Astronomija

Kako pretvoriti teoretični spekter predloge iz gostote svetilnosti v enote gostote toka?

Kako pretvoriti teoretični spekter predloge iz gostote svetilnosti v enote gostote toka?


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.

Delam s spektralnimi predlogami za galaksije (npr. Bruzual & Charlot 2003), za katere se zdi, da vedno prihajajo z enotami osi y $ L _ { odot} $ / A in enotami x osi Angstromov. Tako je os y a gostota svetilnosti namesto gostote pretoka. Nasprotno pa opazovalci ponavadi vedno delamo s spektri, ki imajo enote osi y gostote pretoka ($ F _ { lambda} $ v erg / s / cm $ ^ 2 $ / A ali $ F _ { nu} $ v erg / s / cm $ ^ 2 $ / Hz). Podobno imajo spektralne porazdelitve energije (SED) iz fotometrije $ lambda F _ { lambda} $ ali $ nu F _ { nu} $ tako, da je os y tok, ne gostota toka.

Kako pretvorim teoretični spekter predloge iz enot gostote svetilnosti ($ L _ { odot} $ / A) v gostoto toka (erg / s / cm $ ^ 2 $ / A)?

Za kontekst želim spektralne predloge prilagoditi opaženi SED. Opazovani SED je namenjen predmetu z rdečim premikom $ z $, zato mislim, da lahko predloge pretvorim v enote gostote pretoka ali pa opazovani SED pretvorim v enote gostote svetilnosti. Zdi se mi, da je delo v enotah gostote toka bolj naravno - poleg tega nisem prepričan, če pomnožimo opažene vrednosti osi SED y z $ 4 pi D ^ 2 $ (D je razdalja predmeta) in os x (valovne dolžine) za $ 1 / (1 + z) $ bi zadostovalo (npr. glede normalizacije).


Uporabite to enačbo: $$ F_ nu = frac {L_ nu} {4 pi D_L ^ 2}. $$ To razmerje določa razdaljo svetilnosti, $ D_L $, v statičnem evklidskem vesolju (tj. Ne naš). Hogg ima dober pregled o arXiv o tem, kako obvladati odnos v naraščajočem vesolju, tudi kadar morate izvesti nekaj, kar se imenuje "$ K $ -korekcija" za spektralne gostote, kot je vprašanje.


Raziskava Galaxy Redshift 2dF: število in gostota svetilnosti galaksij

Nicholas Cross, Simon P. Driver, Warrick Couch, Carlton M. Baugh, Joss Bland-Hawthorn, Terry Bridges, Russell Cannon, Shaun Cole, Matthew Colless, Chris Collins, Gavin Dalton, Kathryn Deeley, Roberto de Propris, George Efstathiou, Richard S. Ellis, Carlos S. Frenk, Karl Glazebrook, Carole Jackson, Ofer Lahav, Ian Lewis, Stuart Lumsden, Steve Maddox, Darren Madgwick, Stephen Moody, Peder Norberg, John A. Peacock, Bruce A. Peterson, Ian Price, Mark Seaborne, Will Sutherland, Helen Tadros, Keith Taylor, The 2dF Galaxy Redshift Survey: število in gostota svetilnosti galaksij, Mesečna obvestila Royal Astronomical Society, Letnik 324, številka 4, julij 2001, strani 825–841, https://doi.org/10.1046/j.1365-8711.2001.04254.x


Kako pretvoriti teoretični spekter predloge iz gostote svetilnosti v enote gostote toka? - astronomija

COVID-19 je vplival na številne institucije in organizacije po vsem svetu in motil napredek raziskav. V tem težkem času so APS in Fizični pregled Uredništvo je popolnoma opremljeno in si aktivno prizadeva za podporo raziskovalcem, saj še naprej izvaja vse funkcije uredništva in medsebojnih pregledov ter objavlja raziskave v revijah ter zmanjšuje ovire pri dostopu do revij.

Cenimo vaš nadaljnji trud in zavzetost za napredovanje znanosti in nam omogočite objavljanje najboljših fizikalnih revij na svetu. In upamo, da boste vi in ​​vaši najbližji ostali varni in zdravi.

Številni raziskovalci se zdaj znajdejo daleč od svojih ustanov in imajo zato težave z dostopom do revij Physical Review. Da bi to rešili, izboljšujemo dostop prek več različnih mehanizmov. Glejte Dostop zunaj kampusa do Fizični pregled za nadaljnja navodila.

Zahtevano dovoljenje

Druge možnosti

Prenos & amp Share

Slike

Slika 1

Veliki poenoteni nevtrinski spekter (GUNS) na Zemlji, integriran po smereh in povzet po okusih. Zato pretvorba okusa med virom in detektorjem ne vpliva na to ploskev. Polne črte so prikazane za nevtrine, črtkane ali pikčaste črte so prikazane za antinevtrine, naložene črtkane in polne črte pa za vire ν in ν ¯. Pretoki iz BBN, Zemlje in reaktorjev zajemajo samo antinevtrine, Sonce pa oddaja le nevtrine, medtem ko vse druge komponente vključujejo oboje. CNB je prikazan za minimalni masni spekter m 1 = 0, m 2 = 8,6 in m 3 = 50 meV, pri čemer nastane spekter črnih teles in dve monokromatski liniji nerelativističnih nevtrinov z energijo, ki ustreza m 2 in m 3. Za natančen opis posameznih krivulj glejte Dodatek str4. Zgornja plošča: nevtrinski tok ϕ kot funkcija energije. Črtni viri so v enotah cm - 2 s - 1. Spodnja plošča: pretok energije nevtrina E × ϕ kot funkcija energije. Linijski viri so v enotah eV cm - 2 s - 1.

Slika 2

Izotropni ν ali ν ¯ diferencialni tok danes (d Φ ν / d p) za nevtrine z maso, kot je podano v enačbi (5). Različne krivulje ustrezajo našemu referenčnemu masnemu spektru enačbe. (2).

Slika 3

Nevtrinski diferenčni tok d Φ ν / d E po enačbi (6) za referenčni masni spekter enačbe (2). Največji pretok ni odvisen od m ν in je 2,70 × 10 12 cm - 2 s - 1 meV - 1.

Slika 4

Razvoj številčnosti lahkih elementov v zgodnjem vesolju, kot kažejo črte. Barvne (trdne) črte so nevtroni (n) in nestabilni izotopi tritij (T) in berilij (Be 7), ki proizvajajo ν ¯ e in do danes niso preživeli. Prilagojeno s spletne strani Cococubed, kjer sta bila uporabljena η = 6,23 × 10 - 10 in H 0 = 70,5 km s - 1 Mpc - 1.

Slika 5

Gostota nizkoenergijskih nevtrinov, za katere velja, da so brez mase (p = E). CNB in ​​toplotni sončni nevtrini vključujejo vse okuse, vendar so črte samo za ν ali ν ¯. Barvne (trdne) črte so nevtrini BBN: ν ¯ e od razpada n in tritija in ν e od zajema elektronov Be 7.

Slika 6

Gostote pretoka lastnih nevtrinov z maso za m i = 0, 8,6 in 50 meV, kot je prikazano na krivuljah, z uporabo verjetnosti enačb. (11) - (13) in spektri s slike 5. Zgornja plošča: d Φ / d p, ki vključuje faktor hitrosti v i = p / E i za vsako masno stanje. Spodnja plošča: d Φ / d E, ki prikazuje ostre črte pri E = m 2, 3.

Slika 7

Sončni nevtrini iz različnih izvornih reakcij. V modrih (temno sivih) nevtronih s pp-verigo (pp, Be 7, pep, B 8, hep), v oranžnih (svetlo sivih) nevtrinih CNO (N 13, O 15 in linijah za zajemanje elektronov eN in eO). Zgornja plošča: diferenčni pretoki, kjer so vodniki v enotah cm - 2 s - 1. PP-verižni tokovi (razen za hep) v skladu z meritvami, prikazanimi v tabeli 1, kjer so negotovosti premajhne, ​​da bi se pokazale. Za CNO in hep tokove je obseg zaokrožen z najnižjimi napovedmi AGSS09 in najvišjimi GS98. F 17 je majhen popravek pretoka O 15 in zato ni prikazan. Spodnja plošča: adiabatska ν verjetnost preživetja zaradi pretvorbe okusa (glej oddelek 4e), ki je odvisna od radialne porazdelitve različnih proizvodnih procesov. Za vrstice eN in eO te distribucije niso bile objavljene. Črne pike prikazujejo verjetnost preživetja treh pp-verižnih linij iz Be 7 in pep. Vodoravne črtkane črte prikazujejo verjetnost preživetja izginjajoče in neskončne nevtrinske energije.

Slika 8

Spektri pp, O 15 in hepinskih nevtrinov. Drugi CNO spektri so podobni O 15. Polne črte: tabelirani spektri so iz [93]. Črtkane črte: dovoljeni spektri jedrskega razpada po enačbi (17).

Slika 9

Spekter nevtrinov B 8. Polna črta: od [94]. Črtkana črta: od [494].


1. Uvod

Pri določanju mehanizmov in obdobij nastanka galaksij (pa tudi lokalne gostote svetilnosti) je izjemnega pomena natančna in podrobna kvantifikacija lokalne populacije galaksij. Predstavlja merilo, na podlagi katerega je mogoče meriti tako okoljske kot evolucijske učinke. Tradicionalno je to raziskovalno področje izviralo iz fotografskih raziskav na nebu, skupaj z nekaj pestmi težko zasluženih rdečih premikov. V zadnjem desetletju so to povečale tako slikovne ankete, ki temeljijo na CCD, kot tudi spektroskopske ankete z več razpokami / vlakni. Iz teh podatkov so nastali številni zmedeni problemi, predvsem šibek problem modre galaksije (Koo & amp Kron 1992 Ellis 1997), problem lokalne normalizacije (Maddox et al. 1990a Shanks 1990 Driver, Windhorst & amp Griffiths 1995 Marzke et al. 1998), kozmološki pomen galaksij z majhno površinsko svetlostjo (LSBG) (Disney 1976 McGaugh 1996 Sprayberry, Impey & amp Irvine 1996 Dalcanton et al. 1997 Impey & amp Bothun 1997) in pritlikavih galaksij (Babul & amp Rees 1992 Phillipps & amp Driver 1995 Babul & amp Ferguson 1996 Loveday 1997). Ta vprašanja ostajajo večinoma nerešena in verjetno čakajo na izboljšano opredelitev lokalnega prebivalstva galaksij (Driver 1999).

Nedavni napredek v tehnologiji zdaj omogoča raziskave CCD s širokim vidnim poljem 1 in raziskave rdečega premika v velikem obsegu s pomočjo vgrajenih spektrografov z več vlaken, kot je dvostopenjsko polje (2dF) v angleško-avstralskem teleskopu (AAT) ) (Taylor, Cannon & amp Parker 1998). Sloan Digital Sky Survey elegantno združuje ta dva vidika (Margon 1999).

Količina in kakovost podatkov, ki postajajo na voljo, omogočata ne le revizijo prejšnjih rezultatov, ampak bolj temeljito priložnost za pregled in izboljšanje metodologije, s katero je zastopano lokalno prebivalstvo galaksij. Na primer, nekaj kritik, ki bi jih bilo mogoče obravnavati v okviru sedanje metodologije - predstavljanja vesoljske gostote galaksij z uporabo Schechterjeve funkcije svetilnosti (LF) (Schechter 1976 Felten 1985 Binggeli, Sandage & amp Tammann 1988) - je, da najprej domneva da so galaksije enoparametrski sistemi, ki jih določa zgolj njihova navidezna velikost, in drugič, opisuje celotno populacijo galaksij le s tremi parametri: značilno svetilnostjo L∗, normalizacija značilne svetilnosti φ∗ in naklon šibkega konca α. Čeprav je zaželeno predstaviti populacijo z najmanjšim številom parametrov, so pomembne informacije lahko v podrobnostih.

Zlasti dve nedavni področji raziskav kažeta na večjo raznolikost populacije galaksij, kot jo dopušča obrazec Schechterjeve funkcije. Najprej Marzke, Huchra & amp Geller (1994) in tudi Loveday (1997) poročajo o spremembi naklona šibkega konca pri šibkih absolutnih velikostih - možnem prehodu velikan - pritlikav - in to je vidno tudi pri številnih Abellovih besedah. grozdi, kjer je lažje preiskovati pritlikav režim (npr. Driver et al. 1994 De Propris et al. 1995 Driver, Couch & amp Phillipps 1998 Trentham 1998). Drugič, številne študije kažejo, da so trije Schechterjevi parametri, zlasti naklon slabega konca, močno odvisni od površinskih svetlih meja (Sprayberry et al. 1996 Dalcanton 1998), barve (Lilly et al. 1996), spektralne tip (Folkes et al. 1999), optična morfologija (Marzke et al. 1998), okolje (Phillipps et al. 1998) in valovna dolžina (Loveday 2000). Ugotovljeno je bilo (Willmer 1997), da izbira metode za rekonstrukcijo galaksije LF vsebuje tudi določeno stopnjo pristranskosti.

Temeljneje je, da dokazi, da bi sedanja metodologija dejansko lahko bila napačna, izhajajo iz primerjave nedavnih meritev galaksije LF, kot je prikazano na sliki 1. Neskladje med temi raziskavami bistveno odstopa od navedenih formalnih napak, kar pomeni neznano sistematično napako. Obseg neskladja je mogoče količinsko opredeliti kot faktor 2 pri Ltočke, naraste na faktor 10 ob 0,01LVpliv te spremembe je na primer faktor 3–4 pri oceni prispevka galaksij k lokalnemu proračunu barionov (npr. Persic & amp Salucci 1992 Bristow & amp Phillipps 1994 Fukugita, Hogan & amp Peebles 1998).

Schechterjeve funkcije svetilnosti iz nedavnih raziskav rdečega premika z omejeno velikostjo (glej tabelo C1). Črta postane pikčasta zunaj obsega podatkov ankete. Območje vrednosti prikazuje negotovost LF, ki se nato filtrira do lokalne mere srednje gostote svetilnosti.

Schechterjeve funkcije svetilnosti iz nedavnih raziskav rdečega premika z omejeno velikostjo (glej tabelo C1). Črta postane pikčasta zunaj obsega podatkov ankete. Območje vrednosti prikazuje negotovost LF, ki se nato filtrira do lokalne mere srednje gostote svetilnosti.

Ta negotovost je poleg tiste, ki jo uvaja neodgovorjeno vprašanje prostorske gostote LSBG. Najnovejši poskus tega količinsko opredelijo O'Neil in amp Bothun (2000) - po McGaughu (1996) in Disney (1976) - ki ugotavljajo, da funkcija površinske svetlosti (SBF) galaksij - gostota števila galaksij v intervalih površinske svetlosti - je podobne oblike kot LF. Tako sta LF in SBF opisana z ravno porazdelitvijo z mejo pri svetlih absolutnih magnitudah ali visokih površinskih svetilnostih. Če rezultat O'Neila upoštevamo po nominalni vrednosti, to pomeni nadaljnjo napako pri merjenju gostote lokalne svetilnosti 2–3 - tj. Prispevek k gostoti svetilnosti (in s tem barionov) iz galaksij je negotov s faktorjem ∼10 . Vendar je pomen LSBG odvisen od njihovega svetilnega območja, podobno pa je popolnost LF odvisna od intervalov površinske svetlosti, v katerih velja posamezna posoda za svetilnost. Obe predstavitvi sta nepopolni, razen če se podatki kombinirajo. To nas vodi do zaključka, da je treba s celotnim tokom in načinom njegovega porazdelitve ravnati hkrati. Objavljenih je bilo več člankov, ki obravnavajo bodisi površinsko porazdelitev svetlosti bodisi dvosmerno porazdelitev svetlosti (BBD) (Phillipps & amp Disney 1986 Sodre & amp Lahav 1993 Boyce & amp Phillipps 1995 Petrosian 1998 Minchin 1999). Ti so bodisi teoretični, omejeni na okolja grozdov ali pa imajo slabo statistiko zaradi pomanjkanja dobrih podatkov o rdečem premiku.

Pred kratkim je Driver (1999) določil prvo mero BBD za poljske galaksije z uporabo Hubblovega globokega polja (Williams et al. 1996) in z izkoriščanjem fotometričnih rdečih premikov (Fernández-Soto, Lanzetta in amp Yahil 1999). Rezultat, ki temelji na vzorcu 47 galaksij, omejenem s prostornino, je nakazal, da so velikanski LSBG redki, vendar obstaja močan odnos svetilnosti in svetlosti, podoben tistemu v Devici (Binggeli 1993). Občutek razmerja je pomenil, da so LSBG prednostno nižje svetilnosti (tj. Palčki). Če se to potrdi, močno blaži sklepe O'Neila in amp Bothun (2000). Čeprav je število LSBG lahko veliko, je njihova svetilnost majhna, zato je tudi njihov prispevek k lokalni gostoti svetilnosti majhen, & lt20 odstotkov (Driver 1999).

Ta članek skuša te kompleksne probleme združiti na bolj intuitivno platformo, tako da razširi trenutno zastopanost lokalnega prebivalstva galaksij, da se omogočijo učinki zaznavanja površinske svetlosti, težave z ločevanjem zvezd in galaksij, fotometrični popravki svetlosti površine in učinki združevanja. To dosežemo z razširitvijo monovariate LF v bivariatno porazdelitev svetlosti (BBD), kjer je dodatna dimenzija površinska svetlost. Raziskava 2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS) nam to omogoča prvič, saj imamo dovolj veliko podatkovno bazo, da lahko galaksije ločimo tako po velikosti kot po površinski svetlosti, ne da bi imeli preveč težav s statistiko majhnega števila.

V 2. poglavju podrobno razpravljamo o revidirani metodologiji za merjenje vesoljske gostote lokalne populacije galaksij, gostote lokalne svetilnosti in prispevka k gostoti barionov. V 3. poglavju predstavljamo trenutne podatke 2dFGRS (ki vsebujejo 45.000 galaksij ali petino pričakovanega končnega števila). V 4. razdelku popravimo svetlobo, ki se izgubi pod izofotom, in določimo svojo mero površinske svetlosti. V 5. poglavju uporabljamo metodologijo za izdelavo prve statistično pomembne BBD za poljske galaksije. Rezultati za gostoto števila in gostoto svetilnosti so podrobno opisani v oddelkih 6 in 7. V oddelku 8 te rezultate primerjamo z drugimi raziskavami. Na koncu svoje zaključke predstavljamo v oddelku 9.

Vseskozi sprejemamo in standardno ravno kozmologijo z ničlo kozmološko konstanto (tj. q0 = 0,5, Λ = 0) Opažamo pa, da so tukaj predstavljeni rezultati le malo odvisni od kozmologije.


2 Uporabljeni podatki

SDSS (York et al. 2000 Stoughton et al. 2002) je ambiciozna raziskava za pridobivanje spektroskopskih in fotometričnih podatkov v π sr. Raziskava se izvaja z namenskim 2,5-metrskim teleskopom na observatoriju Apache Point. Fotometrijo dobimo z uporabo drift-scanninga z edinstveno CCD kamero (Gunn et al. 1998), ki omogoča skoraj sočasno fotometrijo v petih pasovih (u, g, r, jaz, z, Fukugita et al. 1996 Hogg in sod. 2001 Smith et al. 2002). Nastali podatki se zmanjšajo v namenskem fotometričnem cevovodu, fotografija (Lupton et al. 2001) in astrometrično umerjeni (Pier et al. 2003). Uporabljamo rezultate fotografija v5.4. Za oceno skupnih velikosti uporabljamo cmodel velikosti, priporočene za uporabo v dokumentu DR2 (Abazajian et al. 2004). To je ponderirana kombinacija eksponentnega in de Vaucouleurjevega prileganja svetlobnemu profilu, ki ga zagotavlja fotografija in ima prednost pred petrozijskimi velikostmi, da imajo višje razmerje med signalom in šumom (prim. razpravo v Baldry et al. 2004). Opravili smo tudi vse izračune s petrozijanskimi skupnimi velikostmi in ugotovili, da se rezultati v prispevku spremenijo, če jih uporabimo, čeprav dobimo še nekaj odstopanj. Velikosti vlaken v g, r, jaz merimo neposredno iz opazovanega spektra in r-pasovna velikost je normalizirana na velikost vlaken fotografija. Pri ocenjevanju velikosti nespremenljivega okvira sledimo Blantonu in sod. (2003a) in k-popravi naše velikosti na z= 0,1, da zmanjšate napake na k-popravek. Sprejeli bomo tudi njihov zapis in se na te rdeče pomaknjene velikosti sklicevali kot 0,1 g, 0.1 r in 0,1 jaz.

