Sterrekunde

Aantal sterrestelsels per rooi verskuiwing

Aantal sterrestelsels per rooi verskuiwing


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.

Bestaan ​​daar iets soos 'n verspreiding van die aantal sterrestelsels per rooiverskuiwingsinterval? Ek bestudeer sterrestelselvorming en evolusie, en ek is nuuskierig om te weet hoeveel hedendaagse sterrestelsels (met rooi skuif <0,01 sou ek sê) ons sien.


Ja, vir 'n gegewe sterrestelsel ...

Die term "'n verdeling van die aantal sterrestelsels per rooiverskuiwingsinterval" doen maak sin, maar gewoonlik beperk ons ​​ons tot 'n sekere soort sterrestelsels, bv. Lyman $ alpha $ emittors, Lyman-sterrestelsels, sub-mm-sterrestelsels, ens., Die rede is dat sterrestelsels op verskillende maniere opgespoor word, en dat geen enkele seleksietegniek alle soorte sterrestelsels vasvang nie.

... en komende volume ...

Omdat die heelal mettertyd uitbrei, neem die "ware" (fisiese) getaldigtheid van sterrestelsels - en al die ander (behalwe donker energie) - mettertyd af. Om digthede op verskillende tye te kan vergelyk, is dit nuttig om dit te meet in koördinate wat vooraf is, dit is die koördinate wat saam met die heelal uitbrei. In hierdie koördinate verander digthede slegs as 'n fisiese proses plaasvind. Byvoorbeeld, die fisiese energie die digtheid van fotone verminder albei omdat die volume van die heelal toeneem en omdat die fotone rooi skuif. Koördineer dit in die kombuis ook neem af, maar slegs as gevolg van die rooi verskuiwing, aangesien die volume-verandering in berekening gebring word.

... en helderheid.

Aangesien sterrestelsels geen goed gedefinieerde laer grootte / massa / helderheidsdrempel het nie, moet ons 'n drempel definieer waaroor ons dit tel. Om hierdie rede, eerder as om te praat oor "die getaldigtheid van sterrestelsels per rooi verskuiwing", gebruik ons ​​gewoonlik die baie nuttige waarneembare helderheidsfunksie (LF) wat die aantal ('n sekere soort) sterrestelsels meet. per helderheidsbak, en per komende volume, by 'n gegewe rooi verskuiwing.

LF's is ondersoek na baie hoë rooi verskuiwings, ten tye toe sterrestelsels eers begin vorm het $ sim $'n halwe gigayear na Big Bang (bv. Schenker et al. 2013).

U beëindig u vraag deur te vra na die aantal sterrestelsels by $ z le0.01 $, wat in die konteks van sterrestelsels as baie lae rooi verskuiwing beskou sal word. U kan die antwoord vind deur alle soorte seleksiekriteria in ag te neem, op oorvleueling tussen opnames te kyk (die meeste plaaslike sterrestelsels sal deur verskeie tegnieke opgespoor word) en die LF's in volume te integreer tot by u gekose drempel (bv. Klein Magellaniese wolkgrootte). Doenbaar, maar nie onbenullig nie. 'N Alternatief is om numeries berekende funksies van die donker materie-halo-massas te integreer, deur bv. hierdie aanlyn-instrument, en neem aan dat elke stralekrans 'n sterrestelsel bevat. Ek kry 'n getaldigtheid van $ n sim0.4 $ stralekrans per $ h ^ {- 3} , mathrm {Mpc} ^ {3} $, of $ 1,2 , mathrm {Mpc} ^ {- 1} $. Die komende volume uit na $ z = 0,01 $ is $ V = 3.3 times10 ^ 5 $ Mpc, dus is die totale aantal sterrestelsels (super-SMC-grootte) $ N = n V simeq 3.8 keer10 ^ 5 $.


Feit en verwysings [wysig | wysig bron]

  • Daar is nou genoeg bewyse vir die teenwoordigheid van massiewe sterrestelsels by z & gt2 met min of geen voortdurende stervorming nie, wat daarop dui dat 'n nie-weglaatbare fraksie van die plaaslike vroeë-tipe sterrestelselpopulasie slegs enkele Gyr na die oerknal in plek was, en dat massiewe rooi sterrestelsels 'n beduidende fraksie van (of moontlik selfs oorheers) die sterre massadigtheid by Z

Grootte Evolusie [wysig | wysig bron]

  • Met inagneming van die lae intrinsieke verspreiding in die Fundamentele vliegtuig (Djorgovski & amp Davis 1987 Hyde & amp Bernardi 2009 Gargiulo et al. 2009)

