Astronomija

Odnos između apsolutne veličine UV i brzine stvaranja zvijezda

Odnos između apsolutne veličine UV i brzine stvaranja zvijezda


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.

Surfao sam internetom i pretraživao mnoge web stranice, do sada sam to dobio

ali nije mogao pronaći formulu koja se odnosi samo na Muv i Ψ jer ne znam vrijednost parametara Auv i μ (z).

Ako postoji takva formula, pomozite!


Može se izračunati UV svjetlost galaksije, s obzirom na zvjezdane populacije. Ova se populacija, pak, može izračunati s obzirom na početna funkcija mase (MMF), tj. Funkcija raspodjele zvjezdanih masa. U ovom slučaju, UV svjetlost bi trebala biti linearno proporcionalna brzini stvaranja zvijezda (SFR), ponekad napisana $ Psi $.

UV zračenje primarno emitiraju mlade zvijezde sa vijekom trajanja $ lesssim10 ^ 8 , mathrm {god} $. Pod pretpostavkom da je SFR konstantan na dužim vremenskim skalama, Kennicutt (1998) izračunava u svom osnovnom radu (s ~ 5000 citata) za Salpeter (1995) MMF (podjednako osnovno; ~ 6700 citata) s ograničenjima mase 0,1 i 100 $ M_ odot , mathrm {god} ^ {- 1} $ to $$ frac { Psi_ mathrm {Sal}} {M_ odot , mathrm {god} ^ {- 1}} = 1,4 times10 ^ {- 28} frac {L_ nu} { mathrm { erg} , mathrm {s} ^ {- 1} , mathrm {Hz} ^ {- 1}}. $$ bili $ L_ nu $ je emitirana UV svjetlost gustina, tj. sjaj po kanti za frekvencije. Na udaljenosti (sjaj) $ d_L $ iz galaksije, uočena gustina fluksa $ f_ nu $ je onda $$ f_ nu = frac {L_ nu} {4 pi d_L ^ 2}. $$

Gustina fluksa povezana je s prividnom (opaženom) UV veličinom $ m_ mathrm {UV} $ as (Oke & Gunn 1983; ~ 1900 citata uprkos njihovoj +/- grešci u njihovoj najvažnijoj jednadžbi) $$ m_ mathrm {UV} = -2,5 log frac {f_ nu} { mathrm {erg} , mathrm {s} ^ {- 1} , mathrm {cm} ^ {- 1} , mathrm {Hz} ^ {- 1}} - 48,6. $$

Modul udaljenosti i uklanjanje prašine

Prividna veličina je povezana sa apsolutnom veličinom $ M $ kroz modul udaljenosti $$ mu equiv m - M. $$

Nadalje, gore navedeni odnosi ne uzimaju u obzir činjenicu da dio emitovane svjetlosti upija prašina. Izumiranje prašine povećava uočena veličina (jer su veličine unazad) brojem $ A_ mathrm {UV} $.

Odnosno, prividna UV veličina je $$ m_ mathrm {UV} = M_ mathrm {UV} + mu + A_ mathrm {UV}. $$

Tipično, izumiranje $ A_ mathrm {UV} $ ne mjeri se eksplicitno (jer su UV mjerenja teška); nego se izumiranje mjeri u dva optička pojasa, npr. $ B $ i $ V $. Izumiranje $ A_ lambda $ na datoj talasnoj dužini $ lambda $ tada se može procijeniti kao $$ A_ lambda = k_ lambda E (B-V), $$ gdje $ E (B-V) equiv A_B - A_V $ je višak boje i $ k_ lambda $ je dato pretpostavljenim zakonom o izumiranju, npr. Cardelli (1989) zakon ili Calzetti (2000) zakon.

Uloga početne funkcije mase

Salpeter MMF je star i u to vrijeme nismo imali previše dobre podatke za zvijezde male mase (koje su slabe), pa je upravo ugradio jedan zakon snage. S boljim podacima, na kraju je utvrđeno da je bilo manje zvijezda male mase nego što se ranije mislilo, tj. Potrebno je manje zvjezdane mase da bi se proizvelo zadano UV svjetljenje. Danas je popularan izbor Chabrier (2003) MMF (~ 5100 citata), koji daje grubo faktor od 1,8 UV više od Salpeter MMF-a po formiranoj zvijezdi, u prosjeku. Odnosno, faktor pretvorbe je 1,8 puta manji.

Sa Chabrier MMF-om dobivate da je odnos između apsolutne veličine UV i brzine stvaranja zvijezda (što upravo tražite) $$ frac { Psi_ mathrm {Cha}} {M_ odot , mathrm {god} ^ {- 1}} = 7,8 times10 ^ {- 29} , puta , 4 pi d_L ^ 2 times10 ^ {- (M_ mathrm {UV} + mu + A_ mathrm {UV} +48.6) /2.5}, $$ gdje $ d_L $ mjeri se u cm.

Jednostavniji odnos

Gornja formula nalikuje onoj koju ste dali, ali je pomalo čudna jer sadrži obje $ mu $ i $ d_L $, koji su samo dvije različite mjere iste stvari. Koristeći definiciju $$ mu = 5 log lijevo ( frac {d_L} {10 , mathrm {pc}} desno) $$ možemo - nakon malo algebre - izraziti definiciju Oke & Gunn (AB) veličine kao $$ M_ mathrm {UV} = -2,5 log L_ nu + 51,6. $$ Ovim možemo relaciju zapisati kao $$ frac { Psi_ mathrm {Cha}} {M_ odot , mathrm {god} ^ {- 1}} = 7,8 times10 ^ {- 29} , puta 10 ^ {- (M_ mathrm {UV} + A_ mathrm {UV} -51,6) /2,5}, $$ ili čak $$ uokviren { frac { Psi_ mathrm {Cha}} {M_ odot , mathrm {god} ^ {- 1}} = 3,4 times10 ^ {- 8} , puta 10 ^ {- (M_ mathrm {UV} + A_ mathrm {UV}) / 2.5}.} $$


Timothy M. Heckman i Philip N. Best
Vol. 52, 2014

Sažetak

Rezimiramo ono što su nas velika istraživanja savremenog svemira naučila o fizici i fenomenologiji procesa koji povezuju nastajanje i evoluciju galaksija sa njihovim centralnim supermasivnim crnim rupama. Predstavljamo sliku na kojoj. Čitaj više

Slika 1: Kozmička istorija rasta crne rupe i porasta zvjezdane mase. Prosječna stopa nagomilavanja crne rupe uspoređuje se sa stopom stvaranja zvijezda u funkciji crvenog pomaka, gdje je potonja g.

Slika 2: Raspodela galaksija u glavnom uzorku galaksije SDSS na ravni zvezdane mase naspram specifične brzine stvaranja zvezda (sSFR = SFR / M ∗). Siva skala označava razmjeru ponderiranu zapreminom.

Slika 3: Shematski crteži centralnih motora AGN u zračenju i mlaznom režimu (bez skaliranja). (a) AGN-ovi u radijacijskom modu posjeduju geometrijski tanki, optički debeli akrecijski disk, dostižući i.

Slika 4: Kategorizacija lokalne AGN populacije usvojena tokom ovog pregleda. Plavi tekst opisuje tipična svojstva svake klase AGN. To, zajedno sa širenjem svojstava za.

