الفلك

عدد المجرات لكل انزياح أحمر

عدد المجرات لكل انزياح أحمر

هل يوجد شيء مثل توزيع عدد المجرات في كل فترة انزياح أحمر؟ أنا أدرس تكوين المجرات وتطورها ، ولدي فضول لمعرفة عدد مجرات اليوم (مع انزياح أحمر أقل من 0.01 أقول) التي نراها.


نعم ، بالنسبة لنوع مجرة ​​معين ...

مصطلح "توزيع عدد المجرات لكل فترة انزياح أحمر" يفعل منطقيًا ، لكن عادةً ما نقتصر على نوع معين من المجرات ، على سبيل المثال ليمان $ alpha $ بواعث ، مجرات تكسير ليمان ، مجرات دون مم ، إلخ. والسبب هو أن المجرات يتم اكتشافها بعدد من الطرق المختلفة ، ولا توجد تقنية اختيار واحدة تلتقط جميع أنواع المجرات.

… و قادم أربعة حجمالخامس…

نظرًا لأن الكون يتوسع بمرور الوقت ، فإن كثافة العدد "الحقيقية" (المادية) للمجرات - وكل شيء آخر (باستثناء الطاقة المظلمة) - تتناقص بمرور الوقت. لتتمكن من مقارنة الكثافات في أوقات مختلفة ، من المفيد قياسها في الإحداثيات المقابلة ، وهي الإحداثيات التي تتوسع مع الكون. في هذه الإحداثيات ، لا تتغير الكثافات إلا إذا حدثت بعض العمليات الفيزيائية. على سبيل المثال ، المادية طاقة تتناقص كثافة الفوتونات بسبب زيادة حجم الكون و لأن الفوتونات انزياح نحو الأحمر. في comoving ينسق ذلك أيضا ينخفض ​​، ولكن فقط بسبب الانزياح نحو الأحمر حيث تم أخذ تغيير الحجم في الحسبان.

... واللمعان.

علاوة على ذلك ، نظرًا لأن المجرات ليس لها عتبة حجم / كتلة / لمعان منخفضة محددة جيدًا ، يتعين علينا تحديد عتبة نعدها فوقها. لهذا السبب ، بدلاً من الحديث عن "كثافة عدد المجرات في كل انزياح أحمر" ، نستخدم عادةً وظيفة اللمعان التي يمكن ملاحظتها (LF) المفيدة جدًا والتي تقيس عدد (نوع معين من المجرات) لكل بن اللمعان، ولكل حجم كومينج ، عند انزياح أحمر معين.

تم سبر LFs إلى انزياحات حمراء عالية جدًا ، في الأوقات التي كانت المجرات قد بدأت لتوها في التكون في $ sim $نصف غيغاير بعد Big Bang (على سبيل المثال Schenker et al. 2013).

تنتهي من سؤالك بالسؤال عن عدد المجرات في $ z le0.01 $، والذي يعتبر انزياحًا أحمر منخفضًا جدًا في سياق المجرات. يمكنك العثور على الإجابة من خلال النظر في جميع أنواع معايير الاختيار ، والتحقق من التداخلات بين الاستطلاعات (سيتم اكتشاف معظم المجرات المحلية من خلال تقنيات متعددة) ، ودمج حجم LFs إلى الحد الذي اخترته (مثل حجم سحابة Magellanic الصغيرة). ممكن ، لكن ليس تافهًا. البديل هو دمج دوال كتلة هالة المادة المظلمة المحسوبة عدديًا ، باستخدام على سبيل المثال هذه الأداة عبر الإنترنت ، وبافتراض أن كل هالة تستضيف مجرة. أحصل على عدد كثافة $ n sim0.4 $ هالات لكل $ h ^ {- 3} ، mathrm {Mpc} ^ {3} $، أو 1.2 دولار ، mathrm {Mpc} ^ {- 1} $. حجم comoving خارج إلى $ z = 0.01 دولار هو V = 3.3 times10 ^ 5 $ Mpc ، لذا فإن العدد الإجمالي للمجرات (بحجم SMC الفائق) هو $ N = n V simeq 3.8 times10 ^ 5 $.


الحقيقة والمراجع [عدل | تحرير المصدر]

  • يوجد الآن دليل وافٍ على وجود مجرات ضخمة في z & gt2 مع القليل من تكوين النجوم المستمر أو منعدمة، مما يشير إلى أن جزءًا لا يستهان به من مجموعات المجرات المحلية من النوع المبكر كان فعالًا في مكانه فقط بعد الانفجار الكبير ، وأن المجرات الحمراء الضخمة تشكل جزءًا مهمًا من (أو ربما تهيمن) على كثافة الكتلة النجمية عند ض

تطور الحجم [عدل | تحرير المصدر]

  • بالنظر إلى التبعثر الجوهري المنخفض في المستوى الأساسي (Djorgovski & amp Davis 1987 Hyde & amp Bernardi 2009 Gargiulo et al. 2009)

مصادر الخطأ المحتملة لقياس الحجم [تحرير | تحرير المصدر]

  1. الانزياح الأحمر الضوئي
  2. تقدير الكتلة (يرى موزين وآخرون. 2009 أ ، ب)
    • يمكن أن تؤدي حالات عدم اليقين في أكواد تركيب المجموعات النجمية ، وصندوق النقد الدولي ، ومعالجة الغبار ، وتاريخ تكوين النجوم ، والفلزات بسهولة إلى أخطاء منهجية تتراوح بين 0.2 و 0.3 ديكس (انظر ، على سبيل المثال ، Drory و Bender و amp Hopp 2004 van der Wel et al. 2006 Wuyts et al. 2009 موزين وآخرون. 2009a مارشيسيني وآخرون. 2009)
    • يمكن أن تؤدي أوجه عدم اليقين هذه (المكتبة ، صندوق النقد الدولي ، وآخرون) إلى أخطاء منهجية تصل إلى عامل 6 (كونروي وآخرون 2009)
    • في حالة الانزياح الأحمر المنخفض ، هناك اتفاق جيد بين الكتل النجمية التي تحددها طرق القياس الضوئي SED والكتل الديناميكية (تايلور وآخرون 2010 أ).
    • ما إذا كان هذا هو الحال أيضًا في حالة الانزياح الأحمر العالي غير واضح (على سبيل المثال ، فان دي ساندي وآخرون. 2011 Bezanson et al. 2011 Martinez-Manso et al. 2011)
  3. من نصف قطر نصف ضوء إلى نصف قطر نصف كتلة أو تدرج لوني
  4. عمق بيانات التصوير (هوبكنز وآخرون. 2009 أ ، مانشيني وآخرون. 2009)
    • قد تكون هذه مشكلة بالنظر إلى أن هذا هو المكان الذي حدث فيه معظم النمو (Bezanson et al. 2009 Naab et al. 2009)
    • ومع ذلك ، انظر العرض التقديمي لاجتماع AAS يناير 2010 من Chien. بينغ
    • أظهرت الدراسات السابقة أنه يمكن قياس أحجام المجرات الموثوقة من البيانات الأرضية ، بشرط أن تكون نسبة الإشارة إلى الضوضاء عالية بدرجة كافية وأن يكون PSF عبر الصورة ثابتًا (على سبيل المثال ، Trujillo et al. 2006 ب فرانكس وآخرون. 2008).
    • Szomoru وآخرون. (2010) أجرى تحليلًا على مجرة ​​صامتة مضغوطة تساوي 1.91 ض = في حقل هابل شديد العمق (HUDF) وعدل حجمها الصغير.
  5. بقية الإطار الأشعة فوق البنفسجية مقابل. بقية الإطار البصري (يرى Trujillo et al. 2007 ، مانشيني وآخرون. 2009)
  6. تلوث مصدر نقطي مركزي أو AGN
  • هم كثافات السطح وبالمثل تتطور بقوة مع الانزياح الأحمر ، كما تتطور كثافة السطح "العتبة" التي تكون المجرات فوقها في الغالب هادئة (فرانكس وآخرون. 2008 ماير وآخرون. 2009).