Moontlike foutbronne tot grootte meting [wysig | wysig bron]

  1. Fotometriese rooi verskuiwing
  2. Masseberaming (sien Muzzin et al. 2009a, b)
    • Onsekerhede in sterre populasiesintese-kodes, die IMF, die behandeling van stof, stervormingsgeskiedenisse en metallisiteite kan maklik sistematiese foute van 0.2-0.3 dex inbring (sien bv. Drory, Bender, & amp Hopp 2004 van der Wel et al. 2006 Wuyts et al. 2009 Muzzin et al. 2009a Marchesini et al. 2009)
    • Hierdie onsekerhede (biblioteek, IMF, et al.) Kan stelselmatige foute tot a tot gevolg hê faktor van 6 (Conroy et al. 2009)
    • By lae rooiverskuiwing is daar goeie ooreenstemming tussen sterremassas, bepaal deur fotometriese SED-pasmetodes en dinamiese massas (Taylor et al. 2010a).
    • Of dit ook die geval is by hoë rooiverskuiwing, is onduidelik (bv. van de Sande et al. 2011 Bezanson et al. 2011 Martinez-Manso et al. 2011)
  3. Van half-ligstraal tot halfmassa-radius of kleurgradiënt
  4. Diepte van die beelddata (Hopkins et al. 2009a, Mancini et al. 2009)
    • Dit kan 'n probleem wees, aangesien dit die plek is waar die grootste groei plaasgevind het (Bezanson et al. 2009 Naab et al. 2009)
    • Sien egter die aanbieding vir die AAS-vergadering van Januarie 2010 van Chien. Peng
    • Vorige studies het getoon dat betroubare melkweggroottes gemeet kan word op grondgebaseerde data, mits die sein-tot-ruisverhouding voldoende hoog is en die PSF oor die beeld stabiel is (bv. Trujillo et al. 2006b Franx et al. 2008).
    • Szomoru et al. (2010) het 'n analise op 'n kompakte, rustige sterrestelsel z = 1,91 in die Hubble Ultra Deep Field (HUDF) uitgevoer en die klein grootte daarvan bevestig.
  5. Rusraam UV v.s. rusraam opties (sien Trujillo et al. 2007, Mancini et al. 2009)
  6. Sentrale punt-bron besoedeling of AGN
  • Hulle oppervlakdigthede ontwikkel ook sterk met rooi verskuiwing, asook die "drempel" -oppervlakdigtheid waaroor sterrestelsels oorwegend rustig is (Franx et al. 2008 Maier et al. 2009).

Stellar Kinematics [wysig | wysig bron]

  • Metings van snelheidsverspreiding en dinamiese massas vir massiewe sterrestelsels z & gt1.5 (Cenarro & amp Trujillo 2009 van Dokkum, Kriek, & amp Franx 2009a Cappellari et al. 2009 Onodera et al. 2010 van de Sande et al. 2011)

Omgewing en verwante onderwerpe [wysig | wysig bron]

  • Bewyse vir versnelde strukturele evolusie in digter streke:
    1. Stott et al. (2011) meld dat die groottes van die massiefste sterrestelsels in trosse met hoogstens 30% toeneem gedurende die periode van z = 1–0.2.
    2. Cooper et al. (2012) vind a korrelasie tussen die groottes en plaaslike sterrestelsels vir vroeë tipe sterrestelsels by 0.4 & lt z & lt 1.2, wat dui op versnelde morfologiese evolusie in hoër digtheidsstreke.
    3. Zirm et al. (2012) Vind 'n wenk van bewyse dat massiewe rustende sterrestelsels in die omgewing van radiostelsel MRC 1138-262 by z = 2.2 groter groottes het teen 'n vaste massa in vergelyking met sterrestelsels in die veld by hierdie rooi verskuiwing.
    4. Papovich et al. (2012): Vir 'n proto-groep by z
  • Melkwegversameling via samesmeltings is die doeltreffendste in klein groepies en die vorming van trosse teen laer rooi verskuiwings, omdat hierdie stelsels dispersies met laer snelheid (sien Tran et al. 2008 McIntosh et al. 2008 McGee et al. 2009 Wilman et al. 2009)
  • Bewyse teen versnelde strukturele evolusie in digter gebied
    • Sien Rettura et al. 2010
    • Metings van die samestellingstempo van sterrestelsels in hoëdigtheidstreke (soos trosse) toon dat hierdie samesmeltings hoofsaaklik voorkom sonder stervorming (Ellison et al. 2010). (Samesmeltings wat selfs klein hoeveelhede stervorming behels, word ongunstig deur die gemete evolusie van die kleure van trosstelsels tot laer rooiverskuiwing van Dokkum & amp van der Marel 2007.)

