الفلك

التوزيع الطيفي للطاقة (SED) خصائص القرص والمجرات الإهليلجية

التوزيع الطيفي للطاقة (SED) خصائص القرص والمجرات الإهليلجية


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.

أسئلة سريعة حول توزيعات الطاقة الطيفية للمجرات:

ما هي الخصائص التي نبحث عنها في SEDs التي توفر معلومات حول مورفولوجيا تلك المجرة؟

على سبيل المثال ، في المجرات الحلزونية SEDs ، نميل إلى رؤية زيادة في كثافة التدفق حول نطاق أقل من مم ، مما يمثل كميات كبيرة من انبعاث الغبار (الحراري). نظرًا لأنه من المعروف أن المجرات الإهليلجية تحتوي على كمية أقل من الغاز ، فإن هذا يقودنا إلى افتراض أن المجرة حلزونية. (من الواضح أن هناك عوامل أخرى ، ولكن بافتراض أن SED هي المعلومات الوحيدة المتاحة). أنا مهتم بشكل خاص بالمجرات الإهليلجية / العدسية.


التوزيع الطيفي للطاقة (SED) خصائص القرص والمجرات الإهليلجية - علم الفلك

نقدم حسابات جديدة لتوهين الضوء النجمي من المجرات الحلزونية باستخدام الأشكال الهندسية للنجوم والغبار التي يمكن أن تعيد إنتاج توزيع الطاقة الطيفية بالكامل من الأشعة فوق البنفسجية (UV) إلى الأشعة تحت الحمراء البعيدة (FIR) / المتر (submm) ويمكن أيضًا حساب لتوزيع سطوع السطح في كل من الأشعة تحت الحمراء الضوئية / القريبة من الأشعة تحت الحمراء (NIR) و FIR / submm. تستند الحسابات إلى نموذج Popescu وآخرون. ( استشهد) ، والذي يشتمل على انتفاخ نجمي بلا غبار ، وقرص من النجوم القديمة مع الغبار المنتشر المرتبط به ، وقرص رفيع من النجوم الفتية مع الغبار المنتشر المرتبط به ، ومكون غبار متكتل مرتبط بمناطق تشكل النجوم في القرص الرقيق. يتم اشتقاق التوهين ، الذي يتضمن تأثيرات التشتت المتعدد متباين الخواص ، بشكل منفصل لكل مكون نجمي ، ويتم تقديمه في شكل مناسبات كثيرة الحدود يمكن الوصول إليها بسهولة كدالة للميل ، لشبكة في العمق البصري وطول الموجة. يتراوح نطاق الطول الموجي بين 912 <å>و 2.2 ميكرومتر ، تم أخذ عينات منها بحيث يمكن حساب التوهين بسهولة لكل من النطاقات الضوئية القياسية والنطاقات التي يغطيها GALEX. تظهر خصائص التوهين للمكونات النجمية الفردية اختلافات ملحوظة بين بعضها البعض. يتم تقديم معادلة عامة لحساب التوهين المركب ، صالحة لأي مجموعة من نسبة الانتفاخ إلى القرص ومقدار التكتل. كمثال ، نوضح كيف يعتمد العمق البصري المشتق من تباين التوهين مع الميل على نسبة الانتفاخ إلى القرص. أخيرًا ، يتم تقديم وصفة لتحديد متسق ذاتيًا للعمق البصري من نسبة خط Hα / Hβ.


التوزيع الطيفي للطاقة (SED) خصائص القرص والمجرات الإهليلجية - علم الفلك

نستخدم بيانات Herschel-PACS عالية الدقة لمجرتين إهليلجيتين قريبتين ، IC 1459 و NGC 2768 ، لتمييز محتواها من الغبار والنجوم. يحتوي IC 1459 و NGC 2768 على كمية كبيرة بشكل غير عادي من الغبار للمجرات الإهليلجية ((1-3) × 105 M⊙) ، كما أن هذا الغبار لا يتم توزيعه على طول المحتوى النجمي. باستخدام البيانات من GALEX (فوق البنفسجي) إلى PACS (الأشعة تحت الحمراء البعيدة ، FIR) ، نقوم بتحليل توزيع الطاقة الطيفية (SED) لهذه المجرات باستخدام CIGALEMC كدالة للموضع المسقط ، مع تجميع الصور في 7. ″ 2 بكسل. من هذا التحليل ، نشتق خرائط لمعاملات SED ، مثل الفلزية ، والكتلة النجمية ، وكسر النجوم الفتية ، وكتلة الغبار. يبدو أن الكمية الأكبر من الغبار في خرائط FIR مرتبطة في نموذجنا بجزء أكبر من النجوم الفتية التي يمكن أن تصل إلى 4٪ في المنطقة الأكثر غبارًا. تم تجهيز المجموعات النجمية الشابة على أنها انفجار قصير حديث (∼0.5 Gyr) من تكوين النجوم لكلا المجرتين. المعادن ، التي هي كبيرة نسبيًا في مركز كلتا المجرتين ، تتناقص مع المسافة الشعاعية مع انحدار حاد إلى حد ما للمجرات الإهليلجية

لإرسال طلب تحديث أو إزالة لهذه الورقة ، يرجى إرسال طلب تحديث / تصحيح / إزالة.


التوزيع الطيفي للطاقة (SED) خصائص القرص والمجرات الإهليلجية - علم الفلك

نقدم نتائج مسح للمجرات التي تم اختيارها بواسطة المقطع العرضي للغاز والتي تؤدي إلى ظهور خطوط امتصاص MgII في أطياف كوازارات الخلفية. تتألف العينة من 11 مجرة ​​تغطي نطاق الانزياح الأحمر 0.7 & lt z & lt 1.2 مع & lt = ft & lt zright & gt = 0.9 ، ويتم دمجها مع انزياح أحمر منخفض (z & lt 0.7) عينة من 15 مجرة ​​ماصة MgII. وصفنا أولاً خصائص هاتين العينتين من المجرات التي تتراوح أطيافها من المجرات الإهليلجية الحالية إلى المجرات غير المنتظمة مع هيمنة أنواع Sbc و Scd. الارتباط القوي الموجود سابقًا عند الانزياح الأحمر الأدنى بين نصف قطر الهالة وإضاءة المجرة لا يزال قائماً عند z =

