pilyugin in sod. (2009) je predlagal empirično formulo za oceno T e (O ii) in T e (N ii) iz T e (O iii). Ti avtorji poudarjajo, da je treba vrednost T e (N ii) dati prednost za območja z nizko ionizacijo zaradi njene manjše disperzije. López-Sánchez et al. (2012) je predlagal kalibracijo na podlagi modelnih spektrov regij H ii.

    Z vsemi zgoraj omenjenimi metodami smo določili temperature v območjih z nizko ionizacijo.Ugotovili smo kalibracijo López-Sáncheza et al. (2012), ki je najbolj skladen z oceno, določeno iz spektrov štirih regij H ii, kar predstavlja zgornjo mejo temperature T e (O ii) v teh meglicah. V nadaljevanju tega prispevka sprejemamo ocene, pridobljene z uporabo zgornje tehnike, pridobljene z razmerjem:

    Temperature T e (O ii), ocenjene z drugimi metodami, so veliko višje od naših predvidenih zgornjih omejitev za štiri regije H ii.

    Odvisnost temperature v emisijski regiji S 2 + od T e (O iii) ima veliko nižji razpršitev kot ustrezna odvisnost za območja z nizko ionizacijo (glej npr. Hägele et al. 2008). T e (S iii) smo ocenili z uporabo enačbe, ki so jo predlagali Izotov in sod. (2006) za različne kovine H II regije:

    t 3 = - 1,085 + t × (2,320 - 0,420 t), za 12 + log (O / H) ≃ 7,2, = - 1,276 + t × (2,645 - 0,546 t), za 12 + log (O / H) ≃ 7,6, = 2,967 + t × (- 2,261 + 1,605 t), za 12 + log (O / H) ≃ 8,2,

    kjer je t 3 = 10 - 4 T e (S iii), t = 10 - 4 T e (O iii).

    V tabeli 3 so navedene sprejete temperature elektronov v območjih različne ionizacije.

    3.2 Ocena kovinske snovi plina

    Trenutno se uporabljajo številne metode za oceno številčnosti kemičnih elementov in predvsem kisika, ki določa kovinskost medzvezdnega medija. Najbolj priljubljena je tako imenovana „neposredna“ metoda ali metoda T e, ki omogoča oceno vsebnosti elementov iz razmerja intenzivnosti prepovedanih črt pod pogojem, da je temperatura elektronov T e znana v regiji, kjer se tvori ustrezna emisijska linija. Te metode pa ne moremo vedno uporabiti, saj imamo neposredne ocene elektronskih temperatur, ki temeljijo na spektrih, v območjih različne ionizacije samo za štiri regije H ii. Samo v 10 regijah so temperature v območjih z nizko ionizacijo ocenili z empiričnimi metodami. Zato smo uporabili metodo T e za oceno relativne številčnosti ionov O +, O 2 +, N +, S +, S 2 +, Ar 2 + in Ne 2 + v teh regijah, kjer koli je signal / šum razmerje za ustrezne ionske linije je bilo večje od 3.

    Relativno količino ionov smo ocenili z uporabo razmerij iz študij, ki temeljijo na sodobnih atomskih podatkih: uporabili smo enačbe iz Pilyugin in sod. (2010) za izračun količin ionov O + in O 2 +, in iz Izotov et al. (2006) za izračun ionskih količin N +, S +, S 2 +, Ar 2 + in Ne 2 +. Za neopažene ionizacijske stopnje smo izračunali ionizacijske korekcijske faktorje (I C F) z razmerji, ki so jih sprejeli Izotov in sod. (2006), ki nam je omogočil, da smo ugotovili obilico kisika, žvepla, argona in neona.

    Med priljubljenimi metodami določanja kovinskosti obstajajo metode, ki temeljijo na razmerjih intenzivnosti svetlih emisijskih vodov. Sem spadajo tako imenovane "empirične" metode, kalibrirane po regijah H ii z verodostojnimi ocenami številčnosti kisika in metode, ki temeljijo na teoretičnih modelih fotoionizacije. V tem prispevku uporabljamo šest takih metod:

    Slika 3: Območje H ii HSK45. Osrednji del slike prikazuje HST Slika H α skupaj s položajem reže PA102. Na levi, desni in spodnji plošči je prikazana porazdelitev relativne intenzivnosti emisijske črte, temperature elektronov in številčnosti kisika vzdolž dela reže, ki prečka območje HSK45.

    Metoda PT05 (Pilyugin & amp Thuan, 2005), kjer je količina kisika določena s funkcijo R 2 = I [OII] λ 3727 + λ 3729 / IH β, R 3 = I [OIII] λ 4959 + λ 5007 / IH β, R 23 = R 2 + R 3 in vzbujalni parameter P = R 3 / (R 3 + R 2). Je ena najpogosteje uporabljenih empiričnih metod z domeno uporabnosti, ki je omejena na interval 0,55 P & lt 1

    Metoda ONS (Pilyugin et al., 2010), ki omogoča določanje vsebnosti kisika in dušika v odvisnosti od parametrov R 2, R 3, N 2 = I [NII] λ 6548 + λ 6583 / IH β, S 2 = I [SII] λ 6717 + λ 6731 / IH β in P

    Metoda ON (Pilyugin et al., 2010), ki je podobna metodi ONS, vendar ne zahteva znanja S 2

    Metoda NS (Pilyugin & amp Mattsson, 2011), ki ne zahteva [O ii] λ 3727 + λ 3729 meritev intenzivnosti in omogoča določanje vsebnosti kisika in dušika kot funkcij parametrov R 3, N 2 in S 2

    Metoda PP04 (Pettini & amp Pagel, 2004), ki omogoča določanje relativne količine kisika iz parametra O 3 N 2 = log [(I [OIII] λ 5007 / IH β) / (I [NII] λ 6583 / IH α)]. Ta metoda je praktično neodvisna od izumrtja in deluje v intervalu - 1 & lt O 3 N 2 & lt 1,9

    Metoda KK04 (Kewley & amp Dopita 2002 z novo parametrizacijo Kobulnicky & amp Kewley 2004), ki temelji na teoretičnih fotoionizacijskih modelih, s pomočjo katerih lahko določimo količino kisika v odvisnosti od parametra R 23 in ionizacijskega parametra q, ki pa je mogoče dobiti iz razmerja intenzivnosti črte O 32 = I [OIII] λ 4959 + λ 5007 / I [OII] λ 3727 + λ 3729.