الحركية النجمية [عدل | تحرير المصدر]

  • قياسات تشتت السرعة والكتل الديناميكية للمجرات الضخمة Z & GT1.5 (Cenarro & amp Trujillo 2009 van Dokkum و Kriek و amp Franx 2009a Cappellari et al. 2009 Onodera et al. 2010 فان دي ساندي وآخرون. 2011)

البيئة والمواضيع ذات الصلة [عدل | تحرير المصدر]

  • دليل على التطور الهيكلي المتسارع في المناطق الأكثر كثافة:
    1. ستوت وآخرون. (2011) ذكرنا أن أحجام المجرات الأكثر ضخامة في العناقيد تزداد بنسبة 30٪ على الأكثر خلال فترة z = 1–0.2.
    2. كوبر وآخرون. (2012) فاي الثانية ل الارتباط بين الأحجام والكثافة الزائدة للمجرات المحلية للمجرات من النوع المبكر عند 0.4 & lt z & lt 1.2 ، مما يشير إلى التطور المورفولوجي المتسارع في المناطق عالية الكثافة.
    3. زيرم وآخرون (2012) فاي الثانية تلميحا من الأدلة على أن المجرات هادئة ضخمة في محيط المجرة الاذاعة MRC 1138-262 في ض = 2.2 وأحجام أكبر في فاي xed كتلة مقارنة المجرات في الميداني في هذا الانزياح نحو الأحمر.
    4. بابوفيتش وآخرون. (2012): للحصول على مجموعة أولية في z
  • يعد تجميع المجرة عبر عمليات الدمج أكثر فاعلية في مجموعات صغيرة وتشكيل العناقيد في الانزياحات الحمراء المنخفضة ، لأن هذه الأنظمة لديها تشتت السرعة المنخفضة (يرى تران وآخرون 2008 McIntosh et al. 2008 ماكجي وآخرون. 2009 ويلمان وآخرون. 2009)
  • دليل ضد التطور الهيكلي المتسارع في المنطقة الأكثر كثافة
    • يرى ريتورا وآخرون 2010
    • تُظهر قياسات معدل اندماج المجرات في المناطق عالية الكثافة (مثل العناقيد) أن هذه الاندماجات تحدث بشكل أساسي بدون تشكل النجوم (إليسون وآخرون. 2010). (الاندماجات التي تنطوي على كميات صغيرة من تكوين النجوم لا يفضّلها التطور المقاس لألوان المجرات العنقودية وصولاً إلى الانزياح الأحمر الأقل van Dokkum & amp van der Marel 2007.)

    عدد المجرات لكل انزياح أحمر - علم الفلك

    الشكل 8.2. مواقع المجرات الإهليلجية القريبة على مستوى المجرات الفائقة X-Y ، الأصل هو درب التبانة. يشير التظليل إلى سرعة الركود Vr - J. Tonry.

    لذا فإن سطوع السطح لأي مربع يتقلب حول قيمة متوسطة. كلما اقتربت المجرة ، قل عدد النجوم داخل كل مربع ، وزادت التقلبات بين المربعات المجاورة: عندما يكون N كبيرًا ، يتناسب الاختلاف الجزئي مع 1 / -JN. لذلك إذا قمنا بقياس تقلبات سطوع السطح في مجرتين حيث نعرف اللمعان النسبي للنجوم الساطعة التي تصدر معظم الضوء ، فيمكننا إيجاد مسافاتها النسبية.

    تعمل هذه الطريقة فقط مع المجرات القريبة نسبيًا والتي يكون عمر النجوم فيها على الأقل 3-5 جير. في هذه ، يأتي كل الضوء تقريبًا من النجوم القريبة من طرف الفرع الأحمر العملاق. كما لاحظنا في القسم 1.1 ، فإن هذه لها نفس السطوع لجميع النجوم أدناه حوالي 2Mq. هذه النجوم قديمة بما يكفي لدرجة أنها قامت بالعديد من المدارات حول المركز ، لذا فهي مشتتة بسلاسة عبر المجرة. عادة ما يتم إجراء الملاحظات في النطاق I بالقرب من 8000 A ، أو في النطاق K عند 2.2 | xm ، لتقليل مساهمة النجوم الزرقاء الشابة. فشلت هذه التقنية مع المجرات الحلزونية ، لأن ألمع نجومها أصغر سنًا: هم عمالقة حمراء ومراحل متأخرة من النجوم متوسطة الكتلة ، ويعتمد لمعانها على الكتلة النجمية ، وهكذا على متوسط ​​عمر المجموعة النجمية. نظرًا لأن هذا المتوسط ​​يتغير عبر وجه المجرة ، كذلك يتغير لمعان تلك النجوم الساطعة. كما أن النجوم المضيئة قصيرة العمر للغاية بحيث لا يمكنها التحرك بعيدًا عن الروابط النجمية التي تشكلت فيها. يتسبب توزيعها المتكتل في تقلبات أقوى بكثير في سطوع سطح المجرة من تلك الناتجة عن الاختلافات العشوائية في عدد النجوم الأكبر سناً.

    في الشكل 8.2 ، نرى أن كتلة برج العذراء تبعد حوالي 16 مليون قطعة. يبدو أنه يتكون من قطعتين منفصلتين ، لا تتطابق تمامًا مع مجموعتي السرعة حول المجرتين M87 و M49 اللذين ناقشناهما في القسم 7.2. هنا ، تقع المجرات في الجزء الشمالي من العنقود ، بالقرب من M49 ، بشكل أساسي في المجموعة الأقرب ، بينما تقع المجرات الموجودة في الجنوب بالقرب من M86 على بعد M87 بين المجموعتين. تقع مجموعة Fornax في الجنوب مع Y & lt 0 على نفس المسافة تقريبًا مثل برج العذراء. كلتا هاتين المجموعتين هي جزء من مجمعات أكبر من المجرات. نظرًا لأن مجموعات المجرات تحتوي على عدد قليل نسبيًا من المجرات الإهليلجية ، فإنها لا تظهر جيدًا في هذا الشكل. يتم تمثيل المجموعة المحلية فقط من قبل الرفقاء البيضاويين والقزم من M31 ، كدوائر متداخلة على يمين الأصل.

    المشكلة 8.1 في القسم 4.5 ، رأينا أن حركات مجرة ​​درب التبانة و M31 تشير إلى أن كتلة المجموعة المحلية تتجاوز 3 × 1012M0: إذا أخذنا نصف قطرها على أنه 1 مليون قطعة ، فما متوسط ​​كثافتها؟ أظهر أن هذا لا يمثل سوى حوالي 3 ساعات - 2 من الكثافة الحرجة p ^ t المحددة في المعادلة 1.30 - المجموعة المحلية فقط ضخمة بما يكفي للانهيار على نفسها.

    توفر المشكلة 8.2 وقت السقوط الحر tff = 1 / fGp من المعادلة 3.23 تقديرًا تقريبيًا للوقت الذي تستغرقه مجرة ​​أو عنقود للنمو إلى الكثافة p. في المسألة 4.7 ، رأينا أنه بالنسبة لمجرة درب التبانة ، بمتوسط ​​كثافة يبلغ 105 قطعة داخل مدار الشمس ، فإن هذا الحد الأدنى للوقت هو

    3 x 108 سنوات أو 0.03 x tH ، عمر التمدد المحدد في المعادلة 1.28. أظهر أن مجموعة من المجرات بكثافة 200pcrit بالكاد يمكن أن تنهار في عمر الكون. تقسم هذه الكثافة الهياكل مثل المجموعة المحلية التي لا تزال تنهار من تلك التي ربما تكون قد استقرت في حالة توازن.