1 ، مما يعني عدم وجود تطور كبير في الانزياح الأحمر لأحجام الهالة الغازية. لم نجد أي دليل على وجود علاقة بين العرض المكافئ لإطار الراحة لخط انبعاث OII lambda 3727 وإضاءة إطار الراحة Mab (B). قد يكون هذا نتيجة للون الأزرق جدًا BK للمجرات الباهتة التي تمتص الأشعة تحت الحمراء ، وبالتالي فهي مشرقة بصريًا كما هو موجود في المسوحات الأخرى. بالنسبة لعينات الانزياح الأحمر المنخفض والعالي (z & lt = ogr 0.7) ، قمنا ببناء أطياف نموذجية من خلال الجمع بين أطياف المجرات الفردية. يشير عدم اكتشاف خط انبعاث NII في نموذج الانزياح الأحمر المنخفض ، NII lambda 6568 / Hα & lt 0.2 ، جنبًا إلى جنب مع القيم التي تم الحصول عليها لمؤشرات الوفرة التجريبية ، إلى وفرة O / H في قرص مجرات MgII الممتصة في النطاق [O / H] = -0.6 ، -0.1. يمكن تركيب توزيع الطاقة الطيفية (SED) لهذه القوالب في lambda r & gt 3646 Angstroms بواسطة مجرات Sbc أو Sc الحالية ، لكن الأشعة فوق البنفسجية الزائدة في lambda r & lt 3500 Angstroms تتبع SED لمجرات Scd و Im الحالية في & lt = ft & lt zright & gt = 0.4 و 0.9 على التوالي. يرتبط هذا اللون الأزرق لـ SED مع الانزياح الأحمر بزيادة Wr (OII lambda 3727) بحوالي 45٪. لاستكشاف التاريخ الماضي لتشكيل النجوم للمجرات الممتصة لـ MgII ، استخدمنا نماذج التطور الطيفي للمجموعات النجمية التي طورها Bruzual & amp Charlot بالإضافة إلى عينات فرعية ماصة باللونين الأحمر والأزرق (مجرات فردية مع فاصل Ba + Caii & lt = ogr 1.55 ). تم تجهيز القوالب الفرعية الحمراء جيدًا بواسطة مجرة ​​Sb والأعمار المشتقة ، 4.5 و 8.3 Gyr عند z = 0.9 و 0.4 على التوالي ، تشير إلى حقبة تكوين مجرة ​​مماثلة لـ & lt = ft & lt zright & gt = 0.4 و 0.9 MgII المجرات الماصة. تشير نتائج النماذج الفرعية الزرقاء التي تستخدم نماذج مجرة ​​Sc ، خاصةً عند & lt = ft & lt zright & gt = 0.9 ، إلى حدوث نشاط مكثف لتكوين النجوم عند z =

1 ، كما وجد أيضًا لعينات مجرة ​​مجال أكبر عند انزياحات حمراء مماثلة. بناءً على الملاحظات التي تم إجراؤها في المرصد الأوروبي الجنوبي ، لا سيلا ، شيلي (البرنامج 1-012-43K)


تركيب توزيع الطاقة الطيفية: تطبيق على Lyα-المجرات النائية

يعد تركيب توزيع الطاقة الطيفية (SED) أداة فيزيائية فلكية متطورة تم تطبيقها مؤخرًا على الانزياح الأحمر العالي Lyα-المجرات النائية. إذا كانت الأشعة فوق البنفسجية في إطار الراحة من خلال القياس الضوئي للأشعة تحت الحمراء القريبة متاحة ، فإنها تتيح التحديد المتزامن لتاريخ تكوين النجوم وانقراض الغبار في المجرة. ليαنتائج تركيب SED الباعثة من الأدبيات وجدت معدلات تكوين النجوم ∼3 M عام -1 ، كتل نجمية ∼10 9 م لعامة السكان ولكن 10 10 م للمجموعة الفرعية التي تم اكتشافها بواسطة IRAC ، وانقراض الغبار المنخفض جدًا ، أالخامس 0.3 ، على الرغم من أن اثنين من التحليلات البعيدة تفضل المزيد من الغبار ومعدلات تكوين نجمية أعلى. تتم مناقشة قائمة مرجعية من 14 اختيارًا مهمًا يجب إجراؤها عند إجراء تركيب SED.


تحديد توزيع الطاقة الطيفية للأشعة تحت الحمراء من AGN الجوهري وقياس مساهمته في إخراج الأشعة تحت الحمراء للمجرات المركبة †

نحن نستخدم التحليل الطيفي بالأشعة تحت الحمراء والقياس الضوئي لتحديد التوزيع الجوهري للطاقة الطيفية للأشعة تحت الحمراء المتوسطة إلى البعيدة (أي 6-100 ميكرومتر SED) للانبعاث الحراري الناتج عن نموذجي (أي لمعان 2-10 كيلوفولت ، إل2-10 كيلو فولت∼ 10 42 –10 44 erg s 1) نوى مجرة ​​نشطة (يشار إليها فيما يلي باسم نوى مجرية نشطة). أفضل وصف لمتوسط ​​الأشعة تحت الحمراء للـ AGNs النموذجي هو قانون طاقة مكسور عند 40 ميكرومتر يسقط بشدة عند ≳40 ميكرومتر (أي عند أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء البعيدة). على الرغم من هذا الانخفاض في الأطوال الموجية الطويلة ، فإن ثلاثة على الأقل من 11 نواة مجرية نشطة في عينتنا أظهرت SEDs التي يهيمن عليها النوى المجرية النشطة حتى عند 60 ميكرون ، مما يدل على أهمية حساب أي مساهمة في نواة مجرية نشطة عند حساب لمعان الأشعة تحت الحمراء للمجرة. وجدنا أن متوسط ​​AGN الجوهري من 6 إلى 100 ميكرومتر SED يصبح أكثر زرقة مع زيادة لمعان الأشعة السينية - وهو اتجاه يُلاحظ داخل عينتنا وأيضًا عندما نقارنه مع SEDs الجوهرية للكوازارات الأكثر إضاءة (أي. إل2-10 كيلو فولت≳ 10 44 erg s −1). يتطابق نطاق مجموعات AGN SED الجوهرية بشكل وثيق مع نماذج التوروس المتكتلة ، بدلاً من النماذج المستمرة. باستخدام AGN SEDs الجوهرية الخاصة بنا ، نحدد مجموعة من عوامل التصحيح لتحويل لمعان الأشعة تحت الحمراء أحادية اللون أو لمعان الأشعة السينية إلى مجموع (أي 8-1000 ميكرومتر) لمعان الأشعة تحت الحمراء AGN. نحن نحدد إجراءً يستخدم SEDs بالأشعة تحت الحمراء الجوهرية المحددة حديثًا من AGN ، جنبًا إلى جنب مع مجموعة مختارة من قوالب المجرات المضيفة ، لقياس مساهمة AGN في إخراج الأشعة تحت الحمراء للمجرات المركبة من القياس الضوئي وحده. نتحقق من دقة إجراء تركيب SED الخاص بنا من خلال مقارنة نتائجنا بمقياسين مستقلين لمساهمة AGN: (1) لمعان 12 ميكرون تم الحصول عليه من ملاحظات الدقة المكانية العالية للمجرات القريبة و (2) العرض المكافئ لـ 11.25 ميكرومتر ميزة PAH. يفتح إجراء تركيب SED الخاص بنا إمكانية قياس لمعان AGN الجوهري لعدد كبير من المجرات مع بيانات الأشعة تحت الحمراء التي تم أخذ عينات منها جيدًا (على سبيل المثال IRAS, ISO, سبيتزر و هيرشل).

