Sterrekunde

Waarom gebruik u houtstok om metaalagtigheid in sterrestelsels te meet?

Waarom gebruik u houtstok om metaalagtigheid in sterrestelsels te meet?


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.

Ek het byvoorbeeld die volgende uitdrukking vir mataliteit in 'n referaat gesien: $ log (O / H) + 12 $.

Ek verstaan ​​O / H is die verhouding O (suurstof) tot H (waterstof), maar waarom is daar die getal 12? En waarom die logaritme?


Die logaritme is daar omdat die verhouding $ O / H $ baie klein is. Die log-omskakelings wys in wese die orde van grootte. As ons $ O / H = 10 ^ {- 14} $ het, dan is $ log (O / H) = - 14 $. Die neem van logaritmes is 'n standaardpraktyk in wetenskap en wiskunde as die getalle oor verskillende ordes wissel (veral as dit baie groot of baie klein is).

Wat die +12 betref, is dit heel waarskynlik omdat hulle wil hê dat hul voorkeur-voorbeeld waarde 0. Dit is dan maklik om in een oogopslag te sien of ander sterre / sterrestelsel meer ($> 0 $) of minder ($ <0 $ het) ) suurstof-tot-waterstof metaal as die voorkeur voorbeeld. In die meeste gevalle is dit ons eie son, maar sonder om te weet waar u dit gesien het, is dit onmoontlik om met sekerheid te sê. Ons het baie meer inligting oor ons eie son as enige ander ster, dus dit is die betroubaarste meetstok wat ons het om te vergelyk.

Inderdaad, die waarde vertel u ongeveer hoeveel orde van orde min of meer metaal dit het. Gestel $ $ log (O_ mbox {sun} / H_ mbox {sun})) = - 12 $, dan $$ log (O / H) +12 = log (O / H) - log (O_ mbox {sun} / H_ mbox {sun})) = log left ( frac {O / H} {O_ mbox {sun} / H_ mbox {sun}} regs). $$ As die waarde hiervan dus 1 is, dan weet u dat die betrokke ster 'n $ O / H $ -verhouding het $ 10 ^ 1 = $ tien keer die van ons son. Net so, as dit $ -3 $ was, dan sou die betrokke ster 'n $ O / H $ -verhouding hê wat $ 10 ^ {- 3} = 1/1000 $ is - die van ons son (of, ekwivalent, dat ons son se verhouding is $ 1000 $ keer groter). 'N Waarde van $ 0 $ beteken dat die verhoudings dieselfde is.


Die verspreiding van metallisiteite lyk meer eweredig in die logspasie as in die lineêre ruimte. Die rede hiervoor kan daaraan toegeskryf word dat daar geen voorkeurskaal vir die oorvloed van 'n gegewe element bestaan ​​nie; hulle strek eerder oor verskillende ordes. Dieselfde kan byvoorbeeld gesê word oor die verspreiding van stofkorrelgroottes, die verspreiding van die massa donker materie-halo's en die verspreiding van die oppervlakte van mere op aarde.

As u dus die aantal suurstofatome (of ione) in tien sterre meet en deur die aantal waterstofatome deel, kan u waardes kry soos $$ mathrm {O} / mathrm {H} = {0,03, 3.5,25,0.003,0.9,0.4,0.09,0.01,8,0.02 } times10 ^ {- 4}. $$ As u dit in 'n lineêre en 'n logaritmiese plot plot, sien u dat die waardes op 'n logskaal is makliker om mekaar te onderskei:

('N Ander rede, soos zibadawa timmy in sy / haar antwoord skryf, is dat u die logboek hoef nie al die $ 10 ^ x $ faktore te skryf nie).

Nou hoekom 12 byvoeg? Hierdie faktor stem ooreen met die meting van die getal van 'n gegewe atoom per $ 10 ^ {12} $ waterstofatome. Ek het kollegas van studente tot op professorvlak gevra, en die beste antwoord waarmee ons vorendag kan kom, is dat die elemente wat die minste in die son voorkom (uraan, renium, thorium, ...) oorvloed in die orde van een per $ 10 ^ het. {12} $ waterstofatome, dus voeg 12 by $ log (X / mathrm {H}) $ alle waardes positief. Hierdie angs van negatiewe waardes verstaan ​​ek egter nie. Gewoonlik is dit goed met minusse. En om metale in sterre of gas met minder as sonkrag te meet, lewer in elk geval negatiewe waardes. Boonop was die skaal in gebruik, selfs as ons net laer drempels vir uraan en bismut van $ log ( mathrm {U} / mathrm {H}) + 12 <0,8 $ en $ log ( mathrm {Bi}) gehad het /mathrm{H})+12<0.6$, onderskeidelik (Grevesse 1969) en het nie geweet of hulle eintlik kleiner is nie.


Hoe om 'n sterrestelsel te blus

Skrywers: Bluck, A., Maiolino, R., Piotrowska, J., Trussler, J., Ellison, S., Sanchez, S., Thorp, M., Teimoorinia, H., Moreno, J. en Conselice, C.

Instelling van die eerste outeur: Kavli Institute for Cosmology and Cavendish Laboratory & # 8211 Astrophysics Group, Universiteit van Cambridge

Status: Aanvaar vir publikasie in MNRAS

Wanneer sterrekykers na sterrestelsels in ons heelal kyk, het hulle gevind dat dit gewoonlik rooi of blou is. Slegs 'n handvol sterrestelsels lê êrens tussenin, die sogenaamde 'groen vallei'. (As u wonder waarom dit nie die pers vallei is nie, moet u onthou dat groen tussen rooi en blou in 'n ligspektrum is.) Figuur 1 illustreer hierdie bimodale verspreiding in terme van die stervormingstempo.

Warm, jonger sterre gee meer blou lig uit, terwyl koeler, ouer sterre meer rooi lig gee. Sterrestelsels wat steeds aktief stervormend is, het jonger sterre en is dus blouer, terwyl sterrestelsels wat meestal stervorming afsluit, rooier is. Sterrestelsels wat stervorming gesluit het, word 'geblus' genoem. Sterre vorm van die intergalaktiese gas, en as die blusproses bloot die gebruik van die gas oor tyd sou wees, sou ons verwag om nog baie sterrestelsels in die groen vallei te sien.

In plaas daarvan moet sterrevorming vinnig afskakel, wat die oorgang van blou na rooi relatief kort op 'n kosmologiese tydskaal maak. Hierdie proses is geïdentifiseer as terugvoer van aktiewe galaktiese kerne (AGN) en supernovas. Hierdie gewelddadige prosesse kan winde van materiaal skep, die omliggende medium verhit en die vorming van sterre laat ophou. Die besonderhede van hoe blus geskied, moet egter nog gehamer word, en die skrywers van die hedendaagse koerant het 'n groot opname van sterrestelsels gebruik om insig te kry.

Figuur 1: Die verspreiding van algehele stervormingstempo (SFR) in die monster van sterrestelsels. Die bimodale verspreiding kan duidelik gesien word. Sterrestelsels met lae stervorming (geblus) word in rooi aangedui, sterrestelsels in die proses om geblus te word, is in groen, sterrestelsels met hoë stervorming (hoofreeks) is in blou en sterrestelsels met baie hoë stervorming (sterre bars) magenta. (Bron: figuur 1 in die vraestel)

Binne-buite of buite-binne?

