الفلك

كيف تقيم ملاءمة الأيزوكرون لسكان نجمي؟

كيف تقيم ملاءمة الأيزوكرون لسكان نجمي؟

ضع في اعتبارك أنني أعرف الانقراض ، ومعامل المسافة ، والاحمرار ، والمعدنية لمجموعة نجمية معينة.

أحتاج إلى تحديد العمر من المناسب.

بعد إنشاء المتوازنات المطلوبة ، ما هي المعلمة التي يجب أن تكون معلمة لصلاحية التوافق مع isochrone؟

هل يوجد شيء مثل "أفضل خط ملائم" للمنحنيات العامة؟


العثور على أفضل isochrone المناسب ، المعروف أيضا باسم isochrone fitting ، هو نهج قياسي لتحديد عمر المجموعات الكروية. يمكن حل هذه المشكلة بطريقة التربيع الصغرى ، حيث تكون البيانات المراد تركيبها هي النقاط الموجودة على الرسم البياني لمقدار اللون ويكون المنحنى المناسب هو متساوي الزوايا. نظرًا لوجود العديد من الطرق لتطبيق هذه الطريقة ، سأقوم أولاً بتوضيح النهج العام وبعد ذلك سأقدم لك طلب حالة حقيقية.

الخطوط العريضة للطريقة

دعنا أولاً نحلل ما هو ملائم متساوي الزمن عبر طريقة المربع الصغرى. لديك CMD الخاص بك مع جميع بياناتك الضوئية متناثرة حولك. أنت تفترض أن مصادرك تنتمي إلى مجموعة نجمية متداخلة (يكاد يكون هذا صحيحًا للعديد من العناقيد الكروية) ، ولذا فأنت تريد استغلال isochrone النظري للعثور على العمر. لذلك قمت ببناء مجموعة من الأيزوكرون بأعمار مختلفة ، وأثبتت بعناية جميع المعلمات الأخرى (على سبيل المثال [Fe / H] و [$ alpha $/ الحديد]). ثم تقوم بتعريف دالة الخطأ وتجد متساوي الزمان الذي يصغرها. أبسط خيار لوظيفة الخطأ هو start {equation *} chi ^ 2 = sum_i (C_ {i، textrm {obs}} - C_ {i، textrm {exp}}) ^ 2 end {equation *} حيث يكون المجموع على جميع المصادر في CMD ، $ C_ {i، textrm {obs}} $ هو لون $ i $المصدر ، و $ C_ {i، textrm {obs}} $ هو لون isochrone بحجم $ i $المصدر الثالث. استكشافيًا ، $ (C_ {i، textrm {obs}} - C_ {i، textrm {exp}}) $ هي المسافة الأفقية من $ i $النقطة -th من isochrone ونفترض أن isochrone الأكثر ملاءمة هو الذي يقلل من مجموع المسافات.

هذا $ chi ^ 2 $ يمكن أن تكون المعلمة التي تبحث عنها. يمكن الحصول على معلمات مماثلة باستخدام المسافة العمودية أو الحد الأدنى للمسافة بدلاً من المسافة الأفقية.

تطبيق 47 Tuc

دعونا نرى التطبيق الحقيقي لـ $ chi ^ 2 $ تقنية التصغير. سأستخدم بعض المخططات التي قمت بإنشائها لأغراض تعليمية ، والتي تم الحصول عليها من البيانات الضوئية لـ 47 Tucanae في كتالوج HUGS (Piotto et al. 2015 ، Nardiello et al. 2018). لقد استخدمت HST نطاقات ACS / WFC $ F606W $ و F814W دولار، والتي تشبه $ الخامس $ جونسون و $ I $ من أبناء العم.

النقطة الأولى: عادة لا نستخدم جميع المصادر دفعة واحدة ، وهناك عدة أسباب لذلك. العامل الرئيسي هو التشتت في CMD ، والذي يمكن أن يؤدي إلى قدر أكبر من عدم اليقين بشأن مقياس العمر النهائي. على سبيل المثال ، يمكن أن يكون لمصادرك تشتت كبير على CMD بسبب أخطاء القياس الضوئي ، أو يمكن أن يكون لها تشتت جوهري (على سبيل المثال بسبب الاحمرار التفاضلي ، والثنائيات فوق التسلسل الرئيسي ، ومجموعات متعددة ، وما إلى ذلك). تريد التخلص من تلك القيم المتطرفة ، فأنت تريد تضييق توزيع المصادر في CMD للحصول على تحديد أكثر قوة. النقطة الثانية: بدلاً من استخدام جميع المصادر في وقت واحد ، يمكننا تخزينها وتحديد متوسط ​​موضعها على CMD. بهذه الطريقة ، يتعين علينا التعامل فقط مع عدد قليل من النقاط الإيمانية التي تمثل التوزيع بأكمله.