الجدول 3. متوسط ​​AGN و SEDs للمجرة المضيفة وعوامل التصحيح المعتمدة على الطول الموجي المستخدمة في الحساب إل AGN IR و إل QSO IR.

اسم الملف وصف
MNR_18448_sm_Table3.zip12.6 كيلوبايت دعم عنصر المعلومات

يرجى ملاحظة ما يلي: الناشر غير مسؤول عن محتوى أو وظيفة أي معلومات داعمة مقدمة من المؤلفين. يجب توجيه أي استفسارات (بخلاف المحتوى المفقود) إلى المؤلف المقابل للمقالة.


التوزيع الطيفي للطاقة (SED) خصائص القرص والمجرات الإهليلجية - علم الفلك

منهج AST2040H - علم الفلك خارج المجرة

الشكل: يجتمع الفصل مرتين في الأسبوع في الغرفة AB88. الدروس أيام الثلاثاء (2 مساءا) والخميس (2 مساءا). سيكون كل فصل بأحد التنسيقات الثلاثة:

3. جلسة عملية / مشكلة

ما يقرب من 40 ٪ من الفصول ستكون محاضرات رسمية ، و 40 ٪ ستكون جلسات مناقشة ، و 20 ٪ ستكون جلسات عملية / مشكلة. الأسبوع العادي سيكون محاضرة يوم الثلاثاء تليها القراءة المخصصة التي يتم مناقشتها يوم الخميس ، تليها المزيد من القراءة المخصصة. سوف تختلط جلسات المشاكل بشكل متقطع.

ستكون القراءات المخصصة من الكتاب المدرسي ، وهو بيتر شنايدر & quot؛ علم الفلك وعلم الكونيات خارج المجرات: مقدمة & quot. وهي متاحة على موقع أمازون (بصيغتي الكتب المادية والإلكترونية).

التقييم: امتحان شفهي نهائي بنسبة 50٪ (يستمر من 45 دقيقة إلى ساعة واحدة ، ويتألف من ثلاثة أسئلة تقريبًا بالإضافة إلى أسئلة متابعة مرتبطة) ، و 30٪ مهمة ، و 20٪ مشاركة في الفصل.

سيتم تركيز تركيز الفصل بشكل كبير جدًا على المجموعة الفرعية المكونة من 100 سؤال تأهيل مذكور أدناه.

إذا سمح الوقت ، فسيتم تخصيص فصلين كحد أقصى للموضوعات (التي يقررها الطلاب بناءً على الاهتمام المتصور) التي لم يتم تضمينها في 100 سؤال مؤهل.

قد تشمل الأشياء التي يتم تناولها في الجلسات العملية / المشكلة بعضًا أو كل ما يلي: (1) حساب المسافات الكونية (2) إنشاء توزيعات عشوائية بأشكال مختلفة (3) نمذجة توليف طيفي (4) حساب وظائف اللمعان.

يُفترض معرفة مجموعة فرعية من الأسئلة المؤهلة المائة ، وهي موضحة أدناه. إذا كنت لا تعرف بالفعل إجابات هذه الأسئلة ، فأنت بحاجة إلى تعلم تلك المواد بنفسك.

الربط مع 100 سؤال

الأسئلة التي سأحاول تغطيتها في AST2040. سوف أقوم بتغطية أكبر عدد ممكن من الوقت ، وسأحاول القيام بها جميعًا ولكن من المحتمل أن أفتقد القليل منها.

علم الكونيات (الكون المبكر ، CMB ، هيكل واسع النطاق)

3. الخطوط العريضة لتطور طيف المادة المظلمة الباردة لتقلبات الكثافة من بداية الكون إلى العصر الحالي.

10. ما هي الكسور النسبية المقبولة حاليًا لمختلف مكونات كثافة المادة والطاقة في الكون؟ (أي ، ما هي قيم Omega_i's المختلفة)

12. اشرح كيف تُستخدم قياسات طيف القدرة الزاوي للخلفية الكونية الميكروية في تحديد البارامترات الكونية.

17. حدد دالة الارتباط ذات النقطتين. كيف ترتبط بطيف الطاقة؟ كيف يرتبط طيف C_l الخاص بالإشعاع CMB بتجمع المجرات ذي الانزياح الأحمر المنخفض؟

19. تحديد ووصف عصر إعادة التأين. ما هي قيود المراقبة عليه؟

علم الفلك الخارجي (المجرات وتطور GALAXY ، علم الظواهر)

1. رسم تسلسل هابل. ما هي الاتجاهات المادية التي يلتقطها نظام التصنيف؟

2. ما هي الكتلة الكلية (في كل من المادة المظلمة وفي النجوم) لمجرة درب التبانة؟ كيف يقارن هذا بـ M31 و LMC؟ كيف يتم تحديد هذه الكتلة؟

3. كيف نعرف أن الوسط بين المجرات متأين؟

5. ما الدليل على أن معظم المجرات تحتوي على ثقوب سوداء نووية؟ كيف تتفاعل تلك الثقوب السوداء مع المجرات المضيفة لها؟

7. رسم أطياف نموذجية تمثل المجرات الحلزونية والإهليلجية ، بدءًا من الأشعة فوق البنفسجية وتنتهي في منتصف الأشعة تحت الحمراء. قم بتسمية الميزات المهمة.

9. وصف النموذج المقبول حاليًا لتشكيل الأنواع المختلفة من المجرات. ما هي خطوط الأدلة لدعم هذا النموذج؟

10. وصف ثلاث طرق مختلفة تستخدم في تحديد كتلة مجموعة المجرات.