Die lastige deel van studies soos hierdie is om die tempo van stervorming te meet. Die sterformasietempo (SFR) word aangedui deur die sterkte van spektrale emissielyne. In die verlede sou daar tipies net een spektra vir 'n hele sterrestelsel wees, wat beteken dat slegs wêreldwye sterreformasiesnelhede gemeet kon word. Dit het verander met die koms van spektrumopgeloste opnames van sterrestelsels, soos MaNGA (Mapping Nearby Galaxies in APO). Spektraal opgelos beteken dat 'n beeld geneem kan word van die sterrestelsel waar elke pixel 'n geassosieerde spektra het (dit word spakels & # 8212 spektrale pixels genoem). Met spakels kan sterretempo's vir verskillende dele van die sterrestelsel gemeet word.

Figuur 2: Stervormingskoerse as 'n funksie van die galaktiese radius wat vir sentrale sterrestelsels (links) en satellietstelsels (regs) getoon word. Die kleure dui die galaktiese tipe aan (gedefinieer in die onderskrif van figuur 2). Die lyne word geskep deur die spaksels te bereken in die radius van dieselfde galaktiese tipe. Die swart stippellyn is die drempel vir blus, waaronder die SFR laag genoeg is om 'n sterrestelsel as 'geblus' te beskou. (Bron: figuur 5 in die vraestel)

Die outeurs het hierdie inligting gebruik om stervorming te meet as 'n funksie van die radius. Hulle het ook hul steekproef opgedeel in twee soorte sterrestelsels en # 8212 sentrales en satelliete. Sentrales is die massiefste sterrestelsel in hul donker materie-stralekrans, terwyl satelliete minder massiewe sterrestelsels is wat in dieselfde halo rondom die middelpunte wentel.

Die radiale profiele van SFR's word in Figuur 2 vir beide sentrale en satelliete getoon. Die swart stippellyn dui aan waar die stervormingstempo laag genoeg is om as geblus te kan word. Sterrestelsels in die groen vallei is besig om te blus en is die interessantste om na te kyk as daar bepaal word hoe blus. Vir die sentrale groen vallei sterrestelsels word die middestad van die sterrestelsels geblus, terwyl die buitenste streke nog steeds ster vorm. Dit dui aan dat lesing van binne plaasvind en na buite beweeg. Vir satelliete word die sentrum nog grotendeels geblus, maar die buitenste streke is ook gedemp in stervorming. Dit dui aan dat die satelliete beide binne-buite-blus en buite-blus kan hê.

Wat veroorsaak die verskil?

Die outeurs het probeer uitvind waarom daar 'n verskil was in die blusmeganismes van die twee verskillende populasies sterrestelsels. Toe hulle afsonderlik na die radiale profiele vir die satelliete met lae massa en hoë massa kyk, het hulle gevind dat die satelliete met 'n hoër massa 'n radiale profiel het wat baie meer op die sentrales gelyk het, wat van binne af geblus het, terwyl die satelliete met 'n laer massa word meestal buite geblus.

Figuur 3: Vergelyking met die belangrikheid van verskillende parameters om blus in sentrale en lae massa satellietstelsels te bepaal. Die parameters wat geëvalueer is, is sentrale snelheidsverspreiding (σc), halo-massa (MH), sterre massa (M*), bult-tot-totale sterremassa-verhouding (B / T), plaaslike sterrestelsel-te-digtheid (δ5), en afstand vanaf die middel van die stralekrans (Dc). Intrinsieke parameters word in pers getoon en omgewingsparameters in groen. Ondeursigtige balkies aan die linkerkant is sentrale en skadu-balkies aan die regterkant is satelliete. Die persentasie belangrikheid van intrinsieke en omgewingsparameters vir sentrale en satellietstelsels word in die sirkeldiagram aangedui. (Bron: figuur 11 in die vraestel)

Daarna het hulle na verskillende parameters gekyk om te sien watter meer geneig is om te voorspel of 'n sterrestelsel geblus is of nie. Dit is gedoen met behulp van 'n ewekansige bosklassifiseerder, 'n tipe masjienleer-algoritme. 'N Opsomming van die resultate kan in Figuur 3 gesien word. Vir sentrale sterrestelsels was die linkerbalkies, die belangrikste parameters om voorspelling te voorspel intrinsiek, en dit was alles gekorreleer met die belangrikste parameter: sentrale snelheidsverspreiding (σc). Daar is getoon dat die sentrale snelheidsverspreiding direk gekorreleer is met die massa van die sentrale swart gat. Hierdie swart gat is die kragbron van die AGN, dus kan afgelei word dat hoe groter die swart gat, hoe kragtiger die AGN-terugvoer sal wees.

Vir die satelliete met 'n laer massa, wat in die regte balkies getoon word, is die belangrikste parameter vir die bepaling van blus die omgewing en die plaaslike digtheid van die sterrestelsel (δ5), 'n maatstaf van hoe naby die satelliet aan ander sterrestelsels is. Vir satelliete met 'n laer massa sonder kragtige AGN word hul blus bepaal deur eksterne faktore, soos sterrestelsel-sterrestelsel teistering, wat presies presies is hoe dit klink: sterrestelsels wat verbygaan en mekaar ontwrig. Dit verklaar waarom satellietblus van buite begin en na binne beweeg.

Wanneer die radio metal speel

In hierdie opus van 'n referaat van 40 bladsye, was daar nog een vraag wat die skrywers wou ondersoek & # 8212 watter wyse van AGN-terugvoer die belangrikste was? Daar is twee maniere waarop AGN stervorming kan afskakel: radiomodus, waar strale van die AGN die gas wat die sterrestelsel omring verhit en verhoed dat dit afkoel en kondenseer tot die sterrestelsel waar dit dan sterre kan vorm, en kwasar-modus die AGN skep winde wat gas uit die sterrestelsel stoot, en voorkom dat nuwe sterre vorm.

Die gas binne 'n sterrestelsel word verryk deur metale wat ontstaan ​​het uit die dood van sterre, terwyl die gas wat 'n sterrestelsel omring bestaan ​​uit meer oerelemente: waterstof en helium. As geblus hoofsaaklik deur die kwasar-modus van AGN-terugvoering plaasgevind het, sou metale in die uitvloei uitgevoer word en nie sterre vorm nie. As 'n blus deur die radiomodus plaasvind, sal die sterrestelsels egter nie vars waterstof en helium hê nie, en die nuutste sterre vorm met die meer verrykte gas wat in die sterrestelsel oorbly. In figuur 4 teken die skrywers die metaalagtigheid (of hoe metaalverrykte sterre in 'n sterrestelsel is) vir sterrestelsels van verskillende massas. Die neiging is duidelik: gebluste (rooi) en blusende (groen) sterrestelsels het hoër metallisiteit as aktief stervormende, hoofreeks (blou) sterrestelsels. Dus kom die skrywers tot die gevolgtrekking dat AGN-terugvoer hoofsaaklik deur die radiomodus werk.