    Aantal sterrestelsels per rooi verskuiwing - Sterrekunde

    Fig. 8.2. Die posisies van nabygeleë elliptiese sterrestelsels op die supergalaktiese X-Y-vlak is die oorsprong van die Melkweg. Skakering dui op resessiesnelheid Vr - J. Tonry.

    Die helderheid van enige vierkant wissel dus ongeveer die gemiddelde waarde. Hoe nader die sterrestelsel, hoe minder sterre binne elke vierkant, en hoe sterker is die skommelinge tussen naburige vierkante: wanneer N groot is, is die breukvariasie eweredig aan 1 / -JN. As ons dus die helderheid van die oppervlak in twee sterrestelsels meet, waar ons die relatiewe helderheid van die helder sterre ken wat die meeste lig uitstraal, kan ons hul relatiewe afstande vind.

    Hierdie metode werk net vir relatief nabygeleë sterrestelsels waarin die sterre minstens 3-5 Gyr oud is. Hierin kom byna al die lig van sterre naby die punt van die rooi reuse-tak. Soos ons in Afdeling 1.1 opgemerk het, het dit byna dieselfde helderheid vir alle sterre onder ongeveer 2Mq. Hierdie sterre is oud genoeg dat hulle baie wentelbane om die middel gemaak het, sodat hulle glad deur die sterrestelsel versprei word. Die waarnemings word gewoonlik in die I-band naby 8000 A gedoen, of in die K-band op 2,2 | xm, om die bydrae van die jonger blou sterre te verminder. Die tegniek misluk vir spiraalvormige sterrestelsels, omdat hul helderste sterre jonger is: dit is rooi superreuse en die laat stadiums van sterre met tussenmassa, en hul helderheid hang af van die sterre massa, en so ook van die gemiddelde ouderdom van die sterpopulasie. Aangesien die gemiddelde oor die oppervlak van die melkweg verander, verander die helderheid van daardie sterre ook so. Die ligsterre is ook te kort van korte duur om ver te beweeg van die sterreverenigings waar hulle gevorm het. Hul klonterige verspreiding veroorsaak baie sterker skommelinge in die helderheid van die sterrestelsel as dié van ewekansige variasies in die aantal ouer sterre.

    In Figuur 8.2 sien ons dat die Maagd-groep ongeveer 16Mpc weg is. Dit bestaan ​​blykbaar uit twee afsonderlike stukke wat nie presies saamval met die twee snelheidsgroepe rondom die sterrestelsels M87 en M49 wat ons in Afdeling 7.2 bespreek het nie. Hier lê sterrestelsels in die noordelike deel van die groep, naby M49, hoofsaaklik in die nader groepering, terwyl dié in die suide naby M86 meer afstand het. M87 lê tussen die twee polle. Die Fornax-groep, in die suide met Y & lt 0, is op ongeveer dieselfde afstand as Maagd. Albei hierdie trosse is deel van groter sterrestelsels. Aangesien sterrestelselgroepe relatief min elliptika bevat, verskyn dit nie goed in hierdie figuur nie. Die Local Group word slegs deur die elliptiese en dwerg-elliptiese metgeselle van M31 voorgestel, as die oorvleuelende sirkels net regs van die oorsprong.

    Probleem 8.1 In Afdeling 4.5 het ons gesien dat die bewegings van die Melkweg en M31 aandui dat die massa van die plaaslike groep 3 x 1012M0 oorskry: as die radius 1 Mpc is, wat is die gemiddelde digtheid daarvan? Toon aan dat dit slegs ongeveer 3 uur -2 is van die kritieke digtheid p ^ t wat in Vergelyking 1.30 gedefinieer word - die plaaslike groep is net massief genoeg om op homself ineen te stort.

    Probleem 8.2 Die vryval-tyd tff = 1 / fGp van Vergelyking 3.23 gee 'n rowwe skatting van die tyd wat dit neem vir 'n sterrestelsel of tros om tot digtheid te groei p. In Probleem 4.7 het ons gesien dat die minimum tyd vir die Melkweg, met 'n gemiddelde digtheid van 105pkrit binne die baan van die Son, is

    3 x 108 jaar of 0,03 x tH, die uitbreidingsouderdom gegee deur Vergelyking 1.28. Toon aan dat 'n groep sterrestelsels met 'n digtheid van 200 pk amper nie binne die ouderdom van die heelal kan ineenstort nie. Hierdie digtheid verdeel strukture soos die Local Group wat nog in duie stort van dié wat moontlik in 'n ewewig gevestig is.