    Z vsemi zgoraj navedenimi metodami lahko določimo vsebnost kisika 12 + log (O / H) v regijah H ii. Po navedbah avtorjev izvirnih publikacij so te metode natančne do približno 0,1 dex (metoda PP04 je manj natančna, njena napaka je približno 0,2 - 0,25 dex, metode ON, NS in ONS imajo manjše napake - približno 0,075 dex) . Metode ON, NS in ONS lahko uporabimo tudi za določanje številčnosti dušika in s tem razmerja log (N / O), ki je pomembno za modele kemičnega razvoja galaksij.

    Številčnost kemikalij v regijah Holmberg II H ii so že prej ocenili Masegosa et al. (1991) Lee et al. (2003) in Croxall et al. (2009). Moustakas et al. (2010) je povzel te rezultate in poročal o povprečju številčnosti galaksij in povprečnih številčnostih na različnih galaktocentričnih razdaljah. Vse te podatke uporabljamo za primerjavo z našimi rezultati.

    Croxall et al. (2009) in Lee et al. (2003) poročajo o relativni intenziteti črt, ki smo jo uporabili za določanje vsebnosti elementov z uporabo vseh metod, uporabljenih v tem prispevku.

    V tabeli 3 so navedene ocene številčnosti kemičnih elementov in posameznih ionov za regije H ii na podlagi naših opazovanj in intenzivnosti linij, o katerih so poročali Croxall et al. (2009) in Lee et al. (2003). Tabela 3 prikazuje samo formalne merilne napake, ki ne vključujejo negotovosti posamezne metode.

    Obilice, pridobljene za podobne režne položaje na podlagi naših opazovanj in tiste, o katerih so poročali v prejšnjih študijah, se večinoma dobro ujemajo znotraj navedenih opazovalnih napak. Številke kisika, o katerih so poročali Croxall et al. (2009) in Lee et al. (2003) se nekoliko razlikujejo od tistih, izračunanih v tej študiji z uporabo pretokov, o katerih so poročali zgornji avtorji. To odstopanje je posledica uporabe različnih atomskih podatkov. Za nekatere regije H ii se številčnosti, določene v tem članku, ne ujemajo s tistimi, ki so jih dobili Croxall et al. (2009) in Lee et al. (2003), ker smo opazovali različne dele meglic, ki kažejo znatne razlike v številčnosti (glej poglavje 4.1).


    Kako se lahko tok ioniziranih emisijskih vodov zmanjšuje v odvisnosti od naraščajoče kovinskosti ali številčnosti? - astronomija

    V tem poglavju se bomo osredotočili na vpliv fizičnih vhodnih parametrov na določitve He. Pogovorili se bomo o nujnosti pridobivanja natančnih jakosti črt in omejitvah pri tem. Posebno pozornost posvečamo pordelosti, ki jo določajo razmerja linij H I. Negotovosti pri tem popravku so še posebej pomembne, saj se napajajo pri vseh nadaljnjih določitvah jakosti linije He I. Obravnavali bomo tudi določanje temperature in gostote elektronov.

    S pojavom linearnih detektorjev nizov CCD velikega formata v zadnjem desetletju smo v najboljšem položaju za doseganje spektrov predmetov emisijskih linij s kakovostjo in natančnostjo, ki sta potrebni za merjenje številčnosti helija. Čeprav se morda zdi nepotrebno razpravljati o merjenju jakosti emisijskih vodov tukaj, se to delo začne s predpostavko, da so bili spektri pravilno kalibrirani in da so bile upoštevane napake, povezane s to kalibracijo. Ciljne in standardne zvezde je treba opazovati blizu paralaktičnega kota, da bi zmanjšali atmosferski diferencialni lom (Filippenko 1982). Pomembno je opazovati več standardnih zvezd (po možnosti iz spektrofotometričnih standardov HST iz Oke 1990). Verjamejo, da so te standardne zvezde zanesljive na približno 1% v optičnem spektru, kar postavlja osnovno minimalno stopnjo negotovosti v katerem koli opazovanem razmerju emisijske črte. Opazovanje rdečih in modrih zvezd omogoča preverjanje možnosti kontaminacije spektra drugega reda. Običajno se enodimenzionalni spektri pridobijo iz opazovanj z dolgimi režami (2-D). Posebej je treba paziti pri nastavitvi širine odprtine za odvzem, odprtina pa mora biti dovolj široka, da majhne napake pri poravnavi ne povzročajo sistematičnih napak (to ima za posledico signal / šum, vendar zagotavlja fotometrično zvestobo). Glede na te potencialne negotovosti je nesmiselno beležiti napake manj kot en odstotek v razmerjih emisijskih vodov, ne glede na skupno število zabeleženih fotonov. Seveda več neodvisnih meritev iste tarče zagotavlja najboljše ocene resničnih opazovalnih napak in obstoječe tovrstne meritve potrjujejo to najmanjšo oceno napak (Skillman et al. 1994).

    Prav tako je treba opozoriti, da je nujno vključiti pod profil emisijske črte (v nasprotju z namestitvijo linije z Gaussovim profilom). Postopki vgradnje lahko povzročijo sistematične razlike med linijami z visokim signalom / šumom in nizkimi signali / šumom. Glede na dinamični razpon emisijskih vodov HI in He I, potrebnih za natančno številčnost He / H (npr. Šibka linija He I 6678 je približno 1% H in He I 4026, manj kot 2% H), sistematična napaka med merjenjem močnih in šibkih črt bo imela dramatične rezultate. Poseben izziv predstavlja prisotnost osnovne zvezdne absorpcije. Osnovna absorpcija je na splošno širša od emisije, zato pogosto, kadar jo opazimo pri ločljivosti nekaj angstromov ali boljšo, emisijska linija H I ali He I sedi v absorpcijskem koritu. Dosledno merjenje vseh emisijskih vodov H I in He I je pomembno za pridobitev dobre rešitve tako za emisijsko jakost kot za osnovno absorpcijo (glej naslednje poglavje). Zaželene so meritve pri največji možni ločljivosti (hkrati pa merite vse črte hkrati).