لذلك نقوم بتخزين المصادر في الحجم ، ولكل سلة نحسب المتوسط ​​المقطوع للألوان. في إيجاد الانحراف المعياري للألوان $ سيغما $، تجاهل جميع المصادر الخارجية على سبيل المثال 3 دولارات سيجما دولار، قم في النهاية بتكرار هذا التحديد في بعض الأحيان ، وفي النهاية حساب متوسط ​​اللون. بهذه الطريقة نتخلص من القيم المتطرفة ونحصل على النقاط الإيمانية. تظهر النتائج في الصورة أدناه: باللون الأسود ، CMD لـ 47 Tuc ؛ باللون الرمادي ، التحديد النهائي المقطوع ، باللون الأحمر ، اللون المتوسط ​​المقطوع في صناديق العرض $ Delta m_ {F606w} = 0.1 دولار، أي النقاط الإيمانية. أشرطة الخطأ في النقاط الائتمانية هي الانحرافات المعيارية في كلا البعدين.

$ hskip2in $

باستخدام هذه النقاط الإيمانية ، يمكننا بسهولة تطبيق طريقة المربع الصغرى. لقد قمت بتنزيل مجموعة من isochrones من قاعدة بيانات Dartmouth ، مع وفرة كيميائية ثابتة وأعمار مختلفة ($ Delta textrm {age} = 0.2 دولار جير). ثم قمت بعد ذلك بحساب لكل متساوي الزمن start {equation *} chi ^ 2 = sum_i (C_ {i، textrm {obs}} - C_ {i، textrm {exp}}) ^ 2 end {equation *} حيث يكون المجموع على جميع النقاط الإئتمانية ، $ C_ {i، textrm {obs}} $ هو لون $ i $- النقطة الإيمانية ، و $ C_ {i، textrm {exp}} $ هو لون isochrone بحجم $ i $- النقطة الإيمانية. النتائج في الصورة أدناه. في اللوحة أعلاه ، يمكنك رؤية ملف $ chi ^ 2 $ لكل عمر. في اللوحة أدناه ، تمثل الصلبان الحمراء النقاط الإيمانية ، في حين أن النقاط الملونة هي النقاط التي تم استقراءها من كل متوازنة متساوية في حجم كل نقطة ائتمانية (الألوان في اللوحين متطابقة). الآن ترى ذلك ، من أجل isochrone معين ، في $ chi ^ 2 $ نحن نجمع المسافات الأفقية بين النقاط الملونة والصلبان الحمراء.

$ hskip2in $

الاستنتاجات

بعد إنشاء المتوازنات المطلوبة ، ما هي المعلمة التي يجب أن تكون معلمة لصلاحية التوافق مع isochrone؟

يعتمد ذلك على الطريقة التي تستخدمها. بافتراض أنك تستخدم طريقة المربع الصغرى ، فإن المعلمة التي تبحث عنها هي مجموع القيم المربعة (على سبيل المثال ، $ chi ^ 2 $).

هل يوجد شيء مثل "أفضل خط ملائم" للمنحنيات العامة؟

من سياق السؤال ، أفترض أنك تسأل عما إذا كان هناك شيء يتجاوز الانحدار الخطي ، أي شيء يتجاوز العثور على الخط الأنسب. إذا كان الأمر كذلك: نعم ، كما ترون من صفحة ويكيبيديا هذه. في الواقع ، لا تقتصر طرق المربعات الصغرى على الخطوط ، ولا الوظائف الخطية ، والطريقة التي أوجزتها هي مثال.

ملاحظة

من المعروف أن تحديد العمر المطلق للعناقيد الكروية ينطوي على قدر كبير من عدم اليقين (مثل Bolte & Hogan (1995)). لذلك ، من الضروري القيام بعلم ذي مغزى لتحليل ميزانية الخطأ (على سبيل المثال ، كيف تنتشر أوجه عدم اليقين في المسافة ، والفلزية ، والاحمرار إلى عدم اليقين النهائي ، أو ما هو كيان الأخطاء الضوئية) واتخاذ إجراءات للتخفيف من حالات عدم اليقين هذه ( على سبيل المثال ، رفض المصادر ذات الأخطاء العالية ، واستخدام المتوسطات المقطوعة ، ونقل الأيزوترين النظري إلى CMD للرصد وليس بيانات المراقبة إلى CMD النظري للتحكم في انتشار الخطأ).