Spektroskopska opazovanja dobimo z uporabo dveh spektrografov, napajanih z vlakni, na istem teleskopu, pri čemer je postavitev vlaken izvedena z učinkovitim algoritmom ploščic (Blanton et al. 2003). Spektroskopski podatki se zmanjšajo v dveh neodvisnih cevovodih spektro1d (SubbaRao et al. V pripravi) in specBS (Schlegel in sod. V pripravi) - uporabljamo specBS rdečih premikov, vendar so razlike med obema cevovodoma povsem zanemarljive.

Podatki, uporabljeni v tej študiji, temeljijo na glavnem vzorcu galaksije SDSS, ki so ga opisali Strauss et al. (2002). Uporabljamo podskupino Blanton et al. (2003b) Vzorec 10, sestavljen iz 149 660 galaksij s spektroskopskimi opazovanji, 14,5 & lt r & lt 17,77 in 0,005 & lt z & lt 0,22. To zajema nekoliko več galaksij kot SDSS Data Release 1 (Abazajian et al. 2003). Splošne lastnosti kontinuuma tega vzorca podrobno obravnavajo Kauffmann et al. (2003a, b) ter izbiro vzorca in analizo spektralnega cevovoda obravnavajo Tremonti et al. (2004). Spektrofotometrična kalibracija, ki jo uporabljamo, bo uporabljena tudi v izdaji podatkov 2 (Abazajian et al. 2004). Veliko uporabljamo zvezdne mase za galaksije, vzete iz Kauffmann et al. (2003a). Da bi bili skladni s slednjim, bomo vseskozi uporabljali ozko definicijo preloma 4000-A iz Balogh in sod. (1998) in to označite kot D4000.

Kot je podrobno opisano v Tremonti et al. (2004), smo se odločili za ponovno analizo 1D spektrov z uporabo lastnega optimiziranega cevovoda. To nam omogoča večjo skrb pri črpanju pretokov emisijskih vodov kot pri splošnem cevovodu SDSS. Ključne razlike pri delu, predstavljenem tukaj, so naslednje: odstranimo razmaze, tako da so spektri enakomerno izpostavljeni v 3-ločnem vlaknu, za prilagajanje pa uporabimo najnovejše modele sinteze prebivalstva z visoko ločljivostjo Bruzual & amp Charlot (2003) kontinuum z uporabo negativne rutine linearnih najmanjših kvadratov (Lawson & amp Hanson 1974). To zagotavlja odlično prileganje kontinuumu in nam omogoča natančno odštevanje kontinuuma. Postopek vgradnje samodejno upošteva šibko absorpcijo kovin pod prepovedanimi črtami in absorpcijo Balmerja (glej npr. Bruzual & amp Charlot 2003, za primere kakovosti prileganja).

Sposobnost izločanja zelo šibkih linijskih emisij se izkaže za zelo pomembno pri preučevanju trendov z maso (in s tem naraščajočega prispevka kontinuuma) in pri ocenjevanju dušenja prahu. Spodaj bomo videli, da je pomembno tudi prepoznati morebitno onesnaženje z emisijami z visoko vsebnostjo odpadkov z emisijami.

Ključni vidik SDSS za raziskave bližnje populacije galaksij je, da ima natančno opredeljeno in dobro preučeno selekcijsko funkcijo (Strauss in sod. 2002) in v absolutni velikosti zajema velik obseg. To pomeni, da lahko vzorec galaksije uporabimo ne samo za preučevanje posameznih galaksij, temveč tudi za visoko natančnost konstrukcije funkcij porazdelitve vzorcev z omejeno prostornino. Upoštevajte, da je običajno mogoče izvleči trendi iz preudarno izbranega, a statistično slabo okarakteriziranega vzorca, vendar distribucija parametra zahteva statistično natančno določen vzorec. Zato bomo v celotni analizi pozornost usmerili na funkcije porazdelitve.

Našo študijo bomo omejili na galaksije z 0,005 & lt z & lt 0,22. Spodnja meja odraža našo željo, da bi vključili galaksije z najmanjšo možno svetilnostjo. Hkrati se želimo izogniti rdečim premikom, kjer so odstopanja od Hubblovega toka velika in je dostopna prostornina zelo majhna. Na meji nizkega rdečega premika je galaksija z razmerjem med maso in svetlobo primerna za staro zvezdno populacijo 13,6-Gyr in r= 17,77 bi imel zvezdno maso tik pod 10 8 sončnimi masami. Zato bi morali biti do te masne meje popolni. Naš vzorec lahko tako uporabimo za rekonstrukcijo lastnosti volumsko omejenega vzorca galaksij z M* & gt 10 8 M. Kot bomo videli spodaj, v bližino vesolja vključujemo tudi veliko večino vseh zvezdnih formacij.

2.1 Vzorčne opredelitve

V naših izračunih SFR bomo poskušali obravnavati celoten vzorec na enak način. Vendar se bo v naslednji razpravi izkazalo, da je treba opredeliti več podvzorcev objektov na podlagi njihovih lastnosti emisijske črte. Ti so opredeljeni na podlagi diagrama Baldwin, Phillips & amp Terlevich (1981, v nadaljevanju BPT), prikazan na sliki 1. Diagram je razdeljen na tri regije, o katerih bomo razpravljali v nadaljevanju.

Porazdelitev galaksij v našem vzorcu v diagramu razmerja BPT. Dve vrstici prikazujeta delitev našega vzorca na tri podvzorce, o katerih smo razpravljali v besedilu. Nestehtano različico tega diagrama lahko vidimo na sliki 9. Tu narisane galaksije imajo S / N & gt 3 v vseh štirih vrsticah.

Porazdelitev galaksij v našem vzorcu v diagramu razmerja BPT. Dve vrstici prikazujeta delitev našega vzorca na tri podvzorce, o katerih smo razpravljali v besedilu. Nestehtano različico tega diagrama lahko vidimo na sliki 9. Tu narisane galaksije imajo S / N & gt 3 v vseh štirih vrsticah.

Čeprav je na podlagi slike 1 mogoče razvrstiti klasifikacijo ne glede na razmerje signal / šum (S / N) v progah, ugotavljamo, da je za vse proge koristno zahtevati S / N & gt 3. Pod to mejo ima hitro naraščajoči del galaksij negativne izmerjene pretoke črte in nesimetrična porazdelitev galaksij vzdolž y-os diagrama BPT vodi do klasifikacijskih pristranskosti. Sprejeli smo naslednje podvzorce (prim. Tabelo 1).

Osnovni podatki o podvzorcih, obravnavanih v besedilu.

Osnovni podatki o podvzorcih, obravnavanih v besedilu.

Vse. Skupina vseh galaksij v vzorcu, ne glede na S / N njihovih emisijskih linij.

SF. Zvezde, ki tvorijo galaksije. To so galaksije s S / N & gt 3 v vseh štirih vrsticah BPT, ki ležijo pod našim najbolj konzervativnim merilom zavrnitve AGN. Kot je razloženo v poglavju 4, naj bi AGN zelo nizko (& lt1-odstotno) prispeval k Hα.

C. Predmeti s S / N & gt 3 v vseh štirih črtah BPT, ki so med zgornjo in spodnjo črto na sliki 1. Te označujemo kot sestavljene galaksije. Do 40 odstotkov njihove svetilnosti Hα lahko prihaja iz AGN. Spodnja črta je povzeta po Kauffmann et al. (2003c) in je premaknjena različica zgornje vrstice. Resda leži zelo blizu empirične določitve razreda SF (glej oddelek 4 spodaj), vendar smo ohranili Kauffmann et al. skladu s tem delom. Ta izbira ne vpliva na spodnje rezultate.

AGN. Populacija AGN je sestavljena iz galaksij nad zgornjo črto na sliki 1. Ta črta ustreza teoretični zgornji meji za modele čistega zvezdnega razpoka, tako da je za premikanje galaksije nad to črto potreben znaten prispevek AGN k toku tokov. Črta je povzeta iz enačbe (5) v Kewley et al. (2001b), vendar imajo naši modeli enako zgornjo mejo.

Nizke S / N AGN. Minimalna razvrstitev za galaksije AGN je, da imajo [N ii] 6584 / Hα & gt 0,6 (in S / N & gt 3 v obeh vrsticah) (npr. Kauffmann et al. 2003c). Zato jih je mogoče razvrstiti, četudi [O iii] 5007 in / ali Hβ imata prenizko S / N, da bi bila uporabna (prim. Sliko 3, kasneje). Podoben pristop imajo Miller in sod. (2003). Na splošno bomo te galaksije vključili skupaj z razredom AGN.

Mediana razmerja signal / šum za pet naših linij, ki jo lahko opazimo v celotnem območju rdečega premika, ki ga obsega naš vzorec. Posebej upoštevajte, kako [O iii] 5007 od zelo močnega pri nizkih masah postane najšibkejša linija pri visokih masah.

Mediana razmerja signal / šum za pet naših linij, ki jo lahko opazimo v celotnem območju rdečega premika, ki ga obsega naš vzorec. Posebej upoštevajte, kako [O iii] 5007 od zelo močnega pri nizkih masah postane najšibkejša linija pri visokih masah.

Nizko S / N SF. Potem ko smo ločili AGN, kompozite in nizke S / N AGN, smo vrgli večino galaksij z možnim prispevkom AGN k njihovim spektrom. Preostale galaksije s S / N & gt 2 v Hα veljajo za nizko oblikovalce zvezd S / N. Še vedno lahko ocenimo SFR teh galaksij na podlagi njihove jakosti črte, čeprav ne moremo uporabiti celotnega aparata za modeliranje, opisanega v naslednjem poglavju.

Nerazvrstljivo. Tiste preostale galaksije, ki jih je s pomočjo BPT diagrama nemogoče razvrstiti. Ta razred večinoma sestavljajo galaksije brez emisijskih linij ali brez njih.

Upoštevajte, da gre zgolj za "jedrsko" klasifikacijo - ne daje nobene izjave o lastnostih delov galaksije zunaj območja, ki ga vzorčijo vlakna. Zlasti pričakujemo, da bo v kategorijo, ki jo ni mogoče razvrstiti, vključeno precejšnje število galaksij, kjer vzorčimo samo osrednjo izboklino - za take galaksije lahko obstajajo precejšnje količine zvezdnih tvorb zunaj vlaken. Na to točko se bomo vrnili, ko bomo razpravljali o popravkih zaslonke spodaj.

Slika 2 prikazuje porazdelitev log S / N v vsaki vrstici, ki jo upoštevamo za galaksije v našem vzorcu. Vse galaksije, ki so zunaj začrtanega območja, so bile vključene v tri koše na skrajnih delih ploskve. Debela polna črta prikazuje skupno distribucijo S / N in porazdelitve za vsakega od zgoraj opredeljenih razredov so prikazane z različnimi slogi vrstic, kot je navedeno v legendi na prvi plošči. Zaradi jasnosti so nizki S / N AGN združeni v AGN.

Porazdelitev razmerja signal-šum v šestih linijah, ki jih vključimo. Debela polna črta prikazuje splošno porazdelitev, porazdelitve za različne podkategorije pa so prikazane z različnimi slogi vrstic, kot je navedeno v legendi. Predmeti s S / N v emisijski liniji zunaj prikazanega območja so vključeni v skrajne tri koše distribucij.

Porazdelitev razmerja signal-šum v šestih linijah, ki jih vključimo. Debela polna črta prikazuje splošno porazdelitev, porazdelitve za različne podkategorije pa so prikazane z različnimi slogi vrstic, kot je navedeno v legendi. Predmeti s S / N v emisijski liniji zunaj prikazanega območja so vključeni v skrajne tri koše distribucij.

Te porazdelitve so zelo zanimive za razumevanje možnih pristranskosti v naši klasifikacijski shemi. Najpomembnejše rezultate teh plošč lahko povzamemo na naslednji način.

Razredi SF in amp C so omejeni z jakostjo [O iii] 5007 črta (glej ostri rob debele črtkane črte pri S / N = 3 v [O iii] 5007-plošča). To je zato, ker so nizke S / N SF in ampC galaksije ponavadi v spodnjem desnem kotu BPT diagrama, kjer [O iii] 5007 & ltHβ.

Ker ima razred AGN [O iii] 5007 & gt Hβ, izkaže se, da je glavna omejitev za razred AGN S / N v Hβ. Zato je uporaba definicije AGN, ki je odvisna samo od Hα in [N ii] 6584 nam lahko pomaga prepoznati večje število AGN.

Obstajajo jasni dokazi, da je veliko galaksij, ki tvorijo zvezde, zavrženih, ker imajo nizek S / N v [O iii] 5007. Vključitev razreda nizkega S / N SF je zato zelo koristna. Kot prikazuje tabela 1, to skoraj podvoji število galaksij, za katere lahko s pomočjo Hα določimo SFR.

Naš vzorec pokriva velik obseg svetilnosti galaksij in porazdelitve, prikazane na sliki 2, to dimenzijo zatrejo. Komplementaren pogled na te podatke je prikazan na sliki 3. To prikazuje trend v srednjem S / N različnih črt v odvisnosti od zvezdne mase galaksij. Rezultate za [O ii] 3727, saj pri nizkem rdečem premiku pade iz vzorca in leži tudi v območju spektra, ki ima precej drugačne lastnosti hrupa od tiste, kjer prebivajo druge črte. Kaže podoben trend kot pri [O iii]5007.

Najpomembnejša točka na tej sliki je, da je delež galaksij, za katere lahko določimo jedrsko klasifikacijo, padajoča funkcija mase. S katerim koli fiksnim S / N rezom bo nerazvrstljiva kategorija pristranska do bolj masivnih galaksij.

Zmanjšanje S / S v progah z maso je opaziti pri M* & gt 10 10 M. Za nižje mase ugotavljamo, da je S / N v Hα konstanten v velikem obsegu mase. Na to točko se bomo vrnili kasneje. [O iii] 5007 se spremeni od najmočnejše črte z majhno maso do najšibkejše pri visoki masi. To je posledica padajoče temperature elektronov. Pri visoki masi se večina hlajenja odvija v srednjih infrardečih (MIR) linijah fine strukture, kar pritiska na [O iii] 5007 močno pretok. Pri najvišjih masah se trend obrne zaradi večjega deleža AGN v najmasivnejših galaksijah (prim. Kauffmann in sod. 2003c). [N ii] 6584 in [S. ii] 6716 črt poveča moč v odvisnosti od mase zaradi naraščajoče kovinskosti (glej razpravo v CL01). Pri visokih mašah je [N ii] 6584 linija je po moči podobna liniji Hα, skladno z naraščajočim deležem LINER-jev pri visokih masah (prim. Kauffmann in sod. 2003c).


Masa črne luknje, moč curka in prirast v blazarjih in radijsko glasnih ozko črtah galaksij Seyfert 1

Za preučevanje razmerja med njimi uporabljamo velik vzorec Fermijevih radijskih kvazarjev s ploskim spektrom (FSRQ), objektov BL Lacertae (BL Lacs) in ravnih glasnih radijsko glasnih galaksij Seyfert 1 (F-RLNLS1). Naši glavni rezultati so naslednji: (i) V primerjavi s FSRQ-ji imajo F-RLNLS1 manjši rdeči premik, maso črne luknje in kinetično moč curka. Vendar pa imajo F-RLNLS1 večji rdeči premik, svetilnost širokega območja, hitrost priraščanja in kinetično moč curka kot BL Lacs v povprečju. Ko za normalizacijo kinetične in sevalne moči curka uporabimo srednjo maso črne luknje, ugotovimo majhno razliko med FSRQ in F-RLNLS1 v normalizirani kinetični moči curka. (ii) V skladu s teorijo BZ ugotavljamo, da imajo lahko tako FSRQ kot večina F-RLNLS1 močno akrecijsko ploščo, v kateri prevladuje sevalni tlak. (iii) Večina teh F-RLNLS1 in FSRQ ima svetilnost akrecijskega diska ( (L _ < text> )) večja od moči sevalnega curka ( (P _ < text> )), ( dnevnik L _ < besedilo> & gt log P _ < besedilo> ), kar kaže na to, da imajo lahko FSRQ in F-RLNLS1 močno akrecijsko ploščo. Z linearno regresijo analiziramo razmerje med močjo curka in svetilnostjo akrecijskega diska. Zanimivo je omeniti, da so nakloni FSRQ podobni kot nakloni F-RLNLS1 pri moči curka v primerjavi s ploščo svetilnosti akrecijskega diska. Ti zgornji rezultati lahko nakazujejo, da je mehanizem tvorbe curkov v F-RLNLS1 podoben mehanizmu nastajanja FSRQ. (iv) Z uporabo analize večkratne linearne regresije ugotovimo, da lahko prirast in masa črne luknje različno prispevata k kinetični moči curka za F-RLNLS1. Še več, prispevek mase črne luknje je večji kot prispevek stopnje prirastka. Ti rezultati pomenijo, da je kinetična moč curka F-RLNLS1 manj kot FSRQ zaradi majhne mase črne luknje F-RLNLS1.

To je predogled naročniške vsebine, dostop prek vaše institucije.


Opomba založnika Springer Nature ostaja nevtralen glede pravnih zahtevkov v objavljenih zemljevidih ​​in institucionalnih povezavah.

Razširjeni podatki Slika 1 Astrometrična povezava radijskega vira z zvezdo GJ1151.

Relativna astrometrija radijskega vira v GJ 1151 in optični položaj M-pritlikave zvezde GJ 1151. Optični položaj in korekcija pravilnega gibanja temelji na Gaia Katalog DR2. Vrstice napak kažejo ± 1σ napake na središčem radijskega vira, ki so bile izračunane z dodajanjem formalnih napak pri iskanju vira in absolutne astrometrične negotovosti LoTSS v kvadraturi.


Kako pretvoriti teoretični spekter predloge iz gostote svetilnosti v enote gostote toka? - astronomija

Izhajanje zgodovine nastajanja zvezd v galaksijah v bistvu vključuje sklepanje mase iz svetlobe. Emisijo galaksij opazujemo na različnih valovnih dolžinah in iz teh meritev poskušamo sklepati bodisi o hitrostih, s katerimi galaksije tvorijo zvezde bodisi o njihovih integriranih zvezdnih masah. Slika 1 prikazuje občutljivost današnjih premiernih večvalovnih raziskav na SFR in zvezdne mase galaksij z visokim rdečim premikom. UV, IR, submilimetrske in radijske emisije, kot tudi meglene črte, kot je H & # 945, se uporabljajo za merjenje SFR in so obravnavane v tem poglavju. Če izumrtje ni, so meritve UV občutljivejše od trenutnih IR ali radijskih podatkov po velikosti, v praksi pa je dušenje pogosto prašno. Podatki o dolgih valovnih dolžinah so bistvenega pomena za pridobitev celovite slike o nastanku kozmičnih zvezd, vendar so omejeni s trenutno instrumentalno občutljivostjo, čeprav ALMA (Acatama Large Millimeter Array) omogoča dramatične izboljšave na podmilimetrskih valovnih dolžinah, ki so še posebej dragocene pri višjih rdečih premikih. Meritve NIR do srednje infrardeče (MIR) so ključne za določanje zvezdnih mas. Njihova občutljivost na zvezdno maso je kritično odvisna od razmerja med maso in svetlobo zvezdne populacije v oddaljeni galaksiji, torej od njene starosti, SFH in izumrtja. Slika 1b prikazuje dva omejevalna primera:M / L model, opredeljen kot pasivno razvijajoča se zvezdna populacija, stara toliko kot Vesolje, inM / L model opredeljen kot zelo mlada, neobremenjena, aktivno tvori zvezda galaksija. Načeloma bi morale biti ankete množično izpolnjene do največje možneM / L meje. Mnogo manj masivne galaksije z mladimi, nizkoM / L zvezdne populacije je mogoče zlahka zaznati, vendar bi opazovanja pogrešala prašne ali razvite galaksije z nižjimi masami. Kamera HST WFC3 je znatno izboljšala občutljivost NIR v primerjavi z večino zemeljskih slik, vendar vzorči le svetlobo optičnega počivalnika pri z & lt 3. SpitzerIRAC ostaja glavni vir za pridobivanje zvezdnih mas pri višjih rdečih premikih in Vesoljski teleskop James Webb (JWST) bo zagotovil velik napredek.

Pretvorbe iz svetlobe v maso izpeljemo ali umerimo z uporabo modelov sinteze zvezdne populacije, ki kodirajo naše znanje o evoluciji zvezd in SED zvezd in izračunajo spekter nastajanja galaksije z danimi lastnostmi. To znanje je nepopolno, čeprav so astronomi zelo napredovali pri razvoju modelov sinteze prebivalstva in izboljšanju knjižnic empiričnih in teoretičnih zvezdnih spektrov, ki jih uporabljajo (za nedavni pregled glej Conroy 2013).