    Om verder te ondersoek, gebruik ons ​​'n 'wigdiagram' soos figuur 8.3 uit die 2dF-opname, wat rooi verskuiwings van sterrestelsels in twee groot skywe oor die lug gemeet het. As ons eienaardige bewegings ignoreer, sê vergelyking 1.27 dat die resessiesnelheid Vr

    H0d, waar H0 die Hubble-konstante is, is die rooi verskuiwing ongeveer eweredig aan die afstand van die sterrestelsel d vanaf ons posisie aan die punt van elke wig. Hierdie figuur gee ons dus 'n ietwat verwronge kaart van die streek tot 600 uur -1 Mpc.

    Fig. 8.3. 'N' Wigdiagram 'van 93 170 sterrestelsels uit die 2dF-opname met die Anglo-Australiese 4-meter-teleskoop, in skywe -4 ° & ltS & lt2 ° in die noorde (linker wig) en -32 ° & lt S & lt -28 ° in die suide (regs) - M. Colless et al. 2001 MNRAS 328, 1039.

    Die driedimensionele verspreiding van sterrestelsels in Figuur 8.3 het 'n nog meer uitgesproke struktuur as Figuur 8.1. Ons sien digte lineêre kenmerke, die mure en draadagtige filamente van die kosmiese web op hul kruisings, daar is komplekse van ryk trosse. Tussen die filamente vind ons groot streke wat amper leeg is aan helder sterrestelsels: hierdie leemtes is gewoonlik ^ 50h-1 Mpc breed. Dit lyk asof die sterrestelsels verder verdwyn as z = 0.15 omdat rooi verskuiwings slegs gemeet is vir voorwerpe wat 'n vaste helderheid oorskry. Figuur 8.4 toon dat net die skaarsste en helderste stelsels op groot afstande ingesluit is. Wanneer 'n vaste hoek fi aan die lug ondersoek word, is die volume tussen afstand d en d + Ad AV = fid2 Ad, wat vinnig toeneem met d. Gevolglik sien ons min sterrestelsels naby die meeste gemeet voorwerpe lê verder as 25 000 km s-1.

    Probleem 8.3 Die plaaslike groep beweeg op 600 km s-1 relatief tot die kosmiese agtergrondstraling. Toon teen hierdie snelheid dat 'n gemiddelde sterrestelsel sou duur

    40ft-1 Gyr om vanaf die middel na die rand van 'n tipiese leemte te reis. Wat ook al die proses wat materiaal uit die leemtes verwyder het, moes baie vroeg plaasgevind het toe die heelal baie kompakter was.

    In Figuur 8.3 en 8.4 lyk dit of die mure 'n paar keer digter is as die leegstreke. Maar as hulle die eienaardige bewegings ignoreer, het hulle die nouheid daarvan oordryf

    Fig. 8.4. Die helderheid (absolute grootte in BJ) van 8438 sterrestelsels naby 13h20m in Figuur 8.3, wat die getal by elke rooi verskuiwing toon. Die helderheid L * van 'n tipiese helder sterrestelsel is geneem uit Figuur 1.16, die stippellyn by die skynbare grootte m (BJ) = 19,25 toon die benaderde grens van die opname.

    Fig. 8.4. Ligsterkte (absolute grootte in BJ) van 8438 sterrestelsels naby 13h20m in Figuur 8.3, wat die getal by elke rooi verskuiwing toon. Die helderheid L * van 'n tipiese helder sterrestelsel is geneem uit Figuur 1.16, die stippellyn by skynbare grootte m (BJ) = 19,25 toon die benaderde grens van die opname.

    skerpte sou dit minder uitgesproke lyk as ons die ware afstande van die sterrestelsels kon teken. Die ekstra massa in 'n muur of gloeidraad lok nabygeleë sterrestelsels voor die struktuur en trek dit daarheen en weg van ons af. Die radiale snelhede van die voorwerpe word dus hoër as die kosmiese uitbreiding verhoog, en ons oorskat hul afstande en plaas dit verder van ons af en nader aan die muur. Omgekeerd word sterrestelsels agter die muur in ons rigting getrek, wat hul rooi verskuiwings verminder, hierdie stelsels lyk nader aan ons en is nader aan die muur. In werklikheid is die mure net 'n paar keer digter as die plaaslike gemiddelde.