Figuur 4: Gemiddelde gemiddelde lichtsterkte-geweegde stermermetallisiteit (Z of) as 'n funksie van die massamassa-oppervlakdigtheid (Σ ∗) vir drie verskillende sterrestelselmassas. Die algemene neiging toon dat hoe minder sterrevorming (rooi en groen lyne) voorkom, hoe meer metale word in sterre bevat. (Bron: figuur 14 in die vraestel)

Hierdie referaat is 'n baie belangrike stap op die pad om te ontdek hoe sterrestelsels oorgaan van stervorming na geblus met min sterrevorming, wat al dekades lank 'n groot vraag is. Die volgende stappe sal wees om hierdie resultate te vergelyk met wat in simulasies gevind is, en ons terugvoermodelle op te dateer sodat dit beter ooreenstem met wat waargeneem is.


Waarom gebruik u houtstok om metaalagtigheid in sterrestelsels te meet? - Sterrekunde

Is daar enige rede dat daar nie bewoonde planete in die sterrestelsels is wat die naaste aan die Melkweg is nie?

Die sterrestelsels wat die naaste aan die Melkweg is, is meestal klein sterrestelsels wat nie baie helder is nie. Sommige van hulle (alhoewel nie almal nie) het lae vormings van sterre, en baie is besig om uitmekaar geskeur te word deur gravitasie-interaksie met die Melkweg.

Oor die algemeen is hierdie eienskappe nie baie gunstig vir die aanwesigheid van aardagtige planete en lewe nie. Sterrestelsels wat nie baie helder is nie, het ook die neiging om lae metallisiteite te hê (metallisiteit is 'n maatstaf vir die hoeveelheid elemente wat swaarder is as waterstof en helium in die sterrestelsel. Hierdie elemente word in die kern van sterwende sterre geskep, veral warm helder sterre, dus helder sterrestelsels met 'n lang geskiedenis van stervorming is dit meer geneig om 'n hoë metallisiteit te hê). Hierdie swaar elemente is nodig om rotsagtige planete soos die Aarde te vorm. Daarbenewens is onreëlmatige sterrestelsels wat deur die Melkweg verskeur word, miskien nie gunstige lewensplekke nie, vanweë die ingewikkelde wentelbane wat die sterre in die sterrestelsel volg, wat die sterre moontlik naby gevaarlike voorwerpe kan bring. Spiraalstelsels, waar die sterre in goed gedefinieerde wentelbane gaan, is stabieler en veiliger vir die langtermynvooruitsigte van die lewe.

Dit wil nie sê dat daar nie kon nie wees die lewe in hierdie sterrestelsels. Die gunstigste sterrestelsels vir die lewe is waarskynlik dié soos die Melkweg — groot, helder spiraalvormige sterrestelsels. Die Andromeda-sterrestelsel is die enigste ander sterrestelsel binne ons plaaslike groep wat soortgelyk is aan die melkweg - basies bestaan ​​die plaaslike groep uit die melkweg en Andromeda plus 'n klomp klein "satellietstelsels" van elk. As ek na 'n intelligente lewe buite die Melkweg sou soek, sou ek waarskynlik op Andromeda fokus eerder as op die klein satellietstelsels wat nader aan ons is.

Vir meer inligting oor die soorte omgewings in 'n sterrestelsel wat lewenslank gasvry kan wees, kyk na die artikel in die Oktober 2001-uitgawe van Scientific American getiteld "Refuges for Life in a Hostile Universe" (deur Guillermo Gonzalez, Donald Brownlee en Peter D. Ward). Ek kon hierdie verhaal nie op die Scientific American-webwerf vind nie, maar wel 'n PDF-eksemplaar van 'n ander bron.

Hierdie bladsy is laas op 27 Junie 2015 opgedateer.

Oor die skrywer

Dave Rothstein

Dave is 'n voormalige nagraadse student en na-doktorale navorser aan Cornell, wat infrarooi- en X-straal-waarnemings en teoretiese rekenaarmodelle gebruik het om swart gate in ons Melkweg te bestudeer. Hy het ook die grootste deel van die ontwikkeling vir die voormalige weergawe van die webwerf gedoen.


2. METODE

2.1. Voorbeeldkeuse

Die waarnemings vir ons sterrestelselmonster kom uit die SDSS Data Release 7 (DR7 Abazajian et al. 2009), 'n opname wat insluit

930,000 sterrestelsels (Strauss et al. 2002) in 'n gebied van 8423 ° 2. Die ouersteekproef vir hierdie studie is afkomstig van die MPA-JHU katalogus 1 van 818,333 unieke sterrestelsels wat sterremassa's afgelei het (Kauffmann et al. 2003b), SFR's (Brinchmann et al. 2004 Salim et al. 2007) en metallicities (T04). . Ons het slegs sterrestelsels gekies met betroubare rooi verskuiwings (σZ & lt 0,001) in die reeks 0,027 & lt Z & lt 0.25 om te verseker dat die [O ii] λ3727-lyn en die [O ii] λλ7320, 7330-lyne binne die golflengtebereik van die SDSS-spektrograaf val (3800–9200 Å).

Ons gooi sterrestelsels weg wat as 'n aktiewe galaktiese kern (AGN) geklassifiseer is, omdat AGN-emissielynverhoudings vals metaalmetings kan oplewer. Ons neem die Kauffmann et al aan. (2003a) kriteria (hul vergelyking (1)) om te onderskei tussen stervormende sterrestelsels en AGN's, wat die emissielynverhoudings gebruik wat die Baldwin et al. (1981 BPT) diagram:

Ons volg die T04 S / N-drempels vir emissielyne. Spesifiek beperk ons ​​ons monster tot sterrestelsels met Hβ, Hα en [N ii] λ6583 waargeneem by & gt5σ. Verder pas ons die AGN-stervormende sterrestelsel-snit (Vergelyking (2)) toe op sterrestelsels met & gt3σ-opsporings van [O iii] λ5007. Ons selekteer ook sterrestelsels met [O iii] λ5007 & lt 3σ maar log ([N ii] λ6583 / Hα) & lt −0.4 as stervorming om sterrestelsels met hoë metale met swak [O iii] λ5007 in te sluit.

By die laagste sterre massa (log [M ] & lt 8.6), is hierdie aanvanklike monster aansienlik besmet deur valse sterrestelsels, wat eintlik die buitewyke van massiewer sterrestelsels is en geteiken is as gevolg van swak fotometriese afwisseling. Ons verwyder sterrestelsels waarvan die fotometriese vlae deblend_nopeak of deblended_at_edge insluit. Ons het ook alle sterrestelsels met stokkie visueel geïnspekteer (M ) & lt 8.6 en weggooi enige wat ly aan ooglopende foute in die sterre massabepaling (weer, waarskynlik as gevolg van 'n baie massiewe sterrestelsel buite die middelpunt).

Na al ons snitte is die totale aantal sterrestelsels in ons steekproef 208 529 en die gemiddelde rooi verskuiwing is Z = 0,078. By hierdie rooi verskuiwing sal die SDSS-diafragma met 'n deursnee van 3 'n lig vang vanaf die binneste 2,21 kpc van 'n sterrestelsel. Aangesien die sentrale streke van sterrestelsels geneig sal wees om metaalryker te wees (Searle 1971), sal die metaalmetings wat aan die hand van hierdie waarnemings gemeet word, waarskynlik bevooroordeeld wees weens die diafragma-grootte in verhouding tot die hoekstelsel van die sterrestelsels. Ons verwag egter dat hierdie vooroordeel vir die meeste sterrestelsels klein is (sien Tremonti et al. 2004, Kewley et al. 2005) vir 'n meer gedetailleerde bespreking. In die besonder is die sterrestelsels met baie lae sterismassa's en metallisiteite wat die einde van die MZR met 'n lae massa definieer, geneig om kompak te wees en homogene metallisiteite te hê (bv. Kobulnicky & amp Skillman 1997), hoewel baie daarvan uitgesluit word deur die kriteria wat Kewley voorstel. et al. (2005).