    لاستكشاف أماكن أبعد ، نستخدم `` مخطط إسفين '' مثل الشكل 8.3 من المسح 2dF ، الذي يقيس الانزياح الأحمر للمجرات في شريحتين كبيرتين عبر السماء. إذا تجاهلنا الحركات الغريبة ، فإن المعادلة 1.27 تخبرنا أن الركود سرعة Vr

    H0d ، حيث H0 هو ثابت هابل ، فإن الانزياح الأحمر يتناسب تقريبًا مع مسافة المجرة d من موقعنا عند قمة كل إسفين. لذا فإن هذا الرقم يعطينا خريطة مشوهة إلى حد ما للمنطقة من 600 ساعة إلى 1 مليون قطعة.

    الشكل 8.3. مخطط إسفين لـ 93170 مجرة ​​من المسح 2dF باستخدام التلسكوب الأنجلو-أسترالي 4 أمتار ، في شرائح -4 ° & ltS & lt2 ° في الشمال (الإسفين الأيسر) و -32 ° & lt S & lt -28 ° في الجنوب (يمين) - M. Colless et al. 2001 MNRAS 328 ، 1039.

    التوزيع ثلاثي الأبعاد للمجرات في الشكل 8.3 له بنية أكثر وضوحًا من الشكل 8.1. نرى ميزات خطية كثيفة ، والجدران والخيوط الشبيهة بالخيوط للشبكة الكونية عند تقاطعاتها هناك مجمعات من العناقيد الغنية. بين الخيوط نجد مناطق كبيرة خالية تقريبًا من المجرات الساطعة: هذه الفراغات عادة ما تكون ^ 50h-1 Mpc عبر. يبدو أن المجرات تتضاءل إلى ما بعد z = 0.15 لأن الانزياح الأحمر تم قياسه فقط للأجسام التي تجاوزت السطوع الظاهري الثابت. يوضح الشكل 8.4 أنه ، على مسافات كبيرة ، تم تضمين فقط أندر الأنظمة وأكثرها إضاءة. عندما يتم مسح زاوية صلبة fi في السماء ، يكون الحجم بين المسافة d و d + Ad هو AV = fid2 Ad ، مما يزيد بسرعة مع d. وفقًا لذلك ، نرى عددًا قليلاً من المجرات القريبة من معظم الأجسام المقاسة تقع على بعد 25000 كيلومتر في الثانية.

    المشكلة 8.3 المجموعة المحلية تتحرك بسرعة 600 كيلومتر في الثانية بالنسبة لإشعاع الخلفية الكونية. بهذه السرعة ، أظهر أن المجرة المتوسطة ستستغرق

    40 قدمًا - 1 جير للسفر من المركز إلى حافة الفراغ النموذجي. مهما كانت العملية التي تمت إزالة المواد من الفراغات ، يجب أن تكون قد حدثت في وقت مبكر جدًا ، عندما كان الكون أكثر إحكاما.

    في الشكلين 8.3 و 8.4 ، تبدو الجدران أكثر كثافة من مناطق الفراغ بعدة مرات. لكن تجاهل الحركات الغريبة قد بالغ في ضيقها و

    الشكل 8.4. اللمعان (المقدار المطلق في BJ) لـ 8438 مجرة ​​بالقرب من 13x20m في الشكل 8.3 ، يوضح الرقم عند كل انزياح أحمر. اللمعان L * لمجرة لامعة نموذجية مأخوذ من الشكل 1.16 يوضح الخط المتقطع عند المقدار الظاهري m (BJ) = 19.25 الحد التقريبي للمسح.

    الشكل 8.4. اللمعان (المقدار المطلق في BJ) لـ 8438 مجرة ​​بالقرب من 13x20m في الشكل 8.3 ، يوضح الرقم عند كل انزياح أحمر. اللمعان L * لمجرة لامعة نموذجية مأخوذ من الشكل 1.16 ، يوضح الخط المتقطع عند المقدار الظاهري m (BJ) = 19.25 الحد التقريبي للمسح.

    ستبدو أقل وضوحًا إذا تمكنا من رسم المسافات الحقيقية للمجرات. تجذب الكتلة الزائدة في الجدار أو الشعيرة المجرات القريبة أمام الهيكل ، وتجذبها تجاهها بعيدًا عنا. لذا فإن السرعات الشعاعية لتلك الأجسام تزداد فوق سرعة التمدد الكوني ، ونبالغ في تقدير مسافاتها ، ونضعها بعيدًا عنا وأقرب إلى الجدار. على العكس من ذلك ، يتم سحب المجرات الموجودة خلف الجدار في اتجاهنا ، مما يقلل من انزياحها الأحمر ، تظهر هذه الأنظمة أقرب إلينا وأقرب إلى الحائط مما هي عليه بالفعل. في الواقع ، الجدران أكثر كثافة بعدة مرات من المتوسط ​​المحلي.

    على النقيض من ذلك ، تظهر حشود مجرات كثيفة ممدودة في اتجاه الراصد. أكملت نوى هذه العناقيد انهيارها ، وترابطت المجرات معًا بإحكام في الفضاء. يدوران حول بعضهما البعض بسرعات كبيرة تصل إلى 1500 كم -1 ، لذلك يمكن أن تحتوي مسافاتهما المستنبطة من المعادلة 1.27 على أخطاء عشوائية تبلغ 15 ساعة -1 مليون قطعة. في الرسم التخطيطي الإسفيني ، تظهر العناقيد الغنية كـ "أصابع" كثيفة تشير إلى الراصد.

    المشكلة 8.4 ما هو طول "الإصبع" الضيق في اللوحة اليسرى للشكل 8.5 بالقرب من z = 0.12 و 12h30m؟ أظهر أن هذا يمثل مجموعة مجرات كبيرة بحجم «1500 كيلومتر -1.

    يوضح الشكل 8.5 المخططات الإسفينية للمجرات الحمراء ، مع أطياف تظهر علامات قليلة على تشكل النجوم الحديثة ، والمجرات الزرقاء ، مع خصائص الخطوط الطيفية

    0,05 0.10 0.15 0,20 0,05 0.10 0.15 0.20

    الشكل 8.5. حوالي 27000 مجرة ​​حمراء (يسار) ذات أطياف مثل تلك الموجودة في المجرات الإهليلجية ، ونفس العدد من المجرات الزرقاء المكونة للنجوم (على اليمين) ، في شريحة -32 درجة و 8 لتر -28 درجة من المسح 2dF. هذه هي المجرات المضيئة ذات -21 & lt M (BJ) & lt -19. تتجمع المجرات الإهليلجية وثاني أكسيد الكبريت بقوة أكبر من الأنظمة الشبيهة باللولب.

    0,05 0.10 0.15 0,20 0,05 0.10 0.15 0.20

    الشكل 8.5. حوالي 27000 مجرة ​​حمراء (يسار) ذات أطياف مثل تلك الموجودة في المجرات الإهليلجية ، ونفس العدد من المجرات الزرقاء المكونة للنجوم (على اليمين) ، في شريحة -32 درجة و 8 لتر -28 درجة من المسح 2dF. هذه هي المجرات المضيئة ذات -21 & lt M (BJ) & lt -19. تتجمع المجرات الإهليلجية وثاني أكسيد الكبريت بقوة أكبر من الأنظمة الشبيهة باللولب.

    من النجوم الفتية الضخمة والغازات المؤينة من حولها. في الشكل 8.4 ، نرى كتلًا من المجرات حوالي 13 × 20 مترًا عند z = 0.05 و 0.08 و 0.11 و 0.15. هذه واضحة تمامًا في الإسفين الأيسر من الشكل 8.5 ، لكنها أضعف بكثير في الإسفين الأيمن. وبالمثل ، يكون الفراغ عند 12 ساعة و z = 0.08 أكثر إفراغًا في الإسفين الأيسر - لماذا؟ المجرات اليسارية عبارة عن أنظمة بيضاوية حمراء وأنظمة S0 ، بينما توجد على اليمين مجرات حلزونية وغير منتظمة. كما رأينا في القسم 7.2 ، تعيش المجرات الإهليلجية بشكل جماعي في قلب المجموعات الغنية ، حيث تندر المجرات الحلزونية. وفقًا لذلك ، يكون تجمع المجرات الحمراء أقوى من تلك الموجودة في الأنظمة الأكثر زرقة في اللوحة اليمنى. من الواضح أن المجرات حلزونية أو إهليلجية مرتبطة بمدى تماسكها: نرى علاقة التشكل والكثافة.