Slika 5: Skup dijagnostičkih dijagrama za glavni uzorak galaksije Sloan Digital Survey preuzet od Kewley i sur. (2006). Crvena linija je maksimalna linija zvijezda iz Kewley i sur. (2001), gdje.

Slika 6: Dijagnostički dijagrami koji prikazuju galaksije u glavnom uzorku galaksije Sloan Digital Survey, otkrivene u radio talasnom opsegu iznad S1,4GHz = 5 mJy. Ovi dijagrami se koriste za razdvajanje.

Slika 7: Odnosi između različitih procjenitelja bolometrijske osvijetljenosti za AGN u zračenju. Poređenje osvjetljenosti emisione linije [Oiii] sa (a) osvjetljenošću [Oivi] linije i (b) mi.

Slika 8: Mlazna energija mlaza radio izvora, procijenjena na 4pV iz šupljina i mjehurića u rendgenskom plinu, u odnosu na monokromatsku radio-svjetiljku od 1,4 GHz. Podaci se uglavnom donose iz Ca.

Slika 9: (a) Veza MBH-σ lokalnih galaksija s direktnim mjerenjima mase crne rupe (podaci Woo i sur. 2013 i tamošnje reference). Oba AGN-a (kodiranje u boji uključuje oba načina zračenja.

Slika 10: Logaritam odnosa ukupne bolometrijske zračene svjetiljke (kako je izračunato iz [Oiii] emisione linije, vidi odjeljak 2.3.1) po jedinici zapremine zbog AGN-a emisionih linija datog crnog.

Slika 11: Lokalna funkcija radiosvjetlosti radio-glasnih AGN-a podijeljena je na izvore zračenja i mlazni način rada. Podaci su uglavnom izvučeni iz rezultata Best & amp Heckman (2012), koji su ih podijelili.

Slika 12: (a) Raspodjela Eddingtonovih proporcija prirasta za AGN odabrane emisijskim linijama iz glavnog uzorka galaksije Sloan Digital Survey (SDSS) podijeljenog aktivnošću stvaranja zvijezda. Follo.

Slika 13: Zbirka procjena raspodjele mase preko lokalne populacije crne rupe (tj. Lokalne funkcije mase crne rupe skalirane masom crne rupe) preuzeta iz Shankar i sur. (.

Slika 14: (Vrh) Raspodjela galaksija iz glavnog uzorka galaksije Sloan Digital Survey u ravnini zvjezdane mase nasuprot prelomnoj snazi ​​od 4.000 Å, ponderirana prema (s lijeva na desno.

Slika 15: Kao na slici 14, ali sada prikazuje raspodjelu mase crne rupe naspram ravnine čvrstoće na prekid od 4.000 Å.

Slika 16: Raspodela AGN sjaja po jedinici zvjezdane mase među galaksijama iz glavnog uzorka galaksije Sloan Digital Survey-a u funkciji (a) zvjezdane mase galaksije, (b) površine zvijezde ma.

Slika 17: (a) Raspodjele AGN bolometrijske zračne svjetlosti po jedinici zvjezdane mase galaksije i (b) bolometrijske zračne svjetlosti po masi crne rupe u gustini površinske mase zvijezda ver.

Slika 18: (Vrh) Prosječna stopa nagomilavanja crne rupe (BHAR) prosječna za sve galaksije u uzorku galaksija zvjezdanih i postzvjerkastih rasa (crna linija). Sivo zasjenjeno područje pokazuje tipični 10. i.

Slika 19: Odnos između L [OIII] / MBH, D (4000) i jednostranosti galaksije (Ai1). Kodiranje u boji ovih dvodimenzionalnih histograma ukazuje na medijan L [OIII] / MBH. Primarna korelacija.

Slika 20: Optičke slike svemirskog teleskopa Hubble središnjih područja četiri tipične galaksije Seyfert tipa 2 iz Malkan i sur. (1998). Vrh strelice usmjeren je prema sjeveru, a traka prema istoku, a a.

Slika 21: Ilustrativni primjeri povratnih efekata na poslu. (a) Kompozitna slika galaktičkog vjetra pokretanog rafalnim zvijezdama u M82: „Velika opservatorija“: Vidljivo svjetlo prikazano je u žuto-zelenom, IR emi.

Slika 22: Specifična brzina formiranja zvijezda (sSFR = SFR / M ∗) domaćina AGN u zračenju u usporedbi s normalnim galaksijama koje stvaraju zvijezde (SFG) u funkciji crvenog pomaka. Zeleno zasjenjeno područje pokazuje e.

Slika 23: Odnos ukupne brzine stvaranja zvijezda (SFR) po jedinici zapremine u galaksijama i ukupne brzine priraštaja po jedinici zapremine na crnim rupama kako je ucrtana AGN-ovima tipa 2 ucrtanim u funkciji b.


Odnos između apsolutne veličine UV i brzine stvaranja zvijezda - Astronomija

Kombiniramo rezultate našeg ranijeg proučavanja UV karakteristika 18 klasičnih nova (CNe) s podacima iz literature i nedavnim preciznim određivanjem udaljenosti sa satelita Gaia kako bismo istražili statistička svojstva starih nova. Svi konačni parametri za uzorak uključuju detaljan tretman grešaka i njihovo širenje. Ovdje prijavljena fizička svojstva uključuju apsolutne veličine na maksimumu i minimumu, novu relaciju maksimalne veličine i brzine opadanja (MMRD) i osvijetljenost diska za akreciju korigiranog nagibom 1100-6000 Å. Najvažnije je što su nam ovi podaci omogućili da izvučemo homogeni skup brzina priraštaja u mirovanju za 18 novih. Sve nove u uzorku bile su super-Eddingtonove tokom ispada, sa prosječnom apsolutnom magnitude na -7,5 ± 1,0. Prosječna apsolutna veličina na minimumu korigovana za nagib je 3,9 ± 1,0. Medijan brzine prirasta mase je log Ṁ 1 M⊙ = -8,52 (koristeći 1 M ⊙ kao masu WD-a za sve nove) ili log Ṁ MWD = -8,48 (koristeći pojedinačne mase WD-a). Te su vrijednosti niže od onih pretpostavljenih u studijama evolucije CNe i čini se da umanjuju potrebu za hipotezom hibernacije za tumačenje fenomena nova. Identificirali smo niz korelacija između fizičkih parametara faze mirovanja i erupcije, neke već poznate, a druge nove i čak iznenađujuće. Nekoliko veličina korelira sa razredom brzine t 3, uključujući neočekivano brzinu prirasta mase (Ṁ). Ova brzina korelira takođe sa apsolutnom veličinom na minimumu ispravljenom za nagib i amplitudom izbijanja, pružajući nove i jednostavne načine za procjenu Ṁ kroz njegovu funkcionalnu ovisnost o (lakše uočljivim veličinama). Ne postoji povezanost između Ṁ i orbitalnog perioda.


Povezivanje svojstava galaksije sa njihovom istorijom nastanka zvijezda

Više od jednog veka astronomi nastavljaju da identifikuju slabije i udaljenije galaksije. U godinama od Hubbleove orijentacijske ilustracije tipova galaksija s njegovim istoimenim "vilicama", postignut je nevjerojatan napredak u razumijevanju demografije i evolucije galaksija. To je velikim dijelom posljedica bogatstva višetalasnih opažanja omogućenih nevjerovatno dubokim istraživanjima, analiziranim u kombinaciji sa simulacijama galaksija visoke rezolucije. Polako se pojavio konsenzus: većina galaksija živi u jednoj od dvije populacije i evoluira od jedne do druge, prvenstveno prestankom svog stvaranja zvijezda.