    Daarenteen lyk digte sterrestelsels langwerpig in die rigting van die waarnemer. Die kern van hierdie trosse het hul ineenstorting voltooi en sterrestelsels is styf in die ruimte gepak. Hulle wentel mekaar met snelhede so groot as 1500 kms-1, sodat hul afstande afgelei uit vergelyking 1.27 willekeurige foute van 15h-1 Mpc kan hê. In 'n wigdiagram verskyn ryk trosse as digte 'vingers' wat na die waarnemer wys.

    Probleem 8.4 Hoe lank is die smal 'vinger' in die linkerpaneel van Figuur 8.5 naby z = 0.12 en 12h30m? Toon aan dat dit 'n groot sterrestelselgroep met ar «1500kms-1 voorstel.

    Figuur 8.5 toon wigdiagramme vir rooi sterrestelsels, met spektra wat min teken van onlangse stervorming toon, en blou sterrestelsels, met spektrale lyne kenmerkend

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

    Fig. 8.5. Ongeveer 27 000 rooi sterrestelsels (links) met spektra soos dié van elliptiese sterrestelsels, en dieselfde aantal stervormende blou sterrestelsels (regs), in 'n sny -32 ° & lt 8 & lt -28 ° van die 2dF-opname. Dit is helder sterrestelsels, met -21 & lt M (BJ) & lt -19. Die elliptiese en SO sterrestelsels sterker as die spiraalagtige stelsels.

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

    Fig. 8.5. Ongeveer 27 000 rooi sterrestelsels (links) met spektra soos dié van elliptiese sterrestelsels, en dieselfde aantal stervormende blou sterrestelsels (regs), in 'n sny -32 ° & lt 8 & lt -28 ° van die 2dF-opname. Dit is helder sterrestelsels, met -21 & lt M (BJ) & lt -19. Die elliptiese en SO sterrestelsels sterker as die spiraalagtige stelsels.

    van jong massiewe sterre en die geïoniseerde gas rondom hulle. In Figuur 8.4 sien ons klompe sterrestelsels rondom 13h20m by z = 0,05, 0,08, 0,11 en 0,15. Dit is baie duidelik in die linkerwig van Figuur 8.5, maar baie swakker in die regterwig. Net so is die leemte om 12u en z = 0.08 leër in die linker wig - waarom? Die linkse sterrestelsels is rooi elliptiese en S0-stelsels, terwyl regs spirale en onreëlmatighede is. Soos ons in Afdeling 7.2 gesien het, leef elliptiese sterrestelsels gemeenskaplik in die kern van ryk trosse, waar spiraalstelsels skaars is. Gevolglik is die groepering van die rooi sterrestelsels sterker as dié van die blouer stelsels van die regterpaneel. Of sterrestelsels spiraalvormig of ellipties is, hou duidelik verband met hoe nou verpak dit is: ons sien 'n morfologie-digtheidsverhouding.

    In werklikheid moet ons nie net praat van 'die verspreiding van sterrestelsels' nie, maar moet ons oppas om te spesifiseer na watter sterrestelsels ons kyk. Ons sien nooit al die sterrestelsels in 'n gegewe volume nie; ons opnames word altyd deur die manier waarop ons stelsels kies vir waarneming gekyk. As ons byvoorbeeld voorwerpe kies wat groot genoeg is aan die hemel sodat dit vaag en dus duidelik nie-sterre lyk, sal ons die mees kompakte sterrestelsels weglaat. 'N Opname wat sterrestelsels vind deur die radio-emissie van 21 neutrale waterstofgas op te spoor, sal opties dowwe, maar gasryke dwerg-onreëlmatige sterrestelsels maklik opspoor, maar die ligte elliptiese stowwe wat gewoonlik nie gas het nie, sal mis. Die Malmquist-vooroordeel van probleem 2.11 kom voor in enige steekproef wat volgens skynbare grootte gekies word. Die wyses waarop die vooroordeel met rooiverskuiwing en skynbare helderheid verander, is selfs verraderliker. Dit is geen maklike taak om selfs die lig van die heelal in kaart te bring nie.