كيف تقيم ملاءمة الأيزوكرون لسكان نجمي؟ - الفلك

نستخدم ملاحظات تلسكوب هابل الفضائي (HST) للدورة 21 وكاميرا متطورة لأرشيف HST للمسوحات. أرصاد الخزينة للعناقيد الكروية المجرية للعثور على مجموعتين نجميتين في NGC 5024 (M53) و NGC 5272 (M3) و NGC 6352 وتمييزهما. ثلاث مجموعات ، يتم استخدام كل من التحليلات الفردية والمزدوجة السكانية لتحديد أفضل تناسق متوازنة (ق). نحن نستخدم تقنية تحليل بايزي متطورة لتلائم في نفس الوقت معلمات الكتلة (العمر ، المسافة ، الامتصاص ، والفلزية) التي تميز كل عنقود. بالنسبة لتحليل مجموعتين من السكان ، تتناسب قيم الهيليوم الفريدة على مستوى السكان أيضًا مع كل مجموعة مميزة من المجموعة ويتم تحديد النسب النسبية للسكان. نجد اختلافات في الهيليوم تتراوح من

0.05 إلى 0.11 لهذه المجموعات الثلاث. تم اعتماد شبكات النموذج مع وفرة عنصر α الشمسي ([α / Fe] = 0.0) وعناصر α محسنة ([α / Fe] = 0.4)


الطبيعة العشوائية لنمذجة التجمعات النجمية

منذ أوائل السبعينيات ، كانت نمذجة التجمعات النجمية إحدى الأدوات الأساسية لفهم فيزياء الأنظمة التي لم يتم حلها من خلال مراقبة ضوءها المتكامل. تسمح لنا النماذج بربط الأطياف المتكاملة (أو الألوان) لنظام ما بالحالة التطورية للنجوم التي يتكون منها ، وبالتالي استنتاج كيفية تطور النظام من تكوينه إلى مرحلته الحالية. في المتوسط ​​، تتبع بيانات الرصد تنبؤات النموذج ، ولكن مع بعض التشتت ، بحيث تنتج الأنظمة التي لها نفس المعلمات الفيزيائية (العمر ، الفلزية ، الكتلة الكلية) مجموعة متنوعة من الأطياف المتكاملة. كلما قل عدد النجوم في النظام ، كلما كان التبعثر أكبر. يكون هذا الانتثار أحيانًا أكبر بكثير من أخطاء الملاحظة ، مما يعكس طبيعته الفيزيائية. وقد أدى هذا الوضع إلى تطوير نماذج مونت كارلو للمجموعات النجمية في السنوات الأخيرة (خاصة منذ عام 2010). اقترح بعض المؤلفين أن مثل هذه النماذج أكثر واقعية من أكواد التركيب القياسية الحديثة التي تنتج متوسط ​​توزيع نماذج مونت كارلو.

في هذا الاستعراض ، أظهر أن هاتين الاستراتيجيتين النمذجة متكافئة في الواقع ، وأنهما ليسا متعارضين مع بعضهما البعض. إنها مجرد طرق مختلفة لوصف التوزيعات الاحتمالية المتأصلة في نمذجة المجموعات النجمية. أظهر مزايا وقيود كل استراتيجية وكيف أنها تكمل بعضها البعض. أعرض أيضًا الآثار المترتبة على الوصف الاحتمالي للمجموعات النجمية في تطبيق النماذج على بيانات المراقبة التي تم الحصول عليها باستخدام مرافق المراقبة عالية الدقة. أخيرًا ، أوجز بعض التطورات المحتملة التي يمكن تحقيقها في نمذجة التجمعات النجمية في المستقبل القريب.


توافر البيانات

تتوفر جميع البيانات الأولية المستخدمة في هذه الدراسة في مرفق أرشيف العلوم ESO (http://archive.eso.org/eso/eso_archive_main.html) ضمن معرفات البرنامج 195.B-0283 و 091.B-0418. سيتم إصدار النسخة النهائية من استطلاع GALACTICNUCLEUS (الصور وكتالوجات مصدر النقاط) للجمهور عبر منصة ESO Phase 3 خلال العام المقبل. تستخدم هذه الرسالة بيانات GALACTICNUCLEUS المنشورة في المرجع. 7. البيانات التي تدعم المؤامرات في هذه الورقة والنتائج الأخرى لهذه الدراسة متاحة من المؤلف المقابل بناء على طلب معقول.