    في الواقع ، لا ينبغي أن نتحدث ببساطة عن "توزيع المجرات" ، ولكن يجب أن نكون حريصين على تحديد المجرات التي ننظر إليها. لا نرى أبدًا جميع المجرات في حجم معين دائمًا ما تكون استطلاعاتنا متحيزة بالطريقة التي نختار بها أنظمة المراقبة. على سبيل المثال ، إذا اخترنا أجسامًا كبيرة بما يكفي في السماء بحيث تبدو مشوشة ومن ثم فهي غير نجمية بشكل واضح ، فسوف نحذف المجرات الأكثر اندماجًا. إن المسح الذي يعثر على المجرات من خلال الكشف عن انبعاث الراديو البالغ طوله 21 سم لغاز الهيدروجين المحايد الخاص بها سيحدد بسهولة المجرات غير المنتظمة القزمية الخافتة بصريًا ولكنها غنية بالغاز ، ولكنه سيفتقد المجرات الإهليلجية المضيئة التي تفتقر عادةً إلى غاز Hi. يوجد تحيز Malmquist للمشكلة 2.11 في أي عينة يتم اختيارها من خلال الحجم الظاهري. والأكثر غدرًا هي الطرق التي يتغير بها التحيز مع الانزياح الأحمر والسطوع الظاهري. إن رسم خريطة حتى للمادة المضيئة في الكون ليس بالمهمة السهلة.

    8.1.1 قياسات عناقيد المجرات

    إحدى الطرق لوصف ميل المجرات إلى التجمع معًا هي دالة الارتباط المكونة من نقطتين٪ (r). إذا قمنا باختيار عشوائي لمجلدين صغيرين AVi و AV2 ، وكان متوسط ​​الكثافة المكانية للمجرات n لكل ميغا فرسخ مكعب ، فإن فرصة العثور على مجرة ​​في A V1 هي فقط n A V1. إذا كانت المجرات تميل إلى التكتل معًا ، فإن احتمال وجود مجرة ​​أيضًا في AV2 سيكون أكبر عندما يكون الفاصل r12 بين المنطقتين صغيرًا. نكتب الاحتمال المشترك لإيجاد مجرة ​​معينة في كلا المجلدين على النحو التالي

    إذا كانت٪ (r) و gt 0 عند r الصغيرة ، فإن المجرات تتجمع ، بينما إذا كانت٪ (r) & lt 0 ، فإنها تميل إلى تجنب بعضها البعض. نحسب عمومًا النسبة المئوية (r) عن طريق تقدير مسافات المجرات من انزياحها الأحمر ، وإجراء تصحيح للتشوه الناتج عن السرعات الغريبة. على المقاييس r & lt 10h-1 Mpc ، يأخذ الشكل تقريبًا

    مع y & gt 0. عندما r & lt r0 ، طول الارتباط ، يكون احتمال العثور على مجرة ​​واحدة داخل نصف قطر r لأخرى أكبر بكثير من التوزيع العشوائي البحت. نظرًا لأن٪ (r) يمثل الانحراف عن متوسط ​​الكثافة ، فيجب أن يصبح سالبًا في مرحلة ما مع زيادة r.

    يوضح الشكل 8.6 دالة الارتباط ذات النقطتين٪ (r) للمجرات في المسح 2dF. طول الارتباط r0

    5h-1 Mpc هو 6h-1 Mpc بالنسبة للمجرات الإهليلجية ، والتي تكون متجمعة بقوة أكبر ، وأصغر بالنسبة للمجرات المكونة للنجوم. المنحدر ذ

    1-7 حول r0. بالنسبة لـ r & gt 50h-1 Mpc ، وهو حجم أكبر جدار أو ميزات الفراغ تقريبًا ، يتأرجح٪ (r) حول الصفر: توزيع المجرات منتظم إلى حد ما على المقاييس الأكبر.

    لسوء الحظ ، فإن وظيفة الارتباط ليست مفيدة جدًا لوصف الخيوط أحادية البعد أو الجدران ثنائية الأبعاد في الشكل 8.3. إذا كان حجم AV1 الخاص بنا يقع في واحدة من هذه ، فإن احتمال العثور على مجرة ​​في AV2 يكون مرتفعًا فقط عندما يقع أيضًا داخل الهيكل. نظرًا لأن٪ (r) هو متوسط ​​فوق جميع المواضع الممكنة لـ AV2 ، فلن يرتفع كثيرًا فوق الصفر بمجرد أن يتجاوز الفاصل r سمك الجدار أو الفتيل. يمكننا محاولة التغلب على هذا من خلال تحديد وظائف الارتباط المكونة من ثلاث نقاط وأربع نقاط ، والتي تعطي الاحتمال المشترك لإيجاد هذا العدد من المجرات بفواصل معينة ولكن هذا ليس مرضيًا للغاية. ليس لدينا حتى الآن طريقة إحصائية جيدة لوصف قوة وانتشار الجدران والخيوط.


    نقدم نتائج دراسة تبحث في المنحدرات الطيفية للأشعة فوق البنفسجية للإطار الباقي للانزياح الأحمر z التي تقارب 5 مجرات ليمان بريك (LBGs). من خلال الجمع بين تصوير تلسكوب هابل الفضائي العميق للتجميع الكوني للمسح التراثي العميق للأشعة تحت الحمراء العميقة ومجال هابل العميق للغاية مع التصوير الأرضي من المسح العميق الفائق للأشعة تحت الحمراء من UKIRT ، قمنا بإنتاج عينة كبيرة من z تقريبًا 5 LBGs تغطي عاملاً غير مسبوق لـ & gt 100 في لمعان الأشعة فوق البنفسجية. بناءً على هذه العينة ، وجدنا علاقة واضحة بين حجم اللون (CMR) عند z تقارب 5 ، بحيث تكون منحدرات الإطار المتبقي للأشعة فوق البنفسجية (بيتا) للمجرات الأكثر إشراقًا أكثر احمرارًا من نظيراتها الأكثر خفوتًا. نحدد أن z تقريبًا إلى 5 CMR موصوف جيدًا من خلال علاقة خطية بالشكل: d beta = (-0.12 +/- 0.02) dM (UV) ، مع عدم وجود دليل واضح على حدوث تغيير في منحدر CMR عند مقادير خافتة ( أي M-UV & GT = -18.9). باستخدام نتائج عمليات المحاكاة التفصيلية ، يمكننا ، لأول مرة ، استنتاج التباين الجوهري (أي خالٍ من الضوضاء) لألوان المجرات حول CMR عند z تقريبًا إلى 5. وجدنا دليلًا مهمًا (12 سيجما) للاختلاف الجوهري للألوان في العينة ككل. تُظهر نتائجنا أيضًا أن عرض توزيع منحدر الأشعة فوق البنفسجية الجوهري لـ z يزداد تقريبًا إلى 5 مجرات من Delta beta مشابهًا أو يساوي 0.1 عند M-UV = -18 إلى Delta beta مشابهًا أو يساوي 0.4 عند M-UV = -21 . نقترح أن العرض المتزايد لتوزيع ألوان المجرات الجوهري و CMR نفسه يمكن تفسيرهما بشكل معقول من خلال حد أدنى من بيتا مستقل عن اللمعان يقارب -2.1 ، جنبًا إلى جنب مع زيادة في جزء المجرات الحمراء في صناديق لمعان الأشعة فوق البنفسجية الأكثر إشراقًا .