11. ما هي علاقة الكثافة والمورفولوجيا للمجرات؟ كيف يرتبط ذلك بما نعرفه عن العلاقة بين كثافة المجرات ومعدلات تكون النجوم في المجرات؟

12. ارسم توزيع الطاقة الطيفية (SED) لمجرة مكونة من انفجار واحد من تشكل النجوم في أعمار 10 Myrs و 2Gyrs و 10 Gyr.

13. ما هي مجرات Lyman-Break وكيف نجدها؟

14. ارسم طيفاً من كوازار عالي الانزياح الأحمر. كيف تبدو خطوط انبعاث الكوازار عادةً؟ اشرح ما نراه في الطيف عند أطوال موجات السكون أكثر زرقة من 1216A.

15. رسم SED من الراديو إلى جاما للإشعاع خارج المجرة على نطاقات زاوية كبيرة. صف آلية المصدر والانبعاث لكل ميزة.

16. ما هي النوى المجرية النشطة؟ وصف فئات المراقبة المختلفة لهم وكيف يمكن أن يرتبطوا ببعضهم البعض.

17. ما هي العناقيد المجرية؟ ما هي خصائصها الأساسية (مثل الكتلة والحجم). قائمة واشرح ثلاث طرق يمكن اكتشافها.

18. وصف وإعطاء نتائج من عمليات محاكاة لبنية واسعة النطاق في الكون. ما هو الدور الذي يلعبونه في فهم تكوين البنية الكبيرة وتشكل المجرات؟ ما هي حدودهم؟

علم الفلك المجري (يشمل تشكيل النجوم / ISM)

1. ما هي دالة الكتلة الأولية النجمية (IMF)؟ ارسمها. أعط بعض الأمثلة على الأشكال المعيارية البسيطة المستخدمة لوصف صندوق النقد الدولي.

8. النجوم في الحي الشمسي ، حوالي 300 جهاز كمبيوتر حولنا ، لها مجموعة من الأعمار والمعادن والخصائص المدارية. كيف ترتبط تلك الخصائص؟

12. رسم مخطط SED ، من الراديو إلى جاما ، لمجرة حلزونية مثل درب التبانة. وصف المصدر والآلية الإشعاعية لكل ميزة.

15. ارسم منحنى الدوران لمجرة حلزونية نموذجية. أظهر أن منحنى الدوران المسطح يشير إلى وجود هالة من المادة المظلمة بملف تعريف كثافة ينخفض ​​إلى 1 / r ^ 2.

17. قم بتمييز المجموعات النجمية في المناطق التالية: 1) الانتفاخ المجري 2) القرص المجري ، خارج عناقيد النجوم 3) عناقيد النجوم المفتوحة 4) العناقيد الكروية 5) مجرة ​​إهليلجية نموذجية.

أسئلة أفترض أنك تعرف بالفعل كيفية الإجابة (أو ستكتشفها بنفسك في الأسبوع الأول تقريبًا من الفصل ، مع القليل من المساعدة مني لإرشادك حول ما تقرأه) ولن يتم تغطيتها في الدورة

علم الكونيات (الكون المبكر ، CMB ، هيكل واسع النطاق)

2. يُقال إن الكون & quot؛ مسطح & quot؛ أو قريب من مسطح. ما هي خصائص الكون المسطح وما الدليل الذي لدينا على ذلك؟

6. ارسم رسمًا بيانيًا لسرعة الركود مقابل المسافة للمجرات خارج مسافة هابل وما وراءها.

9. رتب الأعمار النسبية للأكوان التالية ، مع الأخذ في الاعتبار ثابت هابل الحالي المتطابق لكل منها: كون متسارع ، كون مفتوح ، كون مسطح.

النجوم والكواكب (بما في ذلك الكائنات المدمجة)

1. رسم مخطط HR. حدد مكان تواجد الطبقات الطيفية المختلفة في التسلسل الرئيسي. ارسم ووصف مسارات ما بعد التسلسل الرئيسي للنجوم ذات الكتلة المنخفضة والعالية.

16. رسم SED لنجم O و A و G و M و T. إعطاء تحديد الخصائص الطيفية ، ووصف ماديا.

علم الفلك الخارجي (المجرات وتطور GALAXY ، علم الظواهر)

4. صِف أكبر عدد ممكن من خطوات سلم المسافة والتقنيات المستخدمة. ما هي المسافات الوعرة لغيوم ماجلان ، أندروميدا ، وعنقود العذراء؟

الرياضيات والفيزياء العامة (بما في ذلك عمليات الإشعاع والنسبية والإحصاءات)

7. ما هي & quot؛ الخطوط الممنوعة & quot من الأطياف الذرية؟ في أي ظروف تكون مهمة من حيث الملاحظة؟

23. ارسم وأعط المعادلات لكل من التوزيعات التالية: 1. Gaussian (التوزيع الطبيعي) 2. توزيع Poisson 3. التوزيع اللوغاريتمي العادي. أعط مثالين من الفيزياء الفلكية حيث تنطبق كل من هذه التوزيعات.


التحديات في النمذجة الشاملة مع مرافق الجيل القادم

الأوراق المساهمة

لمحة تاريخية عن مسوحات المجرات

لقد تغير علم الفلك من العلم المتعطش للبيانات إلى علم إغراق البيانات منذ حوالي 20 عامًا بسبب التقدم في تكنولوجيا المراقبة في جميع أنظمة الطول الموجي للموجات الكهرومغناطيسية. تقدم هذه الورقة لمحة تاريخية عن مسوحات المجرات. نبدأ من تأثير التطور التكنولوجي. بعد ذلك ، تم وصف استطلاعات التصوير القديمة واستطلاعات الانزياح الأحمر القائمة على التصوير الفوتوغرافي ، وخاصة باستخدام تلسكوبات شميدت ، في عصر العلم المتعطش للبيانات ، ببعض التفاصيل. يتم تقديم العديد من ميزات المسوحات الحديثة وإبراز اثنين تم الحصول عليهما من استغلال مسوحات المجرات الحديثة.