العنوان: التركيب المتسارع للطيف النجمي

غالبًا ما يتم نمذجة الأطياف النجمية وتثبيتها عن طريق الاستيفاء داخل شبكة مستقيمة من الأطياف الاصطناعية لاشتقاق تسميات النجوم: المعلمات النجمية والوفرة الأولية. ومع ذلك ، فإن عدد الأطياف الاصطناعية اللازمة لشبكة مستقيمة ينمو بشكل كبير مع أبعاد مساحة التسمية ، مما يحول دون التركيب المتزامن والمتسق ذاتيًا لأكثر من عدد قليل من الوفرة الأولية. يمكن أن تؤدي الاختصارات مثل تركيب مجموعات فرعية من الملصقات بشكل منفصل إلى منهجية غير معروفة ولا تنتج تباينات خطأ صحيحة في التسميات المشتقة. نقدم في هذا البحث نهجًا جديدًا - محدب الهيكل المتكيف بالفسيفساء (الدردشة) - والذي يتضمن العديد من الأفكار الجديدة لتوليد مكتبة تركيبية نجمية كافية بتكلفة زهيدة ، وذلك باستخدام الجبر الخطي ومفهوم الشبكة المتكيفة التي تعتمد على البيانات. يقترب الهيكل المحدب من المنطقة التي تكمن فيها البيانات في مساحة التسمية. توضح مجموعة متنوعة من الاختبارات باستخدام مجموعات بيانات وهمية أن الدردشة يمكن أن تقلل عدد حسابات النماذج الاصطناعية المطلوبة بثلاثة أوامر من حيث الحجم في مساحة تسمية ثمانية الأبعاد. سيكون التخفيض أكبر بالنسبة لمساحات التسمية ذات الأبعاد الأعلى. في الدردشة ، يزيد الجهد الحسابي خطيًا فقط مع عدد الملصقات المناسبة في وقت واحد. حول كل نقطة من نقاط الشبكة هذه في مساحة الملصق ، يمكن إنشاء طيف تقريبي أكبر و raquo من خلال التمدد الخطي باستخدام مجموعة من "أطياف التدرج" التي تمثل مشتقات التدفق عند كل نقطة طول موجي فيما يتعلق بجميع الملصقات. توفر هذه التقنيات فرصًا جديدة لتلائم الأطياف النجمية الكاملة من عمليات المسح الكبيرة مع 15-30 تسمية في وقت واحد. وقوو أقل


العنوان: مجموعات نجمية سابقة التسلسل الرئيسي عبر تشابلي الشكل III. I. التحليل الضوئي وتحديد الهوية ،

نقدم تحقيقنا في مجموعات النجوم النجمية قبل التسلسل الرئيسي (PMS) في سحابة ماجلان الكبيرة (LMC) من التصوير باستخدام الكاميرا الكوكبية واسعة المجال لتلسكوب هابل الفضائي 2. أهدافنا التي تهمنا هي أربع مناطق تشكل النجوم تقع في الأطراف. للقذيفة العملاقة LMC 4 (Shapley Constellation III). يتم الكشف عن المحتوى النجمي للمناطق PMS من خلال مخططات Hess التفاضلية ومخططات حجم اللون المرصودة (CMDs). سمح التحليل الإحصائي الإضافي للتوزيعات النجمية على طول المقاطع العرضية للجزء الباهت من CMDs بالتقييم الكمي لتعداد نجوم PMS ، وعزل نجوم PMS الباهتة كأعضاء نجميين منخفضي الكتلة حقيقيين في المناطق. تم العثور على هذه التوزيعات ممثلة بشكل جيد من خلال دالة مزدوجة Gaussian ، يمثل المكون الأول منها نجوم حقل التسلسل الرئيسي والثاني نجوم PMS الأصلية لكل منطقة. بناءً على هذه النتيجة ، تم تعيين احتمال عضوية الكتلة لكل نجم PMS وفقًا لموقع CMD الخاص به. لم يسمح الانقراض الأعلى في المنطقة LH 88 بتحديد لا لبس فيه لسكانها النجميين الأصليين. تُظهر توزيعات CMD لنجوم PMS ذات أعلى احتمالية عضوية في المناطق LH 60 و LH 63 و LH 72 المزيد من التشابه غير العادي بين المناطق ، مما يشير إلى أن هذه النجوم تشترك في خصائص مشتركة ، فضلاً عن تاريخ تشكّل النجوم الحديث المشترك. بالنظر إلى أن المناطق تقع في مناطق مختلفة من حافة LMC 4 ، تشير هذه النتيجة إلى أن تشكل النجوم على طول الغلاف العملاق الفائق ربما حدث في وقت واحد تقريبًا. وقوو أقل