    • المجرات: التطور
    • المجرات: تشكيل
    • المجرات: انزياح أحمر عالي
    • المجرات: انفجار نجمي
    • المجرات: محتوى نجمي
    • الأشعة فوق البنفسجية: المجرات
    • مجرات LYMAN-BREAK
    • مجرات تشكيل النجوم
    • مجال عميق للغاية
    • كثافة الإضاءة فوق البنفسجية
    • مسح الإرث الاستثنائي
    • سلع الجنوب
    • مماثلة ل 2
    • سكان نجمي
    • STARBURST GALAXIES
    • منحدرات مستمرة

    1 إجابة 1

    عندما نقيس الانزياح الأحمر ، ما نقيسه في الواقع هو أطياف امتصاص العناصر في النجوم وسحب الغبار في المجرة المستهدفة. تتمتع أطياف الامتصاص هذه بأنماط خطوط معروفة جيدًا ، وعندما يتحول اللون الأحمر ، ينتقل النمط بأكمله إلى طاقة أقل / طول موجي أطول.

    إذن أنت محق في أنك لا تستطيع قياس الانزياح الأحمر من سطر واحد فقط ، لأنك لا تعرف مكان وجود هذا الخط في الأصل ، ولكن يمكنك القيام بذلك عندما تقيس نمطًا معروفًا للعديد من الخطوط.


    عدد المجرات لكل انزياح أحمر - علم الفلك

    بينما ناقش عدد من المؤلفين على مر السنين تاريخ تشكل النجوم في الكون ، قدم مادو واحدة من أوضح المناقشات حول هذه القضية (انظر ، على سبيل المثال ، Madau وآخرون. 1996 Madau 1998 Madau و Pozzetti و Dickinson 1998) . يظهر الشكل الذي استخدمه Madau (1998) في الشكل 1 ، ويعطي معدل تشكل النجم لكل حجم كومينغ مقابل الانزياح الأحمر. كانت هذه واحدة من أوائل الصحف من Madau وتظهر ارتفاعًا من ض

    1-2 ، ثم انخفاض مماثل إلى يومنا هذا. أصبح هذا الشكل من الرقم SFR مقابل الانزياح الأحمر معروفًا باسم `` مؤامرة Madau ''. إذا تم رسمه مقابل الوقت ، فبدلاً من الانزياح الأحمر ، يكون تاريخ تكوين النجم أكثر تناسقًا مع ذروة واضحة حول وقت مراجعة

    شكل 1. تاريخ تكوين النجم (والعنصر) للكون ، من HDF (Madau 1998). أشارت البيانات المبكرة المستخدمة لهذا الرقم إلى ذروة قوية في SFR في حوالي ض

    ومع ذلك ، فإن عددًا من التطورات (على سبيل المثال ، تصحيحات الغبار ، ونتائج submm ، والتقديرات الجديدة لـ SFR عند الانزياح الأحمر المنخفض) تعمل على تغيير شكل SFR مقابل الوقت ، وإجراء التباين منذ ذلك الحين ض

    5 أقل بكثير. على سبيل المثال ، كان أحد أهم التطورات التي حدثت في السنوات القليلة الماضية هو الاعتراف بأن انقراض الغبار يحرف وجهة نظرنا عن المجرات البعيدة. على وجه الخصوص ، فإن إطارات SEDs للأشعة فوق البنفسجية (توزيعات الطاقة الطيفية) التي يتم قياسها من الملاحظات البصرية والقريبة من الأشعة تحت الحمراء لها دائمًا منحدرات تشير إلى احمرار متواضع. نظرًا لأن الكميات الصغيرة من الاحمرار تؤثر بشكل كبير على تدفقات الأشعة فوق البنفسجية التي نلاحظها ، فإن التصحيحات الناتجة يمكن أن تكون كبيرة (عامل 2 أو أكثر). سيتم مناقشة هذا التطور الهام أدناه. *****


    المجرات الشابة

    تعتمد دراسات المجرات ذات الانزياح الأحمر العالي في جزء كبير منها على العينات المختارة باستخدام تقنيات الألوان أو خصائص خط الانبعاث الشديد. على سبيل المثال ، تعد مجرات Lyman Break Galaxies (LBGs) عبارة عن مجرات مكونة من z و gt3 يتم اختيارها على أساس ألوان الأشعة فوق البنفسجية لإطار الراحة ، والتي تشير إلى امتصاص كبير عند أطوال موجية أقل من 912 A. يرتبط السكان ببعضهم البعض أو كيف يتناسبون مع المخطط العام لتطور المجرات.

    من الأمثلة الكلاسيكية على السكان ذوي القيمة العالية الذين تكون علاقتهم بالعينات الأخرى غير واضحة هي مجموعة باعث ألفا ليمان (LAE). تم استخدام عمليات البحث عن خط انبعاث ألفا ليمان على نطاق واسع للعثور على أعلى المجرات ذات الانزياح الأحمر (z & gt6). هذا الخط هو التوقيع الطيفي الوحيد الذي يمكن استخدامه لتأكيد الانزياح الأحمر لمجرة مختارة على أساس خصائص لونها. ومع ذلك ، فإن ليمان ألفا هو خط يصعب تفسيره. نظرًا لأن الخط مبعثر بشكل رنان بواسطة الهيدروجين المحايد ، فإن تحديد مسار الهروب ومن ثم تدميره بواسطة الغبار يمثل مشكلة معقدة للغاية. وبالتالي ، فإن فهمنا لما يحدد جزء المجرات بانبعاث ألفا ليمان ضعيف.

    من الناحية المثالية ، نود أن نعرف ما إذا كان وجود انبعاث ألفا ليمان مرتبطًا بخصائص أخرى للمجرة ، مثل المعدن ، أو الانقراض ، أو التشكل ، أو الحركية - أي ما الذي يتحكم في هروب فوتونات ليمان ألفا ، وكيف من أعلى انزياح أحمر يتم تعديل LAEs بواسطة الغاز بين المجرات.

    نظرًا لصعوبة المراقبة في الأشعة فوق البنفسجية ، كان لدينا حتى وقت قريب المزيد من المعلومات حول z

    2-3 LAEs وكيف ترتبط خواصها بخصائص المجرات الأخرى المختارة بالأشعة فوق البنفسجية في هذه الانزياحات الحمراء (LBGs) مما فعلناه في عينات الانزياح الأحمر المنخفض. ومع ذلك ، عينات كبيرة من z

    تم الآن العثور على 1 LAEs باستخدام مطياف جريزم لـ Galaxy Evolution Explorer (GALEX). هذه العينات لها مزايا عديدة. المجرات لامعة ويمكن دراستها بسهولة على أطوال موجية أخرى. ربما الأهم من ذلك ، أنه يمكن دمجها في دراسات شاملة للمجرات في نفس الانزياحات الحمراء لفهم بعض تحيزات الانتقاء. علاوة على ذلك ، بمقارنة خصائص ألفا ليمان لمجرات الانزياح الأحمر المنخفض مع خصائصها البصرية ، بما في ذلك قوة خط ألفا H ، يمكننا معايرة تحويل لمعان ألفا ليمان إلى معدل تشكل النجوم.

    نحن نتعلم الكثير عن LAEs من هذه العينات ومن مقارنة هذه العينات مع تلك الموجودة في الانزياحات الحمراء العالية. على سبيل المثال ، يبدو أن LAEs تمثل مرحلة مبكرة في انفجار نجمي عندما يكون غاز تشكل النجوم لا يزال نقيًا نسبيًا ومنطقة تشكل النجوم الأولية صغيرة. يبدو أيضًا أن هناك تسلسلًا زمنيًا ، حيث يتلاشى خط انبعاث ألفا ليمان وتتصاعد معدنية الغاز مع تطور المجرة. نأمل في إحراز تقدم كبير في وضع LAEs في السياق من خلال دراسة هذه الكائنات باستخدام مطياف SALT.