Galaksija (ali vesolje kot celota) je sestavljena iz zvezd, ki segajo v široko paleto mas, starosti in številčnosti kovin. Svetlobo teh zvezd lahko prah oslabi, preden ta izstopi iz galaksije, prah zatemni in na splošno obarva spekter galaksij, ogrevan prah pa ponovno oddaja energijo v IR. Spekter galaksij izhaja iz sestavljene zvezdne populacije, katere resnična porazdelitev lastnosti na splošno ni znana. Za bližnje galaksije lahko razrešeni diagrami barvne velikosti razkrijejo dejansko porazdelitev zvezdnih lastnosti, vendar pri večini galaksij lahko opazimo le njihovo integrirano svetlobo, lastnosti nastajajočega spektra (zlasti širokopasovne barve) pa se pogosto izrodijo do različnih notranjih lastnosti.Pogosto opazen primer je degeneracija med starostjo, kovinskostjo in dušenjem prahu, kar lahko pordeči spekter galaksije. Opazovanja pri višji spektralni ločljivosti, na primer posameznih spektralnih črt, lahko pomagajo razrešiti nekatere degeneracije (npr. Za omejevanje zvezdnih kovin, staranje populacije zaradi jakosti absorpcijske črte ali pordelost od razmerij emisijskih linij), vendar nikoli vseh: Inherentno sestavljena Narava zvezdnih populacij zahteva, da pri razlagi svetlobe naredimo poenostavitvene predpostavke, ki jih na splošno ni mogoče enolično preizkusiti za posamezne galaksije. Primeri takih predpostavk vključujejo obliko IMF, zvezdno porazdelitev kovinskosti, odvisnost od valovne dolžine dušenja dušika ali natančen SFH galaksije. Upamo, da je te predpostavke mogoče čim bolj razumno sprejeti, oceniti njihov vpliv na izpeljane mase ali SFR in jih na koncu preveriti ali omejiti z opazovanji na različne načine.

Mednarodni denarni sklad temelji na razmerju med maso, svetlobo in starostjo zvezd. Nadzira razmerje med vročimi, svetlimi zvezdami, ki prevladujejo nad svetlobo, in hladnimi, šibkimi zvezdami, ki običajno prevladujejo nad maso. Uravnava svetilnost in barvni razvoj integrirane zvezdne populacije, saj se zvezde z različnimi masami razvijajo z različno hitrostjo. Vpliva tudi na časovni razvoj integrirane zvezdne mase, ki se spreminja, saj bolj masivne zvezde izgubljajo plin v ISM z vetrovi ali detonirajo kot SNe.

V bistvu je nemogoče, da bi IMF omejil s fotometričnimi meritvami integrirane svetlobe iz galaksij: barva galaksije ne razkriva enotno njenega temeljnega IMF, saj je preveč izrodij, ki bi omogočale uporabne omejitve. Tudi podrobna spektroskopija običajno ne daje močnih omejitev za IMF na splošno, čeprav so nekatere spektralne značilnosti lahko koristna diagnostika števila zvezd v določenem masnem območju (npr. Leitherer et al. 1999). Najbolj neposredne omejitve za IMF izvirajo iz štetja zvezd kot funkcije mase v razrešenih bližnjih zvezdnih populacijah, vendar morajo biti zelo blizu (znotraj naše Galaksije in njenih satelitov), ​​da zaznajo podsolarne pritlikave zvezde, ki prevladujejo nad maso zvezdni sistem. Naslednje najboljše omejitve izhajajo iz integriranih meritev razmerja med maso in svetlobo za zvezdne kopice ali galaksije z uporabo kinematike (disperzije hitrosti ali krivulje vrtenja) za pridobivanje mase za primerjavo s svetilnostjo. Te meritve pa je težko narediti za šibke galaksije z visokim rdečim premikom in zahtevajo natančno modeliranje, da se upošteva vloga temne snovi in ​​številni drugi učinki.

Zaradi pomanjkanja boljših informacij astronomi pogosto domnevajo, da je IMF univerzalen, z enako obliko ves čas in v vseh galaksijah. Čeprav se zdi, da je IMF različnih zvezdnih populacij znotraj Mlečne poti nespremenljiv (za pregled glej Bastian in sod. 2010), nedavne študije kažejo, da je naklon IMF z majhno maso lahko funkcija globalnega galaktičnega potenciala, ki postaja vse bolj plitvo (spodnja svetloba) z naraščajočo disperzijo hitrosti galaksije (Conroy & amp van Dokkum 2012, Geha et al. 2013). Še vedno pa ni znano, kako lahko razlike med galaksijami in galaksijami vplivajo na "kozmični" povprečni obseg IMF v odvisnosti od rdečega premika. V 5. poglavju vidimo, kako lahko univerzalni MDS zagotovi razmeroma skladno sliko globalnega SFH. Natančna oblika IMF pri nizkih zvezdnih masah je dokaj nepomembna za pridobivanje relativnih zvezdnih mas ali SFR za galaksije. Zvezde z majhno maso prispevajo večino mase, skoraj nič pa svetlobe in se ne razvijajo v Hubblovem času. Zato sprememba IMF z majhno maso večinoma poveča razmerje med maso in svetlobo M / L in zato v podobni meri vpliva na zvezdne mase in SFR, pridobljene iz fotometrije. Spremembe vmesne in visoko masne regije IMF pa lahko pomembno vplivajo na svetilnost, barvni razvoj in lastnosti galaksije, ki izhajajo iz fotometrije. Precej pogosto je sprejeti enostavni MMF Salpeter (1955), ki je okrnjen v končnem masnem območju (običajno od 0,1 do 100 M, kot je bilo sprejeto v tem pregledu). Vendar večina opazovanj kaže, da se dejanski MDS obrne s pobočja Salpeter pri množicah & lt 1 M, kar ima za posledico manjše M / L razmerja od tistih, ki jih je napovedal Salpeter MDS. Nekatere pogoste različice takega IMF so zlomljena predstavitev zakona o moči, ki jo uporablja Kroupa (2001), in log-normalni promet, ki ga predlaga Chabrier (2003).

Izumrtje prahu je še en pomemben učinek, ki ga je treba pogosto predvidevati ali sklepati, namesto da bi ga neposredno izmerili. Oblika zakona o izumrtju je odvisna od lastnosti zrn prahu, ki povzročajo izumrtje. Za opazovanje ene same zvezde lahko fotone absorbira prah ali razprši iz opazovane vidne črte. Vendar pa so galaksije 3D strukture z mešano in različno porazdelitvijo zvezd in prahu. Fotoni se lahko razpršijo v vidno polje in zunaj njega, optična globina prahu po vidni črti opazovalca pa bo za vsako zvezdo v galaksiji drugačna. Ti učinki so na splošno združeni v poenostavitveno predpostavko krivulje dušenja neto prahu in takšna razmerja so bila izvedena za lokalne vzorce galaksij tako empirično (npr. Calzetti et al. 2000) kot tudi s teoretičnim modeliranjem (Charlot & amp Fall 2000). Vendar vse galaksije niso enake in noben zakon o dušenju ni enako primeren za vse galaksije. Vedno lahko obstajajo zvezde, ki so popolnoma zakrite za optično debelim prahom, tako da malo ali nič njihove svetlobe ne izstopa neposredno iz galaksije, razen, če se ponovno oddaja kot emisija prahu. Čeprav to morda ni pomemben dejavnik za številne galaksije, zagotovo obstaja nekaj galaksij z zvezdnimi poki, v katerih se v regijah, ki jih zastirajo stotine velikosti izumrtja prahu, odvija ogromna in bolometrično prevladujoča dejavnost nastajanja zvezd. UV / optične meritve te svetlobe ne bodo nikoli zaznale, toda nastanek zvezd je mogoče zaznati in izmeriti pri drugih valovnih dolžinah, npr. S FIR ali radijskimi podatki.

Da bi izpeljali SFR ali zvezdne mase za galaksije z uporabo modelov sinteze zvezdne populacije, astronomi običajno predpostavljajo razmeroma preproste, parametrizirane SFH. Vendar pa SFH posameznih galaksij verjetno ne bodo gladki in preprosti, lahko se razlikujejo tako v dolgih kot v kratkih časovnih okvirih. Dejstvo, da so mlade zvezde bolj svetleče od starejših zvezd, vodi v problem "zasijanja" (npr. Papovich et al. 2001, Maraston et al. 2010) - svetloba starejših zvezd se lahko izgubi v bleščanju novejše zvezde nastanek in relativno malo prispeva k opaženi fotometriji iz galaksije, četudi te zvezde pomembno prispevajo k njeni masi. Model SED, primeren za galaksije z nedavnim nastajanjem zvezd, večinoma poganja mlajša, svetlejša zvezdna svetloba in morda ne bo omejeval mase (ali drugih lastnosti) starejših zvezd, ki so lahko prisotne.

Za vesolje kot celoto obstaja en "kozmični" IMF, ki predstavlja globalno povprečje v določenem trenutku ali rdeči premik, ne glede na to, ali se IMF razlikuje od ene do druge galaksije. Podobno obstaja "kozmična" porazdelitev kovin, "kozmično" neto dušenje zvezdne svetlobe s prahom na določeni valovni dolžini, vesolje pa kot celota upošteva en "kozmični" SFH, ki je bil poleg tega verjetno sčasoma razmeroma gladek - tj. vsaka stohastičnost ali "praskavost" se povpreči, če se upošteva za vesolje kot celoto. Ta dejstva lahko načeloma poenostavijo določanje kozmičnega SFH, zlasti kadar izhaja iz meritev integriranega povprečenja svetlobe v vseh galaksijah. V praksi pa astronomi v svojih globokih raziskavah pogosto izvlečejo SFR in zvezdne mase za posamezne galaksije, nato pa jih seštejejo, da dobijo povprečna obsega. V tem primeru se nekatere prednosti "kozmičnega povprečenja" zmanjšajo.

Obstaja veliko načinov, kako sklepati o SFR na podlagi opazovanja integrirane svetlobe iz galaksij. Kennicutt (1998) in Kennicutt & amp Evans (2012) sta predstavila obsežne preglede te teme in tukaj povzemamo samo točke, ki so še posebej pomembne za meritve globalnega SFH, zlasti pri visokem rdečem premiku. Skoraj vsi opazovalni sledilci nastajanja zvezd v osnovi merijo hitrost masivnega nastanka zvezd, saj masivne zvezde oddajajo večino energije iz mlade zvezdne populacije. Vendar so različni opazovalni sledilci občutljivi na različne obsege zvezdnih mas: zato se različno odzivajo v odvisnosti od starosti zvezdne populacije. Na primer, emisija H & # 945 izhaja predvsem iz območij HII, ki jih fotoionizirajo zvezde O z življenjsko dobo, krajšo od 20 Myr, medtem ko UV kontinuum proizvajajo zvezde s širšim masnim razponom in daljšimi življenjskimi obdobji. Časovna odvisnost različnih kazalnikov lahko oteži prizadevanja za pridobivanje natančnih SFR-jev za posamezne galaksije, še posebej, če se njihovi SFR-ji hitro spreminjajo (npr. Med zvezdnim izbruhom), vendar bi se morali povprečiti pri seštevanju celotne populacije galaksij.

3.1.1 UV-svetloba Novo nastale zvezdne populacije oddajajo sevanje v širokem spektru. Za običajni IMF zvezde z majhno maso prevladujejo nad maso, integrirano v celotno zvezdno populacijo, v mladosti pa svetilnost prevladuje ultravijolično sevanje iz masivnih zvezd. Te zvezde imajo kratko življenjsko dobo, zato sevanje UV hitro izgine. Za Salpeterjev IMF svetilnost 1.500 - & # 197 iz razvijajoče se preproste zvezdne populacije (SSP) (tj. Ansambel zvezd, ki so nastali v trenutku in se razvijajo skupaj) s sončno kovinskostjo po 10 8 letih izgine za faktor 100 in faktorji od 10 3 do 10 6 po 10 9 letih, odvisno od kovinskosti (slika 2). Bolometrično se vsaj polovica svetlobne energije, ki jo SSP proizvede v kozmični življenjski dobi 10 Gyr, pojavi v prvih 100 Myr, večinoma v UV, zaradi česar je to naravna valovna dolžina, iz katere lahko sklepamo na SFR.

Za zvezde, ki tvorijo zvezde s konstantno hitrostjo, se svetilnost 1500 - & # 197 stabilizira, ko se O-zvezde začnejo razvijati iz glavnega zaporedja. Pri sončni kovini je svetilnost 1.500 - & # 197 do starosti 7.5 let dosegla 75% svoje asimptotske vrednosti, čeprav je konvergenca pri nižji kovinskosti nekoliko počasnejša (slika 2). Iz teh razlogov je UV svetilnost pri valovnih dolžinah

1.500 & # 197 (valovne dolžine od 1400 & # 197 do 1700 & # 197 so bile v literaturi uporabljene tako za lokalne kot za študije z visokim rdečim premikom) velja za dober pokazatelj stopnje tvorbe masivnih zvezd, pod pogojem, da nihanja SFR so daljša od nekaj 10 7 let. Pri krajših izbruhih ali padcih SFR lahko spremembe v toku kontinuuma UV zaostajajo za spremembami v SFR in poravnajo takšne spremembe.

Čeprav je 1500 - & # 197 počivalni okvir zlahka dostopen z zemeljskimi optičnimi opazovanji galaksij pri rdečih premikih z & # 8819 1.4, za meritve pri nižjih rdečih premikih so potrebni UV podatki na osnovi vesolja (npr. Iz GALEX ali HST) ali pa so omejeni na daljše valovne dolžine UV. Referenčne valovne dolžine srednje UV, ki so bile uporabljene v literaturi, vključujejo 2.300 & # 197 (približno osrednjo valovno dolžino pasu GALEX blizu UV-svetlobe) in 2.800 & # 197 (ki jih uporabljajo npr. Lilly et al. 1996). Emisija srednje galaksije iz ultravijolične svetlobe lahko v večji meri prispeva dolgoživeče zvezde z manjšo maso, zlasti v poznejših letih, časovni razvoj svetilnosti pa je bolj postopen. To še posebej velja po

250 Myr, ko 1.500 - & # 197 svetilnost SSP močno pade, medtem ko svetilnost 2.800 - & # 197 še naprej bledi s približno eksponentno hitrostjo (slika 2). Za konstantno SFR se spekter UV naklona sčasoma zmerno obarva, saj svetilnost 1.500 & # 197 prej doseže stanje dinamičnega ravnovesja, medtem ko se dolgožive zvezde (B in A) še naprej kopičijo in prispevajo k 2.800 & # 197 svetilnost. To zaplete pretvorbo iz svetilnosti v SFR, pa tudi kakršen koli popravek za odmiranje prahu na podlagi UV spektralnega naklona. Kljub temu pa za mlajše starosti SFR koristno sledijo tako krajše kot daljše UV valovne dolžine, ki jih v literaturi že veliko uporabljamo. Poleg tega so daljše UV valovne dolžine nekoliko manj oslabljene. Valovne dolžine, krajše od dolžine Ly & # 945 (1.216 & # 197), se redko uporabljajo za oceno SFR, zlasti pri visokem rdečem premiku, kjer je absorpcija nevtralnega vodika v IGM močna.

Izhodna UV-svetilnost zvezdne populacije je odvisna tudi od njene kovinskosti, ki vpliva na zvezdne temperature in odeje. Na splošno manj kovine bogate zvezde proizvajajo več UV svetlobe. Amplituda tega učinka ni nepomembna in je odvisna od podrobnosti SFH. Od Salpeterjevega IMF in konstantne SFR je razpon svetilnosti FUV na enoto SFR za zvezde s faktorjem 100 v kovinskem faktorju (od Z = 0,0003 do 0,03) je manj kot 0,24 dex ali 70%. Te razlike so večje pri višjih kovinah in starejših letih, zato lahko pričakujemo pomemben razvoj v LFUV na faktor pretvorbe SFR, ko se razvija globalna kovnost galaksij.

Izražamo pretvorbeni faktor med lastno svetilnostjo, specifično za FUV L& nu(FUV) (pred izumrtjem ali popravljeno zaradi izumrtja) in tekoči SFR kot

kje L& nu(FUV) je izražen v enotah erg s -1 Hz -1 in SFR v enotah M leto -1. Natančna vrednost pretvorbenega faktorja FUV je občutljiv na nedavno zgodovino SFH in obogatitve kovin ter na izbiro MDS. Na natančno valovno dolžino FUV je razmeroma neobčutljiv, saj je UV spekter galaksije s konstantnim SFR precej raven f& nu enote, vsaj za starost, daljšo od 10 7 let. Na splošno v tem pregledu uporabljamo FUV za sklicevanje na 1500 - & # 197 emisijo ali pa smo eksplicitni, kadar se sklicujemo na druge valovne dolžine UV. Za Salpeter IMF v masnem območju 0,1-100 M in stalni SFR, modeli fleksibilne sinteze zvezdne populacije (FSPS) Conroy et al. (2009) donos FUV = (1,55, 1,3, 1,1, 1,0) & # 215 10 -28 za logZ& lowast / Z = (+0,2, 0, -0,5, -1,0) pri starosti 300 let Modeli GALAXEV podjetja Bruzual & amp Charlot (2003) prinašajo vrednosti FUV ki so

Slika 3 prikazuje skupne učinke razvoja globalnega SFR in gostote kovin na globalni povprečni faktor pretvorbe UV v SFR kot funkcijo rdečega premika na podlagi modelov FSPS. Osredotočanje na vedenje FUV pri 1500 & # 197, za konstanto & psi (z), je pretvorbeni faktor skoraj konstanten, čeprav nekoliko povišan pri najvišjih rdečih premikih, ko se kozmična doba mladosti, zlasti pri modelih z nižjo kovinskostjo. SFH, ki se s časom povečuje od z = 12 do 1,7, tako da je populacija, ki oddaja UV, v povprečju mlajša v tem območju rdečega premika, vodi do postopnejšega upadanja FUV(z) s časom. Slika prikazuje tudi en scenarij za globalno spremembo kovinske populacije zvezdaste populacije, ki se razvija kot Z& lowast = Z 10 -0.15z (Kewley & amp Kobulnicky 2007). Ta poseben razvoj je le zmerno dobro omejen pri nižjih rdečih premikih in bi ga morali razumeti le kot ponazoritev, vsekakor pa lahko pričakujemo, da bodo kovine v povprečju nižje pri višjem rdečem premiku. V tem scenariju učinki kovinske prevladujejo nad učinki starosti, vendar se oba do neke mere uravnavata, tako da FUV(z) se spremeni za manj kot 20%. Pri 2.800 & # 197 odvisnost od rdečega premika NUV(z) je močnejša, zlasti pri z & lt 2, ker globalni SFRD sčasoma upada, čeprav ga lahko delno prekličejo učinki razvoja kovinskega materiala. To je primer, zakaj bi morali imeti krajše valovne dolžine FUV za izhajanje SFR galaksij.

V tem pregledu sprejemamo stalni pretvorbeni faktor FUV FUV = 1.15 × 10 -28 M leto -1 erg -1 Hz (enote običajno izpustimo) kot kompromisno vrednost na podlagi evolucijskega scenarija s slike 3. Široko uporabljena vrednost iz Kennicutta (1998) (in na podlagi kalibracije Madau in sod. 1998b) , FUV = 1,4 & # 215 10 -28, je 20% večja od naše kalibracije. Druge nedavne analize, ki temeljijo na knjižnicah GALAXEV, so odkrile tudi nižje povprečne faktorje pretvorbe, tako za populacije galaksij z nizkim kot z visokim rdečim premikom (npr. Salim et al. 2007, Haardt & amp Madau 2012). Pretvorba FUV, prikazana v Kennicutt & amp Evans (2012) (iz Murphyja in sod. 2011), če je bila spremenjena iz Kroupe v Salpeter IMF, je zelo blizu z = 0, vrednost kovinske sončne moči FUV(z) na sliki 3, vendar bi morala biti naša nekoliko manjša vrednost bolj reprezentativna za vrhunec obdobja nastajanja kozmičnih zvezd pri visokem rdečem premiku. Nekateri avtorji izražajo svetilnost FUV kot LFUV = & nu L& nu v sončnih enotah. V tem primeru, FUV = 2.2 × 10 -10 M leto -1 L -1 pri 1.500 & # 197, pretvorbeni faktor pa bo odvisen od valovne dolžine.