Galaksije kasnog tipa pokazuju plave boje zahvaljujući svijetlim O i B zvijezdama iz njihovog kontinuiranog formiranja zvijezda i spiralnim morfologijama nalik disku. U međuvremenu, galaksije ranog tipa pokazuju crvene boje, što je rezultat dominirajućih starijih zvjezdanih populacija, eliptičnih morfologija i obično su masivnije. Budući da su galaksije koje pokazuju smjese ovih svojstava nevjerovatno rijetke, svojstva boje, zvjezdanih populacija i morfologija moraju biti u velikoj korelaciji.

Ova slika trenutno nije dostupna zbog poznatog kvara na serveru.

Slika 1. Galaksije kasnog tipa (lijevo) pokazuju plave boje, mlade zvijezde i spiralnu morfologiju. Galaksije ranog tipa (desno) pokazuju crvene boje, stare zvijezde i eliptične morfologije. Slike NASA / ESA / HST ESO.

Dijagram veličine i boje prikazan je na slici 2, ali s galaksijama umjesto zvijezdama. Dvije populacije su izrazito odvojene. Ali ovo ne bi trebalo biti iznenađenje. Boja je u osnovi trag zvezdanom stanovništvu, izravno povezan sa stopom stvaranja zvijezda. S druge strane, apsolutna veličina prati broj zvijezda ili slično ukupnoj zvjezdanoj masi. Na kraju je ovaj odnos lakše shvaćen prevođenjem astronomskih parametara boje i veličine u astrofizičke parametre brzine stvaranja zvijezda i zvjezdane mase. U ovom kasnijem prostoru parametara, galaksije kasnog tipa s visokom stopom formiranja zvijezda sjede gore lijevo, a tipično masivnije galaksije ranog tipa sjede ispod i desno.

Jedan od najvažnijih rezultata u posljednje dvije decenije je da za galaksije koje stvaraju zvijezde, zvjezdana masa snažno korelira s povećanom stopom stvaranja zvijezda. Ova veza je poznata kao glavni niz koji stvara zvijezde. Njegov nagib nije nula, jer se zvjezdana masa povećava prvenstveno stvaranjem zvijezda. Pored toga, glavna se sekvenca ponaša različito u ranijim vremenima u Univerzumu i ima značajno rasipanje iznad i ispod svoje linije grebena, kao što je prikazano na slici 2. Budući da je ovo rasipanje u stopama formiranja zvijezda suštinsko, mora postojati neki dodatni fenomeni koji doprinose ovoj uočenoj varijaciji.

Ova slika trenutno nije dostupna zbog poznatog kvara na serveru.

Slika 2. Dijagram magnitude boje za galaksije (lijevo) i dijagram brzine stvaranja zvijezda - zvjezdane mase (desno). Galaksije kasnog tipa pripadaju populacijskoj emisiji plavom, a rane galaksije crvenom bojom. Glavna sekvenca koja stvara zvijezde istaknuta je plavom isprekidanom linijom. Preuzeto iz Baldry i sur. (2004.) i Bluck i sur. (2016).

Konkretan položaj pojedine galaksije u odnosu na glavni niz trebao bi biti diktiran njenom nedavnom istorijom stvaranja zvijezda. Istorija nastanka zvijezda ispituje stopu nastanka zvijezda u ovisnosti o vremenu i obično se tretira u milijardama godina kao glatka funkcija. Ako je nedavna formacija zvijezda posebno jaka, tada se galaksija pomiče iznad glavnog niza i obrnuto. Stoga moramo pažljivije pogledati detaljne stope formiranja zvijezda riješene u vremenskim razmjerima od milion godina kako bismo istražili rasipanje glavnog niza zvijezda.

Kroz ove kratke vremenske okvire smatra se da su istorije nastanka zvijezda vrlo varijabilne. To je zato što dok galaksije prolaze kroz rafale stvaranja zvijezda, one troše opskrbu plinom. Akreacije iz okoline mogu dopuniti zalihu plina, a time i dovesti do stvaranja zvijezda. Međutim, energija od eksplozija supernova i supermasivnih crnih rupa može dovesti do stvaranja zvijezda zagrijavanjem plina izvan točke koja se može srušiti da bi stvorila zvijezde ili ga u potpunosti izbaciti. Kaže se da su takve istorije nastanka zvijezda stohastički, ili djelujući naizgled slučajno, zbog kombinacije pojava koje mogu uključivati ​​nakupljanje plina i događaje povratnih informacija.

Predstavljeni u današnjem Astrobitu, Caplar & Tacchella predstavljaju prvi rad u nizu koji predlaže jedan temeljni model za generiranje stohastičke povijesti formiranja zvijezda kako bi se rasvijetlila priroda unutarnjeg raspršenja u glavnom slijedu stvaranja zvijezda.

Autori predlažu konstrukciju ovih stohastičkih historija nastajanja zvijezda definiranjem relativnog doprinosa različitih frekvencija, koje odgovaraju različitim fizičkim pojavama koje djeluju u karakterističnim vremenskim skalama. Ovu konstrukciju možemo shvatiti kao Fourierovu transformaciju iz frekvencijske domene u vremensku domenu, baš kao i Fourierovu transformaciju. S jedne strane, ako snažno doprinose velike frekvencije, istorija nastanka zvijezda bit će vrlo varijabilna u vrlo kratkim vremenskim okvirima. S druge strane, dominacija manjih frekvencija proizvest će sporiju promjenu istorije nastajanja zvijezda.

Model koji oni predlažu je spektralna gustina snage ili PSD. PSD opisuje relativnu važnost velikih i malih frekvencija, a za ovu je aplikaciju odabran opći oblik takozvanog 'slomljenog zakona snage', koji započinje na malom nagibu, a zatim se lomi na nekoj karakterističnoj tau frekvencije , padajući s relativno strmim nagibom sve dok ne dostigne frekvenciju izvan koje nema doprinosa.

Odnos između povijesti nastanka zvijezda i PSD-a koji je stvara prikazan je na slici 3. Pojedinačni probni PSD-ovi izvedeni su dodavanjem ekstra slučajnog šuma analitičkom PSD-u koji daju tau i a. Frekvencije ispod preloma u tauu imaju sličan doprinos istoriji stvaranja zvijezda, a nakon prekida galaksija može brzo promijeniti brzinu stvaranja zvijezda. Ako je nagib a plitki s malim vremenskim razmakom preloma, tada rezultirajuća povijest stvaranja zvijezda brzo oscilira. U međuvremenu, obrnuto vrijedi za velike vrijednosti a (tj. Strme padine) s velikim vremenskim razmacima probijanja, što rezultira sporijim promjenama brzina stvaranja zvijezda.

Ova slika trenutno nije dostupna zbog poznatog kvara na serveru.

Slika 3. Evolucija raspršenja oko glavnog niza (lijevo) kako se regulira gustinom spektra snage (desno). Odozgo prema dolje, vidljivo je kako se tačno ponašanjem raspršenja s vremenom upravlja relativnim doprinosom događaja dugog i kratkog trajanja, kako je opisano gustinom spektra snage sa nagibom a i taulom vremenske skale prekida (crvena vertikalna linija). Prilagođeno sa slike 2 u radu.