    Ker (1) poznamo teoretične emisijske lastnosti rekombinacijskih linij HI (npr. Hummer & amp Storey 1987), (2) razmerja med rekombinacijskimi linijami HI pri emisijah so relativno neobčutljiva na fizične pogoje plina (tj. Elektronov temperatura in gostota) in (3) se po optičnem spektru razprostirajo številne rekombinacijske linije HI, zato je mogoče opazovana razmerja linij uporabiti za reševanje rdečega spektra (glej Osterbrock 1989). Če predpostavimo rdeč zakon (f (), npr. Seaton 1979), je načeloma mogoče izumrtje rešiti v odvisnosti od valovne dolžine z merjenjem enega para rekombinacijskih linij HI. Vrednosti C (H), logaritemske korekcije pordelosti pri H, lahko dobimo iz:

    kjer je I () notranja intenzivnost črte, F () pa opaženi tok črte, popravljen za atmosfersko izumrtje. Ob predpostavki, da rdeči zakon vnaša določeno mero negotovosti. Študije v naši Galaksiji so pokazale, da ima rdeč zakon velike razlike med različnimi vidnimi črtami, vendar so te razlike najpomembnejše pri ultravijoličnem (Cardelli, Clayton in amp Mathis 1989). Poleg tega ima lahko skupno izmerjeno izumrtje tako galaktične kot zunajgalaktične komponente (in upoštevajte dodatno zapletenost premika valovne dolžine za zakon rdečenja za sisteme s pomembnim rdečim premikom). Upoštevajte, da je značilno, da s predpostavko o rdečem zakonu ni povezana nobena napaka. Davidson in amp Kinman (1985) poudarjajo, da vezava emisijskih vodov He I na najbližji par nosilnih linij HI bistveno zmanjša učinek predpostavitve rdečega zakona (tj. "Interpolacijske prednosti"), vendar je malo verjetno, da obstaja pri tej predpostavki ni prišlo do napake.

    Osnovna zvezdna absorpcija bo vplivala na razmerja posameznih parov linij H I, zato je v praksi najbolje izmeriti več linij H I rekombinacije. Nato lahko rešimo tako rdečico kot zvezdno absorpcijo, ki je pod emisijskimi črtami (npr. Shields & amp Searle 1978 Skillman 1985). Na splošno se domneva, da je osnovna absorpcija za najsvetlejše linije Balmer H I konstantna glede na ekvivalentno širino. Ni jasno, koliko napake je nastalo s to domnevo, in pregled zvezdnih spektrov kaže, da je malo verjetno, da bi to veljalo za šibkejše Balmerjeve emisijske črte (npr. H8, H9 in višje). Vendar pa obstaja opazovalni pregled primerjave teh popravljenih vrstic z njihovimi teoretičnimi vrednostmi.

    Priporočamo rešitev za pordelost in osnovno absorpcijo tako, da zmanjšate razlike med opaženimi in teoretičnimi razmerji za tri razmerja Balmerjeve črte H / H, H / H in H / H. Tako H7 kot H8 se mešata z drugimi emisijskimi vodami, zato jih ni mogoče uporabiti v ta namen. Medtem ko linij H9 in H10 pogosto ne opazimo z zadostno natančnostjo, da bi omejili pordelost in absorpcijo, v visokokakovostnih spektrih relativne jakosti H9 in H10 omogočajo preverjanje izpeljanih rešitev. V Dodatku A opisujemo naš način uporabe 2-minutne rutine za določanje najboljših vrednosti C (H), osnovne ekvivalentne širine absorpcije vodika (HI) in z njimi povezanih napak.

    Slika 1 je predstavljena za namene pouka. Prikazuje primerjavo opazovanega in popravljenega razmerja emisijskih vodov Balmer v treh sintetičnih primerih. Pri konstruiranju te številke so bili izračunani sintetični spektri emisijske črte H I Balmer ob predpostavki temperature elektronov (18.000 K), gostote (100 cm -3) in ekvivalentne H širine (100 & # 197). Balmerjeva razmerja emisijskih linij so bila določena za tri različne kombinacije pordelosti in absorpcije. Vse emisijske črte in enakovredne širine so dobile 2% negotovosti. V prvem primeru je bil spekter izračunan ob predpostavki, da pordeči in da ni osnovne absorpcije. Drugi primer predvideva osnovno absorpcijo in ne pordelost. Tretji primer ima oboje. Odprti krogi kažejo odstopanja prvotnih sintetiziranih spektrov od teoretičnih razmerij glede na sintetizirane negotovosti (2% za vse črte). Upoštevajte, da pordelost in osnovna absorpcija povzročata korekcije v isti smeri za vsa tri razmerja linij, tj. Razmerje linij H / H se poveča za povečano pordelost in osnovno absorpcijo, razmerja modre Balmerjeve črte pa se zmanjšajo za oba učinka. Ta kovarianca povzroči degeneracijo, s čimer se zmanjša diagnostična moč popravkov, kot bomo pokazali.

    Izpolnjeni krogi na sliki 1 prikazujejo rezultate uporabe rutine minimiziranja 2, opisane v Dodatku A. Če se uporabi takšna minimalizacija, je treba poročati o 2. To omogoča neodvisno preverjanje veljavnosti obsega negotovosti emisijske črte. Kot lahko vidimo, postopek minimizacije natančno reproducira predvidene vhodne parametre. V primeru 1 je bila ugotovljena minimalizacija C (H) = 0,10 & # 177 0,03 in HI = 0,00 & # 177 0,57. Podobno za druga dva primera najdemo C (H) = 0,00 & # 177 0,03, HI = 2,00 & # 177 0,59 in C (H) = 0,10 & # 177 0,03, HI = 2,00 & # 177 0,59 . Ker so podatki sintetični, sta vrednosti 2 za rešitvi izginilo majhni. Priloga B obravnava primere iz literature, kjer sta vrednosti 2 precej veliki, kar kaže bodisi na težavo z izvirnim spektrom, podcenjevanje negotovosti emisijske črte bodisi na oboje.