    تم اكتشاف مجموعة مجرات شابة أخرى من خلال التصوير باستخدام مرشحات ضيقة النطاق مصممة للعثور على LAEs ذات الانزياح الأحمر العالي. هؤلاء "المتأخرون المتأخرون" يمرون بأول حلقاتهم من تشكل النجوم مؤخرًا (z

    0.8) وتم اكتشافها من خلال انبعاثها القوي بشكل غير عادي [OIII]. بشكل عام ، تحتوي على معادن منخفضة جدًا ، مما يعني أننا قد نكون قادرين على الحصول على أدلة حول المراحل الأولى من تكوين المجرات في الكون من خلال دراسة تفصيلية لعينة كبيرة. نحن نخطط لإجراء بحث واسع النطاق باستخدام One Degree Imager على WIYN والذي سيظهر الآلاف من هذه المجرات. سنكون قادرين بعد ذلك على استكشاف ما إذا كانت هذه المجرات المتكونة حديثًا تحتوي على بعض الحد الأدنى من العناصر الثقيلة ، كما هو متوقع إذا كان الغاز بين المجرات غنيًا بشكل موحد نسبيًا بالمعادن المصنوعة في تكوين المجرات السابق. إذا تم العثور على مجرات معدنية منخفضة للغاية ، فيمكننا أن نستنتج أن أجزاء من الغاز بين المجرات ظلت نقية نسبيًا.


    عدد المجرات لكل انزياح أحمر - علم الفلك

    هناك العديد من الحواس التي تتطور فيها المجرات مع مرور الوقت ، وليس بالضرورة أن تعمل جميعها بنفس المعدلات لأنواع مختلفة من المجرات. قد نميز من أجل الراحة تطور التجمعات النجمية ، والوفرة الكيميائية ، وديناميكيات المجرة ، مع تذكر أنه في المجرات الحقيقية ، كل هذه الأشياء مرتبطة ببعضها البعض على مستوى معين. سأغطي المبادئ الأساسية اللازمة لفهم نمذجة هذه العمليات ، ونهج المراقبة لكل منها.

    يمكن رؤية احتمالية مراقبة تطور المجرات من خلال مقارنة العديد من النطاقات الزمنية ذات الصلة. يقع وقت هابل في النطاق 1-2 & # 215 10 10 سنوات. يتطابق هذا مع عمر التسلسل الرئيسي للنجوم ذات الكتلة الشمسية ، مما يجعلها عدة أجيال من النجوم الضخمة الأكثر إضاءة. وبشكل ديناميكي ، فإن فترة الدوران على الجزء الخاص بنا من مجرة ​​درب التبانة هي 0.25 جير ، لذا فإن وقت الاسترخاء لمجرة ضخمة لتشكيل بنية يجب أن يكون عدة جير.

    التطور السكاني يجمع بين تاريخ تكوين النجوم في المجرة والتطور النجمي لمكوناتها ، مما يعطي تغييرات في مخطط الموارد البشرية لمجرة (تتغير عمومًا من مكان إلى مكان في المجرة) مع مرور الوقت. للتنبؤ بالسكان في وقت ما ، نحتاج بالتالي إلى SFR في جميع الأوقات السابقة وفهم التطور النجمي لجميع الجماهير ذات الصلة انظر المناقشة تحت الطيف والتركيب السكاني. المجرات الإهليلجية ، أو انتفاخات الحلزونات ، هي اختبارات شائعة لنماذج التوليف ، حيث يُفترض أنها تشكلت معظم نجومها في فترة قصيرة منذ فترة طويلة ، وخضعت لتغييرات بسبب التطور النجمي فقط منذ ذلك الحين (حالة التطور السلبي). كعينة حسابية ، إليك سلسلة من النماذج للانفجار السريع لتشكيل النجوم ، من الشفرة بواسطة Rocca-Volmerange و Guiderdoni ، تم أخذ عينات منها على فترات 1-Gyr تقريبًا:

    أحد البرامج المستخدمة على نطاق واسع هو حزمة GISSEL من Bruzual و Charlot (انظر ApJ 405 ، 538 ، 1993 ، مع التحسينات اللاحقة). يمكن للمرء أيضًا أن يتوقع من هذه النتائج التاريخ المتوقع لأي مؤشر لون معين أو قوة خط. عادةً ما تحتوي مؤشرات اللون على تصحيحات K مطوية ، نظرًا لأنه يمكننا دائمًا تصميم المرشحات لتغطية نطاقات الانزياح الأحمر العريضة ، فإن مؤشرات الخطوط لديها مشكلة أقل نظرًا لأنها تقاس طيفيًا وتكون أحادية اللون تقريبًا لجميع المجرات في العينة. لا يزال هاميلتون (1985 ApJ 297، 371) يتعامل مع المجسمات الإهليلجية ، حيث بحث عن التطور في فهرس الفاصل الطيفي عند 4000 & Aring (ما يسمى استراحة H-K) للانزياح الأحمر حتى حوالي ض= 0.9 ، العثور على أدلة هامشية على الأكثر لأي تطور. يقدم شكلاً يربط بشكل جيد بين وقت النظر إلى الوراء والجدول الزمني للتطور النجمي (ويوضح سبب تقييد هذا العمل بشكل غير مباشر لـ H0، الذي يربط وقتًا متدرجًا نحو الأحمر بالمقاييس الزمنية المطلقة للأعمار النجمية) ، والتي قمت بتدوينها ببهجة أدناه (بإذن من AAS). لاحظ أن رسم خرائط الانزياح نحو الأحمر حساس للمعلمات الكونية بما في ذلك ثابت هابل H0 ومعلمة التباطؤ ف0، بالإضافة إلى أي قيمة غير صفرية للثابت الكوني & لامدا.

    أشارت نتائج هاميلتون إلى وجود حرف H صغير جدًا0 (رسمياً أقل من 42 كم / ثانية Mpc). Later work on both radio- and optically-selected galaxies shows that a clear envelope in amplitude of the 4000-Å break is seen with redshift. Here I combine Hamilton's data, a set of low-power radio galaxies for ض< 1 from Owen and Keel (1995 AJ 109, 14), and the large number of (less precise) measures from the Hawaii survey from Songaila et al. (1994 ApJS 94, 461):

    The very limited role of evolution for redshifts below unity was to some extent contravened by strong claims of color evolution of radio galaxies at redshifts ض=1 and larger, and interpretation of counts in both color and magnitude for faint galaxies. If the most powerful radio galaxies, seen to large redshift, are to be identified with normal elliptical galaxies seen at more recent epochs, and if their colors are generally dominated by starlight and not scattered nonthermal radiation, their properties are barely consistent with Hamilton's results.

    Many of these objects show spectacular levels of star formation, both in emission lines and in the detailed shape of their continua (Chambers and McCarthy 1990 ApJLett 354, L9). A first comparison of the emitted-UV spectra of low-redshift radio galaxies (from IUE) with those at high redshift has been done by Keel and Windhorst (1991 ApJ 383, 135). The UV upturn below about 1400 Å is ubiquitous in low-redshift objects, so much so as to suggest a connection between radio sources and Gyr-old starbursts, and lacking in high-redshift objects. This is consistent with the idea that it requires a few Gyr to produce evolved hot stars, so high-redshift galaxies are seen while too young to have any such stars. The composite spectrum shown by Chambers and McCarthy (190 ApJL 354, L9) indeed shows absorption features from a very young stellar population.

    The Butcher-Oemler effect may be a case of population evolution - is this the tail of the same process? Starbursts are seen in "field" galaxies at redshifts ض=0.1 and greater maybe the Butcher-Oemler effect is only easier to see in clusters and not tightly coupled to dense environments.