Ključno je ovdje da širina unutarnjeg rasejanja glavne sekvence treba osigurati ograničenja na amplitude povijesti zvijezda. To zauzvrat ograničava PSD parametre i pruža uvid u osnovne pojave. Koristeći podatke iz preko 9000 galaksija, autori su uspjeli ograničiti oblik PSD-a koji najbolje opisuje unutarnje rasipanje glavne sekvence koja stvara zvijezde!

To je rečeno, širenje iznad i ispod glavnog niza u velikoj mjeri ovisi o vremenskoj razlučivosti historija nastajanja zvijezda. Lošija rezolucija rezultira razmazivanjem oštrih vrhova, što rezultira glatkijom istorijom nastanka zvijezda. Problem se očituje i promatrački jer različiti tragovi stvaranja zvijezda istražuju različite vremenske okvire. Konstruiranje glavne sekvence s traserom koji istražuje širok spektar zvjezdanih tipova rezultirat će manje stohastičnom istorijom nastanka zvijezda, a time i čvršćom glavnom sekvencom.

Uprkos ovim poteškoćama, ova studija postavila je temelje za novu liniju istrage koja može pružiti uvid u samu srž evolucije galaksije. Autori očekuju da će ovaj model dalje razvijati istražujući ga u kontekstu simulacija galaksija, a ove rezultate će opisati u novom članku.


Odnos između apsolutne veličine UV i brzine stvaranja zvijezda - Astronomija

3 kao kalibriranu od lokalnih galaksija Zvjezdanih praska

Sažetak

Rafiniramo tehniku ​​za mjerenje apsorpciono korigirane ultraljubičaste (UV) sjajnosti galaksija zvjezdanih rafala koristeći samo UV veličine okvira za odmor i primjenjujemo je na Lyman-limit U ispadanje pri z

3 pronađena u Hubblovom dubokom polju (HDF). Metoda se temelji na uočenoj korelaciji između odnosa dalekog infracrvenog (FIR) i UV fluksa sa spektralnim nagibom β (UV boja). Jednostavno prilagođavanje ovoj relaciji omogućava izračunavanje UV fluksa koji je apsorbovan prašinom i obrađen u FIR, a samim tim i UV svjetlost bez prašine. Spektri Međunarodnog ultraljubičastog istraživača i Infracrveni astronomski satelitski tokovi lokalnih zvjezdanih rafala koriste se za kalibraciju odnosa F FIR / F 1600 naspram β u smislu A 1600 (apsorpcija prašine na 1600 Å) i transformacije iz širokopojasne fotometrijske boje u β. Obje kalibracije su gotovo potpuno neovisne od teorijskih modela zvjezdane populacije. Pokazujemo da su nedavni marginalni i neotkriveni ispadi HDF U na radio i submilimetarskim talasnim dužinama u skladu s njihovom pretpostavljenom prirodom praska zvijezda i našim izračunatim A 1600. To se odnosi i na nedavna zapažanja o odnosu optičkog fluksa emisione linije prema gustini UV fluksa u najsjajnijim U ispadima. Pokazalo se da ovaj posljednji omjer nije dobar pokazatelj odumiranja prašine. Kod U osipanja, apsolutna magnituda M 1600,0 korelira sa β: svjetlije galaksije su crvenije, kao što se primjećuje u slučaju lokalnih galaksija zvjezdanih eksplozija. To sugerira da je odnos masa-metalnost već na z

3. Funkcija ultraljubičaste korekcije apsorpcije ispravljanja U-a proteže se do M 1600,0

-24 magn. AB, što odgovara brzini stvaranja zvijezda

200 Mscr solarne godine -1 (H 0 = 50 km s -1 Mpc -3 i q 0 = 0,5 se pretpostavljaju u cijelom). Gustina ultraljubičastog sjaja korigirana apsorpcijom pri z

3 je ρ 1600,0 & gt = 1,4 × 10 27 erga -1 Hz -1 Mpc -1. To je još uvijek donja granica jer korekcije cjelovitosti nisu provedene i jer samo galaksije s A 1600 & lt

3,6 mag su dovoljno plave na UV-u da se mogu odabrati kao U osipanja. Srednji faktor apsorpcije prašine ponderiran osvjetljenjem našeg uzorka je 5,4 +/- 0,9 na 1600 Å.

Na osnovu zapažanja NASA / ESA svemirskog teleskopa Hubble dobivenih u Naučnom institutu svemirskog teleskopa, kojim upravlja Udruženje univerziteta za istraživanje u astronomiji, Inc., prema NASA-inom ugovoru NAS 5-26555.


Maska galaksije: Morfološka segmentacija galaksija

H. Farias,. M. Solar, iz Astronomije i računarstva, 2020

1. Uvod

Morfologija galaksije je nesumnjivo glavni pokazatelj fizičkih procesa koji pokreću evoluciju galaksija. Stoga je morfološka klasifikacija galaksija od suštinskog značaja za razumijevanje nastanka i evolucije galaksija u svemiru. Temelje morfološke klasifikacije predložio je Hubble (1926) kao čisto deskriptivni sistem. Tradicionalno su klasifikaciju provodili ili vizualno stručnjaci ili automatiziranim izdvajanjem svojstava, to je mjerenje proksija kao što su indeks koncentracije, profil površinske svjetline, boja itd., Koji koreliraju s različitim morfološkim karakteristikama (npr. Conselice, 2003.). Međutim, obje metode imaju prednosti i nedostatke. Na primjer, stručnjaci mogu postići visoku preciznost u prepoznavanju struktura i oblika, ali mogu pregledati samo vrlo ograničenu količinu podataka. S druge strane, značajke mogu masovno dobiti računari, ali rezultati nisu uvijek zadovoljavajući. Ipak, pojava naelektrisanih spojenih uređaja (CCD) i porast računske snage pokrenuli su upotrebu računarskih tehnika za analizu astronomskih podataka. Preko dvije decenije, identifikacija i segmentacija pojedinačnih i proširenih izvora na astronomskim slikama oslanjala se na poluautomatizirani softver, uglavnom SExtractor (Bertin i Arnouts, 1996). Prednosti ovog pristupa su sposobnost klasificiranja proširenih izvora (obično galaksija) u velike količine podataka, iako postoji rizik od korištenja morfoloških zamjenika, koji ne moraju nužno biti u korelaciji s morfološkim tipovima.

Nedavni napredak u tehnikama mašinskog učenja i računarskog vida pokazao je zadovoljavajuće rezultate za identifikaciju i automatizovanu klasifikaciju astronomskih objekata na slikama (za sažetak, vidi Baron, 2019). Među različitim vrstama podataka koji se generiraju u astronomiji, ankete na velikom području su posebno korisne za primjenu i testiranje takvih modela mašinskog učenja, dijelom i zbog toga što zapažanja generisana istraživanjem pokazuju određeni nivo homogenosti u svojim karakteristikama i u tehničkim konfiguracijama instrumenti iz kojih su generirani. Neki dobri primjeri za to su Sloan Digital Survey (SDSS u daljnjem tekstu York et al., 2000) i misija Gaia (Brown et al., 2016).