2.2. Stapelprosedure

Die primêre motivering vir hierdie ondersoek is om die metallisiteit van sterrestelsels met die direkte metode te meet. Die grootste uitdaging is dat die swak [O iii] λ4363 en [O ii] λλ7320, 7330 aurorale lyne in die meeste van die individuele spektra ongemerk word. Om die S / N van die spektra te verbeter, het ons sterrestelsels opmekaar gestapel wat na verwagting soortgelyke metale en dus lynverhoudings het. Gegewe die digtheid van die MZR en MZ-SFR-verband, is dit redelik om te verwag dat sterrestelsels by 'n gegewe stermassa, of gelyktydig 'n gegewe stermassa en SFR, ongeveer dieselfde metaalagtigheid sal hê. Ons het dus twee stelle melkwegstapels geskep: (1) sterrestelsels wat in 0,1 dex in is M uit log (M /M) = 7.0 tot 11.0 (hierna M stapels) en (2) sterrestelsels in 0.1 dex in M uit logboek (M /M) = 7,0 tot 11,0 en 0,5 dex in SFR van log (SFR / [M jr −1]) = −2.0 tot 2.0 (hierna M –SFR stapels). Ons neem die totale sterismassa (Kauffmann et al. 2003b) en die totale SFR (Brinchmann et al. 2004 Salim et al. 2007) waardes uit die MPA-JHU-katalogus aan, in teenstelling met hierdie hoeveelhede wat slegs bereken word vir die lig in die vesel. . Vir gemak sal ons na die stapels verwys volgens die tipe stapel met 'n subskripsie en 'n superscript om die boonste en onderste perke van log aan te dui (M ) of log (SFR) (bv. M 8.8 8.7 is die M stapel met stomp [M /M] = 8,7–8,8, en SFR 0,5 0.0 stem ooreen met die M –SFR stapels met stomp [SFR /M jr −1] = 0.0–0.5). Figuur 1 toon die aantal sterrestelsels in elkeen M –SFR-stapel (elke blokkie verteenwoordig 'n stapel) met 'n gemete metallisiteit (aangedui deur die kleurkodering).

Figuur 1. Aantal sterrestelsels en direkte metodes van metaal as funksie van M en SFR. Die vierkante stel elkeen voor M –SFR-stapel, die aantal sterrestelsels word deur die wit teks aangedui en die kleurskaal stem ooreen met die metaalagtigheid. Ter verwysing is die Tremonti et al. (2004) MZR dek logboek (M ) = 8.5–11.5, en die Mannucci et al. (2010) FMR-spanlêer (M ) = 9.1–11.35 en log (SFR) = −1.45 tot 0.80.

Ons het sterrestelselspektra opgestel wat met die SDSS-reduksiepyplyn verwerk is (Stoughton et al. 2002). Eerstens het ons die Melkweg gekleur deur die uitsterwingswaardes van Schlegel et al. (1998). Daarna is die individuele sterrestelsel-spektra na die rusraam verskuif met die rooi verskuiwings uit die MPA / JHU-katalogus. Vervolgens interpoleer ons die spektra lineêr op 'n universele rooster (3700–7360 Å Δλ = 1 Å) in 'n lineêre-λ ruimte. Hierdie interpolasieskema behou deels dekking omdat die golflengte-afstand van die rooster smaller is as die breedte van helder emissielyne. Die spektra is dan genormaliseer tot die gemiddelde vloed van 4400-4450 Å. Uiteindelik is die spektra saamgevoeg (d.w.s. ons het die gemiddelde vloed in elke golflengtehouer geneem) om die gestapelde spektra te vorm (sien Afdeling 4 vir vergelykings tussen die elektrontemperature en metallisiteite van stapels en individuele sterrestelsels).

Figuur 2 toon die S / N-toename van die [O iii] λ4363 (linker kolom), [N ii] λ5755 (middelste kolom) en [O ii] λλ7320, 7330 (regter kolom) lyne soos die spektra verwerk word vanaf 'n tipiese enkele sterrestelsel-spektrum (boonste ry) tot die gestapelde spektrum (tweede ry) na die sterrekontinuum afgetrek spektrum (derde ry sien afdeling 2.3) of die smal golflengte venster ster kontinuum afgetrek spektrum (onderste ry sien afdeling 2.3). Die spektra in die boonste ry is van 'n tipiese sterrestelsel in die logboek (M ) = 8.7–8.8 bin die onderste drie rye toon die gestapelde spektra uit dieselfde bin. In elke paneel rapporteer ons die kontinuumwortelgemiddelde vierkant (rms). Die afname in die kontinuumgeluid as die spektra in die boonste ry met die tweede ry in Figuur 2 vergelyk word, is dramaties. Verdere beduidende geluidsreduksie kan bereik word deur die sterrekontinuum te verwyder (getoon in die onderste twee rye van Figuur 2), soos ons in Afdeling 2.3 beskryf.

Figuur 2. Voorbeeld van spektra uit die logboek (M ) = 8.7–8.8 (Ngal = 884) stapel. Van links na regs wys die drie kolomme die [O iii] λ4363, [N ii] λ5755 en [O ii] λλ7320, 7330 aurorale lyne. Van bo na onder kom die vier rye ooreen met die verminderde spektrum van 'n enkele sterrestelsel, die spektrum van die stapel, die spektrum van die stapel na die verwydering van die sterrekontinuum (pas van 3700–7360 Å) en die spektrum van die stapel na die verwydering van die sterre kontinuum (pas by 'n 200 Å venster naby die emissiegrens van belang). Die kontinuum rms van elke spektrum naby die betrokke emissielyn word in die inlas van elke paneel gegee.

2.3. Sterre kontinuumaftrekking

Die stapel van die spektra verhoog die S / N, maar dit is belangrik om die sterrekontinuum in te pas en af ​​te trek om die vloed van hierdie lyne op te spoor en akkuraat te meet, veral [O iii] λ4363 as gevolg van die nabyheid daarvan aan die Hγ-sterre-absorpsie-funksie. Ons het die sterrekontinuum afgetrek met sintetiese sjabloon-sterrestelselspektra wat met die sterligsterresintese-kode geskep is (Cid Fernandes et al. 2005), en het die Cardelli et al. (1989) uitwissingswetgewing, en die liggings van die emissielyne verdoesel. Die sintetiese spektra is geskep uit 'n biblioteek met 300 empiriese myl spektraalsjablone (Sánchez-Blázquez et al. 2006 Cenarro et al. 2007 Vazdekis et al. 2010 Falcón-Barroso et al. 2011, data verkry vanaf die miles-webwerf 2) . Die kilometersjablone het 'n uitstekende pasvorm vir die sterrekontinuum (sien onderste twee rye in figuur 2). Ons merk op dat die kilometersjablone beter pas by die baie hoë S / N-spektra as die spektrale sjablone van Bruzual & amp Charlot (2003), gebaseer op die biblioteek stelib (Le Borgne et al. 2003).