    Kot test za ugotavljanje ustreznosti negotovosti za vrednosti C (H) in HI, ki jih dobimo z minimizacijo 2, smo izvedli Monte Carlo simulacije razmerja vodikovega Balmerja. Postopek Monte Carlo je opisan v Dodatku A. Slika 2 prikazuje rezultate Monte Carlo simulacij rešitev za pordelost in osnovno absorpcijo razmerja emisijskih linij Balmerjevega vodika za tri sintetične primere na podlagi vhodnih parametrov primera 3 slike 1. Ta je, da so prvotni vhodni spektri pordeli s C (H) = 0,1 in HI = 2 & # 197. Za te vrednosti C (H) in HI smo izvedli Monte Carlo za tri možnosti EW (H) = 50, 100 in 200 & # 197. (EW (H) = 100 je bil uporabljen na sliki 1). Najprej se osredotočimo na rezultate, prikazane na spodnji plošči slike 2. Vsaka majhna točka je rešitev za minimizacijo, ki izhaja iz drugačne realizacije istega vhodnega spektra (z 2% napakami tako v toku emisijske črte kot v enakovredni širini). Velika odprta točka s stolpci napak prikazuje povprečni rezultat z 1 napakami, ki izhajajo iz raztopine 2 iz prvotnega sintetičnega spektra. Velika zapolnjena točka s stolpci napak prikazuje povprečni rezultat z 1 napakami, ki izhajajo iz disperzije v rešitvah Monte Carlo. Upoštevajte, da kovarianca obeh parametrov vodi do elipse napak. Simulacije Monte Carlo najdejo pravilne rešitve, vendar so vrstice napak, ki ustrezajo tem rešitvam, bistveno večje od napak, ugotovljenih pri enkratni minimalizaciji 2. V tem primeru je pri srednjih rešitvah majhen odmik (večinoma zaradi dejstva, da raztopine z negativnimi vrednostmi niso dovoljene). Na spodnji plošči so napake v C (H) 29% večje in napake v HI so približno 61% večje pri simulacijah Monte Carlo v primerjavi z enim samim minimiziranjem.

    Srednja in zgornja plošča na sliki 2 kažeta primere za zmanjšanje ekvivalentne širine emisijske črte. Upoštevajte, da so glede na vhodne predpostavke omejitve osnovne absorpcije v absolutnem smislu močnejše za primere ekvivalentne širine spodnje emisijske linije. V vseh treh primerih sta napaki minimizacije 2 manjši od napak, ki jih povzročajo simulacije Monte Carlo. Za srednjo ploščo so razlike 41% za C (H) in 80% za HI, medtem ko so za zgornjo ploščo 46% za C (H) in 86% za HI.

    Ti testni primeri so pokazali, da je mogoče napake v C (H) in osnovni zvezdni absorpciji podcenjevati s preprosto uporabo izhodne rutine za minimizacijo 2 in da je mogoče s simulacijami Monte Carlo uporabiti bolj realno oceno napak. Na podlagi teh izkušenj priporočamo, da je najboljši način za določitev resničnih negotovosti v izpeljanih vrednostih C (H) in HI izvedba Monte Carlo simulacij razmerja vodikovega Balmerja. Preprosto izvajanje minimizacije 2 bo podcenilo negotovost (v veliki meri zaradi kovarijance dveh parametrov, za katera se rešuje). Ker je treba popravek rdečice uporabiti tudi za črte He I, se bo ta negotovost razširila v končno oceno številčnosti He. Ugotavljamo, da je ta negotovost prevelika, da bi jo lahko ignorirali.

    Če opazujemo črte He I pri dani valovni dolžini, je njihova intenziteta glede na H po popravku pordelosti podana z enačbo. (1). Razmerja I () / I (H) lahko nato samostojno uporabljamo za določanje številčnosti He in fizikalnih parametrov, ki opisujejo regije HII, po učinkih trka vzbujanja, florescence in osnovne absorpcije, kot je opisano v naslednjem poglavju. Prispevek k celotni negotovosti številčnosti He lahko zaradi krvavitvene korekcije kvantificiramo s širjenjem napake v enačbi. (1). Če ne upoštevamo vseh drugih negotovosti v X R () = I () / I (H), bi zapisali

    V zgoraj obravnavanih primerih C (H)

    0,04 (iz Monte Carla), vrednosti f pa 0,237, 0,208, 0,109, -0,225, -0,345, -0,396, za linije He na 3889, 4026, 4471, 5876, 6678, 7065. Za bolj modre črte je samo ta popravek 1 - 2% in ga je treba v kvadraturi dodati drugim napakam opazovanja v X R. Za bolj rdeče črte je ta negotovost 3 - 4%. To predstavlja minimalno negotovost, ki jo je treba vključiti v posamezne jakosti emisijske črte He I glede na H. Upoštevajte, da so samo te napake enake ali večje od 2% napak v posameznih jakostih linije, predvidene za to vajo. Vendar pa lahko obseg izrazov napake rdečega za rdeče črte zmanjšamo, če te črte primerjamo neposredno s H. Če je popravljeno razmerje H / H enako teoretičnemu razmerju, potem bi bilo dovoljeno vključiti samo negotovost v rdeča razlika med H in rdečo emisijsko črto He I. Po drugi strani se pogosto zgodi, da se popravljeno razmerje H / H bistveno razlikuje od teoretičnega razmerja.