ASteCA: التحليل العنقودي النجمي الآلي

نقدم حزمة التحليل العنقودي الآلي للنجوم (ASteCA) ، وهي مجموعة من الأدوات المصممة لأتمتة الاختبارات القياسية المطبقة على المجموعات النجمية لتحديد معاييرها الأساسية. تستفيد مجموعة الوظائف المضمنة في الكود من البيانات الموضعية والقياسية الضوئية للحصول على قيم دقيقة وموضوعية لمجموعة معينة & # 8217 s إحداثيات مركزية ونصف القطر ووظيفة اللمعان وحجم اللون المتكامل ، بالإضافة إلى التوصيف من خلال مقدر إحصائي باحتمالية حدوثه. كونها كتلة فيزيائية حقيقية وليست كثافة زائدة عشوائية لنجوم المجال. يشتمل ASteCA على خوارزمية بايزي لإزالة التلوث من نجم مجال قادر على تعيين احتمالات العضوية باستخدام البيانات الضوئية وحدها. توجد أيضًا عملية ملائمة متوازنة تعتمد على توليد مجموعات تركيبية من خطوط متوازنة نظرية واختيار أفضل ملاءمة من خلال خوارزمية جينية ، مما يسمح لـ ASteCA بتقديم تقديرات دقيقة لمجموعة & # 8217s المعدنية والعمر والانقراض وقيم المسافة جنبًا إلى جنب مع شكوكه. للتحقق من صحة الكود قمنا بتطبيقه على مجموعة كبيرة من أكثر من 400 مجموعة MASSCLEAN الاصطناعية بدرجات متفاوتة من تلوث نجم المجال بالإضافة إلى مجموعة أصغر من 20 مجموعة درب التبانة المفتوحة المرصودة (بيركلي 7 ، بوخوم 11 ، تشيرنيك 26 ، تشيرنيك 30 ، Haffner 11، Haffner 19، NGC 133، NGC 2236، NGC 2264، NGC 2324، NGC 2421، NGC 2627، NGC 6231، NGC 6383، NGC 6705، Ruprecht 1، Tombaugh 1، Trumpler 1، Trumpler 5 and Trumpler 14) تمت دراستها في الأدب. تظهر النتائج أن ASteCA قادر على استعادة معلمات الكتلة بدقة مقبولة حتى بالنسبة لتلك المجموعات المتأثرة بتلوث نجم المجال الكبير. تمت كتابة ASteCA بلغة Python وتم إتاحته كرمز مفتوح المصدر يمكن تنزيله جاهزًا للاستخدام من موقعه الرسمي.


خيارات الوصول

احصل على حق الوصول الكامل إلى دفتر اليومية لمدة عام واحد

جميع الأسعار أسعار صافي.
سيتم إضافة ضريبة القيمة المضافة في وقت لاحق عند الخروج.
سيتم الانتهاء من حساب الضريبة أثناء الخروج.

احصل على وصول محدود أو كامل للمقالات على ReadCube.

جميع الأسعار أسعار صافي.


العنوان: اكتشاف تيارات النجوم في مسح الطاقة المظلمة

5000 درجة 2 إلى عمق g & gt 23.5 مع ارتياب معايرة قياس ضوئي نسبي لـ & lt1٪. تنتج مجموعة البيانات هذه حساسية غير مسبوقة لحقل الكثافة النجمية في نصف الكرة السماوية الجنوبي ، مما يتيح اكتشاف التيارات النجمية الخافتة لمسافة مركزية الشمس