    8.1.1 Metings van sterrestelselgroepering

    Een manier om die neiging van sterrestelsels om saam te groepeer, te beskryf, is die twee-punt korrelasie-funksie% (r). As ons lukraak kies uit twee klein volumes AVi en AV2, en die gemiddelde ruimtelike digtheid van sterrestelsels n per kubieke megaparsek is, dan is die kans om 'n sterrestelsel in A V1 te vind net n A V1. As sterrestelsels geneig is om saam te klomp, sal die waarskynlikheid dat ons dan ook 'n sterrestelsel in AV2 het, groter wees as die skeiding r12 tussen die twee streke klein is. Ons skryf die gesamentlike waarskynlikheid om 'n bepaalde sterrestelsel in albei volumes te vind as

    as% (r) & gt 0 by klein r, dan is sterrestelsels gegroepeer, terwyl dit as% (r) & lt 0 geneig is om mekaar te vermy. Ons bereken gewoonlik% (r) deur die afstand van sterrestelsels vanaf hul rooi verskuiwings te skat, en maak 'n regstelling vir die vervorming wat deur eienaardige snelhede ingestel word. Op weegskaal r & lt 10h-1 Mpc neem dit ongeveer die vorm aan

    met y & gt 0. Wanneer r & lt r0, die korrelasielengte, is die waarskynlikheid om een ​​sterrestelsel binne radius r van 'n ander te vind aansienlik groter as vir 'n streng ewekansige verdeling. Aangesien% (r) die afwyking van 'n gemiddelde digtheid voorstel, moet dit op 'n stadium negatief raak namate r toeneem.

    Figuur 8.6 toon die twee-punt korrelasie-funksie% (r) vir sterrestelsels in die 2dF-opname. Die korrelasielengte r0

    5h-1 Mpc is dit 6h-1 Mpc vir die elliptiese, sterker gegroepeerde, en kleiner vir die stervormende sterrestelsels. Die helling y

    1-7 rondom r0. Vir r & gt 50h-1 Mpc, wat ongeveer die grootte van die grootste muur of leemte het, ossilleer% (r) ongeveer nul: die sterrestelselverdeling is redelik eenvormig op groter skale.

    Ongelukkig is die korrelasiefunksie nie baie nuttig om die eendimensionele filamente of tweedimensionele mure van Figuur 8.3 te beskryf nie. As ons volume AV1 in een hiervan lê, is die waarskynlikheid om 'n sterrestelsel in AV2 te vind slegs groot as dit ook binne die struktuur lê. Aangesien% (r) 'n gemiddelde is van alle moontlike plasings van AV2, sal dit nie ver bo nul styg sodra die skeiding r die dikte van die muur of filament oorskry nie. Ons kan probeer om dit te oorkom deur die drie- en vierpunt-korrelasiefunksies te definieer, wat die gesamentlike waarskynlikheid gee om die aantal sterrestelsels met bepaalde skeidings te vind, maar dit is nie baie bevredigend nie. Ons het nog nie 'n goeie statistiese metode om die sterkte en voorkoms van mure en filamente te beskryf nie.


    Ons bied die resultate aan van 'n studie wat ondersoek instel na die ultra-violet (UV) spektrale hellings van rooiverskuiwing en ongeveer 5 Lyman-break sterrestelsels (LBG's). Deur die dieptebeelding van die Hubble-ruimteteleskoop van die Kosmiese Vergadering naby-infrarooi Deep Extragalactic Legacy Survey en Hubble Ultra-Deep Field te kombineer met beeldvorming op die grond van die UKIRT Infrarood Deep Sky Survey Ultra Deep Survey, het ons 'n groot monster van ongeveer 20 5 LBG's wat 'n ongekende faktor van & gt 100 in UV-helderheid het. Op grond van hierdie voorbeeld vind ons 'n duidelike kleur-grootte-verhouding (CMR) by z ongeveer 5, sodat die UV-hellings (beta) van helder sterrestelsels opmerklik rooier is as hul ligter eweknieë. Ons bepaal dat die z ongeveer 5 CMR goed beskryf word deur 'n lineêre verwantskap tussen die vorm: d beta = (-0.12 +/- 0.02) dM (UV), sonder duidelike bewyse vir 'n verandering in CMR-helling by dowwe groottes ( dws M-UV & gt = -18.9). Deur gebruik te maak van die resultate van gedetailleerde simulasies, kan ons die eerste keer die intrinsieke (dws vry van geraas) afleidings van sterrestelselkleure rondom die CMR aflei tot ongeveer 5. Ons vind beduidende (12 sigma) bewyse vir intrinsieke kleurvariasie in die monster as geheel. Ons resultate toon ook aan dat die breedte van die intrinsieke UV-hellingsverspreiding van z ongeveer 5 sterrestelsels toeneem vanaf Delta beta soortgelyk aan of gelyk aan 0,1 by M-UV = -18 tot Delta beta soortgelyk of gelyk aan 0,4 by M-UV = -21 . Ons stel voor dat die toenemende breedte van die intrinsieke sterrestelselkleurverspreiding en die CMR self albei waarskynlik verklaar word deur 'n helderheidsonafhanklike onderste limiet van beta ongeveer -2,1, gekombineer met 'n toename in die fraksie van rooi sterrestelsels in helderder UV-ligstrokies .