Ons het 'n sterre-sjabloon-pasvorm vir die hele spektrale reeks uitgevoer, selekteer substreke wat op swak belangstellingslyne gesentreer is, en substreke rondom die sterk lyne in die rigting van 4000 Å. Laasgenoemde is geleë tussen 'n woud van sterre absorbsielyne. Die lynvloei van die sterk emissie lyne rooi van 4000 Å (Hβ, [O iii] λλ4959, 5007, Hα, [N ii] λλ6548, 6583, en [S ii] λλ6716, 6731) is gemeet vanaf die spektrum waar die ster kontinuum pas oor die volle golflengte van ons gestapelde spektra (λ = 3600–7360 Å, sien derde ry van Figuur 2). Die sterre kontinuumaftrekking naby swak emissielyne ([S ii] λ4069, [O iii] λ4363, He ii λ4686, [N ii] λ5755, [S iii] λ6312, [Ar iv] λ4740, en [O ii] λλ7320, 7330) en blou sterk emissielyne ([O ii] λ3727 en [Ne iii] λ3868) is verbeter as die stellêre kontinuumpas beperk is tot beperkte golflengte binne enkele 100 Å van die belangstellingslyn (vergelyk die derde en onderste rye van Figuur 2). Vir die swak lyne en blou sterk lyne, het ons die lynvloei van die sterrekontinuum afgetrek binne hierdie smal golflengtevensters (besonderhede word in tabel 1 gelys). Om die lynvloei oor streke met verskillende sterrekontinuumaftrekkings te vergelyk (bv. Vanaf gedeeltes van die spektrum wat geskik was vir kleiner golflengte), het ons die spektrum gegenormaliseer na die sterligpas.

Tabel 1. Golflengtepas en maskerreekse van gemete lyne

Lyn Pas reeks Maskerreeks
(Å) (Å)
(1) (2) (3)
[O ii] λ3727 3700–4300 3710–3744
[Ne iii] λ3868 3800–4100 3863–3873
[S ii] λ4069 3950–4150 ⋅⋅⋅
Hγ λ4340 4250–4450 4336–4344
[O iii] λ4363 4250–4450 4360–4366
Hy ii λ4686 4600–4800 4680–4692
[Ar iv] λ4740 3700–7360 ⋅⋅⋅
Hβ λ4861 3700–7360 4857–4870
[O iii] λ4959 3700–7360 4954–4964
[O iii] λ5007 3700–7360 5001–5013
[N ii] λ5755 5650–5850 5753–5757
[S iii] λ6312 6100–6500 6265–6322
[N ii] λ6548 3700–7360 6528–6608
Hα λ6563 3700–7360 6528–6608
[N ii] λ6583 3700–7360 6528–6608
[S ii] λ6716 3700–7360 6696–6752
[S ii] λ6731 3700–7360 6696–6752
[Ar iii] λ7135 7035–7235 7130–7140
[O ii] λ7320 7160–7360 7318–7322
[O ii] λ7330 7160–7360 7328–7332

Aantekeninge. Kolom 1: emissielyne. Kolom 2: die golflengtebereik van die sterre kontinuumpas. Kolom 3: die golflengtebereik van die sterre kontinuumpas wat gemasker is.

2.4. Outomatiese metings vir lynvloei

Ons het die specfit taak (Kriss 1994) in die iraf / stsdas-pakket om emissielyne outomaties aan te pas met 'n χ 2-minimaliseringsalgoritme. Ons pas gelyktydig 'n plat kontinuum en Gaussiese lynprofiele vir die emissielyne in, selfs al word lyne gemeng. Vir dubbelspel het ons die breedte van die swakker lyn vasgestel deur die snelheidsbreedte daarvan op die sterker lyn vas te pen ([O ii] λ3726 tot [O ii] λ3729, [O iii] λ4959 tot [O iii] λ5007, [N ii] λ6548 tot [N ii] λ6583, [S ii] λ6731 tot [S ii] λ6716, en [O ii] λ7330 tot [O ii] λ7320). Ons het ook die kontinuum rms van die spektrum opgeneem as insette vir die pasprosedure. Na eksperimentering met verskeie several 2 minimaliseringsalgoritmes wat binne geïmplementeer is specfit, het ons die simpleksalgoritme gekies vanweë die konstante konvergensie daarvan, veral vir swak lyne. Lynvloei gemeet deur specfit oor die algemeen goed ooreengekom met lynstroom wat interaktief gemeet word met die OSU-voeringpakket. Die onsekerheid in die lynvloei is gebaseer op die χ 2-pas wat teruggekeer word specfit. Laastens is alle lynvloei reggestel vir rooiheid met die uitsterwingswet van Cardelli et al. (1989) en die aanname dat die intrinsieke verhouding van die Balmer-lyne bepaal word deur geval B-rekombinasie (Hα / Hβ = 2,86 vir Te = 10.000 K). Ons het 'n vaste Hα / Hβ-verhouding aangeneem, alhoewel dit 'n swak funksie van elektrontemperatuur is. Vir die logboek (M /M) = 10,0-10,1 stapel (Te[O ii] = 7200 K), waarvan die suurstofvloed oorheers word deur O + (dws 'n stapel waar die potensiële effek maksimaal sou wees as gevolg van die lang golflengte-basislyn tussen [O ii] λ3727 en [O ii] λλ7320, 7330) , sou hierdie effek log (O + / H +) met verminder

0,07 dex. Die lynstrome word in 'n aanlyn tabel aangebied waarvan die kolomme in Tabel 2 beskryf word.

Kolom Formaat Beskrywing
1 F4.1 Laer sterre massa limiet van die stapel
2 F4.1 Boonste ster massa massa limiet van die stapel
3 F4.1 Laer SFR-limiet van die stapel
4 F4.1 Boonste SFR-limiet van die stapel
5 I5 Aantal sterrestelsels in die stapel
6 F6.3 Mediaan-sterelmassa van die stapel
7 F6.3 Mediaan SFR van die stapel
8 F6.2 [O ii] λ3727 lynvloei
9 F5.2 Fout op [O ii] λ3727 lynstroom
10 F5.2 [Ne iii] λ3868 lynvloei

Slegs 'n gedeelte van hierdie tabel word hier getoon om die vorm en inhoud daarvan te demonstreer. 'N Masjienleesbare weergawe van die volledige tabel is beskikbaar.