50 ك.ب. نحن نبحث عن التيارات النجمية باستخدام مرشح مطابق في مساحة اللون والحجم المشتقة من متساوي الزوايا الاصطناعية لمجموعة نجمية قديمة فقيرة بالمعادن. تستعيد تقنية الكشف الخاصة بنا أربعة تيارات نجمية رفيعة معروفة سابقًا: Phoenix و ATLAS و Tucana III وامتداد محتمل لـ Molonglo. بالإضافة إلى ذلك ، أبلغنا عن اكتشاف 11 تيارات نجمية جديدة. بشكل عام ، تكون التدفقات الجديدة التي تم اكتشافها بواسطة DES أخف وأبعد وأقل سطوعًا من التدفقات التي تم اكتشافها بواسطة تقنيات مماثلة في المسوحات الضوئية السابقة. كمنتج ثانوي لبحثنا عن التيار النجمي ، وجدنا دليلاً على بنية نجمية خارج المدّية مرتبطة بأربع مجموعات كروية: NGC 288 ، NGC 1261 ، NGC 1851 ، و NGC 1904. أخيرًا ، ستوفر العينة المتزايدة للتيارات النجمية نظرة ثاقبة في تكوين المزيد من الهالة النجمية المجرية ، وإمكانات جاذبية درب التبانة ، والتوزيع الكبير والصغير للمادة المظلمة حول مجرة ​​درب التبانة. وقوو أقل

تنسيقات الاقتباس

5000 درجة لعمق g & gt 23.5 مع ارتياب معايرة ضوئي نسبي لـ & lt1٪. تنتج مجموعة البيانات هذه حساسية غير مسبوقة لحقل الكثافة النجمية في نصف الكرة السماوية الجنوبي ، مما يتيح اكتشاف التيارات النجمية الخافتة لمسافة مركزية الشمس

50 ك.ب. نحن نبحث عن التيارات النجمية باستخدام مرشح مطابق في مساحة اللون والحجم المشتقة من متساوي الزوايا الاصطناعية لمجموعة نجمية قديمة فقيرة بالمعادن. تستعيد تقنية الكشف الخاصة بنا أربعة تيارات نجمية رفيعة معروفة سابقًا: Phoenix و ATLAS و Tucana III وامتداد محتمل لـ Molonglo. بالإضافة إلى ذلك ، أبلغنا عن اكتشاف 11 تيارات نجمية جديدة. بشكل عام ، تكون التدفقات الجديدة التي تم اكتشافها بواسطة DES أخف وأبعد وأقل سطوعًا من التدفقات التي تم اكتشافها بواسطة تقنيات مماثلة في المسوحات الضوئية السابقة. كمنتج ثانوي لبحثنا عن التيار النجمي ، وجدنا دليلاً على بنية نجمية خارج المدّية مرتبطة بأربع مجموعات كروية: NGC 288 ، NGC 1261 ، NGC 1851 ، و NGC 1904. أخيرًا ، ستوفر العينة المتزايدة للتيارات النجمية نظرة ثاقبة في تكوين الهالة النجمية المجرية ، وإمكانات جاذبية درب التبانة ، والتوزيع الكبير والصغير للمادة المظلمة حول مجرة ​​درب التبانة.> ،
دوى = <10.3847 / 1538-4357 / aacdab> ،
مجلة = ,
العدد = 2 ،
الحجم = 862 ،
مكان = ,
السنة = <2018> ،
الشهر = <7>
>


جد الفرق! فك تشابك مجرات High-z

بينما نحدق بعمق في السماء وندفع قدرات مراصدنا إلى حدودها العملية ، ندرك كلمات إدوين هابل: "إن تاريخ علم الفلك هو تاريخ انحسار الآفاق" (مملكة السدم). في جميع الاتجاهات ، نلتقي بكون مليء بالمجرات المتنوعة التي تتغير بشكل كبير كلما نظرنا إلى الوراء ، وعلى وجه الخصوص ، خلال المليارات القليلة الأولى بعد الانفجار العظيم (الشكل 1). في محاولة لفهم كل شيء ، يتصرف علماء الفلك مثل علماء الآثار الكونيين ويحاولون تجميع إطار متماسك يفسر ويربط الماضي.

تختلف المجرات في الكون المبكر تمامًا عن المجرات التي نراها اليوم: فهي تشكل نجومًا في كل مكان تقريبًا بمعدلات دراماتيكية. لكن ما مدى اختلافهما بالضبط عن بعضهما البعض؟ في لدغة اليوم ، نأخذ رحلة بلايين السنين إلى الماضي لدراسة المجرات المكونة للنجوم في وقت كان فيه الكون جزءًا صغيرًا من عمره الحالي.

الشكل 1: تبدو المجرات مثل درب التبانة مختلفة تمامًا في لحظات مختلفة من التاريخ الكوني. تقريبا جميع المجرات في الكون المبكر زرقاء وتشكل النجوم. الاختلافات والتشابه بين هذه المجرات حاسمة لفهم تطور المجرات خلال هذه الفترة الزمنية.
الائتمان: NASA و ESA و P. van Dokkum (جامعة ييل) و S. Patel (جامعة Leiden) وفريق 3D-HST.