    • sterrestelsels: evolusie
    • sterrestelsels: vorming
    • sterrestelsels: hoë-rooi verskuiwing
    • sterrestelsels: sterbarsting
    • sterrestelsels: sterre-inhoud
    • ultraviolet: sterrestelsels
    • LYMAN-BREAK GALAXIES
    • STERRVORMENDE GALAXIES
    • ULTRA-DIEPE VELD
    • ULTRAVIOLET LUMINOSITY DICHTHEID
    • EKSTRAALAKTIESE NAVORSINGSOORSIG
    • GOEDERE-SUIDVELD
    • Soortgelyk aan 2
    • STERRE BEVOLKINGS
    • STARBURST GALAXIES
    • KONTINUUMHANGINGS

    1 Antwoord 1

    Wanneer ons 'n rooi verskuiwing meet, is die absorpsiespektrum van elemente in die sterre en stofwolke in die teikensterrestelsel. Hierdie absorpsiespektra het bekende patrone van lyne, en as rooi verskuif, beweeg die hele patroon na laer energie / langer golflengte.

    Dit is dus reg dat u nie die rooi skuif van net een lyn kan meet nie, want u weet nie waar die lyn oorspronklik was nie, maar u kan dit doen as u 'n bekende patroon van baie lyne meet.


    Aantal sterrestelsels per rooi verskuiwing - Sterrekunde

    Terwyl 'n aantal outeurs oor die jare heen die stervormingsgeskiedenis van die heelal bespreek het, is Madau een van die duidelikste besprekings oor hierdie kwessie (sien bv. Madau et al. 1996 Madau 1998 Madau, Pozzetti en Dickinson 1998) . Die vorm wat deur Madau (1998) gebruik is, word in Figuur 1 getoon en gee die sterformasiesnelheid per komende volume teenoor rooi verskuiwing. Dit was een van die vroeëre referate van Madau en toon 'n styging van Z

    1-2, en dan 'n vergelykbare daling tot vandag. Hierdie vorm van die SFR versus rooi verskuiwing het bekend geword as die 'Madau plot'. As die plotvorm teenoor tyd, in plaas van rooi verskuiwing, die stervormingsgeskiedenis meer simmetries is, met 'n duidelike piek rondom 'n terugblik van

    Figuur 1. Die ster (en element) vormingsgeskiedenis van die heelal, vanaf die HDF (Madau 1998). Die vroeë data wat vir hierdie syfer gebruik is, het 'n sterk hoogtepunt in die SFR op ongeveer aangedui Z

    'N Aantal ontwikkelings (bv. Stofkorrigering, submm-resultate, nuwe beramings van die SFR by lae rooiverskuiwing) verander egter die vorm van die SFR teenoor die tyd, en maak die variasie sedert Z

    5 baie minder. Een van die belangrikste verwikkelinge die afgelope paar jaar was byvoorbeeld die erkenning dat die uitwissing van stof ons siening van sterrestelsels in die wiele ry. Die UV-SED's (spektrale energieverdelings) wat gemeet word vanuit optiese en naby-IR-waarnemings, het altyd hellings wat dui op matige rooiheid. Aangesien selfs klein hoeveelhede rooi die UV-vloeistowwe aansienlik beïnvloed, kan die korreksies daaruit groot wees ('n faktor van 2 of meer). Hierdie belangrike ontwikkeling sal verder bespreek word. *****


    Jong sterrestelsels

    Sterrestelselstudies met 'n hoë rooi verskuiwing steun grootliks op monsters wat gekies is met behulp van kleurtegnieke of ekstreme emissie-lyn-eienskappe. Lyman Break Galaxies (LBG's) is byvoorbeeld ster-vormende z & gt3-sterrestelsels wat gekies is op grond van hul UV-kleure in die raamraam, wat dui op 'n beduidende absorpsie by golflengtes onder 912 A. Dit is egter baie moeilik om te weet hoe sulke sterrestelsels populasies hou verband met mekaar of hoe dit inpas by die algehele skema van sterrestelsel-evolusie.

    'N Klassieke voorbeeld van 'n gewaardeerde populasie waarvan die verhouding met ander monsters onduidelik is, is die Lyman alpha emitter (LAE) populasie. Lyman alfa-emissielyn-soektogte is wyd gebruik om die hoogste rooi verskuiwing sterrestelsels (z & GT6) te vind. Hierdie lyn is die enigste spektroskopiese handtekening wat gebruik kan word om die rooi verskuiwing van 'n sterrestelsel wat op grond van sy kleureienskappe gekies is, te bevestig. Lyman alpha is egter 'n moeilike interpretasie. Omdat die lyn resonant versprei word deur neutrale waterstof, is die bepaling van die ontsnappingspad en dus die vernietiging daarvan deur stof 'n uiters ingewikkelde probleem. Ons begrip van wat die breuk van sterrestelsels met Lyman alfa-emissie bepaal, is dus swak.