Ons het lyne wat swak geskik was, buite rekening gelaat (negatiewe vloed, onsekerheid in sentrale golflengte & gt1 Å, het onsekerheid in die snelheidsbreedte van & gt100 km s −1, of lae S / N [& lt5σ] gehad). Verdere sorg is gedra om die robuustheid van [O iii] λ4363 vloedmetings te verseker. Soos M verhoog tot matige waardes (log [M ] & gt 9.0), word 'n ongeïdentifiseerde emissie-kenmerk by 4359 Å gemeng met die [O iii] λ4363-lyn, wat die S / N van die meting van die lynvloei beperk, onafhanklik van die kontinuum rms. Ons is nie seker oor die oorsprong van hierdie funksie nie, maar dit kan veroorsaak word deur 'n oor-aftrekking in die sterre kontinuumpas. Ons pas gelyktydig die 4359 Å-funksie en [O iii] λ4363 in en het die snelheidsbreedte van albei lyne op Hγ vasgepen. As 4359 Å & gt 0.5 [O iii] λ4363, dan het ons vasgestel dat [O iii] λ4363 nie sterk kon pas nie. As [O iii] λ4363 goed kon pas, pas ons dit weer op met 'n enkele Gaussier waarvan die snelheidsbreedte vasgepen is op Hγ. Die meting van die lynvloei van die enkele Gaussiese pas, stem beter ooreen met interaktiewe metings van die lynvloei as die afmetings van die lynstroom. Die oorblywende swak lyne is in gebiede sonder sterk sterre-absorpsie-eienskappe. Dikwels kon die [O ii] λλ7320, 7330 lyne in die gestapelde spektra opgespoor word sonder dat die sterrekontinuum gepas is (sien Figuur 2 (f)). Die [N ii] λ5755 en [S ii] 404069 aurorale lyne was gewoonlik te swak om opgespoor te word sonder sterre kontinuum aftrekking.

Optiese rekombinasie lyne, soos C ii λ4267 en O ii λ4649, is ook sensitief vir metallisiteit. In teenstelling met die aurorale lyne, is dit byna onafhanklik van temperatuur, dus kan dit 'n nuttige kontrole wees vir die metaalmetodes van die direkte metode. Ongelukkig is optiese rekombinasie lyne geneig om baie swak te wees (bv. Die mediaan O ii λ4649 / [O iii] λ4363 verhouding van vyf ekstragalaktiese H ii streke wat deur Esteban et al. 2009 bestudeer is, was 0,08), en ons het dit nie opgespoor in die gestapelde spektra.


Swaar in jou (spiraal) arms

In vandag se vraestelle probeer I-Ting Ho en medewerkers uitvind of daar patrone in gasfase-metale is wat verband hou met die spiraalpatrone van 'n sterrestelsel en 'n skyf.

Om dit te doen, meet hulle metallisiteite in die gesigskyfies van NGC 1365 en NGC 2997. Hulle het dit gedoen met honderde optiese spektra van die TYPHOON-program, met behulp van die 2,5 meter du Pont-teleskoop by Las Campanas Observatory. Dit het baie lank geneem & # 8212 rondom 40 tot 50 ure vir elke sterrestelsel & # 8212, maar die outeurs het 'n uiters hoë resolusie spektrale kaarte van elke sterrestelsel gekry.

Hoe word metallisiteite gemeet aan hierdie spektra? In vandag se referate, Ho et al. gebruik 'n kode om veelvuldige spektrumlyne aan te pas by 'n rooster van modelle met verskillende metallisiteite en ander parameters. (Hierdie Astrobite het 'n goeie oorsig van ander maniere om gasfase-metaalagtighede af te lei, as u belangstel. Vir die doeleindes van die huidige vraestelle maak die presiese kalibrasie nie te veel saak nie, solank ons ​​konsekwent is, want ons gee net om die resultate binne dieselfde sterrestelsel te vergelyk.)

Dit lei tot pragtig opgeloste metaalkaarte van streke in die sterrestelsels (Figuur 2)! Hierdie kaarte toon dat die mees voor die hand liggende patroon 'n radiale gradiënt is: metallisiteite is hoër naby die sentrums van die sterrestelsels en laer naby die buitewyke. Soos vroeër genoem, is dit waarskynlik omdat sterrestelselvorming van binne af voortgaan.

Figuur 2. Gasfase-metaalkaarte van NGC 1365 (links) en NGC 2997 (regs). Blue corresponds to low metallicity, and red is high metallicity. Note that metallicity is defined as 12 + log(O/H), which is the relative abundance of oxygen to hydrogen. (Oxygen emission lines are easy to measure, so oxygen is usually used as a proxy for total gas-phase metallicity.) Figure 3 from Paper I and Paper II.

But this is old news. We want to know about the sekondêr metallicity patterns due to variations around the disk! So the authors subtract out the average radial metallicity gradient and consider the residuals in Figure 3. They also identify the star-forming spiral arms in these galaxies (by looking at Hα maps, since the Hα line is a tracer of star formation). Figure 3 shows that the metallicities in the spiral arms are higher than the metallicities outside of the spiral arms!

Figuur 3. Gas-phase metallicity maps of NGC 1365 (left) and NGC 2997 (right), but now the average radial metallicity gradient has been subtracted! Again, blue corresponds to low metallicity, and red is high metallicity. Spiral arms are marked with dashed lines. Figure 7 from Paper I and Paper II.


Researchers Use LAMOST Data to Obtain Reliable Parameters of Star Clusters in Andromeda Galaxies (Astronomy)

Recently, PhD student Wang Shoucheng, researcher Ma Jun and associate professor Chen Bingqiu of Yunnan University used LAMOST DR6 low-resolution spectral data and other multi-band photometric survey data at home and abroad to measure the reliable parameters of 346 star clusters in the Andromeda Galaxy ( M31 ).

M31 is about 2.5 million light years away from us . As the closest large spiral galaxy to us, M31 is the best astrophysics laboratory for astronomers to study the formation and evolution of galaxies. Massive star clusters, including old globular clusters and young mass star clusters, are widely distributed in various regions from the core ball, galaxy disk to the outer halo of the galaxy. They record the early formation and evolution of galaxies and reveal the history of galaxy integration. A great tool.

Based on the spectral data of LAMOST DR6 , combined with the multi-band photometric data of the cluster, the researchers constructed a set of cluster parameter fitting methods based on machine learning, which can effectively break the degenerate relationship between metal abundance and age. Using this method, the researchers respectively estimated the age and metallic abundance information of 346 young massive star clusters and old globular star clusters in M31. The measurement results are consistent with the previous comparison results. In this work, the ages of nearly 30 star clusters and the metallic abundances of nearly 40 star clusters are the first time astronomers know. This provides reliable data support for further research on the evolution of stars and the formation and evolution of galaxies.

The figure below shows the age and metal abundance distribution of the massive star clusters in M31 obtained in this work . The new metal abundance distribution results show that the globular cluster of M31 is different from the bimodal distribution of the globular cluster of the Milky Way, but presents a more complex structure.

M31 age massive clusters and metal abundance sample distribution , red color and blue color dotted respectively Representative samples of the present midlife light and old star groups . Side gray histogram on the chart represents the kind of this all-star group in age and metallicity distribution of red color and blue color histogram chart represent clusters of young and old in age and metallicity distribution.


Test Report - Using filters on galaxies

FYI, I published a new test report talking about what can be achieved using a filter with your camera when trying to observe galaxies from a light polluted location. This is a fresh look at the topic using a newer technology camera, my DS432M TEC. All my previous experiments on the topic are from 2012 and used my colour Mallincam Xtreme.

Bottom line: filters that pass infrared increase contrast of galaxies, but the improvement is subtle. The best improvement in contrast came from using infrared high-pass filters, with the Optolong Nightsky Halpha and Baader IR Pass being good commercially available options. You can download the report from the link below.

#2 hornjs

Nice write up Jim. Thanks for testing these.

#3 alphatripleplus

Will take a close look. Thanks, Jim.

#4 GalaxyPiper

Your dedication will help us all in our endeavors!