U ovoj deceniji započet će niz astronomskih mega-projekata koji proizvode složene podatke čija će dimenzija i obim premašiti bilo koju trenutnu skalu. To zahtijeva primjenu nove generacije modela mašinskog učenja, robusnijih i bržih od onih koji se trenutno primjenjuju. Ovi projekti uključuju zemaljski teleskop Vera C. Rubin i njegovo istraživanje (LSST, Ivezić i sur., 2011), svemirske opservatorije kao Wide Field Infrared Survey Telescope (WFIRST, Spergel et al., 2015) i James Webb Svemirski teleskop (JWST, Gardner i dr., 2006). LSST će generirati oko 36 terabajta (TB) podataka po noći, a podaci će imati sekvencijalni odnos između slika, iz proširenih i tačkastih izvora. To će zahtijevati primjenu modela koji također uključuju sekvencijalne odnose u svojoj arhitekturi. Brzina klasifikacije je takođe bitna, jer će LSST tok podataka isporučivati ​​15 GB slike svakih 15 s. Zahtjev je još stroži ako uzmemo u obzir da je jedan od znanstvenih ciljeva LSST-a generiranje upozorenja za privremene promjene u manje od 1 minute nakon zatvaranja zatvarača. Očekuje se da će LSST generirati 10 000 000 upozorenja svake noći, stoga je brza klasifikacija karakteristika koja se mora uzeti u obzir u novim predloženim modelima.

Kada se problem sužava na morfološku klasifikaciju proširenih izvora, poput galaksija, pristupi koji su pokazali najistaknutije rezultate su oni koji se zasnivaju na najnovijim dostignućima u računalnim tehnikama vida. Arhitektura ovih mreža zasniva svoj rad na tretiranju astronomskih slika kao trokanalnih (RGB) slika, iako su podaci više antenskih anketa možda složeniji i bogatiji. Pored toga, trenutni modeli obično se bave klasifikacijom samo naznakom kojoj kategoriji pripada određeni astronomski izvor. Konačno, najnapredniji modeli mogu identificirati i lokalizirati galaksiju ugrađivanjem graničnog okvira preko astronomskog izvora (npr. González et al., 2018), ali nije moguće naznačiti pripada li određeni piksel identificiranom izvoru ili ne tj. nivo segmentacije izvora nije dostignut.

Naš prijedlog ima za cilj primjenu jedinstvenog cjevovoda za klasifikaciju, lokaciju i segmentaciju galaksija, prema njihovoj morfologiji. Ovaj se cjevovod temelji na mreži Mask R-CNN (He i sur., 2017.) koja omogućava uključivanje segmentacije na razini piksela objekta koji je već klasificiran i koji se također nalazi u modelu. Predloženi model zasnovan je na činjenici da nema potrebe za prilagođavanjem boje slika skupa podataka. Ovaj doprinos organiziran je na sljedeći način: predstavljamo stvaranje skupa podataka koristeći slike sa SDSS-a, oznaka Galaxy Zoo 1 (Lintott i sur., 2008., 2011.) i Galaxy Zoo 2 (Willett i sur., 2013.). u odjeljku 2. Zatim uvodimo definiciju arhitekture dubokog učenja u odjeljak 3. U odjeljku 4 prikazujemo detaljnu analizu strategije učenja zasnovanu na prijenosu učenja, diferencijalnim stopama učenja i povećanju podataka. Opći rezultati predstavljeni su u odjeljku 5, a konačno, doprinos ovog rada i budući koraci obrađeni su u odjeljku 6.


NGC 7319

870 km-1) koji potječu od grupnog udarnog vala u Stephan's Quintetu. Ova zapažanja svemirskog teleskopa Spitzer otkrivaju emisione linije molekularnog vodonika i malo toga drugog. Ovo je prvi put da je najneaktivniji spektar H2 linija viđen na anekstragalaktičkom objektu. Uz odsustvo PAH prašine i vrlo niske ekscitacije joniziranih plinova, spektri nalikuju šokiranim plinovima viđenim u ostacima galaktičke supernove, ali u ogromnim razmjerima. Molekularna emisija se proteže preko 24 kpc duž rezonancije koja emitira rendgenske zrake, ali ima 10 puta veću površinsku osvijetljenost od mekih X-zraka i oko jedne trećine površinske osvjetljenosti IR kontinuuma. Predlažemo da snažnu emisiju H2 generira udarni talas izazvan kada se galaksija uljeza velike brzine sudari sa nitima plina u grupi galaksija. Naša zapažanja ukazuju na usku vezu između udarnih talasa galaksije i snažnih širokih emisionih linija H2, poput onih viđenih u spektrima ultraluminiskih infracrvenih galaksija, gdje su česti sudari velikih brzina između diskova galaksije.

100 kpc) i prikazuje strukturu nalik petlji, uključujući teoptički rep, ekstragalaktičke H II regije nedavno otkrivene u Hα i druge UV emisije otkrivene po prvi put. UV i optičke boje "starog repa" su u skladu s jednostrukim zvjezdana populacija starosti t

= 108,5 +/- 0,4 god. UV emisija povezana sa NGC 7318b nalazi se u vrlo velikom (

80 kpc) disk, sa neto SFR od 3,37 +/- 0,25 Msolar god-1. Nekoliko velikih područja UV emisije udaljeno je 30-40 kpc od jezgre NGC 7318b. Iako i NGC 7319 i NGC 7318b pokazuju neobičnu UVmorfologiju, njihov SFR je u skladu s normalnim Sbc galaksijama, što ukazuje da snaga aktivnosti stvaranja zvijezda nije pojačana interakcijama.

900 km s-1) između uljeza NGC 7318b (v = 5700 km s-1) i IGM (v = 6600 km-1). Otkrili smo da radijski greben ima strmi nestermalni spektralni indeks (α = 0,93 +/- 0,13) i izuzetno nizak indeks FIR-radio-odnosa (q = 1000 kms-1) i činjenicu da su u nekim slučajevima više od dva sistema brzine otkriveni duž iste vidne linije pružaju dodatne dokaze za trajni sudar duž grebena. IGM starburstSQ-A ima radio-spektralni indeks α = 0,8 +/- 0,3 i indeks FIR-radio-odnosa q = 2,0 +/- 0,4, u skladu s onima u regijama koje stvaraju zvijezde. Optički spektri dva izvora u ovom regija, M1 (v = 6600 km-1) i M2 (v = 6000 km s-1), imaju tipične proporcije regiona H II. I M1 i M2 imaju metalnost nešto veću od solarne vrijednosti. Stopa formiranja zvijezda procijenjena na osnovu izumiranja korigirane Hα sjajnosti SQ-A iznosi 1,45Msolar god-1, od čega 1,25 Msolaryr-1 zbog komponente v-6600 km s-1 i 0,20 Msolar yr-1 do v = 6000 km s-1komponenta. Nacionalna opservatorija za radio astronomiju je objekt Nacionalne naučne fondacije koji djeluje u skladu sa sporazumom o saradnji AssociatedUniversities, Inc.

3 do 10 god. Ekstremne plave V-I (F606W-F814W) boje zvjezdastih jata pronađene u repu UGC 10214 mogu se objasniti samo ako su jake emisione linije uključene kod mlade zvjezdane populacije. To je potvrdila i naša Kekova spektroskopija nekih od ovih jarkoplavih zvjezdanih čvorova. Najsvijetliji i najveći od ovih plavih čvorova ima apsolutnu magnitudu MV = -14,45, s radijusom polusvjetlosti od 161 kom, a ako je jednozvjezdani skup, kvalificirao bi se kao superzvjezdani skup (SSC). could be a superposition of multiple scaled OBassociations or clusters. With an estimated age of

4-5 Myr, its derivedmass is less than 1.3×106Msolar. Thus, theyoung stellar knot is unbound and will not evolve into a normal globularcluster. The bright blue clusters and associations are much younger thanthe dynamical age of the tail, providing strong evidence that starformation occurs in the tail long after it was ejected. UGC 10214provides a nearby example of processes that contributed to the formationof halos and intracluster media in the distant and younger universe.