    Na koncu moramo opozoriti, da je dodaten zaplet tudi možnost, da se pri meglicah z najvišjo temperaturo (najnižja kovinskost) linija H trčno poveča (Davidson & amp Kinman 1985 Skillman & amp Kennicutt 1993). V podrobnem modeliranju I Zw 18 sta Stasinska in amp Schaerer (1999) ugotovila, da je to pomemben učinek (za 7-odstotno povečanje H). Če se to ne upošteva, to umetno poveča določeno pordelost (in tako umetno zmanjša vsebnost helija, izmerjeno od črt rdeče od H (npr. 5876, 6678), in poveča vsebnost helija, izmerjeno iz modre črte H (npr. 4471). Da bi ugotovili, ali je ta učinek pogost v teh regijah z nizko kovinskostjo, je treba opraviti več dela v smeri Stasinska & amp Schaerer (1999) s fotoionizacijskim modeliranjem visokotemperaturnih meglic.

    Ker temperaturo ureja ravnovesje med postopki ogrevanja in hlajenja in ker hlajenje upravljajo različne ionske vrste v različnih radialnih conah, pričakujemo, da imajo različni ioni različne povprečne temperature (prim. Stasinska 1990 Garnett 1992). Čeprav je to najbolje obravnavati s popolnim fotoionizacijskim modelom, je razumen kompromis obravnavati spekter, kot da je nastal v dveh različnih temperaturnih območjih, kar približno ustreza območjem O + in O + +. Ker imajo kisikovi ioni prevladujočo vlogo pri hlajenju, je to smiselno narediti. Izhajanje temperatur v območju z visoko ionizacijo na splošno vključuje merjenje razmerja emisije iz "polarne črte" [O III] (4363) glede na emisijo iz "nebularnih črt" [O III] (4959), ki je občutljiva na visoko temperaturo , 5007). Temperature za območje z nizko ionizacijo običajno izhajajo iz fotoionizacijskega modeliranja (npr. PSTE), čeprav je mogoče v območju z nizko ionizacijo določiti temperature iz razmerja [O II] I (7320 + 7330) / I (3726 + 3729) in podobno razmerje za [S II] (npr. Gonz & # 225lez-Delgado et al. 1994 PPR).

    Upoštevajte, da se do danes navadno za določanje obilja He uporablja le temperatura iz območja z visoko ionizacijo, He, ki se nahaja v območju z nizko ionizacijo, pa na splošno ni obravnavan samostojno. Za oceno potencialne velikosti tega učinka si lahko ogledamo podatke za SBS1159 + 545 iz IT98. V SBS1159 + 545 je 19% kisika v stanju O + (in tako 81% v stanju O + +). Ob predpostavki, da je ves plin pri temperaturi 18.400 K (temperatura [O III]), razmerje 5876 / H 0.101 & # 177 0.002 daje obilico helija 0,0855 (pred zmanjšanjem, da se upošteva povečanje trka in v dogovoru z IT98). Če predpostavimo, da je 81% plina pri temperaturi [O III] 18.400 K in 19% plina pri temperaturi [O II] 15.200 K, ima rezultat helij 0,0848 ali razlika 0,8% . Čeprav je to majhna razlika, ni zanemarljiva v primerjavi s prijavljeno negotovostjo pri merjenju. Zanimivo je, da vključitev učinkov trčenja skoraj popolnoma odpravi ta učinek za prijavljeno gostoto 110 cm -3 (y + = 0,0815, obravnavano kot eno temperaturno območje in y + = 0,0811, obravnavano kot dve temperaturni coni za ta objekt). Tako lahko uporaba nižje temperature y + v območju O + poveča ali zmanjša številčnost helija, odvisno od gostote. Glavna točka tukaj je, da je treba temperature, ki se uporabljajo za obe coni, in količino helija obravnavati dosledno (kot poudarja PPR).

    Steigman, Viegas in amp Gruenwald (1997) so raziskali vpliv nihanj notranje temperature na izpeljane količine helija in ugotovili, da je to pomembno v visokotemperaturnem režimu. Prisotnost temperaturnih nihanj, kadar se analizira ob predpostavki, da ni temperaturnih nihanj, privede do podcenjevanja vsebnosti kisika in helija (tukaj se uporabljajo samo [S II] gostote, ki so običajno večje od gostot, ki izhajajo iz linij He I). Ob predpostavki, da obseg sorazmerno velikih temperaturnih nihanj (z največ 4000K) povzroči celoten premik izpeljane primordialne številčnosti helija za približno 3%. Steigman in sod. trdijo, da je treba zaradi pomanjkanja temperaturnih nihanj povečati napake, da se upošteva ta negotovost.

    Peimbert, Peimbert in amp Ruiz (2000) so pokazali, da lahko različne temperaturne odvisnosti emisijskih vodov He I uporabimo za sočasno in samostojno reševanje gostote, temperature in številčnosti helija. Poudarjajo, da fotoionizacijsko modeliranje dosledno kaže, da je temperatura elektronov, ki izhaja iz linij [O III], vedno zgornja meja povprečne temperature za emisijo He I, zato ob predpostavki, da bo temperatura [O III] vedno povzročila zgornjo mejo omejiti na pravo količino helija. Tu ne bomo raziskovali možnosti dodajanja temperature elektronov kot prostega parametra v naše rutine za minimizacijo. To je deloma zato, ker je glavna motivacija raziskati metodo, ki jo promovira IT98, raziskati možnost obvladovanja učinkov osnovne absorpcije, pa tudi eden od naših glavnih zaključkov, da je za resnično modeliranje potrebno Monte Carlo ocena napak bo resnična ne glede na parametre minimizacije. Kljub temu je to zelo pomemben rezultat, kar pomeni, da je večina vsebnosti helija, o kateri so do zdaj poročali v literaturi, res zgornje meje.

    Povprečno gostoto lahko dobimo z merjenjem relativne intenzivnosti dveh trkovno vzbujenih črt, ki izhajata iz razcepljene zgornje ravni. V "režimu nizke gostote" trčno de-vzbujanje ni pomembno in vsem vzbujanjem sledi oddajanje fotona. Razmerje pretokov nato preprosto odraža razmerje med statističnimi utežmi obeh ravni. V "režimu visoke gostote", kjer se ravni prebivalstva zadržujejo v razmerju med statističnimi utežmi, razmerje emisij postane razmerje med produktom statističnih uteži in verjetnostmi sevalnega prehoda. V vmesnem režimu so razmerja linij blizu "kritične gostote" odlična diagnostika gostote. Najbolj znana je tista [S II] 6717/6731, ki je občutljiva v območju od 10 2 do 10 4 cm -3 in jo je mogoče opazovati pri zmerni spektralni ločljivosti. Pri višji spektralni ločljivosti lahko uporabimo več drugih linijskih parov (npr. [O II] 3726/3729).