دراسة شاملة عن المجرات الأولى ذات برامج ALMA الكبيرة

بفضل التصوير البصري العميق والتصوير الطيفي القريب من الأشعة تحت الحمراء ، تم إحراز تقدم كبير في توصيف الأشعة فوق البنفسجية في إطار الراحة إلى الخصائص البصرية للمجرات في الكون المبكر (z & gt 4. المسوحات باستخدام Hubble و Spitzer والمرافق الأرضية (Keck و Subaru و VLT) توفر انزياحًا أحمر طيفيًا وقياسيًا ضوئيًا ، وقياسات التركيب المكاني ، والكتل النجمية ، وخطوط الانبعاث البصري لعينات كبيرة من المجرات. مؤخرًا ، أصبحت Atacama Large (Sub) Millimeter Array (ALMA) لاعبًا رئيسيًا في دفع دراسات المجرات ذات الانزياح الأحمر العالي إلى أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء البعيدة ، وبالتالي جعل المسوحات الشاملة على العديد من أوامر الترددات ممكنة.بينما ركزت الدراسات السابقة في الغالب على المجرات الساطعة دون المليمترات ، فإن حساسية ALMA تتيح الآن إجراء استطلاعات مثل ALPINE ، والتي تركز على قياس خصائص الغاز والغبار لعينة كبيرة من المجرات ذات التسلسل الرئيسي العادي في z & gt 4. دمج الملاحظات عبر الأطوال الموجية المختلفة في صورة واحدة شاملة الألوان تعد إعادة تكوين المجرات وتطورها حاليًا وفي المستقبل محورًا مهمًا للمجتمع الفلكي.

متوسط ​​FIR SED للمجموعات الأولية عند z = 4

أحد الأسئلة الرئيسية في علم الكون القائم على الملاحظة هو كيف تشكل الاعتماد البيئي للمجرات اليوم. تعتبر المجموعات الأولية ، مناطق المجرات الكثيفة عند انزياح أحمر مرتفع ، معملًا مهمًا لدراسة تاريخ تكوين مجموعات المجرات. نجري أول دراسة إحصائية لتوزيع الطاقة الطيفية للأشعة تحت الحمراء البعيدة (SED) للمجموعات الأولية عند z ∼ 4 من خلال تحليل التراص لصور Planck / AKARI / IRAS للمجموعات الأولية عند z ∼ 4 المختارة من Hyper Suprime- مسح برنامج كام سوبارو الاستراتيجي (HSC-SSP). من خلال تكديس ∼ 200 مجموعة أولية ، نجحنا في تقييد متوسط ​​إجمالي SEDs في 60-850 ميكرومتر. تشير نتائجنا إلى وجود فائض في مجرات الانفجار النجمي المتربة مع معدل تكوين نجمي يبلغ عدة 1000 ميكرومتر في السنة −1 إجمالاً ونواة مجرية مجرية محجوبة في مجموعات أولية عند z 4.

توزيعات الطاقة الطيفية لنوى المجرة النشطة

نقدم العمل الجاري على توزيعات الطاقة الطيفية (SEDs) لنوى المجرة النشطة (AGNs) ، المشتقة من الأشعة السينية ، والأشعة فوق البنفسجية ، والبصرية ، والأشعة تحت الحمراء ، والقياس الضوئي والتحليل الطيفي. يحفز عملنا استطلاعات التصوير الجديدة واسعة النطاق التي ستحدد أعدادًا كبيرة من النوى المجرية النشطة ، والحاجة إلى قياس رموز تركيب AGN SED. لقد قمنا ببناء 41 SEDs من AGNs الفردية و 80 SEDs إضافية تحاكي أطياف Seyfert. تمتد جميع SEDs الخاصة بنا من 0.09 إلى 30 ميكرومتر ، بينما يمتد بعضها إلى الأشعة السينية و / أو الراديو. لقد اختبرنا فائدة SEDs باستخدامها لتوليد انزياح أحمر ضوئي AGN ، وهي تتفوق على SEDs من الأدبيات السابقة ، بما في ذلك أخطاء الانزياح الأحمر المخفّضة وبقايا كثافة التدفق.

رموز تركيب SED Panchromatic وتقنيات النمذجة

أصبحت نمذجة وتفسير SEDs للمجرات إحدى الأدوات الرئيسية المتاحة لعلماء الفلك خارج المجرة. من الناحية المثالية ، يمكننا أن نأمل أنه من خلال دراسة تفصيلية لـ SED ، يمكننا استنتاج الخصائص الفيزيائية الصحيحة والتاريخ التطوري للمجرة. في العقد الماضي ، شهد تركيب SED متعدد الألوان ، أي نمذجة SED على نظام الطول الموجي UV-submm بأكمله ، تقدمًا هائلاً. تم تطوير العديد من الرموز الجديدة المتقدمة ، وكلها تقريبًا تستند إلى نمذجة الاستدلال البايزي. في هذه المراجعة ، نتطرق بإيجاز إلى المكونات المختلفة اللازمة لنمذجة SED الشاملة ، ونناقش المنهجية وبعض الجوانب المهمة لنمذجة Bayesian SED. تتم مناقشة أوجه عدم اليقين والقيود الحالية لنمذجة SED الشاملة ، ونستكشف بعض السبل التي يمكن من خلالها تحسين النماذج والتقنيات في المستقبل القريب.

نموذج التوليف السكاني التطوري مع النجوم الثنائية - نموذج يونان الثاني

من خلال النظر في نسخة معدلة من نموذج التوليف التطوري للسكان (EPS) للمجموعات النجمية (SPs) التي تتألف من نجوم ثنائية ، تختلف معلمات / خصائص المجرة ومنطقة HII المستردة عن حالة إهمال النجوم الثنائية. يزداد العمر المسترجع والمعدنية النجمية وكتلة المجرات (على سبيل المثال ∼ 0.2 dex عند استخدام خوارزمية تركيب طيفي) ، بينما ينخفض ​​معدل تشكل النجوم (∼0.2 dex). يمكن أن تكون مجالات الإشعاع من SPs متوسطة العمر ذات النجوم الثنائية مصادر مؤينة مهمة في مناطق HII. في ظل هذا الاحتمال ، سيتحرك التقسيم النظري بين مجرة ​​تشكل النجوم و AGN في المخططات التشخيصية نحو الزاوية اليمنى العليا وستنخفض الفلزية الغازية المسترجعة.

يتراوح توقعنا لمعدل ولادة النجوم النيوترونية الثنائية في SPs من 10 −9 إلى 10 6 $ < M <^ minus 1_ odot >> $ yr −1 عندما تكون سرعة الركلة من 0 إلى 190 كم ثانية −1.

مشروع HELP - مجموعة بيانات ذات أطوال موجية متعددة من أجل تركيب SED: تأثير النماذج المستخدمة للخصائص الفيزيائية الرئيسية للمجرات

يركز مشروع Herschel Extragalactic Legacy Project (HELP) على نشر كتالوج فلكي متعدد الأطوال الموجية لملايين الأجسام التي تزيد عن 1300 درجة 2 من حقول مسح مرصد هيرشل الفضائي. تجعل الملايين من المجرات باستخدام القياس الضوئي للأشعة فوق البنفسجية والأشعة تحت الحمراء البعيدة من HELP نموذجًا مثاليًا لاختبار نماذج ملائمة لتوزيع الطاقة الطيفية ، ولإعداد الأدوات لبيانات الجيل التالي. في إطار تعاون HELP قدرنا الخصائص الفيزيائية الرئيسية لجميع المجرات من قاعدة بيانات HELP وفحصنا إجراءً جديدًا لاختيار مجرات غريبة من عينة مجرة ​​كبيرة ودرسنا تأثير الوحدات المستخدمة لتقدير الكتلة النجمية.