#5 alphatripleplus

Jim, I know your testing was done under Bortle 9 skies, where the boost in SNR and contrast from those filters that pass a lot of infrared is noticeable on broadband targets like galaxies, but at the expense of longer total exposures. I wonder at what lower level of LP, would you think that there is little value in using the high bandpass infrared filters on galaxies vs going unfiltered? I haven't done much testing here (Bortle 4), but what little I've done suggests going unfiltered is better under my conditions. Enige gedagtes? Dankie.

#6 GaryShaw

Hi
You are a Prince and a fine Fellow Jim ! Thanks for this shared research.

ps: last time I looked the optolong night sky filter was not available and the astronomik Pro Planet 642 BP was a good alternative. Still the case?
Gary

#7 jimthompson

Jim, I know your testing was done under Bortle 9 skies, where the boost in SNR and contrast from those filters that pass a lot of infrared is noticeable on broadband targets like galaxies, but at the expense of longer total exposures. I wonder at what lower level of LP, would you think that there is little value in using the high bandpass infrared filters on galaxies vs going unfiltered? I haven't done much testing here (Bortle 4), but what little I've done suggests going unfiltered is better under my conditions. Enige gedagtes? Dankie.

I will have a look at my predictions and report back on what I find. I know from some limited testing that for a Bortle 2 sky no filter is best, but I don't know what to say about Bortle 4-5.

#8 jimthompson

Hi
You are a Prince and a fine Fellow Jim ! Thanks for this shared research.

ps: last time I looked the optolong night sky filter was not available and the astronomik Pro Planet 642 BP was a good alternative. Still the case?
Gary

The Pro Planet 642 seems to work "okay", but the Optolong Nightsky Halpha is noticeably better. Apparently you can still buy this filter, you just need to find a retailer who has it in stock.

#9 Ptarmigan

Interesting. I do not see the ZWO 850 nm filter used. I used it and works on galaxies.

#10 SanjeevJoshi

As an fyi - Celestron RASA LPR and Optolong Pro both seem decent for Bortle 7/8. Subjectively I would give the Optolong Pro just a tiny edge but it was not based on proper testing.

#11 jimthompson

Inspired by Errol's question above, I have used my prediction tool to calculate how the performance of these filters on galaxies changes with the light pollution level. I have attached some plots of my predictions below. The results are more complicated that I was expecting. As the amount of man-made light reduces moving from Bortle 9 to Bortle 2, the filter that provides the best contrast increase varies continuously. In heavy light pollution the best filter is an IR Pass with a cut-off wavelength in the 750 to 850nm range. As the LP level decreases, so does the cut-off wavelength giving the best contrast. With little to no LP the best choice is a filter that blocks IR entirely as well as naturally occurring LP. Band pass filters with response in the IR band like the Astronomik UHC are a compromise between these two extremes of IR passing and IR blocking filters.

Before anyone runs out and buys the ZWO 850 or a generic 760nm High Pass filter, it is important to note how these filters affect exposure time. I have calculated the Luminous Transmissivity for each of the filters considered, a measure of generally how much light gets through the filter (see attached table). When I did my testing I used sub-exposures of 20sec and that seemed to work okay for most of the filters. Those filters have a %LT in the 30 to 40% range. The generic 760nm filter has a %LT of 14%, roughly half of what the filters in my test have. This would imply I would need to use sub-exposures twice as long, so 40sec which is probably still manageable. The ZWO 850 has a %LT of 6%, implying I'd need around 6x the exposure or around 120sec for my sub-exposures. That is starting to get too long for a sub-exposure in my opinion. The relative exposure requirements may be one reason why I was seeing the Optolong Nightsky Halpha performing better than the other filters tested. Perhaps another test is required, this time varying the sub-exposure length corresponding to each filter's %LT. Ons sal sien.

Aangehegte kleinkiekies

#12 jimthompson

As an fyi - Celestron RASA LPR and Optolong Pro both seem decent for Bortle 7/8. Subjectively I would give the Optolong Pro just a tiny edge but it was not based on proper testing.

The Celestron RASA LPR and Optolong L-Pro filters are what I call "multi-band" filters. They are modelled after the IDAS LPS-P# family, which were the first filters of this type to be available commercially. In my opinion this family of filters does a good job of maintaining colour balance, but they do very little to reduce light pollution. Unless you are under Bortle 4 or better skies, these filters are a waste of money.


  • APA
  • Skrywer
  • BIBTEX
  • Harvard
  • Standaard
  • RIS
  • Vancouver

The SAMI galaxy survey : Bulge and disk stellar population properties in cluster galaxies. / Barsanti, S. Owers, M. S. McDermid, R. M. Bekki, K. Bland-Hawthorn, J. Brough, S. Bryant, J. J. Cortese, L. Croom, S. M. Foster, C. Lawrence, J. S. López-Sánchez, R. Oh, S. Robotham, A. S.G. Scott, N. Sweet, S. M. van de Sande, J.

In: Astrophysical Journal, Vol. 906, No. 2, 100, 10.01.2021.

Research output : Contribution to journal › Article

T1 - The SAMI galaxy survey

T2 - Bulge and disk stellar population properties in cluster galaxies

N2 - We explore stellar population properties separately in the bulge and the disk of double-component cluster galaxies, to shed light on the formation of lenticular galaxies in dense environments. We study eight low-redshift clusters from the Sydney-AAO Multi-object Integral field Galaxy Survey, using two-dimensional photometric bulge-disk decomposition in the g, r, and i bands to characterize galaxies. For 192 double-component galaxies with M* > 1010 Me, we estimate the color, age, and metallicity of the bulge and the disk. The analysis of the g − i colors reveals that bulges are redder than their surrounding disks, with a median offset of 0.12 ± 0.02 mag, consistent with previous results. To measure mass-weighted age and metallicity, we investigate three methods: (i) one based on galaxy stellar mass weights for the two components, (ii) one based on flux weights, and (iii) one based on radial separation. The three methods agree in finding 62% of galaxies having bulges that are 2-3 times more metal-rich than the disks. Of the remaining galaxies, 7% have bulges that are more metal-poor than the disks, while for 31%, the bulge and disk metallicities are not significantly different. We observe 23% of galaxies being characterized by bulges older and 34% by bulges younger with respect to the disks. The remaining 43% of galaxies have bulges and disks with statistically indistinguishable ages. Redder bulges tend to be more metal-rich than the disks, suggesting that the redder color in bulges is due to their enhanced metallicity relative to the disks instead of differences in stellar population age.

AB - We explore stellar population properties separately in the bulge and the disk of double-component cluster galaxies, to shed light on the formation of lenticular galaxies in dense environments. We study eight low-redshift clusters from the Sydney-AAO Multi-object Integral field Galaxy Survey, using two-dimensional photometric bulge-disk decomposition in the g, r, and i bands to characterize galaxies. For 192 double-component galaxies with M* > 1010 Me, we estimate the color, age, and metallicity of the bulge and the disk. The analysis of the g − i colors reveals that bulges are redder than their surrounding disks, with a median offset of 0.12 ± 0.02 mag, consistent with previous results. To measure mass-weighted age and metallicity, we investigate three methods: (i) one based on galaxy stellar mass weights for the two components, (ii) one based on flux weights, and (iii) one based on radial separation. The three methods agree in finding 62% of galaxies having bulges that are 2-3 times more metal-rich than the disks. Of the remaining galaxies, 7% have bulges that are more metal-poor than the disks, while for 31%, the bulge and disk metallicities are not significantly different. We observe 23% of galaxies being characterized by bulges older and 34% by bulges younger with respect to the disks. The remaining 43% of galaxies have bulges and disks with statistically indistinguishable ages. Redder bulges tend to be more metal-rich than the disks, suggesting that the redder color in bulges is due to their enhanced metallicity relative to the disks instead of differences in stellar population age.