Slika 4 prikazuje razmerje med FUV za MDS Chabrier ali Kroupa na tisto za MDS Salpeter v odvisnosti od starosti za konstanten SFR, izračunan s pomočjo FSPS. To razmerje je skoraj konstantno in se s starostjo spreminja le za 5% in za kovino v faktorju 100%. Kjer je treba pretvoriti SFR iz literature iz MDS Chabrier ali Kroupa v Salpeter IMF, delimo s konstantnimi faktorji 0,63 (Chabrier) ali 0,67 (Kroupa). Podobno slika 4 preučuje razmerja med maso in svetlobo za SSP v odvisnosti od starosti v različnih pasovnih pasovih, pri čemer primerja vrednosti za IMF Chabrier ali Kroupa z MDS Salpeter. Tudi ta razmerja so s starostjo dokaj konstantna in so zelo malo odvisna od pasovnega pasu. Z drugimi besedami, evolucija barv za SSP s Chabrierjem ali Kroupo IMF je zelo podobna barvi za Salpeter IMF in kaže približno konstanten odmik v M / L. [Podobna časovna odvisnost M / L za IMF Chabrierja ali Kroupe "na koncu" je naključje (ali zarota). Hitrost razvoja svetilnosti za SSP je odvisna od logaritemskega naklona IMF pri masah, večjih od 1 Min je hitrejši za laskavce x = 1,3 (Kroupa ali Chabrier) kot za Salpeterjevo vrednost x = 1,35. Vendar pa je razvoj reciklirane masne frakcije hitrejši tudi za IMF Kroupa in Chabrier, ker jim njihovi nizko masni obrati dajo manjše masne deleže dolgoživih zvezd. Ta dva učinka se približno prekličeta za x = 1,3, kar ima za posledico časovno odvisnost za M / L to je skoraj enako kot pri Salpeter MDS. Za SSP z "svetlobo od spodaj" IMF s salpetrovskim naklonom x = 1,35, razmerje med M / L v primerjavi s tistim za Salpeter MDS zmanjšal za

5 Gyr in stalni faktor merjenja skale IMF za izpeljane zvezdne mase bi bil neprimeren.] Odvisnost od kovinske snovi (ni prikazana) je zelo šibka. Za merjenje zveznih mas iz Chabrierja ali Kroupe v Salpeter IMF delimo s konstantnimi faktorji 0,61 oziroma 0,66.

Največja pomanjkljivost UV meritev nastajanja zvezd je zastirajoči učinek prahu. Izumiranje je v UV močnem, zato lahko tudi skromne količine prahu dramatično zavirajo nastajajoči UV tok. Prah ponovno odda absorbirano energijo v IR, o čemer bomo razpravljali v naslednjem poglavju. Zanesljivo merjenje SFR iz UV svetlobe mora bodisi popraviti učinke absorpcije prahu bodisi izmeriti absorbirano energijo neposredno z IR sevanjem. V razdelku 3.1.3 spodaj se bomo vrnili na razmerje med dušenjem UV prahu in sevanjem IR.

3.1.2 INFRACIONALNA EMISIJA Energija, ki jo prah absorbira iz UV, se ponovno seva pri valovnih dolžinah MIR in FIR, zato so IR opazovanja še eno pomembno orodje za merjenje SFR. Učinek izumiranja prahu na valovnih dolžinah FIR na splošno velja za zanemarljiv, čeprav je pri izumiranju MIR še vedno pomemben za najgloblje zakopane zvezde in aktivna galaktična jedra (AGN). Skupna IR svetilnost (LIR, običajno opredeljeno kot integrirano v območju valovnih dolžin 8-1000 mum) je merjenje energije, ki jo je absorbiral prah, predvsem na valovnih dolžinah UV. Ker največ UV-emisij izvira iz nastanka zvezd, se IR svetilnost pogosto razlaga kot neposredna sorazmernost absorbiranemu deležu energije iz nastanka zvezd. Vendar pa lahko aktivna jedra proizvajajo tudi močno UV-emisijo, pogosto v prašnih okoljih, in lahko prispevajo k IR-emisiji s segrevanjem prahu v torusu in oblakih, ki obkrožajo AGN. Starejše zvezdne populacije lahko segrevajo tudi prah, ki je prisoten v ISM galaksije, kar prispeva k emisiji FIR. To je pomembno zlasti za "zrele" galaksije z nizkotokovnimi SFR v bližnjem vesolju: Za galaksijo, kot je naša Mlečna pot, morda polovica emisije FIR prihaja iz prahu, ki ga segrevajo starejše zvezde, ne iz mladih regij, ki tvorijo zvezde (Lonsdale Persson & amp Helou 1987). Vendar se za zelo aktivno galaksije, ki tvorijo zvezde brez AGN, na splošno domneva, da večina IR emisij izvira iz nastanka novih zvezd. V idealnem primeru bi celotno IR svetilnost galaksije izmerili tako, da bi model emisije prahu prilagodili opazovanjem na več valovnih dolžinah, upajmo, da bo dosegel vrh emisije prahu. V praksi pa takšni podatki o večvalnih dolžinah pogosto niso na voljo in astronomi pogosto uporabljajo predlogo SED, ki je pogosto pridobljena iz opazovanj lokalnih galaksij, da ekstrapolirajo iz ene same opažene gostote pretoka pri neki valovni dolžini MIR ali FIR, kar ni nujno blizu emisije prahu vrh, na skupno LIR. Tako lahko razlike v lastnostih emisij prahu iz galaksije v galaksijo povzročijo pomembne negotovosti ne samo pri tej bolometrični korekciji, temveč tudi pri oceni SFR.

Spekter emisij prahu iz različnih komponent, ogretih na različne temperature, je dokaj zapleten. Večina prašne mase v galaksiji je običajno v obliki razmeroma hladnega prahu (15–60 K), ki močno prispeva k emisiji pri FIR in submilimetrskih valovnih dolžinah (30–1000 & mum). Lahko je prisoten prah pri več različnih temperaturah, vključno s hladnejšimi zrni v okolju ISM in toplejšimi zrni v območjih, ki tvorijo zvezde. Emisija še bolj vročega drobnozrnatega prahu v območjih, ki tvorijo zvezde, običajno prehodno segretih z enojnimi fotoni in ne v toplotnem ravnovesju, lahko prevladuje nad kontinuumom MIR (& lambda & lt 30 & mum) in lahko služi kot koristen indikator SFR (npr. Calzetti et al. 2007). Spektralno območje MIR (3–20 mm) je spektralno in fizično zapleteno: ima močne emisijske pasove iz policikličnih aromatskih ogljikovodikov in absorpcijske pasove predvsem iz silikatov. Moč emisije iz policikličnih aromatskih ogljikovodikov je lahko močno odvisna od kovinskosti ISM in intenzivnosti polja sevanja (npr. Engelbracht in sod. 2005, 2008, Smith in sod. 2007). Močne absorpcijske lastnosti silikatov so vidne, ko je gostota prahu in plinov v stebrih še posebej velika proti zasenčenim območjem AGN in morda celo jedrskim zvezdnim razpokom. AGN lahko prispeva k močni kontinuirani emisiji toplega prahu in lahko prevladuje nad nastajanjem zvezd na valovnih dolžinah MIR. Nasprotno pa je v FIR njihova vloga manj vidna.

The Infrardeči vesoljski observatorij (ISO) in Vesoljski teleskop Spitzer so bili prvi teleskopi z občutljivostjo MIR, ki je zadoščala za zaznavanje galaksij pri kozmoloških rdečih premikih. Še posebej, Spitzer opazovanja pri 24 in mam z instrumentom MIPS so zelo občutljiva in lahko zaznajo "običajne" galaksije, ki tvorijo zvezde, z & # 8776 2 v skromnih časih integracije. Spitzer je zelo učinkovit tudi za kartiranje velikih nebesnih površin. Ima 24-mumski snop, ki je dovolj majhen (5,7 ločnih sekund), da lahko zanesljivo identificira šibke galaksije v primerjavi z IR sevanjem. Vendar se v MIR pojavi le delček celotne IR svetilnosti. Kot smo že omenili, gre za zapleteno spektralno območje, ki vodi do velikih in potencialno precej negotovih bolometričnih popravkov od opazovanega pretoka MIR do celotne IR svetilnosti. Ob z & # 8776 2, kjer 24-minutna opazovanja vzorčijo valovne dolžine okvira počitka okoli 8 mum, kjer najdemo najmočnejše policiklične aromatske ogljikovodikove pasove, spektralne predloge na podlagi lokalnih galaksij obsegajo več kot vrstni red razmerja LIR / L8 & mu m (npr. Chary & amp Elbaz 2001, Dale & amp Helou 2002, Dale et al. 2005). Potrebno je več informacij o tipu opazovane galaksije, da lahko z zaupanjem izberemo primerno predlogo za pretvorbo opažene svetilnosti MIR v LIR ali SFR.

Termična emisija FIR je preprostejše in bolj neposredno merjenje energije tvorbe zvezd. Delno zaradi velikih velikosti snopa, ki so povzročile precejšnjo zmedo in mešanje virov ter težave pri lokalizaciji dvojnikov galaksij, ISO in Spitzer ponujajo le razmeroma omejeno občutljivost FIR za globoka opazovanja. The Vesoljski observatorij Herschel dramatično izboljšala taka opazovanja: njegov 3,5-metrski premer zrcala je zagotavljal funkcijo širjenja točk FWHM (pol največje širine), ki je dovolj majhna, da zmanjša zmedo in prepozna opazovane vire v opazovanjih od 70 do 250 mum. Vendar pa pri najdaljših valovnih dolžinah Herschel Instrument SPIRE, 350 in 500 in mama, zmeda postane huda. Herschel opazovanja lahko neposredno zaznajo galaksije blizu vrha njihove emisije prahu FIR: SED v prahu običajno dosežejo 60-100 m / m v preostalem okviru, v območju Herschel opazovanja do z & lt 4. Temperaturne razlike v galaksijah vodijo do sprememb v bolometričnih popravkih za opazovanje na eni valovni dolžini, vendar so te razlike veliko manjše kot pri podatkih MIR, običajno manj kot faktorji 2.

Kljub Herschelje FIR občutljivost, globoka Spitzer 24- in mamina opazovanja na splošno še vedno zaznajoz virov do spodnje mejne IR svetilnosti ali SFR. Ob z & # 8776 2, najgloblje Herschel opazovanja komaj približno dosežejo LIR & lowast [značilna svetilnost "kolena" funkcije IR svetilnosti (IRLF)], pri čemer ostane velik del celotnega kozmičnega SFRD neodkrit, vsaj za posamezne vire, čeprav se z zlaganjem lahko iščejo na slabše ravni. Globoko Spitzer 24-urna opazovanja odkrivajo galaksije s SFR-ji nekajkrat nižje in veliko polj je bilo pregledanih, da bi omejili omejene tokove pri 24-ih mami med Spitzerkriogena življenjska doba. Zato je še vedno koristno poskušati razumeti in umeriti načine merjenja tvorbe zvezd iz globokih podatkov MIR, kljub velikim in potencialno negotovim bolometričnim popravkom.

V praksi so opazovanja IR-svetlečih galaksij, zaznanih pri visokem rdečem premiku, z obema Spitzer in Herschel so dokazali, da se IR SED za številne galaksije dobro obnašajo in da je spremembe mogoče razumeti vsaj delno. Več predhodnihHerschel študije (Papovich et al. 2007, Daddi et al. 2007, Magnelli et al. 2009, 2011) primerjale 24- in mamina opazovanja oddaljenih galaksij z opazovanji drugih sledilcev SFR, vključno z Spitzer Meritve FIR (bodisi posamezne detekcije ali zložene povprečja) in radijske emisije. V povprečju so razmerja pretoka MIR in FIR za galaksije v z & # 8818 1.3 se ujema s tistimi, ki jih predvidevajo lokalne IR SED predloge, kot so Chary & amp Elbaz (2001), kar pomeni, da bi morali biti SFR, pridobljeni s 24 in mamami, zanesljivi. Vendar pa je pri višjem rdečem premiku 1,3 & lt z & lt 2.5, so bili 24-kratni tokovi svetlejši od pričakovanih glede na FIR ali radijske podatke, tj. SFR, pridobljeni iz 24-minutnih podatkov z uporabo lokalnih predlog SED, se lahko sistematično precenjujejo pri z & # 8776 2. Ta rezultat je bil potrjen že zgodaj Herschel študije (Nordon et al. 2010, Elbaz et al. 2010). V skupni analizi lastnosti IR SED tako bližnjih kot tudi IR-svetlečih galaksij z visokim rdečim premikom sta Elbaz et al. (2011) je zagotovil pojasnjevalni okvir za ta opazovanja v smislu razlikovanja med večinsko populacijo galaksij, ki je podrejena korelaciji "glavnega zaporedja" med svojimi SFR in zvezdnimi masami, in manjšinsko populacijo "zvezdnih razpokov" z bistveno višjimi SFR na enoto mase ( ali sSFR). Lokalno imajo galaksije zvezdne razpoke bolj kompaktne regije, ki tvorijo zvezde z visoko površinsko gostoto, medtem ko imajo galaksije normalnih diskov na glavnem zaporedju zvezd, ki tvorijo zvezde, razporejene v večjih skalah z nižjo površinsko gostoto. Zvezdni izbruhi imajo tudi toplejše povprečne temperature prahu in bistveno večje razmerje med njihovimi svetilnostmi FIR in 8 in mam počivalnega okvira kot tiste v galaksijah glavnega zaporedja. Lokalno najbolj svetleče in najsvetlejše IR galaksije (LIRG in ULIRG, z LIR & gt 10 11 L in & gt 10 12 L) so zvezdni izbruhi, ki jih vodi združitev, vendar na z & # 8776 2 kjer so SFR-ji in sSFR-ji galaksij globalno veliko večji, je večina LIRG-jev in ULIRG-jev "običajnih" galaksij glavnega zaporedja. Njihovi IR SED so bolj podobni kot pri običajnih, lokalnih spiralnih galaksijah, ki tvorijo zvezde, in imajo manjše bolometrične popravke iz opazovanih 24-minutnih podatkov (okvir počitka & lambda & # 8776 8 & mum) kot tiste, ki jih predvidevajo predloge SED, zasnovane tako, da ustrezajo lokalnim LIRG-jem. in ULIRG. Elbaz in sod. (2011) izdelal "univerzalni" SED glavnega zaporedja iz ansambla visokoz Spitzer in Herschel fotometrija za galaksije na poljih Globokega raziskovanja o izvoru Velikih observatorij (DOBRO) pri 0,3 & lt z & lt 2.5. Ta SED vodi do konstantne skupne IR svetilnosti za veliko večino galaksij v tem območju rdečega premika. Čeprav za natančno izpeljavo ni mogoče uporabiti ene same predloge LIR ali SFR iz opazovanj MIR za vse galaksije, zdaj bolje razumemo, kako je to mogoče storiti v povprečju, kar lahko zadostuje za izpeljavo globalnega rdečega premika gostote IR svetilnosti ali ustrezne SFRD. Rodighiero et al. (2011) (glej tudi Sargent et al. 2012) je pokazala, da zvezdni izbruhi (katerih IR SED znatno odstopajo od tistih v populaciji glavnega zaporedja) predstavljajo le 10% svetovnega SFRD na z & # 8776 2. S podatki, ki so zdaj na voljo pri Herschel in Spitzer, široko razumevanje spreminjajoče se gostote IRLF in IR svetilnosti, vsaj pri 0 & lt z & lt 2,5, se zdi na dosegu roke.

Opazovanja MIR in FIR zahtevajo vesoljske teleskope, toda pri submilimetrskih in milimetrskih valovnih dolžinah je mogoče znova opazovati s tal znotraj določenih atmosferskih prenosnih oken. Pojav submilimetrskih bolometrskih nizov, kot je SCUBA, je na JCMT revolucioniral polje in privedel do prvih odkritij velike populacije ULIRG-jev pri visokem rdečem premiku (npr. Smail et al. 1997, Hughes et al. 1998, Barger et al. (1998). Do nedavnega so le najbolj svetleče visokoz predmete je bilo mogoče zlahka zaznati, vendar bo novi interferometer ALMA izboljšal občutljivost zaznavanja za več kot red velikosti, čeprav na majhnih vidnih poljih. Kot smo že omenili, submilimetrska opazovanja merijo emisije zunaj vrha emisije prahu, kjer pretok strmo upada z valovno dolžino v delu SED Rayleigh-Jeans. To vodi v negativno K popravek tako močan, da izniči učinke razdalje: galaksija z določeno IR svetilnostjo bo imela približno konstanten submilimetrski tok, če jo opazimo pri katerem koli rdečem premiku 1 & lt z & lt 10. Nasprotno pa so bolometrični popravki od opaženih submilimetrskih valovnih dolžin do skupne IR svetilnosti veliki in so močno odvisni od temperature prahu. To lahko privede do pomembnih negotovosti pri interpretaciji pretokov submilimetrov iz virov z visokim rdečim premikom in do nagnjenosti k odkrivanju galaksij z najhladnejšimi emisijami prahu.

Po analogiji z enačbo 10 izražamo pretvorbo iz IR svetilnosti (LIR) v tekoči SFR kot

kje LIR je IR svetilnost, integrirana v območju valovnih dolžin od 8 do 1000 & mum. Tu se domneva, da je emisija IR v celoti posledica nedavnega nastajanja zvezd, v praksi pa lahko AGN in starejše zvezde prispevajo k segrevanju prahu. Poleg tega, če neto motnost prahu na mladih območjih, ki tvorijo zvezde v galaksiji, ni velika in če se pojavi znatna količina UV sevanja, bo SFR, ki izhaja iz IR svetilnosti, predstavljal le delček celotne. Zato pišemo SFRIR v enačbi 11, ki označuje, da je to le v prahu zasenčena komponenta SFR. Zaradi tega nekateri avtorji zagovarjajo seštevanje SFR-jev, ki izhajajo iz opaženih gostot IR in UV svetilnosti, slednji pa niso bili popravljeni za izumrtje. Še enkrat umerimo pretvorbeni faktor IR z uporabo modelov FSPS Conroy et al. (2009), ki vključujejo tudi dušenje in ponovno oddajanje prahu. Predpostavljamo, da je Calzetti et al. Preprosto zmanjšanje prahu v ospredju zaslona. (2000), čeprav so podrobnosti modela absorpcije prahu razmeroma malo pomembne. Vgrajena svetilnost od 8 do 1000 mum je le malo odvisna od podrobnih parametrov emisije prahu (v bistvu od porazdelitve temperature prahu) za širok razpon razumnih vrednosti. Ker je svetilnost prahu v glavnem predelana UV emisija iz tvorbe mladih zvezd, je pretvorbeni faktor IR odvisno tudi od podrobnosti SFH in od kovinske obdelave. V praksi lahko pričakujemo, da galaksije z znatnim izumrtjem in bolometrično prevladujočimi emisijami prahu verjetno ne bodo imele nizkih kovinskih materialov. Spremenimo enačbo 11, da upoštevamo tako komponente FUV kot FIR pri nastajanju zvezd:

kje LFUV je opažena svetilnost FUV pri 1.500 & # 197 brez popravka za izumrtje. Za izračun uporabljamo modele FSPS z Salpeter IMF, sončno kovino in konstantno SFR LFUV in LIR kot funkcija starosti za različne stopnje dušenja prahu: nato rešujemo za IR. Slika 5 prikazuje rezultat tega izračuna: SFR je izražen v enotah M leto -1 in tako FUV kot IR svetilnost sta izraženi v sončnih enotah (s LFUV = & nu L& nu) za prikaz obeh na isti lestvici. Kot je prikazano v oddelku 3.1.1, emisija FUV doseže stabilno stanje po

300 Myr in za ta izračun uporabimo asimptotično vrednost FUV = 2.5 × 10 -10 M leto -1 L -1 (kar ustreza FUV = 1.3 × 10 -28 M leto -1 erg -1 Hz). Namesto tega LIR počasi narašča (torej KIR zmanjšuje), ko se še naprej gradi optična svetilnost mirovanja dolgoživih zvezd, pri čemer del delcev nato prah absorbira in ponovno odda. Ta model s konstantnim SFR in stalnim dušenjem prahu povzroči skromen učinek

0,1 dex v dnevnikuIR na dex v dnevnikut. V praksi pa bodo verjetno starejše zvezde manj izumrle kot mlajše, s čimer se bo ta trend še zmanjšal. V starosti nekaj 10 8 let, KIR je zelo malo odvisno od celotnega izumrtja. Kennicutt (1998) je predlagal kalibracijski faktor IR = 1.73 × 10 -10 M leto -1 L -1, kar je popolnoma skladno z modeli, prikazanimi na sliki 5, za starost 300 let. To vrednost sprejemamo za ta pregled. Za svetilnosti, izmerjene v cgs enotah, lahko zapišemo IR = 4.5 × 10 -44 M leto -1 erg -1 s.

3.1.3 IZBELJAVANJE UV-ZRAK IN EMISIJA IR Kot je bilo omenjeno zgoraj, lahko prah znatno zmanjša emisijo UV-žarkov, ne samo, da ogrozi njegovo uporabnost pri merjenju SFR-jev, temveč povzroči tudi IR-emisije, ki so dragocen sled za delovanje zvezd. Veliko truda je bilo vloženega v razumevanje fizike in fenomenologije izumrtja v galaksijah (za pregled glej Calzetti 2001). Načeloma je najboljši način za upoštevanje učinka dušenja prahu neposredno merjenje energije, ki se oddaja na UV in IR valovnih dolžinah, torej tako svetilnosti, ki neposredno uhaja iz galaksije, kot tiste, ki jo prah absorbira in ponovno seva. To zagotavlja "bolometrični" pristop k merjenju SFR. V praksi pa podatki, ki so dovolj občutljivi za merjenje FIR svetilnosti galaksij z visokim rdečim premikom, pogosto niso na voljo. Herschel močno napredoval pri tovrstnih opazovanjih, vendar je bila njegova občutljivost, čeprav impresivna, zadostna za odkrivanje samo galaksij z visokimi SFR> gt 100 M leto -1, pri z & gt 2.