مجرات الصباح الكوني

الشكل 2: التحويل بين الانزياح الأحمر وعمر الكون لنموذج التوافق الكوني القياسي ΛCDM. يُشار إلى العصور المختلفة للكون على أنها كسور من عمر الكون اليوم (t0). الائتمان: لوكاس زالسكي.

يلقي العمل نظرة فاحصة على مجموعة من المجرات التي تمتد عبر الانزياح الأحمر 3.4 & lt ض & lt 6.8 اكتشفه أرابال هارو ، المؤلف الرئيسي ، في المجال الشمالي للمراصد الكبرى للأصول العميقة. كانت هذه البقعة الشهيرة من السماء أيضًا هدفًا لمسح المصادر الحمراء والميتة عالية الامتصاص (SHARDS) ، والتي رصدت هذه المنطقة في 25 مرشحًا متوسط ​​العرض في الأشعة تحت الحمراء والبصرية. سمحت هذه البيانات الفريدة لفريقه بعزل عينة من

1500 مجرة ​​من وقت كان فيه عمر الكون أقل من ملياري سنة (الشكل 2). كيف؟

تم تحديد كل من هذه المجرات من خلال البحث عن ميزة طيفية تتضمن Lyman-alpha ، على الرغم من أن إحدى المجموعات الفرعية تضمنت الكشف عن الانبعاث (بواعث Lyman-alpha LAEs) والامتصاص الآخر (Lyman break galaxies LBGs). نظرًا لأن انبعاث Lyman-alpha يتضمن سلسلة إلكترون في ذرة هيدروجين من ن = 2 إلى ن = 1 الحالة الكمومية ، وهي واحدة من أكثر السمات شيوعًا في أطياف مجرات تشكل النجوم. ومع ذلك ، يمكن لسحب الهيدروجين الكثيفة داخل المجرات أن تمتص ما يقرب من جميع انبعاثات الأشعة فوق البنفسجية للنجوم الشابة ، مما يؤدي إلى انخفاض التدفق في الأطوال الموجية الأكثر زرقة من حد ليمان ، وهذا الانكسار الطيفي شائع بالمثل.

بشكل أساسي جميع المجرات عالية z هي عبارة عن تشكل نجمي ، وبالتالي فهي تقريبًا جميع LAEs أو LBGs أو تظهر كلتا الميزتين (LAE-LBGs). إذا أردنا فهم تطور المجرات في هذه الأوقات المبكرة ، يجب أن نفهم كيف أن هذه المجرات متشابهة ومختلفة.

تشريح التجمعات النجمية البعيدة

تاريخيا ، قام علماء الفلك بفصل LAEs و LBGs إلى مجموعات متميزة من المجرات. إذا كان هذا التمييز فيزيائيًا ، فيجب ترميز الاختلافات الأساسية لهذه العائلات من المجرات في توزيعات الطاقة الطيفية (SEDs). يلائم المؤلفون نوعين أساسيين من النماذج في SEDs لهذه المجرات: النموذج الأول يتكون من مجموعة نجمية واحدة متطورة ، والآخر هو نموذج يتكون من مجموعتين فرعيتين ، أحدهما صغير الحجم ويتكون النجوم بشكل مكثف والآخر قديم. يوضح الشكل 3 مثالاً لكل نوع من النماذج يتناسب مع نفس خط الأساس الضوئي.

الشكل 3: مثال على حلول SED لكل من نموذج السكان النجمي الفردي (على اليسار) ونموذج التجمعات النجمية المزدوجة (على اليمين) لنفس LAE-LBG. لاحظ خط الأساس الضوئي المثير للإعجاب الذي يحقق في إطار الراحة للأشعة فوق البنفسجية والأشعة تحت الحمراء. في هذه الحالة ، يوفر نموذج المجتمع المزدوج ملاءمة أفضل للبيانات.

يتم استكشاف كل فئة من النماذج (أحادي مقابل مجموعة نجمية مزدوجة) بشبكة من الكتل والأعمار ومعدلات تشكل النجوم. يقوم المؤلفون بتقييم النماذج المتنافسة في إطار عمل بايزي الذي يعمل أساسًا من خلال مبدأ علمي عزيز: شفرة أوكام. ينص هذا المبدأ على أنه كلما أمكن ، يجب تفضيل النموذج الأبسط (النموذج الذي يحتوي على أقل عدد من الافتراضات والمعلمات). ومع ذلك ، إذا كان النموذج الأبسط لا يستطيع حقًا وصف الملاحظات ، فحينئذٍ يلزم نموذج أكثر تعقيدًا. بتطبيق هذا المبدأ على هذا التحليل ، يقبل المؤلفون فقط نموذج التجمعات النجمية المزدوجة الأكثر تعقيدًا ، عندما يتفوق بشكل كبير على نموذج المجتمع الفردي الأبسط. هذا التحليل الدقيق هو المفتاح لرسم الفروق بين LAEs و LBGs.