Star formation quenching in massive galaxies

Understanding how and why star formation turns off in massive galaxies is a major challenge for studies of galaxy evolution. Many theoretical explanations have been proposed, but a definitive consensus is yet to be reached.

Despite the success of the Lambda Cold Dark Matter (ΛCDM) cosmological model in reproducing the observable Universe, certain properties of galaxies remain unexplained in this framework. Specifically, to reproduce the observed population of massive galaxies, cosmological models must include a poorly constrained quenching mechanism — a process that suppresses star formation — to solve two problems. The first is the discrepancy between the observed galaxy mass function and the theoretical halo mass function 1 . The second is the observation that more massive galaxies have systematically older stars 2 . This contravenes the hierarchical nature of ΛCDM, in which more massive galaxies are expected to be younger, because they assemble at later times.


Galaxies Grew Quickly and Early On in the Universe

The behaviour of galaxies in the early Universe attracts a lot of attention from researchers. In fact, everything about the early Universe is under intense scientific scrutiny for obvious reasons. But unlike the Universe’s first stars, which have all died long ago, the galaxies we see around us—including our own—have been here since the early days.

Current scientific thinking says that in the early days of the Universe, the galaxies grew slowly, taking billions of years to become what they are now. But new observations show that might not be the case.

The new observations are from a survey called ALPINE (the ALMA Large Program to Investigate C+ at Early Times). ALPINE is a program that studies gas and dust properties of young galaxies during the early growth phase at redshifts z = 4-6.

“To our surprise, many of them were much more mature than we had expected.”

Andreas Faisst, IPAC at Caltech

The survey found that many galaxies experienced a growth spurt between 1 and 1.5 billion years after the Big Bang. During that growth spurt, galaxies acquired a significant amount of their stellar mass and dust. They also developed into the spiral galaxies that we see today and acquired heavy element content.

In the ALPINE survey, an international team of astronomers looked at 118 of these early galaxies that underwent growth spurts.

Andreas Faisst is one of the researchers involved in ALPINE. Faisst is a researcher at the Infrared Processing and Analysis Center (IPAC) at the California Institute of Technology (Caltech) and is also the lead principal investigator for ALPINE in the USA. In a press release, he said, “To our surprise, many of them were much more mature than we had expected.”

The ALPINE project surveys galaxies that are between 1 and 1.5 billion years after the Big Bang. At that age galaxies are in a transition phase between primordial and mature. The transition phase is critical in understanding how galaxies formed and evolved. Image Credit: ALPINE

The dust content heavy element in a galaxy is what differentiates young galaxies from mature galaxies. Only mature galaxies have higher amounts of dust and metals, because they’re a by-product of dying stars. Young galaxies haven’t been around long enough for generations of stars to die and create the dust and metals.

When researchers looked at the 118 young galaxies they were surprised to see so much dust and so much metallicity. Their presence indicated that there had already been more stellar activity than thought. “We didn’t expect to see so much dust and heavy elements in these distant galaxies,” said Faisst.

Daniel Schaerer of the University of Geneva is another scientist involved with ALPINE. “From previous studies, we understood that such young galaxies are dust-poor,” said Schaerer. “However, we find around 20 percent of the galaxies that assembled during this early epoch are already very dusty and a significant fraction of the ultraviolet light from newborn stars is already hidden by this dust,” he added.

These are two of the galaxies in the early universe that ALMA observed in radio waves. The galaxies are considered more “mature” than “primordial” because they contain large amounts of dust (yellow). ALMA also revealed the gas (red), which is used to measure the obscured star-formation and motions in the galaxies.
Credit: B. Saxton NRAO/AUI/NSF, ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), ALPINE team.

Another question about the early galaxies is when they established rotation, and how soon that affected their structure. Spiral galaxies like our own Milky Way rotate, and that creates the spiral structure. Many of the galaxies in the study showed signs of rotationally-supported disks and diverse structures.

This goes against expectations.

According to accepted thinking, the early galaxies should be more chaotic and messy. Frequent galactic collisions and mergers should have prevented so much structure from emerging at such a young Universal age. “We see many galaxies that are colliding, but we also see a number of them rotating in an orderly fashion with no signs of collisions,” said John Silverman of the Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe in Japan.

Astronomers have observed distant galaxies from this time period before, like MAMBO-9 and the Wolfe Disk. MAMBO-9 is very dusty, and the Wolfe Disk has a rotating disk, so they were clues that galaxies could mature faster than thought. But they may have been outliers, and it took a larger survey like ALPINE to give researchers a clearer picture.

Artist impression of the Wolfe Disk, a massive rotating disk galaxy in the early, dusty universe. The galaxy was initially discovered when ALMA examined the light from a more distant quasar (top left). Credit: NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello

But even though ALPINE has identified a handful of these early-bloomers, astronomers still don’t know how they grew up so fast and why some of them have rotating disks at such a young age.

ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimetre Array) played a huge role in this work. It’s an extremely powerful radio telescope, and that’s what’s needed to see these distant galaxies. While many of these galaxies are basically invisible in optical and infrared light, they can shine quite brightly in millimetre and submillimetre radiation. Whereas optical and infrared can’t pierce the dusty regions where stars form, or the motion of gas in these galaxies, ALMA can. In fact, optical and infrared telescopes sometimes miss entire galaxies.

“With ALMA we discovered a few distant galaxies for the first time. We call these Hubble-dark as they could not be detected even with the Hubble telescope,” said Lin Yan of Caltech.

Three of the dishes that make up the Atacama Large Millimeter/submillimter Array (ALMA). Image Credit: H. Calderón – ALMA (ESO/NRAO/NAOJ)

The team intends to keep using ALMA’s strength to try and understand why these young galaxies are so mature. While ALPINE was a survey that used 70 hours of observing time, they’d like to use ALMA to observe individual galaxies for longer periods of time. “We want to see exactly where the dust is and how the gas moves around. We also want to compare the dusty galaxies to others at the same distance and figure out if there might be something special about their environments,” added Paolo Cassata of the University of Padua in Italy, formerly at the Universidad de Valparaíso in Chile.

ALMA can’t do this work alone, of course. ALPINE is the largest survey of this type, where multiple telescopes at different wavelengths were used to study galaxies in the early Universe. A whole fleet of optical ‘scopes were used, including the Hubble, Keck, and VLT. And Spitzer’s infrared capabilities were used, too. It’s impossible to understand the history of distant galaxies without observations across multiple wavelengths.

“Such a large and complex survey is only possible thanks to the collaboration between multiple institutes across the globe,” said Matthieu Béthermin of the Laboratoire d’Astrophysique de Marseille in France.


Kyk die video: 562 Northern Lights Huge Acrylic Ghost Pour, Reflection Swipe (Januarie 2023).