    Za pretvorbo teh linijskih razmerij v gostote je treba poznati ločevanje nivojev energije, statistične uteži nivojev ter stopnje sevalnega in trčnega vzbujanja in de-vzbujanja. Na srečo lahko uporabimo petstopenjski program za atome, ki so ga prvotno napisali De Robertis, Dufour in amp Hunt (1987), ki je bil v okviru IRAF (1) splošno dostopen pri Shaw & amp Dufour (1995). Ta program ima dodatno veliko prednost, da so avtorji obljubili, da bodo vhodne atomske podatke posodabljali.

    Kot poudarjajo ITL94, ITL97 in IT98, razmerje črt [S II] kot diagnostiko gostote trpi zaradi dveh težav: (1) merjenje gostote je območje nizke ionizacije, ki lahko velja za manj kot 10% emisije v velikanskem območju HII z nizko kovino in (2) je razmeroma neobčutljiv na gostoto pod približno 100 cm -3. Ker je trčno vzbujanje linij He I pomembno na ravni 1% do gostote do 10 cm -3, črte [S II] niso idealni kazalniki gostote (prim. Izotov in sod. 1999) in izhajajo iz gostote neposredno iz linij He I je načeloma boljše. O tem je razpravljeno v & # 1674. Vendar izračun gostote iz linij [S II] (in drugih trkovno vzbujenih linij) zagotavlja odlično preverjanje skladnosti gostote, ki izhaja iz linij He I.

    1 IRAF distribuirajo Nacionalni observatoriji za optično astronomijo, ki ga v sodelovanju z Nacionalno fundacijo za znanost upravlja Združenje univerz za raziskave v astronomiji, Inc (AURA). Nazaj. *****


    Dozimetrija

    IV.B.7 Beta občutljivost materialov TLD

    Vsi materiali TLD, ki se pogosto uporabljajo, so občutljivi na beta sevanje. Teoretično bi bilo mogoče uporabiti TLD za rutinsko beta dozimetrijo. Vendar je natančno oceniti odmerek, absorbiran z beta-sevanjem, s trenutno dostopnimi napravami za nadzor osebja. Večina običajnih dozimetrov je bila zasnovana za odkrivanje prodirajoče komponente sevalnega polja, ocene nepredrejoče komponente sevalnega polja in ocene neprepustne komponente pa so pogosto pridobljene z uporabo algoritmov, pridobljenih s kalibracijami v standardnih sevalnih poljih.

    Nezmožnost natančne beta dozimetrije lahko pripišemo številnim dejavnikom. Sem spadajo spektralna porazdelitev energije sevanja, slabo prodorna narava sevanja, širok obseg beta-sevalcev, ki se srečujejo v delovnem okolju, vpliv povratnega razprševanja in dušenja v komponentah značke ter pomanjkanje ustreznih kalibracijskih virov in tehnike. Dodaten in zelo pomemben dejavnik je strmo nagnjena krivulja odziva energije, ki jo prikazuje večina materialov TLD. Če se na primer šteje, da je relativni odziv na enoto izpostavljenosti LiF TLD-100 2,2-MeV beta delcem od 90 Y 1,0, je odziv ∼0,2 za beta-sevanje od 204 Tl (0,76 MeV) in 90 Sr ( 0,55 MeV). Zmanjšanje odziva se nadaljuje in doseže 0,08 za 99 Tc (0,29 MeV) in 0,04 za 35 S (0,17 MeV).

    V zadnjih nekaj letih je bilo oblikovanih več značk za spremljanje osebja, katerih namen je natančnejše merjenje beta komponente sevalnega polja. Ti dozimetri so ponavadi večelementni (tj. Štirje ali več TLD-jev) in zahtevajo dokaj izpopolnjene algoritme za pridobitev ocene za odmerek beta. Poročali so o številnih poskusih izdelave ultratanke TLD. Pogosto prašek TLD zmešamo s polietilensko osnovo, tako da lahko izdelamo tanek, a prilagodljiv dozimeter. Vsaj ena komercialna značka ima tanek (0,015 palca debel) TLD, ki je vanj vključen izključno kot beta dozimeter. Vendar pa zaprtje dozimetra v nekakšno značko ali držalo običajno premaga namen beta dozimetra.

    V tem trenutku razvoj dozimetrov TLD, posebej za uporabo na poljih beta-sevanja, ni napredoval mimo teh opisanih tehnik. Preučujejo se druge, bolj dovršene tehnike. Sem spadajo vsaditev materialov, kot je ogljik, v kristal, da se spremeni njegov odziv, in nove tehnike branja z uporabo laserjev. Vendar lahko sklepamo, da so napake, povezane z nadzorom beta-sevanja osebja, lahko precej velike in so nujno potrebne izboljšave.


    Atlas zvezd ekvivalentne širine galaksije

    Predstavljamo atlas emisijskih linij galaksije zvezdnega razpoka, ki obsega 10 velikostnih ionov v ionizirajočem toku in 7 velikostnih vrst v gostoti vodikovih števil. S spojitvijo SED iz Starburst99 z izračuni fotoionizacije iz Cloudy sledimo 96 emisijskim vodom od 977 Å do (205

    upmu mbox), ki so skupne nebularnim regijam, so jih opazili v regijah H II in služijo kot koristne diagnostične linije. Vsaka simulacijska mreža prikazuje enakovredne širine in vsebuje ( sim1,5 times10 ^ <4> ) fotoionizacijske modele, izračunane z dobavo spektralne porazdelitve energije, kemičnih količin, vsebnosti prahu in kovinske snovi v plinih (od (0,2

    Z _ < odot> )). Naše simulacije se bodo izkazale za koristne pri analizi podatkov o emisijah zvezdnih žarkov, zlasti v zvezi z lokalnimi galaksijami zvezdnih žarkov, ki kažejo visoke ionizacijske emisijske črte. Ena vzorčna aplikacija našega atlasa napoveduje, da bo C IV ( lambda ) 1549 služil kot koristna diagnostična emisijska črta močne tvorbe zvezd za prihod Vesoljski teleskop James Webb opazovanja, ki napovedujejo največjo ekvivalentno širino približno 316 Å.