    Population evolution also drives luminosity evolution (along with mergers and the evolution of obscuring ISM). Thus, in principle, color-magnitude arrays can test for evolution if we have suitable zero-point models for comparison. An early example is shown by Spinrad 1977 (Evolution of Galaxies and Stellar Populations، ص. 326. This approach can reach very deep, in that all the redshift information is in the model rather than in the data, but for the same reason can't produce very detailed results. At this point, its greatest success was in setting forth the faint blue galaxy problem. This detection of color evolution based on data by Tyson and Seitzer (1988 ApJ 335, 552) at first rested on difficult calibrations of surface brightness at extremely faint levels (see also Guhathakurta et al 1990 APJLett 357, L9). The issue is that there are more blue galaxies at magnitudes fainter than about B=22 than nonevolving models from the local neighborhood suggest, and indeed it has proven nontrivial to make a model that shows so much evolution once it became clear that most of the objects around this magnitude are at redshifts to ض=0.5 or so rather than being extremely distant. Much of the interest in very deep high-galactic latitude surveys has centered on the detection of galaxy evolution. A new population of radio galaxies, with blue colors and redshifts ض=0.3-1.0, appears at very faint radio fluxes (Windhorst et al 1985 ApJ 289, 494). Their log N - log S behavior suggests a cosmologically evolving set of galaxies.

    We are finally finding fairly normal galaxies in large numbers at redshifts 3 and above, either radio-quiet or weak (see Windhorst et al 1991 ApJ 380, 362), in some cases by identifying QSO absorption-line systems with faint galaxies at the same redshift (Turnshek et al 1991 ApJ 382, 26). Observational progress on population evolution requires substantial and well-understood samples of faint galaxies with measured redshifts and colro properties (of course, absorption lines would be even better). IR spectroscopy may be important in tracing the same spectral features across large redshift spans.

    A huge leap forward in seeing galaxy evolution came with the Hubble Deep Fields, North and South (see Williams et al. 1996 AJ 112, 1335 and Gardner et al. 2000 AJ 119, 486), then surpassed in depth by the Hubble Ultra-Deep Field. These data sets were based on carefully planned long series of multicolor HST images, reaching very deep with unique morphological information. As a community-wide project, redshift surveys have built up a substantial number of objects in and around these fields. These data form the core for recent studies of galaxy evolution. An important aspect has been extending the spectroscopic redshifts by estimating photometric redshifts, the redshift at which each galaxy's colors best match some empirical or calculated template. The more bands and longer wavelength baseline measured, the better in a sense this is extremely low-resolution spectrophotometry, running the ك-correction backwards by assuming the spectral energy distribution to be one of the known forms and solving for the redshift at which all the colors can be matched for some value of internal reddening. The idea dates back at least to Loh and Spillar (1986 ApJ 303, 154), though its serious exploitation had to await data of increased precision, depth, and sky coverage. For many redshift ranges, photometric redshifts are accurate to about 0.05 in ض, with problems occurring between ض=1 and 2 unless near-IR data are available. One interesting example of how to do this is provided by the hyperz public code by Bolzonella, Miralles, and Pello, which incorporates the current practice of generating a probability distribution for the galaxy lying at each redshift.

    One goal of deep field surveys is the star-formation history of galaxies as a population, which is clearly linked to morphologies, present-day metallicities, and the unresolved background in the UV and deep infrared. From the HDF data, Madau et al. (1996 MNRAS 283, 1388) presented an estimate of the comoving SFR as a function of redshift, which has since been both elucidated and vilified as the Madau plot, shown here in their Fig. 9 from the ADS:

    Uncertainties in this history come from the imprecision of optical photometric redshifts at ض=1-2, and more basic, the poorly-known role of extinction. Extinction is especially important since most of these data sample emitted ultraviolet light. Deep mid- and far-infrared surveys, and radio detections sensitive enough to see non-AGN galaxies, are important in telling whether the apparent broad peak is real or an artifact of dust obscuration at larger redshifts. The verdict is still out on the early SFR history of galaxies.

    High-redshift galaxies can now be identified wholesale by a particularly simple kind of photometric redshift, using that fact that any non-AGN galaxy goes black at the Lyman limit (912 Å). Thus faint objects which are blue in some passband like V-R but undetectable to low limits in U or B are likely to be high-redshift systems whose Lyman limit is redshifted into the optical band. This approach was described by Steidel and Hamilton (1992 AJ 104, 941), and exploited by many starting with Steidel et al. (1996 ApJL 462, L17 and AJ 112, 352) to find a rich field of objects for followup spectroscopy. Most galaxies known at ض > 3 started detection in this way. This selection - deep in the emitted UV - will impose unavoidable biases in what kinds of galaxies show up, favoring objects with high star-formation rate, high UV luminosity, and low net extinction. Galaxies have been identified in this way out to ض=5.5, and maybe to 6.7. The panels below show the brightest of the Lyman-break galaxies above z=3 in the original Hubble Deep Field, with wavelengths near 3000, 4500, 6060, and 8140 A. The clumpy object in the center is comparably bright in the longer wavelengths, showing a flat spectrum, and vanished in the UV shortward of its Lyman break.

    Lyman-break galaxies include systems which are quite luminous and probably massive. There is some evidence that they are less metal-rich than today's luminous galaxies. Additional kinds of high-redshift galaxies can be selected in ways less biased to unobscured star-forming systems. EROs (extremely red objects) are known over a wide redshift range, usually selected by a color index involving ك. These include elliptical galaxies at substantial redshifts, where the passband correction means that optical filters sample their very weak UV radiation, and dust-reddened objects. EROs cluster very strongly, suggesting a link to present-day ellipticals. On the other side of the thermal hump, we can now detect very luminous far-IR galaxies in the submillimeter. The steep rise of even a modified Planck spectrum makes it easier to find high-redshift galaxies than their nearer counterparts. These submillimeter galaxies may comprise a significant fraction of the total star formation at z=3 efforts to understand their energy source are important, possibly connecting them to processes such as merging and starbursts seen in local far-IR-bright galaxies. Until recently, the poor precision of submillimeter continuum positions has hampered identification of these objects. In some cases both AGN and starbursts may be involved in their high luminosity. These are extreme examples of how strongly biased an optical/UV perspective can be against just those environments that might be the most important stellar birthplaces.

    Chemical evolution. The stars are not evolving in a vacuum (well, not quite). They are marked by initial composition, and change the composition of the ISM and later-formed stars through winds, planetary nebulae, and supernovae the relative abundances of heavy elements and dust increases with time. The best place to study this is our own galaxy, for which (in our little neighborhood) we can count stars in bins of age and metallicity.

    The simplest expectation is based on the one-zone closed-box model. This assumes a closed system with an initial complement of gas, in which star formation proceeds. It assumed instantaneous recycling of the elements under consideration divide the stars into those that live longer than the time of interest and those with shorter lifetimes. In this case, the rate of recycling into the ISM depends only on SFR and IMF (at that time, if the IMF changes). This is justified as a first guess since so much nucleosynthesis goes on in the most massive, short-lived stars. Define some basic parameters:

    ص returned fraction of gas
    ذ the yield, fraction of stellar mass turned into heavy elements

    This allows one to solve for the abundance as a function of gas content of the galaxy, not as a function of time. For this simple model, as described by Audouze and Tinsley 1976 (ARA&A 14, 43), the abundance ض of some element is related to the gas fraction (by mass) &mu according to Z = y ln &mu -1 and the fraction of all stars so far formed with abundance less than some value ض هو S/S1 = [1 - &mu (Z/Z1)]/ (1 - &mu1 ) where &mu1 is the present gas fraction. These equations apply to primary elements, those produced directly from hydrogen the case for secondary elements, those requiring some seed abundance of a heavier nuclide, is more complicated. Note that different elements are recycled on different timescales, depending on what stellar masses produce them most efficiently (Wheeler, Sneden, and Truran 1989 ARA&A 27, 279).

    This simple model flagrantly fails to describe the sitiation in our galaxy, a condition classically known as the G-dwarf problem there are too few low-metallicity dwarfs in our galactic disk. The usual way out is to postulate introduction of new, pristine gas into the disk at a rate comparable to that of star formation in the convenient case of exact mass balance, Z = y (1 - e 1- 1/&mu ) (Larson 1972 Nature Phys. Sci. 236, 7). To do better, one must do a detailed numerical model incorporating the full range of stellar properties, as described by Tinsley 1975 (Mem. Soc. Ital. Astron. 46, 3). These results will affect predictions of stellar population spectra, since increased abundances mean more obscuration by more dust. There have been a few premature attempts to incorporate this into predicted spectra, but it is becoming clear that the results depend entirely on the relative geometry of stars and ISM.