نمذجة انبعاث المجرات السلبية المرشحة عند z∼3

تعتبر المجرات من النوع المبكر (ETGs) ذات أهمية حاسمة لتتبع تجميع كتلة المجرة عبر الزمن الكوني ، ومع ذلك يظل تكوينها وإخمادها بعيد المنال بشكل ملحوظ. قدمت اكتشافات المجرات الضخمة الميتة في انزياح أحمر متزايد باستمرار دليلاً مقنعًا لدفع تكوينها إلى الانزياح الأحمر & gt 4-5 عندما كان عمر الكون بالكاد 1 Gyr. في هذا الحديث ، سأقدم نتائجنا حول أعمار عينة جديدة من ETGs في z ∼ 3 ، والتي تم بناؤها عن طريق استغلال HST WFC3 / G141 مطياف الإطار البصري / بالقرب من الأشعة فوق البنفسجية لدراسة طبيعة 10 المجرات السالبة المرشحة عند 2.5 & lt z & lt 3.5 في COSMOS.

هذا العمل جزء من مشروع دكتوراه يهدف إلى تحديد كثافة الفضاء الأصل للمجرات البعيدة المنفعلة الحقيقية. سأناقش أيضًا أهمية البيانات متعددة الأطوال الموجية في توضيح درجة التلوث من قبل مجرات تشكل النجوم المغبرة التي تؤثر على اختيار اللون.

تاريخ تطور المجرات الضخمة عند z ∼2 على مدى 3 Gyr الماضية

ندرس تكوين النجوم وتاريخ الإثراء المعدني لـ 24 مجرة ​​ضخمة عند 1.6 & lt z & lt 2.5. يسمح التحليل الطيفي العميق بدون شق + مجموعة بيانات التصوير التي تم جمعها من استطلاعات HST المتعددة بتحديد قوي لمكونات SED الخاصة بهم. يكشف نمذجة SED الجديدة الخاصة بنا مع عدم وجود افتراضات وظيفية حول تاريخ تكوين النجوم أن 1. معظم مجرات العينة قد تشكلت بالفعل & gt50٪ من كتلها المتبقية ∼1.5 Gyr قبل وقت الانزياح الأحمر المرصود ، مع وجود اتجاه حيث تشكلت مجرات ضخمة في وقت سابق ، 2. تحتوي معظم مجراتنا بالفعل على معادن نجمية متوافقة مع تلك الموجودة في المجرات المحلية المبكرة ، و 3. المعادن المستنبطة هي في المتوسط ​​0.25 ديكس أعلى من فلزات الطور الغازي المرصودة لمجرات تشكل النجوم في وقت تكوينها. قد يفسر استمرار تشكل النجوم منخفض المستوى ، بدلاً من الإنهاء المفاجئ لنشاط تشكل النجوم ، الفجوة المرصودة في المعادن.

تم الكشف عن تراكم الكتلة النجمية الذي تم حله مكانيًا وإخمادها في مجرات القرص الضخمة على مدار آخر 10 Gyr بتركيب SED تم حله مكانيًا

على الرغم من انخفاض كثافة معدل تشكل النجوم الكونية خلال آخر 10 جير ، إلا أن تراكمات الكتلة النجمية (M *) في المجرات كانت لا تزال تتقدم خلال هذه الحقبة. تم بناء حوالي 50٪ من كثافة M * الحالية في الكون خلال آخر ∼8.7 Gyr. في هذا البحث ، قمنا بالتحقيق في تراكم الكتلة النجمية وإخماد المناطق التي تم حلها مكانيًا داخل مجرات قرصية ضخمة على مدار آخر 10 Gyr. نحن نطبق طريقة ملائمة توزيع الطاقة الطيفية (SED) على SEDs للمناطق شبه المجرية في المجرات لاشتقاق التوزيعات المكانية لـ SFR و M * في المجرات. يتم تطبيق طريقة تركيب SED من البكسل إلى البكسل على مجرات القرص الضخمة عند 0.01 & lt z & lt 0.02 و 0.8 & lt z & lt 1.8. وجدنا أن المجرات القرصية الضخمة تميل إلى بناء M * وإخماد تشكل نجومها تدريجياً من المنطقة الوسطى إلى الأطراف ، أي من الداخل إلى الخارج تراكم الكتلة النجمية وإخمادها.

استكشاف تاريخ تكوين النجوم للمجرات في بيئات مختلفة من أطياف MaNGA

يسمح لنا تاريخ تكوين النجوم (SFH) للمجرات بالتحقيق في متى شكلت المجرات نجومها وتجمع كتلتها. يمكننا تقييد SFH بمستوى عالٍ من الدقة من المجرات ذات التجمعات النجمية المحددة ، نظرًا لأننا قادرون على التمييز بين النجوم من مختلف الأعمار من الطيف الذي تصدره. ومع ذلك ، فإن الأهمية النسبية للتطور العلماني (الطبيعة) على التنشئة ليست واضحة بعد ، وفصل تأثيرات التطور المدفوع بالتفاعل في خصائص المجرة المرصودة ليس بالأمر الهين. الهدف من هذه الدراسة هو استخدام بيانات وحدة المجال المتكاملة (IFU) MaNGA (رسم خرائط المجرات القريبة في APO) ، إلى جانب بيانات الأطوال الموجية المتعددة ، لتقييد SFH للمجرات القريبة المعزولة. نقدم هنا التقنيات الجديدة التي نقوم بتطويرها لتقييد SFH بمستوى عالٍ من الدقة من تركيب توزيع الطاقة الطيفية (SED). هذه الدراسة جزء من برنامج تعاون بين الصين وتشيلي حيث نطبق هذه التقنيات الجديدة لاستكشاف كيفية تشكل المجرات وتطورها في بيئات مختلفة.