Za galaksije, ki tvorijo zvezde z zmernim izumrtjem pri z & gt 1, optična fotometrija, ki meri UV-svetlobo mirujočega okvirja, je veliko lažje pridobljena kot primerno globoki FIR, submilimetrski ali radijski podatki. Trenutna opazovanja UV-svetlobe so tudi običajno veliko bolj občutljiva na nastajanje zvezd kot tista na drugih valovnih dolžinah (slika 1). Kot rezultat tega poskušamo sklepati o SFR samo na podlagi UV-opazovanja v mirujočem okolju le mamljivo, vendar to zahteva zanesljive ocene popravkov izumrtja prahu. Na primer, Lymanove prelomne galaksije (LBG) so UV-izbrana populacija galaksij z visoko rdečim premikom, ki tvorijo zvezde. Njihov izbor bi bil naklonjen razmeroma nizkemu izumrtju, toda tudi LBG so precej prašni: Reddy et al. (2012) uporabljeno Herschel ugotovitve, da je v povprečju 80% emisije FUV od običajnih (

LFUV & lowast) LBG pri z & # 8776 2 prah absorbira in ponovno seva v FIR. Mnogo bolj masivne galaksije z visokimi SFR imajo večje izumrtje. Tako imenovane galaksije, zatemnjene s prahom (Dey et al. 2008), imajo razmerje gostote pretoka MIR in UV> 1 000 gt (običajno ustreza LIR / LFUV & gt 100) (Penner et al. 2012) in so precej pogosti, saj prispevajo 5-10% SFRD na z & # 8776 2 (Pope et al. 2008) mnogi od njih so v globokih optičnih slikah skoraj ali popolnoma nevidni.

Kljub temu razširjena razpoložljivost UV-podatkov o mirujočih slikah za galaksije z visokim rdečim premikom spodbuja njihovo uporabo za merjenje kozmičnega SFH. Trenutno ob z & # 8811 2, alternativa je malo: tudi najgloblja Spitzer, Herschel, radijske ali submilimetrske raziskave lahko pri takšnih rdečih premikih zaznajo le najbolj redke in najsvetlejše galaksije. Nasprotno pa so globoke optične raziskave in raziskave NIR zdaj identificirale vzorce tisoč galaksij, ki tvorijo zvezde, ki so bile izbrane z UV z & # 8776 7 in pozneje.

Poskusi merjenja in popravljanja izumiranja prahu v visokoz galaksije so navadno uporabljale ultravijolični spektralni naklon (označeno z & beta) kot merilo za rdečico UV in sprejele empirične korelacije med rdečico UV in izumrtjem UV. Calzetti et al. (1994, 2000) so z ultravijolično in optično spektroskopijo izvlekli empirično povprečno krivuljo dušenja prahu za vzorec lokalnih galaksij, ki tvorijo zvezde z UV svetlobo. Meurer in sod. (1999) (pozneje posodobili Overzier in sod. 2011) za podoben lokalni vzorec uporabili podatke UV in FIR za empirično kalibracijo razmerja med rdečico UV (& beta) in izumrtjem UV (IRX & ekv LIR / LFUV, ki je lahko neposredno povezano z AFUV). Razmeroma tesen odnos IRX in beta, ki ga upoštevajo lokalne UV-svetle galaksije, je na splošno skladen z zakonom o dušenju Calzettija, s čimer se krepi njegova priljubljenost. Vendar so druge lokalne študije jasno pokazale, da nekatere galaksije odstopajo od teh razmerij. Goldader in sod. (2002) so ugotovili, da bližnji ULIRG močno odstopajo od razmerja Meurer IRX- & beta; ti ULIRG imajo zelo velike vrednosti IRX, vendar pogosto z relativno modrim UV spektralnim indeksom & beta. To je bilo interpretirano tako, da pomeni, da je opazovana UV svetloba iz lokalnih ULIRG-jev razmeroma nezaslišana zvezdna tvorba v gostiteljski galaksiji, ki ni povezana z bolometrično prevladujočo zvezdno tvorbo, ki je v celoti zakrita od pogleda pri UV-optičnih valovnih dolžinah in zaznana le FIR. Namesto tega so opazovanja navadnih spiralnih galaksij (Kong et al. 2004, Buat et al. 2005) merila rdeče vrednosti & beta za dani IRX. To se običajno šteje za dokaz, da svetloba starejših in manj masivnih zvezd bistveno prispeva k skoraj UV-emisiji, kar vodi do rdečih UV-barv iz razlogov, ki niso povezani z izumrtjem. Na splošno lahko različne relativne porazdelitve zvezd in prahu vodijo do različnih lastnosti dušenja. Izumrtje je zlahka neenotno: vetrovi iz območij, ki tvorijo zvezde, lahko v nekaterih časovnih okvirih odpihnejo prah, medtem ko so druge regije, ki so mlajše ali globlje vgrajene v ISM galaksije, še bolj zakrite. Ogrevanje prahu je odvisno tudi od geometrije, kar vodi do različnih porazdelitev temperatur prahu in različnih emisijskih spektrov pri valovnih dolžinah IR in submilimetrov.

Pri visokem rdečem premiku obstajajo le razmeroma omejeni testi razmerja med rdečino UV in izumrtjem. Reddy in sod. (2004, 2006, 2010, 2012) primerjali različne SFR sledilce (vključno z radijskimi, Spitzer 24- in mama in Herschel 100-160- & mum emisije), da dokažejo, da so zakoni o izumrtju Calzetti / Meurer UV izjemno primerni za večino L & najnižje LBG pri z & # 8776 2. Vendar so našli dokaze o sistematičnih odstopanjih za galaksije z največjimi SFR (& gt 100 M leto -1), ki podobno kot lokalni ULIRG kažejo bolj sivo učinkovito slabljenje (tj. manj UV-pordelosti za njihovo neto izumrtje z UV-žarki). Ugotovili so tudi dokaze o sistematičnih odstopanjih za najmlajše galaksije, ki kažejo močnejše pordelost zaradi neto izumrtja FUV, morda zaradi kovinske ali geometrijske učinke, ki povečujejo odvisnost valovne dolžine od UV-rdeče funkcije v primerjavi z rezultati zakona Calzetti. Ob predpostavki Calzettijevega slabljenja Daddi et al. (2007) in Magdis et al. (2010) so ugotovili tudi široko skladnost med meritvami SFR na osnovi UV in IR ali radia na vzorcih na z & # 8776 2-3 (čeprav, glej Carilli et al. 2008). Študije, ki so izbrale galaksije predvsem na podlagi njihove IR emisije, pa so običajno pokazale pomembna odstopanja od Meurerjeve / Calzettijeve oslabitve. Ta odstopanja na splošno kažejo, da SFR na osnovi UV, ki uporabljajo korekcije naklona Meurer / Calzetti UV naklona, ​​znatno podcenjujejo skupne SFR (npr. Chapman et al. 2005, Papovich et al. 2007). Takšne študije so tudi ugotovile, da lahko različno izbrane populacije sistematično upoštevajo različna razmerja neto dušenja prahu, odvisno od lastnosti galaksij (Buat in sod. 2012, Penner in sod. 2012).

Zato moramo biti previdni pri SFR, ki izhajajo samo iz UV podatkov, tudi če so na voljo ocene pordelosti od UV. Trenutni dokazi kažejo, da lahko ti v povprečju dobro delujejo za UV-svetle LBG z razmeroma nizko pordelostjo, vendar lahko propadejo za druge galaksije, vključno z najbolj svetlečimi predmeti, ki prevladujejo v najhitrejši populaciji galaksij, ki tvorijo zvezde. Nastajanje zvezd, ki je zakrito s preveč prahu, na primer v kompaktnih območjih zvezdnih zvez, ne bo zabeleženo z UV opazovanji in ga je mogoče neposredno izmeriti samo z globokimi IR, submilimetrskimi ali radijskimi meritvami.

3.1.4 DRUGI KAZALNIKI: EMISIJA NEBULARNE LINE, RADIO IN RTG-zvezde Tvorba zvezd prav tako proizvaja emisije meglic iz vzbujenega in ioniziranega plina v območjih HII. Rekombinacijske črte vodika, kot sta H & # 945 in Ly & # 945, se pogosto uporabljajo za merjenje SFR, ker so v tesni povezavi s stopnjami fotoionizacije, ki so predvsem posledica intenzivnega UV sevanja zvezd OB. Zato precej neposredno sledijo masivnemu nastanku zvezd, čeprav lahko prisotnost AGN prispeva tudi k tem linijam. Uporabljene so bile druge črte iz težjih elementov, kot sta [OII] 3,727 & # 197 ali [OIII] 5,007 & # 197, vendar so ponavadi bolj zapletene glede na pogoje ISM, kot sta kovinskost ali vzbujanje. Emisijske črte so prav tako podvržene prahu v območjih, ki tvorijo zvezde. To še posebej velja za Ly & # 945, ki je resonančna črta, razpršena zaradi srečanj z nevtralnimi vodikovimi atomi. Takšna srečanja lahko močno povečajo dolžino poti za Ly & # 945 in s tem povečajo verjetnost, da lahko naleti na prašno zrno in se absorbira. Na splošno velja, da je H & # 945 najbolj zanesljiv med lahko dostopnimi megličasti SFR sledilci (npr. Moustakas et al. 2006). Šibkejše, a manj ugasle vodikove črte v NIR, kot je Paschen & # 945, so lahko zelo koristne za merjenje SFR v prašnih galaksijah, vendar so na splošno dostopne le pri zelo nizkem rdečem premiku, čeprav bo JWST odprl možnost merjenja teh za večje število galaksij na kozmoloških razdaljah.

Radijska emisija je povezana tudi z nastankom zvezd, saj elektroni, pospešeni s SN, oddajajo netermično sevanje pri centimetrskih valovnih dolžinah, pri čemer lahko prispeva tudi toplotno (prosto) oddajanje elektronov v regijah HII, zlasti pri višjih frekvencah (> 5 GHz). Fizika je nekoliko zapletena in ni povsem razumljiva, vendar opazimo izjemno tesno povezavo med radijsko emisijo in emisijo FIR v lokalnih galaksijah, ki segajo v veliko velikostjo svetilnosti (npr. Condon 1992, Yun et al. 2001). Radijske emisije ne izumirajo prahu in tako ponujajo razmeroma nepristranski sled sledenju nastanka zvezd. Vendar je težko pridobiti radijska opazovanja dovolj globoko, da bi zaznali navadne galaksije, ki tvorijo zvezde, z visokim rdečim premikom, čeprav so nedavne nadgradnje VLA Karla G. Janskyja bistveno izboljšale njegovo občutljivost. AGN lahko prispeva tudi k radijskim emisijam, občasno prevladuje pri radijsko glasnih AGN (ki so manjšinsko prebivalstvo). Radijsko oddajanje je treba zatreti tudi v zgodnejših kozmičnih obdobjih, saj bi elektroni izgubili energijo z inverznim Comptonovim razprševanjem fotonov mikrovalov v ozadju, katerih gostota energije se poveča pri visokem rdečem premiku. Nedavne študije so odkrile malo dokazov za razvoj rdečega premika v FIR do radijske korelacije (Appleton in sod. 2004 Ivison in sod. 2010a, b Sargent in sod. 2010a, b Mao in sod. 2011).

Tudi rentgenski žarki so bili uporabljeni za sledenje SFR. Rentgenski žarki običajno veljajo za najpomembnejši podpis aktivnosti AGN v galaksijah, toda proizvajajo jih tudi mlade zvezdne populacije, zlasti rentgenske binarne datoteke. Če AGN ni, lahko rentgensko sevanje merimo od posameznih galaksij, ki tvorijo zvezde, do z & # 8776 1 v najgloblji Chandra polja in meritve zlaganja so bile uporabljene za doseganje šibkejših pretokov v študijah galaksij, izbranih z UV, z zaznavanji pri 1 & lt z & lt 4 in zgornje meje pri višjih rdečih premikih (Reddy & amp Steidel 2004 Lehmer et al. 2005 Laird et al. 2005, 2006 Basu-Zych et al. 2013). Vendar pa se lahko sorazmernost med rentgensko svetilnostjo in SFR spreminja glede na starost zvezdne populacije in druge parametre, ki bi lahko vplivali na mešanico rentgenskih žarnic z majhno in veliko maso, prisotnih v galaksiji, objavljene so bile različne kalibracije, ki se znatno razlikujejo (npr. , Ranalli et al. 2003, Persic et al. 2004). Ker na splošno večina kozmičnega rentgenskega ozadja izvira iz AGN (za pregled glej Brandt & amp Hasinger 2005), se zdi vrednost uporabe rentgenskih žarkov za merjenje kozmičnega SFH omejena (o tej metodi ne razpravljamo več).

Medtem ko vroče mlade zvezde oddajajo večino svoje energije na UV valovnih dolžinah, hladnejše zvezde z majhno maso, ki prevladujejo nad zvezdno maso galaksije, oddajajo večino svoje svetlobe na rdečih optičnih in NIR valovnih dolžinah. Če preučimo SED razvijajočega se SSP, starejšega od 10 9 let, bo večji del svetilnosti (v & lambda f& lambda energijske enote) se oddaja na široki planoti med 0,4 in 2,5 & mum;

1 & mama za starost & gt 2 Gyr. (V f& nu gostote pretoka ali enote velikosti AB, je vrh SED približno 1,6 & mum, pri čemer je H-motnost hladnih zvezdnih atmosfer minimalna.) Učinki izumiranja prahu se močno zmanjšajo tudi pri valovnih dolžinah NIR: Za dušenje Calzettija se izumrtje (v velikostih) A v K-pas je 10-krat manjši od pasu v V-pasovni in 25-krat manjši od tistega na 1.600 & # 197.

Svetilnost in s tem razmerje med maso in svetlobo zvezdne populacije se s časom zelo strmo razvija pri UV in modrih valovnih dolžinah: mlade zvezde se hitro razvijajo iz glavnega zaporedja, počasneje pa pri rdečih in NIR valovnih dolžinah. Zato opazovanja v počivališču NIR natančneje sledijo integrirani zvezdni masi galaksije, vendar ne moremo zanemariti učinkov evolucije: Tok 1 mum se še vedno spreminja za več kot vrstni red, ko se zvezdna populacija stara od 0,1 do 10 Gyr (glej npr. Sliko 9 iz Bruzual & amp Charlot 2003). Zato moramo narediti več kot le merjenje NIR svetilnosti, da sklepamo na zvezdno maso.

Astronomi dejansko uporabljajo barve ali SED galaksije, da sklepajo na pričakovano razmerje med maso in svetlobo pri neki valovni dolžini (po možnosti v rdeči ali NIR), nato pa opaženo svetilnost pomnožijo z M / L za oceno zvezdne mase (M& lowast). Najpogostejša metoda je prilagajanje spektralnih predlog, ki jih ustvarijo modeli sinteze zvezdnih populacij, na širokopasovno fotometrijo v vseh razpoložljivih pasovih, ki zajemajo UV-valove do NIR valovnih dolžin, kjer zvezdna fotosferna emisija prevladuje nad svetlobo galaksije. Na splošno raziskovalci ustvarjajo širok nabor modelov, ki obsegajo široko paleto zvezdnih populacijskih parametrov, vključno s preteklim SFH, starostjo, kovinskostjo in dušenjem prahu. Mednarodni denarni sklad je običajno fiksen, ker skoraj ni fotometričnega podpisa, ki bi ga lahko koristno omejeval. Paket modelov je rdeče premaknjen, da ustreza galaksiji, ki nas zanima. Modele nato filtrirni pasovni pasovi pretvorijo v generirane sintetične širokopasovne tokove, ki ustrezajo fotometriji, kar omogoča spreminjanje normalizacije svetilnosti in minimiziranje & chi 2 ali kakšnega drugega parametra verjetnosti. Nenormalizirani modeli imajo določeno maso enote, zato normalizacija najbolje prilegajočega modela daje najboljšo oceno zvezdne mase galaksije glede na dovoljeni obseg vhodnih parametrov.

Ta metoda se načeloma lahko uporablja za omejitev drugih zvezdnih populacijskih parametrov, kot so starost galaksije, SFR ali prisotna stopnja izumrtja. V praksi so rezultati prilagajanja za različne parametre pogosto precej degenerirani. Na primer, starost, izumrtje in kovinskost vplivajo na integrirane barve galaksije. Posledično so izpeljane vrednosti teh parametrov ponavadi zelo kovariantne: galaksija je lahko rdeča, ker je stara, prašna ali zelo bogata s kovinami. Te omejitve imajo zelo dobro fotometrijo, ki zajema zlasti obseg valovnih dolžin, in številne pasovne pasove, ki lahko natančneje vzorčijo podrobno spektralno obliko (npr. Merjenje sorazmerno ostrih starostno občutljivih lastnosti, kot so Balmer ali 4.000 - & # 197 prelomi). je mogoče izboljšati, vendar se je težko izogniti večjim degeneracijam. Previdni strokovnjaki lahko razmislijo o skupni porazdelitvi verjetnosti za modele, ki ustrezajo sprejemljivi verjetnosti. Zvezdna masa je ponavadi najbolj omejen parameter, predvsem zato, ker degeneracije drugih parametrov ponavadi vplivajo na mrežo M / L modela na podobne načine. Vse bolj vplivajo na bolj rdeče barve zaradi starosti, prahu ali kovinskih materialov M / L v podobni (vendar ne enaki) stopnji. Medtem ko so parametri, kot sta starost ali pordelost, lahko posamično negotovi, neto M / L sprejemljivih modelov ne razlikuje toliko. Tako je celotna masa dobro omejena. Številni članki so razpravljali o negotovostih modeliranja zvezdne populacije pri ocenjevanju mas galaksij, ki jih zelo natančno pregleda Conroy (2013).

Razen izbire IMF je največja negotovost, ki vpliva na izpeljano zvezdno maso, običajno nujno nepopolno poznavanje pretekle SFH galaksije. V bistvu lahko novejše zvezde zlahka zasijejo starejše zvezde in prevladujejo nad opazovano svetlobo, tudi na rdečih valovnih dolžinah. V opazovani fotometriji lahko prevladuje mlajša zvezdna svetloba, čeprav lahko nad dejansko maso galaksije prevladujejo starejše zvezde, ki se izgubijo v bleščanju mlajših zvezd ("zasijanje", npr. Papovich et al. 2001, Maraston et al. 2010) in tako le malo vplivajo na izbiro najustreznejših modelov. Zato model, ki prilega, pogosto podcenjuje starost galaksije ali potencialni prispevek starejših zvezd k masi, lahko pa tudi podcenjuje maso. Če bi bili dejanski SFH dobro znani (kar v praksi skoraj nikoli ni), to morda ne bi predstavljalo težav. Na primer, za modele, ki se uporabljajo za prilagajanje fotometrije, se pogosto domneva, da imajo gladko spreminjajoče se SFR-je, vendar so dejanski SFH-ji resničnih galaksij lahko zapleteni in nemonotonični, nihajo s časom in jih morda ločijo kratkotrajni izbruhi. Tudi če se upoštevajo zelo veliki apartmaji modelov s kompleksnimi SFH, pretiravanje ponavadi zagotavlja, da nedavno oblikovane zvezde poganjajo vgradnjo modela, medtem ko je masa pri starejših zvezdah slabo omejena. Ta učinek na splošno vodi do podcenjevanja zvezdnih mas galaksij (Pforr et al. 2012). Realno omejevanje porazdelitve dovoljenih preteklih SFH za resnične galaksije, zlasti pri visokem rdečem premiku, ostaja osnovna omejitev pri pridobivanju zvezdnih mas.