    Običajno moteni prašni grudi kot izvor širokih emisijskih vodov v aktivnih galaktičnih jedrih

    Aktivna galaktična jedra tipa 1 imajo široke emisijske črte, za katere velja, da izhajajo iz fotoioniziranega plina, ki se giblje v gravitacijskem potencialu supermasivne črne luknje 1,2. Vendar izvor tega širokopasovnega plina do zdaj ni razrešen 1,2,3. Druga komponenta je prašni torus 4 zunaj območja široke črte - verjetno sklop diskretnih grud 5,6,7 - ki lahko to območje skrije pred nekaterimi zornimi koti in jih opazovalno prikaže kot predmete tipa 2. Tu poročamo, da bo črna luknja tikalno prekinila te kopice, ki se gibljejo v polmeru sublimacije prahu, na primer molekularni oblak G2, odkrit v Galaktičnem središču 8, zaradi česar bo nekaj plina postalo vezano na manjše polmere, medtem ko bo drugi plin izpuščen in se vrne v torus. Skupki izpolnjujejo potrebne pogoje za fotoionizacijo 9. Posebni dinamični sestavni deli plimovalnih motenj vključujejo spiralni plin kot dotok, krožen plin in izmet kot odtok. Izračunali smo različne profile emisijskih vodov iz teh oblakov in ugotovili, da se na splošno strinjajo s Hβ profili kvazarjev Palomar – Green 10. Ugotovili smo, da so asimetrija, oblika in premik profilov močno odvisni od [O iii] svetilnosti, ki jo interpretiramo kot približek prašnih kotov torusa. Običajno motene strde iz torusa lahko predstavljajo vir plina širokega območja.

    Maso posameznih grud lahko ocenimo s stanjem motenj plimovanja pri polmeru sublimacije prahu, ki ga daje notranji rob torusa, (_ << rm>> približno 0,4 fantom < pravilo <0em> <0ex>>_<45>^<1/2>_ <1.500> ^ <- 2.6> , < rm> ), kjer L 45 = L UV/ 10 45 erg s -1 in T 1,500 = T pod/ 1.500 K je temperatura sublimacije prahu 6,11,12. Motnje zaradi plime in oseke se pojavijo na ali znotraj meje Rocheja D tid = (M /M C) 1/3 R C, kje M je masa črne luknje, M C je masa grudic in R C = (M C/πN H m str) 1/2 je velikost, pri čemer je N H je gostota kolone in m str je protonska masa. Oblaki brez prahu se motijo, ko D tidD pod, zato so največji oblaki brez prahu podani z (_/_ < oplus> približno 2,4 fantom < pravilo <0em> <0ex>> < varepsilon> ^ <3>_<8>_<1,500>^<-15.6>_ <24> ^ <3> ), njihova velikost je (_= 5,1 krat 1 <0> ^ <13> < varepsilon> ^ <3/2>_<8>^<1/2>_<24>_ <1500> ^ <- 7,8> ) cm in njihova gostota (_= 1,5 krat 1 <0> ^ <10> < varepsilon> ^ <- 3/2>_<8>^<-1/2>_ <1.500> ^ <7.8> fantom < pravilo <0em> <0ex>> c^ <-3> ), kjer M je masa zemlje, (< epsilon> ) = L 45/M 8, (_<8>=_ < bullet> / 1 <0> ^ <8>_ < odot> ) in N 24 = N H/ 10 24 cm -2. Za aktivna galaktična jedra (AGN) z (_ < bullet> /_ < odot> = 1 <0> ^ <6> sim 1 <0> ^ <9> ) in (< epsilon> ) = 1, imamo (_/_ < oplus> približno 0,02 sim 24,0 ). Ta ocena kaže, da tipične lastnosti zajetih grud na splošno izpolnjujejo pogoj fotoionizacije za široke emisijske črte AGN in kvazarjev 9. Poleg tega se zavedamo, da (M C, R C, n C) so zelo občutljivi na T pod, kar pomeni, da so lastnosti širokopasovnih regij (BLR) na splošno odvisne od procesov nastajanja prahu v galaktičnih jedrih. Upoštevajte, da (< epsilon> ) = 1 ustreza Eddingtonovim razmerjem L Bol/L Edd ≈ 0,35, kjer L Bol ≈ 5L UV se uporablja 13. V Galaktičnem središču G2 z maso 3M zajeta s centralno črno luknjo 8 je v tem območju M C, ki podpira idejo, da bi bili takšni ujetji pogosti v drugih galaktičnih središčih.


    So odstranjene zvezde ponovno ionizirale vesolje?

    Mathieu Renzo, doktorski študent na Univerzi v Amsterdamu.

    Danes & # 8217s astrobite je gostujoča objava, ki jo je napisal Mathieu Renzo. Matheiu je doktorski študent tretjega letnika na univerzi v Amsterdamu in se ukvarja z razvojem masivnih zvezd v dvojnikih z uporabo modelov sinteze prebivalstva in struktur. Uživa v potovanjih in izkoristi vse priložnosti, da gre kamor koli z doktoratom.