هوية مزدوجة

تسمح المقارنة المنهجية لأنواع النماذج المتنافسة عبر شبكة من المعلمات الفيزيائية للمؤلفين بكشف الخصائص الأساسية لهذه المجرات. كما هو موضح في الشكل 4 ، وجد المؤلفون أن LAEs و LBGs لديهما بالفعل تداخل معقد في خصائصهما. من ناحية ، تميل LAEs الصافية (التي تظهر القليل من الراحة أو لا تظهر على الإطلاق) إلى أن تكون أصغر من LBGs بعشرات الملايين من السنين. علاوة على ذلك ، تميل LAEs النقية إلى أن تكون أقل كتلة بكثير من LBGs ، مع اختلاف كتلها المتوسطة بترتيب من حيث الحجم. إحدى الميزات المشتركة هي تفضيل كل من LAEs و LBGs لنماذج التجمعات النجمية الفردية. ومع ذلك ، فإن كلتا العائلتين تعرضان جزءًا صغيرًا من المجرات التي تتطلب مجموعتين نجميتين ، هذه المجرات لها أعمار وكتلات متشابهة ، مما يجعل أي تمييز جاد بينهما غامضًا.

الشكل 4: الرسم البياني العلوي & # 8211 الذي يوضح العمر كدالة لنوع المجرة والنموذج المفضل (SSP = مجموعة نجمية مفردة DSP = مجتمع نجمي مزدوج). تميل LBGs إلى أن تكون أقدم من المجرات LAEs ، بينما تظهر LAE-LBGs في مكان ما بينهما. جميع مجرات DSP لها خصائص متشابهة. الرسم البياني السفلي & # 8211 يقارن الكتلة النجمية كدالة لنوع المجرة والنموذج المفضل. تميل LBGs إلى أن تكون أكثر كثافة من LAEs ، ومرة ​​أخرى ، LAE-LBGs قابلة للمقارنة مع كليهما.

ربما يكون أكثرها دلالة هو خصائص LAE-LBGs ، وهي المجرات التي تظهر انبعاث ألفا ليمان وانفصاله. يتطلب ثلث كل هذه المجرات مجموعتين نجميتين ، ويبدو أن هذه المجرات أيضًا تقع بين LAEs و LBGs في كل من الكتلة النجمية والعمر. يشير هذا إلى أن LAE-LBGs قد تكون أكثر تطورًا من LAEs وتمييز الانتقال بين النوعين الفرعيين. في النهاية ، لقد تركنا مع صورة حيث تكون LAEs عبارة عن مجرات شابة تخضع لجولاتها الأولى من التكوين النجمي المكثف و LBGs هي نظيراتها الأكثر تطورًا ، من حيث الكتلة والعمر. جميع أنواع المجرات الفرعية هنا تقوم بتكوين النجوم بشكل أكثر كثافة بكثير من نظيراتها المنخفضة z ، لكنها تظهر ارتباطًا خطيًا مماثلًا بين معدلات تكوين النجوم والكتل النجمية (انظر التسلسل الرئيسي لتكوين النجوم) لتلك التي لوحظت في الكون المحلي.

في علم الفلك خارج المجرة ، وخاصة في دراسات الانزياح الأحمر العالي ، سنواجه باستمرار الصراع الذي وصفه هابل. قال: "مع زيادة المسافة ، تتلاشى معرفتنا ، وتتلاشى بسرعة. في النهاية ، نصل إلى الحد المعتم & # 8211 أقصى حدود التلسكوبات لدينا. هناك نقيس الظلال ، ونبحث بين الأخطاء الشبحية في القياس عن المعالم التي نادرًا ما تكون أكثر جوهرية ، "(عالم السدم). ومع ذلك ، نظرًا لأننا نحدق لفترة أطول في سماء الليل ، مع مرافق وأدوات مختلفة ، فإننا نسلط الضوء على هذه الظلال ونوسع أفقنا. كما يتضح من هذا العمل ، لا يزال هناك الكثير لنتعلمه والكثير لاستكشافه!