V praksi so te degeneracije SFH največje za galaksije z nedavnim nastajanjem zvezd. Za galaksije, ki že dolgo niso oblikovale zvezd (recimo & gt 1 Gyr) ali za katere je trenutni SFR majhen v primerjavi z zvezdno maso (pogosto kvantificirano sSFR), je odsev majhen in s tem tudi rezultat sistematična negotovost na M / L. Zato so zvezdne mase za današnje eliptične galaksije, ki so stare z malo ali sploh ne nastajajo zvezde, ali za običajne spiralne galaksije, kot je Mlečna cesta, ponavadi razmeroma dobro omejene, medtem ko so za zelo aktivno galaksije, ki tvorijo zvezde, manj gotovo. Kot primer Papovich et al. (2001) prilagodijo modele HST WFPC2 in NICMOS fotometriji za šibke LBG na z & # 8776 2.5 v Hubblovem globokem polju Sever (HDF-N). Pri uporabi modelov z gladko spreminjajočimi se SFH so ugotovili, da je negotovost zvezdne mase & sigma (logM& lowast) & lt 0,5 dex, s tipično negotovostjo 0,25 dex, tj. manj kot faktor 2. Če pa menijo, da je "največja M / L"modeli, ki so omogočali čim več starejših zvezdnih mas v okviru omejitev & chi 2, ki so nastale pri z = & infin, mase bi lahko bile načeloma 3 do 8 krat večje. V praksi se zdijo takšni ekstremni modeli malo verjetni. Poleg tega je zgodnje delo Papovich et al. (2001) je fotometrijo uporabljal le do Kvalovne dolžine pasu ali okvira za počitek

6,000 & # 197 ob z = 2,5. Danes globoko Spitzer IRAC fotometrija rutinsko meri pretoke za visokoz galaksije z rdečimi valovnimi dolžinami mirujočega okvira in lahko znatno izboljšajo omejitve zvezdne mase. Kljub temu tudi z najboljšimi podatki iz Spitzer (ali JWST v prihodnosti) učinki pretiravanja bistveno omejujejo našo gotovost glede ocen zvezdne mase za posamezne predmete. Te učinke je mogoče zmanjšati le, če lahko razumne predhodne predpostavke strožje omejijo obseg dovoljenih SFH.

Zanimivo je, da se pri zelo visokih rdečih premikih nekatere od teh negotovosti SFH zmanjšajo, preprosto zato, ker je Vesolje veliko mlajše. Ob z & gt 6, Vesolje je staro manj kot 1 Gyr, najstarejše zvezde v galaksijah pa morajo biti mlajše od tega, kar postavlja zgornjo mejo M / L za hipotetično nevidno staro populacijo in s tem o njenem možnem prispevku k skupni zvezdni masi. Curtis-Lake et al. (2013) je zagotovil nedavno in podrobno razpravo o modeliranju negotovosti zvezdne populacije za galaksije v z

Poleg tega praktiki, ki ustvarjajo zvezdne populacijske modele, niso dosegli popolnega soglasja: vprašanja v zvezi z evolucijskimi sledmi, prispevki nekaterih zvezdnih subpopulacij in vedenjem zvezdnih populacij pri nizkih in visokih kovinah ostajajo teme razprav ali pa so opažanja slabo umerjena . Eden od splošno priznanih primerov takšnih negotovosti je poudaril Maraston (2005), katerega modeli so imeli bistveno večji prispevek emisij toplotno pulzirajočih zvezd asimptotične velikanske veje (TP-AGB) k rdeči in NIR-svetlobi pri mirujočem okvirju pri starosti SSP med nekaj sto milijonov let in

2 Gyr. Povečana rdeča svetilnost je privedla do nižje M / L pri teh valovnih dolžinah in rdečih barvah s potencialno precej pomembnimi učinki (faktorji 2 ali več) na izpeljane zvezdne mase za galaksije, v katerih prevladujejo zvezde v tem starostnem razponu. Čeprav takšne populacije v večini današnjih galaksij morda ne bodo prevladovale, na z & # 8776 2-4, ko je bilo vesolje staro le nekaj milijard let, je treba njihovo vlogo natančno modelirati, da se zagotovijo ustrezne ocene zvezdnih mas. Maraston in sod. (2006) so ugotovili, da bi to lahko zmanjšalo izpeljane zvezdne mase za

V povprečju 60% za Kgalaksije, ki so izbrale zvezde v z & # 8776 2 v primerjavi z rezultati, izračunanimi z uporabo priljubljenih modelov Bruzual & amp Charlot (2003). Čeprav Bruzual et al. (2013) so leta 2007 izdali nove modele z izboljšano emisijo TP-AGB, so v nedavnih konferenčnih predstavitvah zagovarjali šibkejše emisije TP-AGB, ki so bolj podobne tistim pri starejših modelih. Glede na pomanjkanje povsem zadovoljivega načina za izračun tega prispevka na teoretičnih načelih veliko ostaja na redkosti razpoložljivih podatkov za empirično umerjanje emisije in razvoja zvezd TP-AGB. *****


Predstavljamo omejitve srednje gostote snovi, Ωm, normalizacija spektra moči nihanja gostote, σ8, in enačba parametra stanja temne energije, w, dobljen z meritvami funkcije rentgenske svetilnosti največjih znanih skupin galaksij pri rdečih premikih z & lt 0,7, kot je bilo zbrano v raziskavi množičnih grozdov (MACS) in lokalnem vzorcu najsvetlejših grozdov (BCS) in ROSAT–Vzorec jate galaksij ESO Flux Limited X-Ray (REFLEX). Naša analiza uporablja opaženo razmerje med maso in svetilnostjo, kalibrirano s hidrodinamičnimi simulacijami, vključno s popravki za podporo netermičnega tlaka in upoštevanjem prisotnosti notranjega sipanja. Vključeni so konzervativni dodatki za vse znane sistematične negotovosti, pa tudi standardni prioriteti Hubblove konstante in srednje gostote bariona. Najdemo Ωm= 0.28 +0.11 −0.07 in σ8= 0.78 +0.11 −0.13 za prostorsko ploski, kozmološki konstantni model in Ωm= 0.24 +0.15 −0.07, σ8= 0.85 +0.13 −0.20 in w=−1.4 +0.4 −0.7 za ravno, konstantno w model (marginalizirani 68-odstotni intervali zaupanja). Naše ugotovitve predstavljajo prvo določitev enačbe stanja temne energije iz meritev rasti kozmične strukture v jatah galaksij in skladnosti našega rezultata z w= -1 daje dodatno podporo modelu kozmološke konstante. Prihodnje delo, ki bo izboljšalo naše razumevanje razvoja rdečega premika in pristranskosti pri opazovanju, ki vplivajo na razmerje svetilnosti med maso in rentgenskimi žarki, bi lahko znatno omejilo te omejitve. Naši rezultati se ujemajo z rezultati nedavnih analiz supernov tipa Ia, kozmičnih mikrovalovnih anizotropij v ozadju, masnega deleža rentgenskih plinov v sproščenih jatah galaksij, barionskih akustičnih nihanj in kozmičnega striga. Združevanje novih podatkov o funkciji svetilnosti rentgenskih žarkov s trenutnimi podatki o supernovi, kozmičnem mikrovalovnem ozadju in frakciji plina v gruči daje izboljšane omejitve Ωm= 0,269 ± 0,016, σ8= 0,82 ± 0,03 in w=−1.02 ± 0.06.

V hierarhičnem scenariju kolapsa za oblikovanje struktur v vesolju je gostota števila porušenih predmetov v odvisnosti od mase in kozmičnega časa občutljiva sonda kozmologije. Skupine galaksij, ki zasedajo visoko masni rep te populacije, so močno in relativno čisto orodje za kozmologijo, saj njihovo rast pretežno določajo linearni gravitacijski procesi. V preteklosti se je lokalna populacija kopic galaksij uporabljala za skupno omejevanje povprečne gostote snovi Vesolja in amplitude motenj v gostotnem polju (npr. Reiprich & amp Böhringer 2002, v nadaljevanju RB02 Seljak 2002 Viana, Nichol & amp Liddle 2002 Allen et al. 2003 Pierpaoli et al. 2003 Schuecker et al. 2003 Voevodkin & amp Vikhlinin 2004 Dahle 2006 Rozo et al. 2007). Potiskanje opazovanj k višjemu rdečemu premiku prekine degeneracijo med tema dvema parametroma (npr. Eke et al. 1998 Donahue & amp Voit 1999 Henry 2000 Borgani et al. 2001 Vikhlinin et al. 2003) in omogoča tudi preiskavo lastnosti temne energije (npr. Haiman, Mohr & amp Holder 2001 Levine, Schulz & amp White 2002 Weller, Battye & amp Kneissl 2002 Majumdar & amp Mohr 2003, 2004 Henry 2004).

Tovrstne preiskave zahtevajo raziskave neba z dobro razumljenimi izbirnimi funkcijami za iskanje grozdov in povezavo, ki povezuje maso grozdov z opazovano. Uspešna rešitev prejšnje zahteve je bila prepoznavanje grozdov z rentgensko emisijo, ki jo ustvarja vroč plin v notranjosti, predvsem z uporabo podatkov iz ROSAT Raziskava vseh nebes (RASS Trümper 1993). The ROSAT Najsvetlejši vzorec grozda (BCS Ebeling et al. 1998, 2000) in ROSAT–Vzorec ESO Flux Limited X-Ray (REFLEX) (Böhringer et al. 2004) skupaj pokriva približno dve tretjini neba do rdečega premika z∼ 0,3 in vsebuje več kot 750 grozdov. Raziskava množičnih grozdov (MACS Ebeling, Edge & amp; Henry 2001 Ebeling et al. 2007) - ki v tem prispevku vsebuje 126 skupin in zajema 55 odstotkov neba - razširja te podatke na z∼ 0.7.

Najbolj enostavno razmerje med maso in opazovanjem, ki dopolnjuje te raziskave z omejenim rentgenskim pretokom, je razmerje med svetilnostjo in maso rentgenskih žarkov. Za dovolj masivne (vroče) predmete z ustreznimi rdečimi premiki je pretvorba iz rentgenskega toka v svetilnost približno neodvisna od temperature, v tem primeru pa lahko svetilnosti ocenimo neposredno iz anketnega toka, funkcija izbire pa je enaka zahtevi zaznavanje. V preiskavi s popolnim pretokom, ki je nadalje omejena na visoke svetilnosti, bi morala biti vsaka skupina uporabna v analizi, ne da bi bila potrebna dodatna opazovanja, razen tistih, ki so potrebna za umerjanje razmerja med maso in svetilnostjo. Pomanjkljivost je, da je pri razsvetljenosti grozdov pri fiksni masi velik razpršitev, vendar zadostni podatki omogočajo empirično kvantifikacijo tega razpršitve. Alternativni pristopi uporabljajo temperaturo grozdov (Henry 2000, 2004 Seljak 2002 Pierpaoli et al. 2003), frakcijo plina (Voevodkin in amp Vikhlinin 2004) oz. Y.X parametra (Kravtsov, Vikhlinin & amp Nagai 2006) za doseganje tesnejših masno opaznih razmerij na račun zmanjšanja velikosti vzorcev, ki so na voljo za analizo. Potreba po kvantificiranju izbirne funkcije glede na rentgenski tok in drugo opazovano dodatno otežuje ta prizadevanja.

V tem prispevku uporabljamo opaženo funkcijo rentgenske svetilnosti (XLF) za raziskovanje dveh kozmoloških scenarijev, pri čemer v obeh primerih predpostavimo prostorsko ravno metriko: prva vključuje temno energijo v obliki kozmološke konstante [Λ hladna temna snov (ΛCDM )] drugi ima temno energijo s konstantno enačbo parametra stanja, w (wCDM). V slednjem primeru upoštevamo razvoj motenj gostote v tekočini temne energije, ob predpostavki, da je hitrost zvoka temne energije enaka hitrosti svetlobe. Za vsak model se naši rezultati dobro ujemajo z ugotovitvami neodvisnih kozmoloških naborov podatkov, zlasti supernov tipa Ia (SNIa), kozmičnega mikrovalovnega ozadja (CMB), masnega deleža rentgenskih plinov v jatah galaksij (fplin) in meritve kozmičnega striga.

Teoretično ozadje za to delo je pregledano v oddelku 2. Oddelek 3 podrobno opisuje podatke, ki se uporabljajo za omejitev razmerja med maso in svetilnostjo ter vzorce grozdov, uporabljene za merjenje XLF. Postopek analize je opisan v oddelku 4, kozmološki rezultati pa v oddelku 5. Pomembnost različnih sistematičnih učinkov je obravnavana v oddelku 6.

Če ni navedeno drugače, se mase in svetilnosti, navedene v tem prispevku ali prikazane na slikah, izračunajo glede na prostorsko ravno ΛCDM referenčno kozmologijo s Hubblovo konstanto h=H0/ 100 km s −1 Mpc −1 = 0,7 in Ωm= 0,3. Svetilnosti in tokovi se nanašajo posebej na energijski pas 0,1–2,4 keV v okvirju za počitek vira oziroma opazovalca. Zapis bomo dosledno uporabljali L označuje resnično svetilnost kopice in označuje svetilnost, ki izhaja iz opazovanja. Zapisali bomo tudi na primer Ωm da se sklicuje na današnjo gostoto snovi v enotah kritične gostote, medtem ko je Ωm(z) je enaka količina pri rdečem premiku z.


Kako pretvoriti teoretični spekter predloge iz gostote svetilnosti v enote gostote toka? - astronomija

Nedavne ugotovitve, da je večina zvezd nastala pri rdečem premiku z

1-3 je bil zasut v prah (Le Floch et al. 2005 Magnelli et al. 2009 Elbaz et al. 2011 Murphy et al. 2011b Reddy et al. 2012) obnovili zanimanje za indikatorje IR SFR, zlasti za enobarvne (enopasovne), ki so načeloma lahko tako enostavni za uporabo kot tisti, ki so že na voljo pri UV in optičnih valovnih dolžinah. K temu zanimanju je pripomogel pojav visoko občutljivih IR vesoljskih teleskopov z visoko kotno ločljivostjo (Spitzer, Herschel), ki so omogočili kalibracijo enobarvnih indikatorjev SFR v bližnjih galaksijah. IR preiskave dopolnjujejo prizadevanja na UV in optičnih valovnih dolžinah za risanje SFR evolucije galaksij iz rdečega premika

7-10 do danes (npr. Giavalisco et al. 2004 Bouwens et al. 2009, 2010). UV in optična svetloba sta lahko najprimernejša indikatorja SFR pri zelo visokem rdečem premiku, ko so galaksije vsebovale malo prahu (npr. Wilkins et al. 2011 Walter et al. 2012). Kalibracija indikatorjev SFR pa ostaja osrednje vprašanje za raziskave oddaljenih galaksij (npr. Reddy et al. 2010 Lee et al. 2010 Wuyts et al. 2012), saj lahko na to vplivajo razlike v zgodovini nastajanja zvezd, številčnost kovin, vsebnost in porazdelitev zvezdnih populacij in prah med galaksijami z nizkim in visokim rdečim premikom (Elbaz et al. 2011) in po možnosti s kozmičnimi variacijami masne funkcije grozda in začetne masne funkcije zvezd (IMF, Wilkins et al. 2008 Pflamm-Altenburg et al. 2009).

V tem poglavju se sklicujem na dve kategoriji kalibracij SFR: (1) "globalna", tj cele galaksije, torej so povprečja, tehtana s svetilnostjo, glede na lokalne razlike v zgodovini nastajanja zvezd in fizičnih razmerah v vsaki galaksiji in (2) "lokalna", tj. opredeljena za merjenje SFR v regijah znotraj galaksij, na podgalaktični / sub-kpc lestvici (npr. Wu et al. 2005 Alonso-Herrero et al. 2006 Calzetti et al. 2005, 2007, 2010 Zhu et al. 2008 Rieke et al. 2009 Kennicutt et al. 2009 Lawton et al. 2010 Boquien et al. 2010, 2011 Verley et al. 2010 Li et al. 2010 Treyer et al. 2010 Liu et al. 2011 Hao et al. 2011 Murphy et al. 2011). Medtem ko so bile globalne kalibracije SFR v preteklosti deležne največ pozornosti, tako zaradi objektivnih omejitev prostorske ločljivosti podatkov kot tudi zaradi njihove širše uporabnosti za oddaljene populacije galaksij, so lokalne kalibracije SFR v literaturi postale vse bolj vidne kot pomembna orodja za raziskovanje fizikalni procesi nastajanja zvezd.

Opredelitev lokalnega SFR pa je lahko problematična, če se nanaša na premajhno območje: na primer enojna kopica zvezd, ki je nastala skoraj v trenutku pred 15 leti, ima trenutno SFR = 0 (ne ustvarja več zvezd), čeprav zvezde so bili jasno oblikovani v bližnji preteklosti. Da bi se izognili takim ekstremnim situacijam, naj bi se lokalni SFR nanašali na meritve, opravljene na območjih, ki vključujejo več regij, ki tvorijo zvezde, tako da lahko nastajanje zvezd štejemo za konstantno v ustreznem časovnem obdobju za uporabljeni indikator SFR. Za praktične namene so takšne regije ponavadi nekaj sto računalnikov ali večje.

Na splošno globalne kalibracije niso nujno uporabne za lokalne razmere in obratno. Temeljni razlog je v tem, da čeprav je emisijo zvezd in prahu iz celotnih galaksij mogoče v prvem približku obravnavati, kot da bi bila galaksija izoliran sistem, enako ne velja nujno za podgalaktično regijo. Zvezdne populacije se v galaksijah mešajo v časovnih okvirih, ki so primerljivi s časom njihove življenjske dobe z UV svetlobo. Zvezni IMF (tj. Porazdelitev zvezdnih mas ob rojstvu) je lahko lokalno v celoti vzorčen ali pa tudi ne. Zgodovina nastanka zvezd se lahko razlikuje od regije do regije. Tako mlade kot stare zvezde lahko segrevajo prah v galaksiji, spektralna porazdelitev energije prahu (SED) in funkcije pa zagotavljajo malo razlikovanja glede vira ogrevanja. Zaradi vseh teh razlogov so lokalni kazalniki SFR veliko manj urejeni kot globalni.

V nadaljevanju bom po potrebi razlikoval med globalnimi in lokalnimi kazalniki SFR. Vse kalibracije so podane za populacijo zvezd s sončno kovino, kadar se uporabljajo modeli.

Tehnike merjenja hitrosti nastajanja zvezd se zelo razlikujejo, tudi odvisno od tega, ali je ciljni sistem razdeljen na posamezne enote (npr. Mlade zvezde) ali ne. V vseh primerih pa je osnovni cilj prepoznati emisije, ki sondajo novonastale ali nedavno nastale zvezde, ob čim večjem izogibanju prispevkom evoluiranih zvezdnih populacij.

Časovni okvir, v katerem je beseda „nedavno“ veljavna, se prav tako razlikuje med različnimi aplikacijami in med različnimi sistemi, vendar časi prostega padca ff verjetno zagotavljajo primerno tehtnico. Večina raziskovalcev bi se strinjala, da se izraz "nedavno" nanaša na časovne okvire 10-100 Myr, če upoštevamo celotne galaksije, in 1-10 Myr, če upoštevamo regije ali strukture znotraj galaksij (npr. Orjaški molekularni oblaki itd.).

Najpogostejši pristop za merjenje SFR v razrešenih regijah, kot so regije znotraj Mlečne ceste, je štetje posameznih predmetov ali dogodkov (npr. Supernove), ki sledijo nedavnemu nastanku zvezd (Chomiuk & amp Povich 2011). V molekularnih oblakih znotraj 0,5-1 kpc sončnega sistema to dosežemo s štetjem mladih zvezdnih objektov (YSO), tj. Protozvezdnic na različnih stopnjah evolucije, ki so, ker so še vedno vgrajene v svoje natalne oblake, optimalno identificirane v IR. Skupno število YSO se pretvori v SFR prek:

kjer je srednja masa YSO, & lt M & gt je šibko odvisna od sprejetega zvezdnega MDS (glej oddelek 1.2.2), življenjska doba YSO pa je z nekaj negotovosti

V nerazrešenih sistemih so indikatorji SFR zgolj meritve svetilnosti, bodisi enobarvne bodisi integrirane v določenem območju valovnih dolžin, s ciljem usmeriti na kontinuum ali linijsko emisijo, ki je občutljiva na kratkotrajne masivne zvezde. Pretvorba iz svetilnosti masivnih zvezd v SFR se izvede ob predpostavki, da: (1) je nastajanje zvezd v časovnem merilu, ki ga preiskuje specifična emisija, ki se uporablja, približno konstantno (2) je zvezdni IMF znan (ali je nadzorni parameter), tako da je mogoče število masivnih zvezd ekstrapolirati na skupno število nastalih zvezd z visoko + nizko maso in (3) zvezdni IMF je v celoti vzorčen, kar pomeni, da je v posodi z največjo maso nastala vsaj ena zvezda, vsi drugi množični koši pa so ustrezno naseljeni z eno ali več zvezdami (glej razpravo v oddelku 1.2.2).