1041 ergss-1). This supports the hypothesis that the NGC 4410 group isin the process of evolving via mergers from a spiral-dominated group(which typically has no X-ray-emitting intragroup gas) to anelliptical-dominated group (which often has a substantial intragroupmedium).

40 kpc if at 85 Mpc) isresolved into a narrow NS feature embedded in more extended diffuseemission (Dge3 '). The NS structure is somewhat clumpy, more sharplybounded on the W side and prominent only in the soft band (energiesbelow

2 keV). Its observational properties are best explained as ashock produced by a high velocity encounter between NGC 7318b, a ``newintruder'', and the intergalactic medium in SQ. The shock conditionsnear the high speed intruder suggest that a bow shock is propagatinginto a pre-existing H I cloud and heating the gas to a temperature of0.5 keV. The low temperature in the shock is a problem unless wepostulate an oblique shock. One member, NGC 7319, hosts a Seyfert 2nucleus, with an intrinsic luminosity LX= 1043 ergs-1, embedded in a region of more diffuse emission with 10''radius extent. The nuclear spectrum can be modeled with a stronglyabsorbed power-law typical of this class of sources. Several additionalcompact sources are detected including three in foreground NGC 7320.Some of these sources are very luminous and could be related to theultraluminous X-ray sources found in nearby galaxies.

100pc andabsolute B -band magnitudes in the range and lower limits for thecentral surface brightness , and so appear to constitute a newpopulation of ultracompact dwarf galaxies (UCDs). Such compact dwarfswere predicted to form from the amalgamation of stellar superclusters(by Kroupa) , which are rich aggregates of young massive star clusters(YMCs) that can form in collisions between gas-rich galaxies. Here wepresent the evolution of superclusters in a tidal field. The YMCs mergeon a few supercluster crossing times. Superclusters that are initiallyas concentrated and massive as knot S in the interacting Antennaegalaxies evolve to merger objects that are long-lived and showproperties comparable to the newly discovered UCDs. Less massivesuperclusters resembling knot 430 in the Antennae may evolve to ωCen-type systems. Low-concentration superclusters are disrupted by thetidal field, dispersing their surviving star clusters while theremaining merger objects rapidly evolve into the region populated bylow-mass Milky Way dSph satellites.

26.7 mag arcsec-2 (at more than a 3 σlevel), so there is no direct evidence up to this limiting magnitude ofa relation between the peculiar kinematical structure found in NGC 7331and an ongoing or past interaction between this galaxy and NGC 7320. TheHα emission at high velocity (6000-7000 km s-1) isdistributed in a diffuse structure running north-south between NGC 7319and NGC 7318B and in some other more concentrated features. Some ofthese are located in the tidal tails produced by the interaction betweenthe galaxies of the group. With the Hα images we have made atwo-dimensional velocity map that helps to identify the origin of eachstructure detected. This map does not show features at intermediatevelocities between the high- and low-redshift members of the group. Thisis in agreement with the standard scenario in which the apparentproximity of NGC 7320 to the rest of the galaxies of the Quintet ismerely a projection effect. The only point that is unclear in thisinterpretation is an Hα filament that is seen extending throughoutNGC 7320 with velocity at 6500 km s-1 instead of the 800 kms-1 expected for this galaxy. Accepted in final form 20002July 12.


I. P. Kostiuk and O. K. Silchenko, Baltic Astronomy, 25, 331 (2016).

I. P. Kostiuk and O. K. Silchenko, Astrophys. Bull. 70, 280 (2015).

S. Comerón, H. Salo, E. Laurikainen, et al., Astron. Astrophys. 562, 121 (2014).

R. J. Buta, E. Athanassoula, A. Bosma, et al., Astrophys. J. Suppl. Ser. 217, 32 (2015).

K. Sheth, M. Regan, J. L. Hinz, et al., Publ. Astron. Soc. Pacif. 122, 1397 (2010).

C.-N. Hao, R. C. Kennicutt Jr., B. D. Johnson, et al., Astrophys. J. 741, 124 (2011).

R. C. Kennicutt Jr. and N. J. Evans II, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 50, 531 (2012).

E. E. Salpeter, Astrophys. J. 121, 161 (1955).

E. L. Wright, P. R. M. Eisenhardt, A. Mainzer, et al., Astron. J. 140, 1868 (2010).

C. Catalán-Torrecilla, A. Gil de Paz, A. Castillo-Morales, et al., Astron. Astrophys. 584, 87 (2015).

W. A. Joye and E. Mandel, ASP Conference Series, 295, 489 (2003).

A. Gil de Paz, S. Boissier, B. F. Madore, et al., Astrophys. J. Suppl. Ser. 173, 185 (2007).


Relation between absolute magnitude of UV and star formation rate - Astronomy

If we have fluxes or magnitudes at various wavelengths, and redshifts or other distance measures, one may examine group properties of large numbers of galaxies to look for features that can tell about galaxy formation or evolution, as well as being essential to understanding the present-epoch population of galaxies. One might look at

Observational selection effects must first be understood when they cannot be eradicated. The foremost example is Malmquist bias, the fact that in a typical flux-limited sample we see only atypically bright objects at larger distances. This is a major fact of life in extragalactic astronomy as Trimble (1996, PASP 108, 1073) points out, "Any large gathering of observational cosmologists today will include at least one person who thinks that someone else in the room does not understand the Malmquist effect". To allow for this effect, we need to know or guess the luminosity function (LF). As a simple example, take a class of objects with a uniform spatial distribution and a Gaussian LF extreme values only occur within large volumes and thus at large distances, and the detection threshold (slanting line in the picture, where we detect only objects above it) means that the mean luminosity of the sample grows with distance even if the population does not change at all. The situation will look like this:

For real galaxies the situation is even worse, because the LF is very steep and very deep this is why we don't know much about the population of dwarf galaxies. It is always safe (but seldom possible) to search much deeper than you might need to - otherwise elaborate statistical manipulations, such as survival analysis, will be needed to reconstruct the true properties of the sample distribution. Clusters of galaxies are popular for studies of the luminosity function for the same reason that star clusters are - distance-dependent effects are usually insignificant within a single cluster, so that the galaxy population in the cluster may be evaluated free of Malmquist bias. However, using clusters at a range of distances suffers not only from the Malmquist bias, but from the Scott effect - the fact that to be recognized as such at great distances, clusters become less and less typical in population. Note also all the selection effects mentioned at the outset of the course - surface brightness and compactness limits - mean that some kinds of galaxies are barely represented in existing catalogs. These selection effects are especially damaging for distance-scale problems.