    The best chance for progress here may be in a detailed detailed stellar census in our neighborhood (what Sandage was doing with the Mt. Wilson telescope when it was shut down). We may have to work backwards. Note that we suffer from the fact the we are surrounded by stars that came from a large part of the galaxy, and thus see results of chemical evolution mixed with

    Dynamical Evolution. The linkage of kinematic and chemical properties for at least two populations (Eggen, Lynden-Bell, and Sandage 1962 ApJ 136, 735 this is what is known as A CLASSIC PAPER) has long been interpreted as showing evolution in our galaxy's stellar dynamics. More detailed distinctions probably don't have the same meaning, since scattering by molecular clouds can mimic internal evolution of the disk (and in fact cause such evolution in the opposite direction, Freeman in Nearly Normal Galaxies). The notion of quick bulge production with associated violent relaxation, followed by remaining gas collpasing to a disk with dissipation, then leisurely star formation and chemical evolution in the disk, stands up well. However, there are still major questions that should be answerable once we get clear looks at enough high-redshift galaxies (assuming they're not all distorted out of recognition by gravitational lensing). Just how did bulges form? Can they be made by merging disks? And how many mergers have there been? Simple calculations of merging timescales and current rate suggest that the number of mergers (of fairly equal galaxies) per present-day luminous galaxy has been greater than one. High-redshift radio galaxies often show multiple lumps, which got people thinking about this sort of piecemeal galaxy formation (see Djorgovski in NNG, for example), but the interpretation has since clouded. The excellent alignment of optical and radio emission suggests that we are not seeing starlight from a normal galaxy, and Hammer and collaborators have argued that we may be misled by a gravitational mirage (though that doesn't account for the cases with different optical and radio structure).

    The peculiar knotty and lumpy structures of many high-redshift galaxies has led to models for wholesale morphological evolution. This issue is still unresolved because many galaxies become less symmetric when observed in the emitted UV, and because cosmological surface-brightness dimming strongly favors the detection of galaxies with high-surface brightness regions of star formation. Work in the emitted optical range (observed near-IR) should make real progress here now that adaptive optics can deliver even better resolution than NICMOS, and will surely be a major product of NGST.

    Mergers certainly drive some present-day morphological evolution. Toomre in 1977 estimated a merger rate which is pretty close to later estimates like Keel and Wu (1995 AJ 110, 129) and Borne and Cheung (2000 DDA abstract 32.1101). The upshot is that bright galaxies suffer major mergers at a rate 0.3-0.4 per Hubble time, with most of this concentrated in systems that are part of bound pairs.

    Structures such as rings also indicate that galaxies evolve dynamically at different rates models suggest that stars may be driven into a stable bulge+ring configuration, and that even disk structure may not be stable over very long times. On the longest timescales (10 20 years and longer), gravitational radiation will turn galaxies into massive black holes plus escaped individual stars, if protons don't decay first (Dyson 1979 Rev. Mod. Phys. 51, 447 Barrow and Tipler 1978 Nature 276, 453 Dicus et al 1982 ApJ 252, 1). The thermodynamic properties of the universe over such timespans make for interesting speculation (see Krauss & Starkman 2000 ApJ 531, 22 and Fred Adams has a whole book on this).

    The monolithic collapse picture suggested by the results of ELS (and many subsequent ones) is appealing and explains the early appearance of some of the most massive galaxies. In contrast, the most straighforward interpretation of simulations of structure growth in a universe dominated by cold dark matter (CDM) is that galaxies form hierarchically - the earliest units are subgalactic by present standards, building up via repeated mergers until the present acquisition of dwarfs by large galaxies is the latest stage. Some facets of galaxy evolution evidently work like this - but others don't. Luminous galaxies are found out to around ض=5, and the color-absolute magnitude diagrams of clusters to ض=1.5 are so narrow that they suggest the completion of major star formation very early on. A whole range of techniques describes the star-formating behavior of galaxies as one of downsizing (apparently first so called by Cowie et al. in 1996). One way of describing it is that the characteristic mass of star-forming galaxies has declined monotonically with time - it can also be described, of course, in terms of history as a function of mass. It is probably important that something closely analogous has been derived for the growth of black holes - the characteristic mass of actively accreting black holes, as seen in AGN, has been declining roughly in a parallel (and thus, perhaps, connected, fashion). One lesson of all this is that interpreting the cosmological simulations in too much detail may be hostage to the details of gas viscosity and collapse ("gastrophysics"). The Durham group, in particular, has advocated a hybrid semi-analytical approach, in which analytical results are used to guide interpretation of statistics from simulations to go beyond the resolution of the numerical work.

    The connections between galaxy bulges and central black holes, upper mass limit for individual galaxies, and star-formation histories of dwarf systems, all suggest an important role for feedback in galaxy history. This may take the form of massive stars blowing apart surrounding or neighboring clouds through winds, radiation pressure, or supernova explosions, or act as accretion onto central black holes drives radiative and mechanical pressure into the surroundings. AGN feedback may even shut down the cooling flows that would otherwise continue to grow central galaxies in clusters. (Chandra examples: cluster MS0735 | bubbles and acoustic waves in Perseus | M87 | bubbles around Cygnus A). This feedback may be related to the shutdown of star formation inm massive galaxies. (And in the context of S0 galaxies, Dressler has pointed out tat keeping our eyes on when it shut down may be as fruitful as on when it happened).


    A massive core for a cluster of galaxies at a redshift of 4.3

    Massive galaxy clusters have been found that date to times as early as three billion years after the Big Bang, containing stars that formed at even earlier epochs 1-3 . The high-redshift progenitors of these galaxy clusters-termed 'protoclusters'-can be identified in cosmological simulations that have the highest overdensities (greater-than-average densities) of dark matter 4-6 . Protoclusters are expected to contain extremely massive galaxies that can be observed as luminous starbursts 7 . However, recent detections of possible protoclusters hosting such starbursts 8-11 do not support the kind of rapid cluster-core formation expected from simulations 12 : the structures observed contain only a handful of starbursting galaxies spread throughout a broad region, with poor evidence for eventual collapse into a protocluster. Here we report observations of carbon monoxide and ionized carbon emission from the source SPT2349-56. We find that this source consists of at least 14 gas-rich galaxies, all lying at redshifts of 4.31. We demonstrate that each of these galaxies is forming stars between 50 and 1,000 times more quickly than our own Milky Way, and that all are located within a projected region that is only around 130 kiloparsecs in diameter. This galaxy surface density is more than ten times the average blank-field value (integrated over all redshifts), and more than 1,000 times the average field volume density. The velocity dispersion (approximately 410 kilometres per second) of these galaxies and the enormous gas and star-formation densities suggest that this system represents the core of a cluster of galaxies that was already at an advanced stage of formation when the Universe was only 1.4 billion years old. A comparison with other known protoclusters at high redshifts shows that SPT2349-56 could be building one of the most massive structures in the Universe today.


    Title: Evidence for GN-z11 as a luminous galaxy at redshift 10.957

    3% of its current age). This is consistent with the redshift of the previous grism observations, supporting GN-z11 as the most distant galaxy known to date. Its UV lines likely originate from dense ionized gas that is rarely seen at low redshifts, and its strong [C III] and C III] emission is partly due to an active galactic nucleus (AGN) or enhanced carbon abundance. GN-z11 is luminous and young, yet moderately massive, implying a rapid build-up of stellar mass in the past. Future facilities will be able to find the progenitors of such galaxies at higher redshift and probe the cosmic epoch in the beginning of re-ionization.


    شاهد الفيديو: اكتشف العلماء مؤخرا 300,000 مجرة سرية جديدة (شهر اكتوبر 2021).