نمذجة نقل الإشعاع عالية الدقة للمجرات المحظورة

توفر لنا عمليات محاكاة النقل الإشعاعي للغبار فرصة فريدة لدراسة آليات تسخين الغبار بواسطة مجال الإشعاع النجمي. من الصور الرصدية ثنائية الأبعاد ، نشتق التوزيعات ثلاثية الأبعاد للنجوم والغبار. هدفنا هو تحليل مساهمة المجموعات النجمية المختلفة في عمليات تسخين الغبار الإشعاعي في المجرات القريبة المواجهة والمصدورة NGC 1365 و M 83 و M 95. نرغب في تحليل SED-submm FIR وتحديد مقدار الكسر المرتبط مباشرة لتشكيل النجوم. لنمذجة الأشكال الهندسية المعقدة المذكورة أعلاه ، استخدمنا SKIRT ، وهو أحدث كود نقل إشعاعي ثلاثي الأبعاد مونت كارلو مصمم لمحاكاة الامتصاص والانتثار وإعادة الانبعاث الحراري للغبار في مجموعة متنوعة من البيئات. نجد أن مساهمة النجوم المتطورة (8 Gyr) في تسخين الغبار لا تكاد تذكر (∼35٪) ويمكن أن تصل إلى 70٪. وجدنا أيضًا ارتباطًا وثيقًا بين جزء التسخين بالنجوم غير المتغيرة (⩽ 100 Myr) ومعدل تكوين النجوم المحدد.

ما هي منحنيات التوهين لمجرات تشكل النجوم؟

يشكل التوهين من الغبار توزيعات الطاقة الطيفية للمجرات وأي إجراء نمذجة وتركيب لتوزيعات الطاقة الطيفية الخاصة بها يجب أن يفسر هذه العملية. نقدم نتائج عملين حديثين مخصصين لقياس منحنيات توهين الغبار في مجرات تشكيل النجوم عند الانزياح الأحمر من 0.5 إلى 3 ، عن طريق تركيب قياسات متصلة (قياس ضوئي) وخط (طيفي) في وقت واحد مع CIGALE باستخدام قوانين التوهين المتغيرة بناءً على وصفات مرنة. توصلت كلتا الدراستين إلى مجموعة كبيرة ومتنوعة من قوانين التوهين الفعالة مع تسطيح قانون التوهين عند زيادة التعتيم. تم العثور على توهين إضافي للخطوط السديمية. تشير المقارنة مع نماذج النقل الإشعاعي إلى تسطيح قانون التوهين حتى أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء القريبة ، والتي يتم استنساخها جيدًا باستخدام وصفة قوانين الطاقة المستوحاة من وصفة شارلوت وفول. نقترح هنا تعديلًا عالميًا لقانون التوهين Calzetti لإعادة إنتاج نتائج نماذج النقل الإشعاعي بشكل أفضل.

توهين الغبار داخل وخارج التسلسل الرئيسي للمجرة عند z ⩾1

الكتل النجمية هي مكونات حاسمة لوضع المجرات في سياق تطور المجرات ويتم تقييمها بشكل شائع عبر تحليلات ملائمة لتوزيع الطاقة الطيفية (SED) والتي يعوقها توهين الغبار. توفر قيود المراقبة للتوهين في فئات المجرات المختلفة مدخلات رئيسية لتركيب SED. سأقدم النتائج الأخيرة حول خصائص التوهين لعينة من المجرات المختارة من قبل هيرشل عند 0.7 ⩽ z ⩽ 1.6 الممتدة على نطاق واسع في التسلسل الرئيسي لتشكيل النجوم (MS). سأبين أن المجرات المنتقاة من الأشعة تحت الحمراء البعيدة على MS موصوفة جيدًا مع وصفات التوهين المحلية. على العكس من ذلك ، لا يمكن للوصفات الشائعة استرداد SFR لمجرات انفجار نجمي مختارة من الأشعة تحت الحمراء البعيدة أعلى بكثير من MS. The SFR of these outliers appears to be hidden by the ∼90% in optically thick cores. These findings pose challenges for SED-fitting codes based on energy balance assumptions that might break in these peculiar sources.

Spatially resolved dust-to-gas mass ratios in nearby galaxies

We analyse the dust-to-gas mass ratio (DGR) in nearby galaxies on kiloparsec scales. We focus on their dependence on metallicity and the CO-to-H 2 conversion factor, α co . We use a sample of 25 nearby galaxies from SINGS and combine our data with CO (2-1) and H I observations from the HERACLES and THINGS surveys. We implement a Hierarchical Bayesian method to derive the dust mass via fitting the infrared data from 100 to 500 μ m with a single modified blackbody. We find that the DGR-metallicity relation follows a power law and we study its strong dependency on the conversion factor α co . Our results indicate a strong connection between interstellar dust and gas. The resolved DGR-metallicity relation cannot be represented with a single power law. The scatter in this relation shows the strong impact of several processes that take place in every galaxy.

A MUSE inquiry into the physical processes taking place within the Abell 2667 Brightest Cluster Galaxy

Brightest cluster galaxies (BCGs) residing in cool-core clusters are known to be the stage of intricate baryon cycle phenomena (e.g. gas inflows, AGN outflows, star formation feedback). The scenarios describing the observed properties of these galaxies are still controversial, suffering from limitations due to the spatial resolving power of the instruments, specifically for galaxies beyond the Local Universe. However, the dramatic improvements introduced by the integral-field unit instruments (e.g. MUSE) could shed light on the physical processes driving the evolution of these galaxies. We present an extensive analysis of the stellar and gas properties (i.e. kinematics, stellar mass, star formation rate) of the radio-loud BCG sitting at the centre of the X-ray luminous cool-core cluster Abell 2667 ( z = 0.23), based on MUSE data. Our results indicate that the BCG is a massive elliptical, hosting an AGN that is possibly undergoing accretion of cold star-forming clouds of ICM or galactic cannibalism.

Pushing the technical frontier: From overwhelmingly large data sets to machine learning

This paper summarizes my thoughts, given in an invited review at the IAU symposium 341 “Challenges in Panchromatical Galaxy Modelling with Next Generation Facilities”, about how machine learning methods can help us solve some of the big data problems associated with current and upcoming large galaxy surveys.