Statistics with Hubble type

The number of galaxies of various Hubble types in a magnitude-limited sample is typified by these numbers from the RSA catalog:

Ordinary Barred
E+E/S0 173 SB0+SB0/Sba 48
S0+S0/a 142 SBa+SBab 42
Sa+Sab 123 SBb+SBbc 96
Sb+Sbc 187 SBc 77
Sc 293 SBcd+SBd 8
Scd+Sd 26 SBm+IBm 9
Sm+Im 13 . .
S 16 . .
Special 18 . .
Totals 991 . 285

Types Sd,Sm are underrepresented in this flux-limited compilation because they are intrinsically fainter than the earlier spiral classes Sa-Sc. Some ellipticals (the sequence continuing into dwarfs) have similar problems. Only the types S0-Sc are probably fairly represented - these are giant galaxies and can be seen at large distances. If we regard Hubble type as mapping a continuous structural variable, the number of galaxies tells us about the bin widths of the Hubble classes in this variable.

Correlations with Hubble type may be examined in detail by using de Vaucouleurs' type index T, assigned as follows:

Tip E E/S0 S0 Sa Sb Sc Sd Im
T -4 -2 0 1 3 5 7 10

A further luminosity-class index L (ranging 1-5) is defined for spirals and irregulars. The joint distribution of these for galaxies in the RC2 is given by de Vaucouleurs 1977 (Evolution of Galaxies and Stellar Populations, p. 43). Many useful quantities correlate with T, as shown in his Fig. 2.

Later-type galaxies are fainter in the mean - the scatter is quite large. Note that corrections for internal extinction needed to be made. As well as total optical luminosity and H I content, optical spectra and therefore color indices that relate to SFR history change with Hubble type. Some well-known examples are the UBV system indices U-B,B-V. These three passbands are centered near 3500, 4300, and 5800 Angstroms with passband widths 600-1400 Angstroms. Fig. 6 from de Vaucouleurs 1977 shows their variation (integrated across the whole galaxy) with T.

Early types E/S0 have red colors, as expected for systems with very low SFR. Later types have bluer colors, indicating a larger relative rate of recent star formation. This test alone does not tell whether this is due only to bulge/disk variations, chemical abundance effects or a real difference in the disk histories (I recall a very probing conversation with Sandy Faber about this, as a lowly grad student). We may regard this as a very low-spectral-resolution kind of spectral synthesis. The color-type relation is shown in this figure from Roberts and Haynes (1994 ARA&A 32, 115, reproduced from the ADS). That review also summarizes the evidence for changes in chemical abundance, dynamical mass, and H I content along the Hubble sequence.

It has long been known that the colors of E/S0 galaxies form a very well-defined sequence (the red sequence), reddening for brighter galaxies due to metallicity. It took the large uniform data set from the SDSS, augmented by GALEX, to show that star-forming galaxies have a set of colors which is surprisingly well defined in its own right, the blue sequence or blue cloud there is a genuine minimum between the two populations (the green valley). This is shown in a color-derived mass plot (courtesy of Kevin Schawinski) from SDSS data:

The color bimodality is similar to the morphologcal dichotomy (E/S0 versus spiral/irregular), but not identical. There exist populations of blue early-type galaxies and red spirals, with blue ellipticals most numerous in low-density environments and red spirals just outside the densest regions (Bamford et al. 2009 MNRAS 339, 1324). The "green valley" is too sparse for many red galaxies to become blue by adding starbursts it is potentially very important that these galaxies in transition have the highest probability of hosting AGN.

An important description of the distribution and occurrence of galaxies is the luminosity function &Phi : &Phi(L) dL is the number of galaxies in the interval L +/- dL/2 per unit volume. This may be defined for optical luminosity, radio power, far-IR power, . One always has the hope that this function is fundamental in telling how galaxy masses are distributed that is, that all kinds of galaxies have about the same visible to invisible mass ratio. The determination of &Phi over a wide luminosity range is complicated by Malmquist bias, and the need to reduce all measurements to a common emitted-wavelength frame - this is a special problem for QSOs and very luminous galaxies, for which we must look to significant redshifts to see any of the brightest examples. The luminosity function may be determined, in principle, very simply for objects in luminosity bin i, the luminosity function is simply

where Vm is the volume within which each object could have been detected, and the sum runs over all objects in bin i. All the selection effects fall into determining Vm for a given threshold condition, which may be nontrivial. Actually, it always seems to be nontrivial. An important application of Vmis the Schmidt V/Vm test, which can show whether the sample is complete or at least uniform, and can show the presence of some kinds of evolution with cosmic time when applied over a large redshift range. If the objects are uniformly distributed within the survey volume, the sample mean of the statistic V/Vm, gdje V is the volume of a sphere centered here and with the object at its surface, will be 1/2. [For cosmological applications one must worry about whether this is the right prescription for the volume of the sphere, integrating volume elements to the distance in question.] A value smaller than this implies that there are more objects close to us, which for galaxies normally means that the sample is more incomplete at large distances than we initially assumed. A mean value greater than 1/2 almost always implies cosmological evolution, as for QSOs. The fact that gamma-ray bursts show a value significantly smaller than 1/2 even for the most complete flux samples is one of their major puzzles.

From the magnitude-limited RSA catalog, the redshift distribution of catalog entries is shown here (less a single object at 9875 km/s).

From the wide range of cz we see that the volumes sampled at various luminosities differ by factors of order 10 6 . Thus careful allowances for sample properties is crucial to measuring the LF. This is clear when comparing the distribution of apparent and absolute magnitude shown in the figures below (again from the RSA, skipping three naked-eye members of the Local Group):

To derive the proper relative numbers, one must correct for the different volumes within which each object would appear in the catalog. This apparent distribution declines fainter than absolute blue magnitude -21.5, while the space density continues to increase greatly to fainter absolute magnitudes.

An important analytic approximation to the overall galaxy luminosity function is the Schechter (1976, ApJ 203, 297) form &Phi (L) dL = &phi* (L/L*) &alpha e -(L/L*) (dL/L*) where &phi * (L/L*) is the normalizing factor, set by the number of galaxies per Mpc 3 , L* is a characteristic luminosity, and &alpha is an asymptotic slope to be fit a value around -5/4 usually agrees with the data. The plot (from Schechter's paper, reproduced by permission of the AAS) shows the fit to the mean of galaxy counts in 13 clusters.

L* appears to be constant among various clusters, and maybe even for non-cluster galaxies, at a given cosmic epoch, so that one may read references to "an L* galaxy". This is sometimes taken as a characteristic scale for galaxy formation. The brightest cD galaxies may require some additional process they may violate the LF shape in that there should be virtually no galaxies so luminous in the observable Universe if the Schechter function held absolutely.

Different kinds of galaxies have different LF shapes and normlizations this explains why Hubble thought of the LF as approximately Gaussian, from studies of (giant) spirals, while Zwicky counted everything, dissented vigorously and as usual correctly, and found a divergence at faint magnitudes. Zwicky distinguished dwarf, pygmy, and gnome galaxies (see his idiosyncratic book Morphological Astronomy). The LF must converge somewhere to avoid Olbers' paradox. The LF is simple only for dwarfs the various types are distributed in Virgo as follows, from Fig. 1 of Binggeli, Sandage, and Tammann 1988 (Ann. Rev. 26, 509 - an excellent reference for the whole topic, figure reproduced from the ADS).

The differences may be clues to how different galaxy types form - in some biassing schemes, for example, ellipticals need stronger peaks than disks. On the other hand, if merging is important, this may tell us about the history of mergers rather than galaxy formation. It does seem to be quite consistent in shape among clusters of galaxies, so that it tells something basic and general about how galaxies have developed.