SFR indikatorji v UV / optičnem / skoraj IR območju (

0.1-5 µm) sondirajo neposredno zvezdno svetlobo, ki izhaja iz galaksij, medtem ko indikatorji SFR v srednjem / daljnem IR (

5-1000 µm) sondirajte zvezdno svetlobo, obdelano s prahom. Poleg neposredne ali posredne zvezdne emisije lahko stopnjo ionizirajočega fotona, kot jo spremlja plin, ioniziran z masivnimi zvezdami, uporabimo za določanje SFR indikatorjev. Fotoionizirani plin običajno prevlada nad udarno ioniziranim plinom v galaksijah ali velikih strukturah v galaksijah ( npr. Calzetti et al. 2004 Hong et al. 2011). Sledilci vključujejo rekombinacijske vodikove vodike, od optičnih, do bližnjih IR, pa vse do radijskih valovnih dolžin, prepovedanih kovinskih vodov in v milimetrskem območju proste (Bremsstrahlung) emisije. Rentgensko sevanje, ki ga povzročajo rentgenske binarne datoteke z velikimi masami, masivne zvezde in supernove, se načeloma lahko uporablja tudi za sledenje SFR. Končno lahko sinhrotronsko emisijo iz galaksij kalibriramo kot indikator SFR (Condon 1992), saj se v ostankih supernove proizvajajo in pospešujejo kozmični žarki, supernove z razpadom jedra pa predstavljajo 70% ali več vseh supernov v galaksijah, ki tvorijo zvezde Bossier & amp Prantzos 2009).

Naslednjih pet pododdelkov podrobneje opisuje nekaj teh kazalnikov SFR za nerešene sisteme. Prispevek emisije k svetilnosti galaksije iz potencialno aktivnih galaktičnih jeder (AGN) je lahko velik, odvisno od vrste galaksije in valovne dolžine indikatorja SFR. Predvidevam, da je bil ta potencialni prispevek prepoznan in odstranjen iz emisije, ki se uporablja kot indikator SFR.

Najmlajše zvezdne populacije oddajajo glavnino svoje energije v UV-okolju (µm) v odsotnosti dušenja prahu je to območje valovnih dolžin "par excellence" za raziskovanje nastajanja zvezd v galaksijah v časovnih okvirih 100-300 Myr, saj sta tako O kot B zvezda v UV svetlobi svetlejša kot pri daljših valovnih dolžinah. Kot referenca je življenjska doba zvezde O6

6 Myr, in zvezda B8 je

350 mir. Razmerje svetilnosti pri 0,16 µm O6 do B8 zvezde je

90, če pa zvezdna populacija sledi IMF Kroupa (2001) (glej oddelek 1.2.2), za vsako nastalo zvezdo O6 nastane približno 150 zvezd B8. Tako je pri nič starosti UV-emisija iz skupnega prispevka zvezd B8 primerljiva z emisijo zvezd O6.

Za zvezdni IMF Kroupa s konstantnim nastajanjem zvezd nad 100 Myr je neionizirajoča UV (0,0912 µm & lt & lt 0,3µm) zvezdni kontinuum je mogoče pretvoriti v SFR:

s SFR (UV) v M leto -1, v & # 197, in L() v erg / s. Zvezdni SED, uporabljen za to kalibracijo, je Starburst99 s sončno kovino (Leitherer et al. 1999). Natančnost kalibracijske konstante je & # 0177 15%, kar upošteva majhna odstopanja kot funkcijo.

Za konstantno tvorjenje zvezd v časovnih okvirih, daljših od 100 Myr, se kalibracijska konstanta zmanjša le za nekaj odstotkov. Vendar so v krajših časovnih okvirih spremembe pomembnejše. Za = 10 Myr in 2 Myr je konstanta približno 42%, faktor 3,45 pa višji kot v enačbi 1.2 (tabela 1.1). To kaže, da če je tvorjenje zvezd aktivno delovalo v območju v časovnem merilu, krajšem od približno 100 Myr, se kumulativna UV emisija masivnih zvezd še vedno povečuje in svetilnost mora kalibrirati kateri koli SFR (UV) indikator. račun.

Bolj subtilen, a ne manj pomemben učinek povzroča čas, v katerem zvezdni SED ostane v UV svetlobi razmeroma svetel. To je posledica velike emisije UV-zvezd B do srednje poznih zvezd. Na primer, stalni dogodek nastanka zvezd s trajanjem 10 Myr, ki je pri konstantnem SFR = 1 M leto -1, kopiči se 10 7 M pri zvezdah ima enako UV svetilnost in podoben UV SED v območju 0,13-0,25 µm od 50 let starih, 2,5 & # 215 10 8 M trenutni izbruh nastajanja zvezd. V odsotnosti dušenja prahu in če bi le to opazili v UV, bi bili dve populaciji pripisani isti SFR (UV) = 1 M leto -1. Čeprav je to število pravilno za prvo populacijo, bi bilo napačno in morda zavajajoče za drugo populacijo (ki zvezd ne tvori že od 50 Myr). Če je prisotno tudi slabljenje prahu, se poveča možnost napačne razvrstitve starajoče se populacije za aktivno zvezdo, ki tvori zvezde.

Ker velika večina galaksij vsebuje vsaj nekaj prahu, se uporaba SFR (UV) zaplete, saj so običajno potrebni popravki dušenja in so negotovi. Popravki prahu večinoma delujejo samo na sklope sistemov in ne na posamezne predmete. V oddaji Cosmic Conspiracy so tudi najbolj aktivni in svetleči sistemi bogatejši s prahom, kar pomeni, da zahtevajo bistvenejše popravke učinkov dušenja (Wang & amp Heckman 1996 Calzetti 2001 Hopkins et al. 2001 Sullivan et al. 2001 Calzetti et al. 2007). Kot referenčna številka je skromno optično slabljenje AV = 0,9 povzroči zmanjšanje faktorja deset v UV kontinuumu pri 0,13 µm, če krivulja oslabitve sledi receptu Calzettija et al. (2000).

IR svetilnost sistema ni odvisna samo od vsebnosti prahu, temveč tudi od hitrosti ogrevanja, ki jo zagotavljajo zvezde. Najprej bo oblika toplotnega IR SED odvisna od zvezdne svetlobe SED, v smislu, da bodo UV-svetleče mlade zvezde segrevale prah na višje srednje temperature kot stare zvezdne populacije (npr. Helou 1986).

Zaradi lastnosti Planckove funkcije ima vroči prah v toplotnem ravnovesju večjo emisijsko moč v IR kot hladnejši prah. Poleg tega je presek zrn prahu za zvezdno svetlobo večji pri UV kot pri optični, kot je razvidno iz tipičnega trenda medzvezdnih krivulj izumrtja. Tako bo kakovostno prah, ki ga segrejejo UV-svetleče, mlade zvezdne populacije, ustvaril IR SED, ki je bolj svetleč in doseže vrh pri krajših valovnih dolžinah (opazovalno 60 µm) kot prah, segret z UV-šibkimi, starimi ali zvezdami z majhno maso (opazno z IR SED vrhom pri 100-150 µm). To je osnova za uporabo IR emisije (

5-1000 µm) kot kazalnik SFR.

Termična IR emisija pa je "topo orodje" za merjenje SFR-jev v smislu, da med UV fotoni in IR fotoni ni ena-na-ena preslikava, monokromatski vir ogrevanja pa bo ustvaril spremenjeno Planckovo funkcijo za toplotna ravnotežna emisija prahu. Zato uporaba "bolometričnih" IR meritev za SFR, kjer je IR emisija v praksi integrirana v celotnem območju valovnih dolžin, večina emisij leži v območju valovnih dolžin

5-1000 µm. Bolometrična IR svetilnost je pogosto označena z L(TIR) ​​(kjer je TIR skupna infrardeča emisija), in kalibracija stopnje tvorbe zvezd za zvezdno populacijo, ki je pod stalnim nastajanjem zvezd nad = 100 Myr, je:

s SFR (TIR) ​​v M leto -1 in L(TIR) ​​v erg / s. Za ta izračun sem predpostavil, da zvezdna bolometrična emisija Starburst99, sončna kovinska zvezda v celoti absorbira in ponovno oddaja prah, tj. Lzvezda(bol) = L(TIR).

Prah v splošnem ne absorbira vseh zvezdnih emisij v galaksiji. Številko igrišča daje vesoljsko sevanje v ozadju (npr. Dole et al. 2006), ki prikazuje približno polovico svetlobe, ki nastaja pri UV-optično-skoraj IR-valovnih dolžinah in polovico pri IR-valovnih dolžinah. Poenostavljen pristop bi torej predvideval, da v tipični galaksiji prah absorbira le približno polovico njene zvezdne svetlobe. Ta frakcija pa je močno odvisna od vsebnosti prahu in njegove porazdelitve v sami galaksiji. Uporaba kalibracije SFR (TIR), izvedena v tem oddelku, za dejanske galaksije, ki temelji na modelih in predpostavki, da vse emisije zvezd absorbira prah in se ponovno odda v IR, zato bo spodnja meja prave SFR.

Glavni razlog za teoretični izraz za SFR (TIR) ​​je pokazati, kako odvisna je kalibracija od predpostavk o značilnostih zvezdne populacije. Če je = 10 Myr in 2 Myr, ima kalibracijska konstanta odvisne spremembe, ki se ne razlikujejo preveč od SFR (UV) (tabela 1.1). Vendar se za razliko od SFR (UV) umeritvena konstanta SFR (TIR) ​​spreminja za časovne okvire nastajanja zvezd, daljše od 100 Myr, in za = 10 Gyr je približno 57% od kalibracijske konstante 100 Myr. Razlika glede na primer SFR (UV) je posledica kopičenja dolgoživih zvezd z majhno maso v zvezdnem SED. Ti prispevajo k emisiji TIR, ne pa tudi k UV. Ogrevanje prahu z večletnimi zvezdnimi populacijami ima dodaten učinek, da ustvari toplotno ravnotežno IR SED, ki je bistveno širše od tistega, ki ga povzroča enotemperaturno spremenjena funkcija črnega telesa. To je bilo v preteklosti modelirano z vsaj dvema pristopoma: (1) dvema ali več prašnimi komponentami z različnimi temperaturami ali (2) enim prahom z eno temperaturo z majhno absolutno vrednostjo indeksa emisivnosti prahu. Zdaj so na voljo fizično motivirani modeli (Draine & amp Li 2007), ki z veliko natančnostjo opisujejo emisije prahu iz galaksij (Draine et al. 2007 Aniano et al. 2012).

10–20 let seciranja različnih komponent prahu, ki prispevajo k IR SED, je pripomoglo k izboljšanju prvotne preproste slike (povzetek najdete v, na primer, Draine 2003, 2009). Ker gre v tem poglavju za indikatorje SFR in ne za lastnosti prahu, bom povzel samo pomembne lastnosti, ki povezujejo značilnosti prahu z območji valovnih dolžin v emisiji TIR.

Kratkovalovno območje srednje IR (

3-20 µm) emisija prahu izhaja iz kombinacije širokih emisijskih lastnosti, ki jih ustvarjajo načini upogibanja in raztezanja policikličnih aromatskih ogljikovodikov (PAH) in kontinuuma. Slednje je posledica emisije tako enofotonskih, stohastično ogrevanih majhnih zrn prahu kot toplotno oddajanje vročega (T & gt 150 K) prahu: katera od teh dveh komponent prevladuje, je odvisno od narave virov ogrevanja, čeprav enojno fotonsko ogrevanje prevladuje v splošnem medzvezdnem mediju Rimske ceste.

Dolgovalna dolžina srednjega IR območja (

20-60 µm) je emisijski kontinuum, v katerem prevladujejo vroči / topli (T 50 K) prah v toplotnem ravnovesju in enofotonski ogrevan prah z majhnimi zrni. To je regija, kjer v večini galaksij emisija prahu prehaja iz prevladujoče emisije iz stohastično ogrevanih zrn v prevladujoča velika zrna v toplotnem ravnovesju.

In končno, daleč IR območje (60 µm) je predvsem posledica toplotnih emisij iz velikih zrn. Povprečna temperatura prahu se zmanjša pri daljših valovnih dolžinah (odvisno od avtorja imenujemo "hladen" ali "hladen" prah), čeprav so običajne temperature približno 15-20 K ali več.

Tako masivne, kratkotrajne zvezde kot tudi zvezde z majhno maso in dolgo življenjsko dobo lahko segrejejo prah, ki prispeva k vsaki od zgoraj opredeljenih spektralnih regij. Vendar bodo UV-svetle zvezde verjetno segrevale okoliški prah na razmeroma visoke efektivne temperature. The

20-60 µm IR območje valovne dolžine, kjer emisija prehaja iz stohastičnega ogrevanja v toplotno ogrevanje, je bilo zato usmerjeno kot perspektivno območje za določanje enobarvnih (enopasovnih) indikatorjev SFR. Prednost takšnih indikatorjev je enostavnost uporabe: namesto da bi dobili večtočkovne meritve vzdolž IR SED in / ali izvajali negotove ekstrapolacije, enobarvni IR SFR kazalniki zahtevajo le eno valovno dolžino.

Zaradi negotovosti dodelitve določenega valovnega pasu določeni komponenti emisije prahu so enobarvni IR SFR kalibrirani v širokem razponu IR valovnih dolžin, vključno z IR vesoljski observatorij (ISO) 7 in 15 µm pasov, Vesoljski teleskop Spitzer 8, 24, 70 µm pasov in trenutno Vesoljski teleskop Herschel 70 µm in daljše valovne dolžine. Razpon kotnih ločljivosti, ki jih ponuja vsak objekt, je bil in omogoča umerjanje tako globalnih kot lokalnih SFR kazalnikov.

Enobarvni kazalniki SFR so manjši od 15 do 20 µm potrebujem skrb za uporabo: s stohastično ogrevanim prahom lahko sledimo tako mladim kot tudi evoluiranim zvezdnim populacijam (npr. Boselli et al. 2004 Calzetti et al. 2007 Bendo et al. 2008 Crocker et al. 2012). PAH so morda boljši sledilci zvezd B kot sedanji SFR (Peeters et al. 2004), emisijske značilnosti pa kažejo močno odvisnost od številčnosti kovin v sistemu (npr. Madden et al. 2000, 2006 Engelbracht et al. 2005, 2008 Odtok et al. 2007 Smith et al. 2006 Galliano et al. 2008 Gordon et al. 2008 Mu & # 241oz-Mateos et al. 2009 Marmor et al. 2010). Le približno 50% emisije pri 8 µm od galaksije se zvezdni populaciji 10 Myr ali mlajših segreva prah, približno 2/3 pa zvezdni populaciji 100 Myr ali mlajši (Crocker et al. 2012). Tako je pomemben del 8 µm emisija ni povezana s trenutnim nastajanjem zvezd. Čeprav bo to verjetno vplivalo predvsem na študije podgalaktičnih regij ali struktur, je mogoče pričakovati določen učinek na globalne kazalnike SFR. Različna prizadevanja za umerjanje so ponavadi odkrila približno linearno ali rahlo sublinearno povezavo med globalno 8 µm svetilnosti, ki zagotavlja referenčne indikatorje SFR za kovinsko bogate zvezde, ki tvorijo galaksije. Vendar je razpršenost med vrhovi ponavadi velika, kar je približno trikrat (Treyer et al. 2010), z večjimi odstopanji pri kompaktnih zvezdnih izbruhih (Elbaz et al. 2011).

Dolg približno 70 let µm, prispevek k IR SED toplotnega prahu pri vedno nižji temperaturi, ki ga segrevajo zvezde z majhno maso in dolgo življenjsko dobo, postaja vse bolj viden, kar ogroža sposobnost IR emisije, da sledi ali izključno ali skoraj izključno nedavno nastajanje zvezd.

Iz zgornjih dveh razlogov tukaj ponujam samo dva empirično enobarvne kalibracije IR SFR: v 24 µm in 70 µm preostalih okvirjev. Ločim med lokalnimi in globalnimi kazalniki SFR, saj se, kot smo že omenili v tem poglavju, bolometrična svetilnost zvezdne populacije, ki je v stalnem nastajanju zvezd, s časom povečuje. Torej, v kolikor bo IR emisija zasledila bolometrično emisijo zvezdne populacije, bo kalibracijska konstanta drugačna za globalni SFR indikator in lokalni SFR indikator, saj prvi vključuje zvezdo, integrirano v Hubblov čas populacija galaksije, medtem ko slednja na splošno izhaja iz regij, v katerih prevladujejo zvezdne populacije s kratkimi časovnimi okviri nastajanja zvezd (regije H ii, veliki kompleksi, ki tvorijo zvezde itd.).

Ob 24 µm, lokalna (prostorska lestvica

500 pc) kalibracija, ki jo ponuja Calzetti et al. (2007) je:

s SFR (24) v M leto -1 in L(24) = L() v erg s -1. Negotovost je 0,05 v eksponentu in 15% v kalibracijski konstanti. Nelinearna korelacija med L(24) in SFR je skupna značilnost tega sledilca na lokalni ravni (Alonso-Herrero et al. 2006 P & # 233rez-Gonz & # 225lez et al. 2006 Calzetti et al. 2007 Rela & # 241o et al. 2007 Murphy et al. 2011) in je lahko znak vse večje preglednosti regij za zmanjševanje L(24) svetilnost naraščajoče srednje temperature prahu za povečanje L(24) svetilnost ali kombinacija obeh.

Na ravni galaksije so tako linearne kot nelinearne korelacije med SFR in L(24) so ​​bili izvedeni (Wu et al. 2005 Zhu et al. 2008 Kennicutt et al. 2009 Rieke et al. 2009), morda zaradi razlik v izbiri vzorcev in v referenčnih kazalnikih SFR, ki se uporabljajo za umerjanje SFR (24), in zadostne razpršenosti podatkov, da je mogoče prilagoditi tako linearne kot nelinearne napade (Wu et al. 2005 Zhu et al. 2008). Linearna kalibracija Rieke et al. (2009), o katerem poročajo z uporabo istega IMF kot vsi drugi kazalniki v tej predstavitvi, je:

kjer je vključen majhen popravek za samo absorpcijo pri visoki svetilnosti. Linearne kalibracije v literaturi so običajno med seboj 30%, kar kaže na splošno strinjanje.

Pri 70 µm, lokalna kalibracija je končana

1 kpc tehtnica, ki jo je izpeljal Li et al. (2010) z uporabo več kot 500 regij, ki tvorijo zvezde, je:

s SFR (70) v M leto -1 in L(70) = L() v erg s -1. Formalna negotovost kalibracijske konstante je približno 2%, medtem ko je razpršenost v podatkovnih točkah približno 35%. Globalna kalibracija, ki jo zagotavlja Calzetti et al. (2010) je:

z razpršenostjo podatkovnih točk približno 60%. Kalibracijska konstanta SFR (70) se tako poveča, ko gre od celotnih galaksij do 1 kpc regij, torej za padajoče velikosti regij. Li et al. (2012) dosežejo moteč rezultat: kalibracijska konstanta za SFR (70) postane še večja za območja, manjša od

1 kpc Te konstante si lahko razlagamo v smislu časovnega obsega nastanka zvezd znotraj vsake velikosti regije (slika 1.1), za preproste predpostavke o zgodovini nastanka zvezd, deležu zvezdne svetlobe, ki ga v IR oddaja prah, in deležu IR emisije vsebovane v 70 µm pasu (Draine & amp Li 2007).

Plinske, a s kovinami revne galaksije ponujajo majhno motnost zvezdnih emisij (enako velja za bogate s kovinami, vendar s plinom revne galaksije, npr. Eliptične, vendar za te galaksije nastane malo ali nič zvezd). Vsebnost kovin je v korelaciji s svetilnostjo galaksije (Tremonti et al. 2004 in reference v njih), in šibke galaksije so šibki sevalci IR. V tem primeru SFR (IR) postane zelo negotovo orodje. SFR-sledilniki, ki mešajo sledilce tako prahu kot nezaščitenega zvezdostana, so bili nedavno kalibrirani in bodo predstavljeni v oddelku 1.2.1.4.

Mlade, masivne zvezde proizvajajo obilne količine ionizirajočih se fotonov, ki ionizirajo okoliški plin. Kaskade rekombinacije vodika povzročajo linijske emisije, vključno z dobro znanimi linijami Balmerjeve serije H (0,6563 µm) in H (0,4861 µm), ki so močni in se nahajajo v območju optičnih valovnih dolžin, ki predstavljajo najbolj tradicionalne kazalnike SFR (Kennicutt 1998).

Samo zvezde bolj masivne kot

20 M proizvajajo merljiv ionizirajoči fotonski tok. V zvezdni populaciji, ki je nastala s takojšnjim izbruhom s Kroupa IMF, se ionizirajoči fotonski tok po izbruhu zmanjša za dva reda velikosti med 5 Myr in 10 Myr.