    Avtorji: Y. G & oumltberg, S. E. de Mink, J. H. Groh

    Institucija prvega avtorja: Inštitut za astronomijo, Univerza v Amsterdayu, Nizozemska

    Stanje: Založil A&A, odprt dostop

    Ena dolgoletna uganka o evoluciji vesolja je doba reionizacije. Po rekombinaciji elektronov in protonov, ki so ustvarili kozmično mikrovalovno ozadje, je bilo vesolje neprozorno in svetloba ni mogla priti skozi. Ampak približno

    500 milijonov let po velikem poku se je nekaj vklopilo in začelo proizvajati ionizirajoče sevanje, zaradi česar so se protoni in elektroni ponovno ločili. S tem so se končala & # 8220 kozmična temna obdobja & # 8221 in vesolje spet postalo prozorno.

    Na splošno velja, da je bilo to & # 8220something & # 8221 populacija masivnih zvezd (čeprav se upoštevajo tudi AGN). Večina zvezd ima debelo ovojnico, bogato z vodikom, ki absorbira ionizirajoče fotone, ki jih tvorijo, vendar so zvezde bolj masivne kot

    30 sončnih mas lahko z zvezdnimi vetrovi izgubi celotno ovojnico, bogato z vodikom. S tem te zvezde razkrijejo vročo s helijem bogato jedro in postanejo Wolf-Rayetove zvezde, ki lahko sproščajo ionizirajoče sevanje. Vendar sedanje ocene množičnih populacij zvezd v zgodnjem vesolju komajda lahko ustvarijo dovolj ionizirajočih fotonov iz Wolf-Rayetovih zvezd, da bi razložili dobo reionizacije.

    V današnjem papirju G & oumltberg et al. predlagam drug način za odstranitev ovojnice, ki blokira ionizirajoče sevanje, z zvezd: prenos mase v binarnih datotekah. V lokalnem vesolju je velika večina masivnih zvezd v binarnih datotekah. Interakcije s spremljevalcem lahko spremenijo lastnosti zvezd. Predvsem se pričakuje, da

    30% masivnih zvezd bo po koncu glavne faze zaporedja, ko se bodo razširile v velikane, izgubilo ovojnico, bogato z vodikom, do svojega spremljevalca. Ko izgubijo ovojnico, te zvezde razkrijejo tudi svoje helijevo jedro in postanejo & # 8220stranjene zvezde & # 8221. Slečene zvezde bi lahko prispevale ali celo prevladovale nad obdobjem reionizacije, če bi bile masivne zvezde raje v dvojnikih tudi v zgodnjem vesolju.

    Slika 1: Evolucija na HR diagramu ene same zvezde z 12 sončnimi masami (proga A-B-C-siva) in iste zvezde v binarni obliki (barvna črta, od A do H). Posamezna zvezda nikoli ne vstopi v zasenčeno območje, kjer se oddaja znatna količina ionizirajočega sevanja. Namesto tega binarni darovalec tam preživi celotno svoje trajanje zgorevanja helija, približno 10% celotne življenjske dobe. Fazo binarnega prenosa mase zaznamuje črna kontura, barva binarne sledi pa kaže na obilico helija v jedru: faze, ki živijo dolgo, ustrezajo temu, kje se barve hitreje spreminjajo. Vir: Slika 2 iz današnjega časopisa & # 8217s.

    Ta članek predstavlja raziskovalni izračun evolucije masivnih zvezd v dvojnikih, tako njihovo notranjo strukturo (prim. Sliko 1), z uporabo zvezdne evolucijske kode, kot & # 8220pogled & # 8221, tj. Spekter (prim. Sliko 2), z uporabo sevalne prenosne kode donatorske zvezde v reprezentativnem primeru binarne datoteke. Raziskujejo, kako se oba spreminjata v odvisnosti od kovinskosti zvezd, tj.

    skupna količina elementov, težjih od helija. Ko se ozremo nazaj v kozmično zgodovino, se kovinskost običajno zmanjšuje, zato so imele zvezde v zgodnjem vesolju veliko nižjo kovinskost kot zvezde v naši galaksiji.

    Ugotovijo, da lahko odstranjene zvezde pri vseh kovinah proizvedejo znatno količino ionizirajočega sevanja. Ugotovijo, da se pri nižjih kovinah zadrži večji delež vodikove ovojnice, toda zaradi dosežene visoke efektivne temperature je vodik popolnoma ioniziran, kar pomeni, da ne blokira ionizirajočega sevanja.

    Odvzete zvezde so lahko veliko manj masivne kot tipične zvezde Wolf-Rayet, vendar še vedno enako vroče in ionizirajoče. Zaradi binarnih interakcij lahko zvezde, ki ne bi nikoli zagotavljale ionizirajočega sevanja, če bi bile same, lahko oddajajo do

    80% njihovega pretoka ionizirajočega sevanja (prim. Sliko 2). Poleg tega te ogoljene zvezde zaradi manjše mase živijo dlje in jih je lahko več kot tipičnih Wolf-Rayetovih zvezd. In končno, odstranjene zvezde pridejo kasneje: binarna interakcija, ki odstranjuje vodikovo ovojnico, zamuja s celotno življenjsko dobo darovalca v glavnem zaporedju. To je koristno, saj zvezdni vetrovi in ​​supernove z bližnjih zvezd puščajo čas, da očistijo plin okoli (kmalu postajajoče) odvzete zvezde in poskrbijo, da ionizirajoči fotoni niso blokirani v njeni bližini.

    Slika 2: Spektralna porazdelitev energije odstranjene zvezde pri sončni kovini (napolnjena vijolična krivulja) s predvidenimi spremljevalci. Barvne črte na vrhu označujejo spektralno območje, ki je dostopno današnjim instrumentom, črtkane sive črte pa spektralno območje razgrajenih instrumentov. Videti je mogoče, da nekatere spektralne črte zasenčijo kontinuum spremljevalca v valovnih dolžinah, dostopnih od tal. Vir: Slika 13 iz današnjega časopisa & # 8217s.

    Torej, na kratko: Da! Odvzete zvezde so različica zvezd Wolf-Rayet z manjšo maso, proizvajajo jih lahko le v binarnih datotekah, prihajajo pa kasneje, so številnejše in živijo dlje kot zvezde Wolf-Rayet. Zaradi vseh teh učinkov skupaj bi lahko imeli pomembno vlogo na začetku & # 8220 starosti razsvetljenja & # 8221 vesolja.