Similar clues are hidden in some of the basic correlations among global galaxy properties involving dynamics - the Tully-Fisher and Faber-Jackson relations. The Tully-Fisher relation, often employed as a distance indicator for spirals, is a tight relation between galaxy absolute magnitude and velocity scale of the disk (for example, at the 20% - of - peak level in an integrated H I profile, with appropriate inclination corrections). There are broad theoretical reasons why such a relation might hold, but no deep understanding at this point. The Faber-Jackson relation was also found empirically, from the fact that elliptical-galaxy luminosity and central velocity dispersion &sigma are related approximately as L

&sigma 4 . A generalization, the fundamental plane, was found by noting that scatter about the F-J relation is correlated with metallicity (usually through a simple index of Mg absorption), although it turned out that this may not be the most basic parametrization. Not only is the fundamental plane a useful distance and environment probe, but it sets strong constraints on dynamical evolution any transformations of galaxies must leave them very close to this plane. Since (in log space) the fundamental plane je, as far as we can tell, a plane, there are transformations of variables which correspond to orthogonal variables imbedded in it Burstein and coworkers have explored the interpretation of these so-called &kappa parameters.

Basics of the "fundamental plane" may be found in the review by Kormendy and Djorgovski (1989, ARA&A 27, 235). Their Figure 2 (reproduced from the ADS) compares the observed Faber-Jackson relation (upper left) to more exact projections of the galaxy distribution in the volume of radius, surface brightness, and velocity dispersion.

In the observable parameters, R

&sigma 1.4 +/- 0.15 I -0.9 +/- 0.1 where R is an effective or core (but not isophotal) radius, &sigma is the velocity dispersion (one-dimensional, in the line of sight), and I is an averaged intensity (commonly the mean within the effective radius). Some of the earlier relations, such as L

&sigma 4/3 for diameter to reach a particular mean surface brightness, are projections of this plane along different observable axes. One mapping of particular theoretical interest (in which galaxies are widely spread) is the &sigma - &mu plane, corresponding roughly to the density - cooling rate prescription needed to describe a galaxy's initial collapse. The virial theorem suggests a relation of about the FP form, with departures of the scaling exponents from 2 and 1 coming about if there is systematic variation in the (M/L) ratio with luminosity or other global parameters. The narrowness of the fundamental plane tells us that evolution by merging, if it is significant for ellipticals, must carry galaxies along but not across the plane. There are simulations suggesting that the FP parameters are indeed preserved during (some kinds of) merging. Recent work indicates the the fundamental plane shifts at least in luminosity with redshift, as expected for a broad class of galaxy-evolution schemes.


M 101 (Pinwheel Galaxy)

-0.6) one, in substantial agreement with thetheoretical metallicity effect suggested by synthetic Globular Clusterpopulations with constant age and mass function. Moving outside theMilky Way, we show that the peak magnitude of the MP clusters in M31appears to be consistent with that of Galactic clusters with similarmetallicity, once the same MV(RR)-[Fe/H] relation is used fordistance determination. As for the GCLFs in other external galaxies,using Surface Brightness Fluctuations (SBF) measurements we giveevidence that the luminosity functions of the blue (MP) GlobularClusters peak at the same luminosity within

0.2mag, whereas for the red(MR) samples the agreement is within

0.5mag even accounting for thetheoretical metallicity correction expected for clusters with similarages and mass distributions. Then, using the SBF absolute magnitudesprovided by a Cepheid distance scale calibrated on a fiducial distanceto Large Magellanic Cloud (LMC), we show that the MV(TO)value of the MP clusters in external galaxies is in excellent agreementwith the value of both Galactic and M31 ones, as inferred by an RR Lyraedistance scale referenced to the same LMC fiducial distance. Eventually,adopting μ0(LMC) = 18.50mag, we derive that the luminosityfunction of MP clusters in the Milky Way, M31, and external galaxiespeak at MV(TO) =-7.66 +/- 0.11, - 7.65 +/- 0.19 and -7.67 +/-0.23mag, respectively. This would suggest a value of -7.66 +/- 0.09mag(weighted mean), with any modification of the LMC distance modulusproducing a similar variation of the GCLF peak luminosity.

10-4. Therefore, ifthe minimum energy estimate is applicable, magnetic fields in starburstsare dynamically weak compared to gravity, in contrast to normalstar-forming spiral galaxies. We argue, however, that rapid cooling ofrelativistic electrons in starbursts invalidates the minimum energyestimate. We assess a number of independent constraints on the magneticfield strength in starburst galaxies. In particular, we argue that theexistence of the FIR-radio correlation implies that the synchrotroncooling timescale for cosmic-ray electrons is much shorter than theirescape time from the galactic disk this in turn implies that the truemagnetic field in starbursts is significantly larger thanBmin. The strongest argument against such large fields isthat one might expect starbursts to have steep radio spectra indicativeof strong synchrotron cooling, which is not observed. However, we showthat ionization and bremsstrahlung losses can flatten the nonthermalspectra of starburst galaxies even in the presence of rapid cooling,providing much better agreement with observed spectra. We furtherdemonstrate that ionization and bremsstrahlung losses are likely to beimportant in shaping the radio spectra of most starbursts at GHzfrequencies, thereby preserving the linearity of the FIR-radiocorrelation. We thus conclude that magnetic fields in starbursts aresignificantly larger than Bmin. We highlight severalobservations that can test this conclusion.

7 Msolar thus, thesesources are most likely high-mass X-ray binaries.

2.3 Galaxies: Galaxy Formation Feedback Signatures in the Intergalactic Medium
We present a comparative study of galaxies and intergalactic gas towardthe z=2.73 quasar HS 1700+6416, to explore the effects of galaxyformation feedback on the IGM. Our observations and ionizationsimulations indicate that the volume within 100-200h-171 physical kpc of high-redshift galaxies ispopulated by very small (ΔL

1/10-1/3Zsolar) absorption-line regions. These systems often containshock-heated gas seen in O VI and may exhibit [Si/C] abundanceenhancements suggestive of preferential enrichment by Type IIsupernovae. We argue that the absorber geometries resemble thin sheetsor bubbles and that their unusual physical properties can be explainedusing a simple model of radiatively efficient shocks plowing throughmoderately overdense intergalactic filaments. The high metallicitiessuggest that these shocks are being expelled from, rather than fallinginto, star-forming galaxies. There is a drop-off in the intergalacticgas density at galaxy impact parameters of >

1comoving Mpc) that may represent boundaries of the gas structures wheregalaxies reside. The heavy-element enhancement near galaxies coverssmaller distances: at galactocentric radii between 100 and 200h-171 kpc the observed abundances blend into thegeneral metallicity field of the IGM. Our results suggest that eithersupernova-driven winds or dynamical stripping of interstellar gas altersthe IGM near massive galaxies, even at R>

100 kpc. However, only afew percent of the total mass in the Lyα forest is encompassed bythis active feedback at z

2.5. The effects could be more widespread ifthe more numerous metal-poor C IV systems at impact parameters >

200h-171 kpc are the tepid remnants of very powerfullate-time winds. However, based on present observations it is not clearthat this scenario is to be favored over one involving preenrichment bysmaller galaxies at z>

6.Includes observations made at the W. M. Keck Observatory, which isoperated as a scientific partnership between the California Institute ofTechnology and the University of California it was made possible by thegenerous support of the W. M. Keck Foundation.


Pogledajte video: Сравнение размеров звёзд и планетЗахватывает.flv (Oktobar 2022).