Modeling with the crowd: Optimizing the human-machine partnership with Zooniverse

LSST and Euclid must address the daunting challenge of analyzing the unprecedented volumes of imaging and spectroscopic data that these next-generation instruments will generate. A promising approach to overcoming this challenge involves rapid, automatic image processing using appropriately trained Deep Learning (DL) algorithms. However, reliable application of DL requires large, accurately labeled samples of training data. Galaxy Zoo Express (GZX) is a recent experiment that simulated using Bayesian inference to dynamically aggregate binary responses provided by citizen scientists via the Zooniverse crowd-sourcing platform in real time. The GZX approach enables collaboration between human and machine classifiers and provides rapidly generated, reliably labeled datasets, thereby enabling online training of accurate machine classifiers. We present selected results from GZX and show how the Bayesian aggregation engine it uses can be extended to efficiently provide object-localization and bounding-box annotations of two-dimensional data with quantified reliability. DL algorithms that are trained using these annotations will facilitate numerous panchromatic data modeling tasks including morphological classification and substructure detection in direct imaging, as well as decontamination and emission line identification for slitless spectroscopy. Effectively combining the speed of modern computational analyses with the human capacity to extrapolate from few examples will be critical if the potential of forthcoming large-scale surveys is to be realized.

Deep learning for galaxy mergers in the galaxy main sequence

Starburst galaxies are often found to be the result of galaxy mergers. As a result, galaxy mergers are often believed to lie above the galaxy main sequence: the tight correlation between stellar mass and star formation rate. Here, we aim to test this claim.

Deep learning techniques are applied to images from the Sloan Digital Sky Survey to provide visual-like classifications for over 340 000 objects between redshifts of 0.005 and 0.1. The aim of this classification is to split the galaxy population into merger and non-merger systems and we are currently achieving an accuracy of 92.5%. Stellar masses and star formation rates are also estimated using panchromatic data for the entire galaxy population. With these preliminary data, the mergers are placed onto the full galaxy main sequence, where we find that merging systems lie across the entire star formation rate - stellar mass plane.

Automatic classification of sources in large astronomical catalogs

In this paper we address two questions related to data analysis in large astronomical datasets, and we demonstrate how they can be answered making use of machine learning techniques. The first question is: how to efficiently find previously unknown or rare objects which can be expected to exist in big data samples? Using the largest existing extragalactic all-sky survey, provided by the WISE satellite, we demonstrate that, surprisingly, supervised classification methods can come to aid. The second question is: having a sufficiently large data sample, how can we look for new optimal classification schemes, possibly finding new and previously unknown classes and subclasses of sources? Based on the VIPERS cutting-edge galaxy catalog at redshift z > 0.5, we demonstrate that unsupervised classification methods can give unexpected but physically well-motivated results.


Access to Document

  • APA
  • اساسي
  • Harvard
  • Vancouver
  • Author
  • BIBTEX
  • RIS

In: Astrophysical Journal , Vol. 797, No. 2, 20.12.2014, p. 117.

Research output : Contribution to journal › Article › peer-review

0.04 M ☉ yr–1 averaged over the last 100 Myr. A mid-IR component to the spectral energy distribution (SED) contributes

20% of the IR luminosity of the galaxy, and is consistent with emission associated with the AGN. The current measured star formation rate is insufficient to explain NGC 3226's global UV-optical <">green <">colors via the resurgence of star formation in a <">red and dead <">galaxy. This form of <">cold accretion <">from a tidal stream would appear to be an inefficient way to rejuvenate early-type galaxies and may actually inhibit star formation.",

T1 - Accretion-inhibited star formation in the warm molecular disk of the green-valley elliptical galaxy NGC 3226?

N2 - We present archival Spitzer photometry and spectroscopy and Herschel photometry of the peculiar "Green Valley" elliptical galaxy NGC 3226. The galaxy, which contains a low-luminosity active galactic nucleus (AGN), forms a pair with NGC 3227 and is shown to lie in a complex web of stellar and H I filaments. Imaging at 8 and 16 μm reveals a curved plume structure 3 kpc in extent, embedded within the core of the galaxy and coincident with the termination of a 30 kpc long H I tail. In situ star formation associated with the infrared (IR) plume is identified from narrowband Hubble Space Telescope (HST) imaging. The end of the IR plume coincides with a warm molecular hydrogen disk and dusty ring containing 0.7-1.1 × 107 M ☉ detected within the central kiloparsec. Sensitive upper limits to the detection of cold molecular gas may indicate that a large fraction of the H2 is in a warm state. Photometry derived from the ultraviolet (UV) to the far-IR shows evidence for a low star-formation rate of

0.04 M ☉ yr–1 averaged over the last 100 Myr. A mid-IR component to the spectral energy distribution (SED) contributes

20% of the IR luminosity of the galaxy, and is consistent with emission associated with the AGN. The current measured star formation rate is insufficient to explain NGC 3226's global UV-optical "green" colors via the resurgence of star formation in a "red and dead" galaxy. This form of "cold accretion" from a tidal stream would appear to be an inefficient way to rejuvenate early-type galaxies and may actually inhibit star formation.

AB - We present archival Spitzer photometry and spectroscopy and Herschel photometry of the peculiar "Green Valley" elliptical galaxy NGC 3226. The galaxy, which contains a low-luminosity active galactic nucleus (AGN), forms a pair with NGC 3227 and is shown to lie in a complex web of stellar and H I filaments. Imaging at 8 and 16 μm reveals a curved plume structure 3 kpc in extent, embedded within the core of the galaxy and coincident with the termination of a 30 kpc long H I tail. In situ star formation associated with the infrared (IR) plume is identified from narrowband Hubble Space Telescope (HST) imaging. The end of the IR plume coincides with a warm molecular hydrogen disk and dusty ring containing 0.7-1.1 × 107 M ☉ detected within the central kiloparsec. Sensitive upper limits to the detection of cold molecular gas may indicate that a large fraction of the H2 is in a warm state. Photometry derived from the ultraviolet (UV) to the far-IR shows evidence for a low star-formation rate of

0.04 M ☉ yr–1 averaged over the last 100 Myr. A mid-IR component to the spectral energy distribution (SED) contributes

20% of the IR luminosity of the galaxy, and is consistent with emission associated with the AGN. The current measured star formation rate is insufficient to explain NGC 3226's global UV-optical "green" colors via the resurgence of star formation in a "red and dead" galaxy. This form of "cold accretion" from a tidal stream would appear to be an inefficient way to rejuvenate early-type galaxies and may actually inhibit star formation.


Keywords

  • stars : atmospheres
  • stars : early-type
  • stars : fundamental parameters
  • stars : abundances
  • ISM : HII regions
  • ISM : planetary nebulae : general
  • H-II REGIONS
  • COMBINED STELLAR STRUCTURE
  • COMPACT HII-REGIONS
  • UPPER MAIN-SEQUENCE
  • MASSIVE STARS
  • ISO SPECTROSCOPY
  • IONIZING FLUXES
  • HOT STARS
  • B-STARS
  • FUNDAMENTAL PARAMETERS


شاهد الفيديو: Sterrenstelsel u0026 Astrologie (ديسمبر 2022).