Razmerje med intenzivnostjo rekombinacijske linije vodika in hitrostjo ionizirajočega fotona narekuje kvantna mehanika za meglico, ki je optično debela do ionizirajočih fotonov (primer B, Osterbrock in amp Ferland 2006). Primer B se običajno predpostavlja za večino astrofizičnih situacij, v katerih so SFR zanimivi. Čeprav tipične gostote medzvezdnega vodika zadostujejo, da je večina regij H ii vezanih na sevanje, nehomogenosti v medzvezdnem mediju povzročajo, da del frakcij ionizirajočih fotonov uhaja iz regij (vendar običajno ne iz galaksij). Več razprav o tem vprašanju je spodaj. Razmerje med svetilnostjo emisijske linije H in stopnjo ionizirajočega fotona podaja Osterbrock & amp Ferland (2006):

kje L(H) je v erg s -1, H eff je efektivni koeficient rekombinacije pri H, B je koeficient rekombinacije primera B, V(H o) je stopnja ionizirajočega fotona v enotah s -1, konstanta na desni strani enačbe pa dobljeni koeficient za temperaturo elektronov Te = 10000 K in gostota ne = 100 cm -3. Za Kroupa IMF (oddelek 1.2.2) je razmerje med stopnjo ionizirajočega fotona in SFR:

s SFR (Q (H o)) v M leto -1. Z združitvijo enačb 1.8 in 1.9 dobimo dobro znano kalibracijo:

spet s SFR (H) v M leto -1 in L(H) v erg s -1. Sprememba kalibracijske konstante je

15% za spremembe temperature elektronov v območju Te = 5000-20000 K in je & lt 1% za spremembe elektronske gostote v območju ne = 100-10 6 cm -3 (Osterbrock & amp Ferland 2006). Nastajanje zvezd mora ostati nespremenjeno v časovnih okvirih> 6 Myr, da bo veljala kalibracijska konstanta (tabela 1.1), vendar ni odvisnosti od dolgih časovnih okvirov, za razliko od SFR (UV) ali SFR (TIR).

Vsi indikatorji SFR, ki uporabljajo ionizacijo vodika za sledenje nastanku masivnih zvezd, so občutljivi na učinke prahu. Najpogosteje obravnavan učinek je zmanjšanje prahu linije ali kontinuuma. Kot bomo videli v oddelku 1.4, so bile razvite različne tehnike, s katerimi se poskuša odstraniti ta učinek, zmanjšanje prahu pa se zmanjšuje z naraščajočo valovno dolžino. Veliko težji učinek za zdravljenje je neposredna absorpcija fotonov Lymanovega kontinuuma s prahom. V tem primeru se ionizirajoči fotoni v celoti odstranijo iz svetlobnega žarka in niso več na voljo za ioniziranje vodika. Tako ne bo emisije niti iz rekombinacijskih vodov niti iz proste kontinuirane emisije. Dejanski vpliv absorpcije Lymanovega kontinuuma fotona (Lyc) s prahom je bilo težko ugotoviti z empiričnega vidika, ker ni "temeljne resnice" (ali reference), s katero bi primerjali meritve. Vključeni morajo biti modeli, ki kažejo, da je raven absorpcije Lyc odvisna od predpostavke za geometrijo meglic (Dopita et al. 2003 in reference v njem). Parametrizacija Dopite et al., kjer je razmerje med svetilnostjo črte H z in brez absorpcije Lyc podano v odvisnosti od produkta številčnosti kovin in parametra ionizacije, kaže, da večina normalnih diskovnih galaksij spada v režim nizke absorpcije Lyc, običajno manj kot 15% -20 %, vendar lahko absorpcija Lyc s prahom postane pomembna pri velikih ionizacijskih parametrih in kovinah, kot so tiste, značilne za lokalne svetleče in ultra-svetleče IR galaksije (LIRG in ULIRG, galaksije z bolometrično svetilnostjo & gt nekaj 10 11 L ) in nekaterih osrednjih regij galaksij z visoko gostoto.

Nekoliko nasprotni učinek predstavlja uhajanje ionizirajočih fotonov, tj. Rekombinacija primera B ne velja v celoti. Uhajanje ionizirajočih fotonov iz galaksij je verjetno zanemarljivo na ravni nekaj odstotkov ali manj (npr. Heckman et al. 2011), čeprav žirija še vedno ni v primeru galaksij z majhno maso in nizko gostoto (Hunter et al. 2010 Pellegrini et al. 2012). Po drugi strani pa regije, ki tvorijo zvezde v galaksijah, ponavadi puščajo in izgubijo približno 25% -40% svojih ionizirajočih se fotonov (glej nedavno delo Pellegrinija et al. 2012 Rela & # 241o et al. 2012 Crocker et al. 2012). Tako je uporaba ionizirajočih fotonskih sledilcev za lokalne SFR lahko zaradi tega učinka pristranska navzdol za približno 1/3 njihove resnične vrednosti. Ta popravek ni vključen v tabelo 1.1.

Če trenutno sprejmemo, da absorpcija Lyc s prahom in puščanjem ne predstavlja težav, je treba emisijske vodnike še popraviti zaradi učinkov dušenja prahu. Kot primer je skromno slabljenje AV = 1 mag prahu v ospredju zmanjša H svetilnost s faktorjem

2. Pri daljših valovnih dolžinah Br (2.16 µm) je depresija le 11% AV. Nedavni napredek v linearnosti, stabilnosti in velikosti vidnega polja infrardečih detektorjev omogoča zbiranje pomembnih vzorcev galaksij, opaženih v linijah IR vodikove rekombinacije. Tabela 1.1 prikazuje kalibracijo za Br, pridobljeno pod enakimi predpostavkami kot SFR (H). O kalibracijah za druge črte lahko sklepamo po kalibracijah H in Br ter razmerjih emisivnosti, objavljenih v Osterbrock & amp Ferland (2006).

Rekombinacijske črte na valovnih dolžinah, daljših od optičnega režima, imajo sicer prednost manjše občutljivosti na dušenje prahu, vendar imajo dvojno slabost, da so postopoma šibkejše in bolj občutljive na fizikalne razmere v plinu, zlasti na temperaturo, kar so naravne posledice verjetnosti prehoda in pogoji toplotnega ravnovesja. Svetilnost Br je približno 1/100 od tiste pri H in se za približno 35% spremeni Te v območju 5000-20000 K in do

4% za gostoto v območju ne = 10 2 -10 6 cm -3. Za Br (4.05 µm), spremembe so 58% in 13% za spremembe v Te in neoziroma. Občutljivost Br in Br na Te je faktor 2,4 oziroma 3,9 večji od faktorja L(H).

Nove ali močno izboljšane radijske in milimetrske naprave, kot so ALMA (Atacama Large Millimeter / Submillimetre Array) ali EVLA (Razširjeno zelo veliko polje) odpirajo okno za raziskovanje milimetrskih in / ali radijskih rekombinacijskih linij kot načinov za merjenje SFR-jev, ki jih ovirajo učinki dušenja prahu, čeprav z uporabo linij, ki so po naravi izredno šibke. Kumulativno bom kot RRL označil vse (sub) milimetrske in radijske rekombinacijske linije s kvantnih ravni vodika n & gt 20. Pri visokih kvantnih številkah (n > g-200, odvisno od gostote elektronov), tj. pri valovnih dolžinah nekaj cm ali več stimulirana emisija ni več zanemarljiva in dodaja dodatne parametre v izražanju svetilnosti črte (Brown et al. 1978). Tudi v režimu, kjer stimulirana emisija ni zaskrbljujoča, je svetilnost črte odvisna od temperature elektronov in proizvaja SFR (RRL) Te 0,7 (Gordon & amp Sorochenko 2009). To pomeni spremembo intenzivnosti črte faktorja 2,6 za Te v območju 5000-20000 K.

Tradicionalni pristop merjenja temperature elektronov iz razmerja med radijsko linijo in kontinuumom temelji na predpostavki, da je osnovni kontinuum brez proste emisije. Resnično raven prostega oddajanja iz galaksije ali velikega zvezdotvornega območja, vgrajenega v galaksijo, je treba skrbno ločiti tako od emisije prahu (dominantna & lt 2-3 mm) kot od sinhrotronske emisije (dominantna & gt 1- 3 cm, odvisno od vira). Za to se pogosto uporabljajo opazovanja z več valovnimi dolžinami (npr. Murphy et al. 2011) in doda dodatno zapletenost pri uporabi SFR (RRL). Še vedno poteka raziskovalno delo za preizkušanje, kako učinkovito je mogoče zaznati RRL v zunanjih galaksijah (npr. Kepley et al. 2011) in kakšno prednost lahko prinesejo glede na bolj klasične in učinkovite metode. Če se izkaže, da je režim z visoko gostoto in močno zakrit s prahom glavna niša teh sledilcev (Yun 2008), jih bo treba skrbno pretehtati glede na SFR (IR) glede na potencialno močan vpliv Lyc absorpcija s prahom.

Svobodna prosta emisija iz galaksij ali regij je sama po sebi SFR sled, ki je produkt Coulomove interakcije med prostimi elektroni in ioni v toplotnem ravnovesju. Odvisnost elektronske temperature tega SFR sledilca, SFR (ff) Te -0,45 (Condon 1992), je plitvejši od vrednosti SFR (RRL), kar pomeni manj kot dvakratni faktor za faktor štirih variacij v Te. Kalibracija SFR (ff) v skladu z našo izbiro MDS je podana v Murphyju et al. (2011).

SFR sledilci, ki uporabljajo prepovedane emisije kovinskih vodov, v tem pregledu ne bodo obravnavani, saj imajo enake omejitve kot vodikove rekombinacije in imajo dodatne odvisnosti od vsebnosti kovin in pogojev ionizacije v galaksiji ali regiji. Pregled najdete v Kennicutt (1998) in nedavno umerjanje v Kennicuttu et al. (2009).

Potreba po zajemanju tako prahu kot nezaščitenega oblikovanja zvezd je privedla do oblikovanja indikatorjev SFR, ki poskušajo uporabiti najboljše lastnosti vsakega zgoraj navedenega indikatorja. Ta prednost kompenzira manjšo pomanjkljivost, ker je treba na splošno izbrati dve meritvi na dveh zelo ločenih valovnih dolžinah: eno, ki meri neposredno zvezdno svetlobo, in drugo, ki meri svetlobo, obdelano s prahom. Ti mešani kazalniki so bili v preteklosti empirično umerjeni

5-7 let, z uporabo kombinacij podatkov iz vesolja in tal (npr. Calzetti et al. 2005, 2007 Kennicutt et al. 2007, 2009 Liu et al. 2011 Hao et al. 2011) in so običajno izraženi kot:

s SFR (1, 2) v M leto -1. 1 je običajno valovna dolžina, ki sondira bodisi direktno zvezdno svetlobo (npr GALEX FUV pri 0,153 µm) ali sledovi ioniziranega plina (npr. H) in 2 je valovna dolžina ali obseg valovnih dolžin, kjer prevladuje emisija prahu (npr. 24 µm, 25 µm, TIR itd.). Konstanta C(1) je kalibracija za sondo neposredne zvezdne svetlobe, ki je pogosto izvedena iz modelov (glej tabelo 1.1). Svetilnosti L(1)obs in L(2)obs so v enotah erg s -1 in so opazili svetilnosti (tj. ni popravljena zaradi učinkov dušenja ali drugih učinkov prahu). Konstanta sorazmernosti a2, Tip je odvisno od uporabljenega merilnika emisije prahu in od tega, ali je kalibracija za lokalno ali splošno uporabo (vrsta = lokalna, globalna). Ta zadnja značilnost je posledica občutljivosti emisij prahu na ogrevanje iz številnih zvezdnih populacij (glej oddelek 1.2.1.2). Primer kalibracije mešanih indikatorjev je podan na sliki 1.2.

Preglednica 1.2 povzema nekaj objavljenih kalibracij iz zgornjih referenc, popolnejši nabor globalnih kalibracij pa je mogoče najti v nedavnem pregledu Kennicutt & amp Evans (2012). Lokalne kalibracije kažejo sistematično višje vrednosti a2, Tip kot globalni. Pri 24-25 µm, a24, krajevna / a25, globalno

1,55. Te razlike ni mogoče pripisati razliki med L(24) in L(25), kar je običajno približno 2% (Kennicutt et al. 2009 Calzetti et al. 2010). Večji delež 24 µm emisija, ki jo je treba dodati FUV ali H pri lokalnih meritvah SFR, lahko preprosto odraža dejstvo, da regije v galaksijah sondirajo zvezdne populacije v krajših časovnih okvirih (

100 Myr ali manj) od globalnih meritev SFR (& gt veliko Gyr). Emisija prahu ustrezno sledi tej razliki (Kennicutt et al. 2009). Iz tabele 1.1 je razmerje med kalibracijskimi konstantami za SFR (TIR) ​​pri 100 Myr in 10 Gyr 1,75, kar je blizu opaženi vrednosti 1,55. Razlike v srednji temperaturi prahu, ki bodo verjetno povečale L(24) v podgalaktičnih regijah lahko predstavlja preostalo neskladje.

Indikatorji SFR, ki temeljijo na netermični (sinhrotronski) radio in rentgenski emisiji, predstavljajo bolj posreden način sondiranja zvezdnih zvez v galaksijah.

V primeru sinhrotronske emisije je osnovni mehanizem proizvodnja in pospeševanje kozmičnih žarkov pri eksplozijah supernove, saj je hitrost supernove neposredno povezana s SFR, zato bi morali biti sinhrotronsko svetilnost uporabljeni kot proxy za SFR. Obstaja pa še dodaten zaplet, ker je netermična svetilnost odvisna ne le od povprečne proizvodnje kozmičnih žarkov na supernovo, temveč tudi od magnetnega polja galaksije (npr. Rybicki & amp Lightman 2004). Primer SFR (sinhronizacija) pomaga znana korelacija IR-radia (npr. Yun et al. 2001): če je IR v korelaciji s SFR in radijsko emisijo, sta SFR in radio emisija medsebojno povezani. SFR (sinhronizacijske) kalibracije je mogoče izpeljati samo empirično (Condon 1992 Schmitt et al. 2006 Murphy et al. 2011), zaradi zapletenosti razmerja med SFR in osnovnim fizikalnim mehanizmom lahko nedavno izpeljavo, skladno z našim MDS, najdemo v Murphyju (2011).

Podobno posredna povezava obstaja med SFR in rentgensko svetilnostjo. V galaksijah, ki tvorijo zvezde, rentgensko svetilnost ustvarjajo rentgenski binarni materiali z veliko maso, masivne zvezde in supernove, prisotni pa so tudi zanemarljivi prispevki rentgenskih binarnih sistemov z majhno maso. Slednji niso neposredno povezani z nedavnim nastajanjem zvezd in predstavljajo vir negotovosti pri umerjanju SFR (rentgenski žarki). Zaradi težavnosti določanja frekvence in notranje svetilnosti vsakega rentgenskega vira (sorodnega ali nepovezanega s trenutnim nastajanjem zvezd) iz prvih načel so kalibracije SFR (rentgenske žarke) izvedene empirično, primeri pa so navedeni v Ranalliju et al. (2003), Persic & amp Raphaeli (2007) in Mineo et al. (2012). Previdno je treba primerjati te objavljene kalibracije, pridobljene za Salpeter MDS, s tistimi, navedenimi v tem povzetku, ki temeljijo na Kroupa IMF.

Vse kalibracije, naštete v tem oddelku, dajejo implicitno predpostavko, da je zvezdni IMF konstanten v vseh okoljih in je podan z izrazom zakona dvojne moči (Kroupa 2001):

kje (M) je število zvezd med M in M + dM. Razporeditev zvezdne mase in skupna zvezdna masa, ustvarjena s tem izrazom, se ne razlikujeta bistveno od tiste, ki nastane z log-normalnim izrazom, ki ga je predlagal Chabrier (2003). Izraz Kroupa IMF ustvarja manjše število zvezd z majhno maso kot Salpeter (1955) IMF, ki je bil običajno predstavljen z enim samim zakonom o moči z naklonom -2,35 med 0,1 in 100 M . Ker večina indikatorjev SFR sledi masivnim zvezdam, lahko kalibracijo, ki temelji na IMF Kroupa, pretvorimo v eno s pomočjo Salpeter IMF, tako da umeritveno konstanto pomnožimo z 1,6.

Predpostavka, da je MDS konstanten in univerzalen, je upravičena s številnimi opazovalnimi rezultati, čeprav so ti na splošno precej negotovi, zlasti na koncu velike mase (pregled Bastian et al. 2010). Še vedno obstaja možnost sprememb v nekaterih ekstremnih okoljih (glede gostote, SFR ali drugih), argumente v korist in proti različicam pa so predstavili številni različni avtorji. Da bi ocenili vpliv drugačne predpostavke IMF na naše kalibracije SFR, lahko sprejmemo modificirani Kroupa IMF z največjo zvezdno maso, ki je nastavljena na 30 M , namesto 100 M . Nove kalibracijske konstante so za izbrane časovne okvire navedene v tabeli 1.1. Konstante se spremenijo za faktorje 1,4, 1,5 in 5,6 za SFR (UV), SFR (TIR) ​​oziroma SFR (H). Sprememba kalibracije H je največja od vseh, večja je od UV-vrednosti za faktor štiri, preprosto zato, ker zvezde povzročajo znatno UV-emisijo do

5 M , a pomemben ionizirajoč fotonski tok proizvajajo le zvezde, ki so bolj masivne kot

20 M . Poleg tega traja nekoliko dlje (10 Myr za zgornjo masno mejo 30 M proti 6 Myr za 100 M ), da ionizirajoči fotoni dosežejo svojo asimptotično vrednost. Spremembe kalibracijske konstante UV in TIR so si podobne.

V nasprotju s pravkar obravnavanimi rezultati pomeni zvezdna masa za MDS Kroupa je & lt M & gt

0.6 M , z manj kot 10% razlike med uporabo 100 M ali 30 M kot zvezdna zgornja mejna masa. Zaradi tega so sledilniki na podlagi srednje zvezdne mase sistema (enačba 1.1) močnejši od tistih, ki temeljijo na sledenju najbolj masivnim zvezdam.

Tudi če je MDS univerzalen, lahko posamezni sistemi kažejo odstopanja od tega pogoja na podlagi preprostih argumentov vzorčenja.

Če upoštevamo enoletno, zelo mlado zvezdno kopico, se lahko vprašamo, kolikšna je najmanjša masa, ki jo mora imeti ta kopica, da vsaj ena zvezda z maso 100 M se oblikuje. Masa je 2,8 & # 215 10 5 M , kar je velika vrednost, dosežena le z nekaterimi najmasivnejšimi zvezdnimi kopami. Za primerjavo, če je največja zvezdna masa 30 M , popolno vzorčenje MDS, kar pomeni, da vsaj eno 30 M nastane zvezda, je dosežena z maso kopice 1,7 & # 215 10 4 M .

V teh okoliščinah ni redko, da so študije, ki vključujejo nizke SFR, bodisi zato, ker je obravnavana regija majhna in / ali neučinkovita pri oblikovanju zvezd, bodisi ker ima galaksija nizek skupni SFR, predmet učinkov stohastičnega vzorčenja, tj. , zvezdni IMF je vzorčen naključno, ne v celoti. Vpliv stohastičnega vzorčenja je večji pri najbolj masivnih zvezdah, saj je tam sorazmerno manj masivnih zvezd kot pri majhnih. Glede na zgornji izraz Kroupa IMF ima le 11% vseh zvezd po številu mase nad 1 M , čeprav te zvezde predstavljajo 56% celotne mase.

Stohastično vzorčenje ima večji vpliv na slednike ionizirajočih se fotonov kot na slednike UV zvezne svetlobe iz istega razloga, kot ga ima spodnja zgornja meja zvezdne mase. Jasne dokaze za to kažejo tako imenovani razširjeni UV (XUV) diski galaksij, kot je razkril GALEX. Prvotno hipotezo, da so ti diski XUV, svetli v UV, a šibki v H, lahko posledica posebnih IMF (npr. Pomanjkanje zvezd z veliko maso) je nadomestila ugotovitev, da je IMF stohastično vzorčen v teh nizko SFR območja (Goddard et al 2010 Koda et al. 2012). Modeli Cervi & # 241o et al. (2002), preoblikovani v IMF Kroupa (enačba 1.12), kažejo, da zvezdna kopica z maso

1 × 10 4 M bo predmet zadostnega stohastičnega vzorčenja, da lahko v izmerjenem ionizirajočem toku fotona pričakujemo razpršitev do 20%. Razpršenost se dramatično poveča za zmanjševanje mase grozdov in postane kar 70% za maso grozdov

1 × 10 3 M . To predstavlja praktično omejitev SFR 0,001 M yr -1 za uporabo indikatorjev SFR, ki temeljijo na ionizirajočem fotonskem toku, če je zaželena 20% ali manj negotovosti, dobimo podobno vrednost negotovosti za UV pri SFR 0,0003 M leto -1 ali približno 3,5-krat nižje kot pri uporabi sledilcev ionizirajočih fotonov (Lee et al. 2009, 2011). *****


Poglej si posnetek: DAO YAH - Festival celostnega zdravja 2015 (Januar 2023).