    Ideaal gesproke wil ons weet of die teenwoordigheid van Lyman alfa-emissie verband hou met ander eienskappe van die sterrestelsel, soos die metallisiteit, uitwissing, morfologie of kinematika - dws wat die ontsnapping van Lyman alfa-fotone beheer, en hoe die eienskappe van die hoogste rooiverskuiwings LAE's word aangepas deur die intergalaktiese gas.

    As gevolg van die probleme met waarneming in die UV, het ons tot onlangs nog baie meer inligting oor die z gehad

    2-3 LAE's en hoe hul eienskappe verband hou met dié van ander UV-geselekteerde sterrestelsels by hierdie rooi verskuiwings (LBG's) as wat ons by laer-rooi verskuiwingsmonsters gedoen het. Aansienlike monsters van z

    1 LAE's is nou gevind met die Galaxy Evolution Explorer (GALEX) grismaspektrograwe. Hierdie monsters hou baie voordele in. Die sterrestelsels is helder en kan maklik op ander golflengtes bestudeer word. Nog belangriker, hulle kan geïntegreer word in omvattende studies van sterrestelsels met dieselfde rooi verskuiwings om sommige van die seleksievooroordele te verstaan. Verder, deur die Lyman-alfa-eienskappe van die lae-rooi-verskuiwingstelsels met hul optiese eienskappe, met inbegrip van hul H-alfa-lynsterktes, te vergelyk, kan ons die omskakeling van die Lyman-alfa-helderheid na stervormingstempo kalibreer.

    Ons leer baie oor LAE's uit hierdie monsters en uit die vergelyking van hierdie monsters met dié by hoë-rooi verskuiwings. Dit blyk byvoorbeeld dat LAE's 'n vroeë stadium in 'n sterbarsting verteenwoordig wanneer die stervormende gas nog relatief ongerep is en die primêre stervormende streek klein is. Dit blyk ook dat daar 'n tydsreeks is, met die Lyman alfa-emissielyn wat verdwyn en die metaalagtigheid van die gas styg namate die sterrestelsel ontwikkel. Ons hoop om aansienlike vordering te maak met die plaas van LAE's in konteks deur die voorwerpe met die SALT-spektrograaf te bestudeer.

    'N Ander jong sterrestelselpopulasie is ontdek deur middel van beeldvorming met smalbandfilters wat gebou is om LAE's met 'n hoë rooi verskuiwing te vind. Hierdie "laatbloeiers" ondergaan onlangs hul eerste episodes van sterrevorming (z

    0.8) en is ontdek deur hul buitengewoon sterk [OIII] emissie. Hulle het oor die algemeen baie lae metallisiteite, wat beteken dat ons dalk leidrade kan kry oor die eerste stadiums van die vorming van sterrestelsels in die heelal deur 'n groot monster in detail te bestudeer. Ons beplan om 'n wye area-soektog te doen met die One Degree Imager op WIYN wat duisende van hierdie sterrestelsels sal opduik. Dan sal ons kan ondersoek of hierdie nuut gevormde sterrestelsels 'n minimum hoeveelheid swaar elemente bevat, soos verwag kan word as die intergalaktiese gas relatief eenvormig verryk word met metale wat in die vorige sterrestelselvorming vervaardig is. As daar uiters lae metaalstelsels gevind word, kan ons aflei dat gedeeltes van die intergalaktiese gas relatief ongerep gebly het.


    Aantal sterrestelsels per rooi verskuiwing - Sterrekunde

    Daar is verskillende sintuie waarin sterrestelsels mettertyd ontwikkel, en nie noodwendig dieselfde tempo vir verskillende soorte sterrestelsels verloop nie. Ons kan gerieflikheidshalwe die evolusie van sterpopulasies, chemiese oorvloed en dinamika van 'n sterrestelsel onderskei, terwyl ons onthou dat dit in werklike sterrestelsels op 'n sekere vlak aan mekaar vasgemaak is. Ek behandel die basiese beginsels wat nodig is om die modellering van hierdie prosesse te verstaan, en waarnemingsbenaderings vir elkeen.

    Die waarskynlikheid van die waarneming van sterrestelsels kan gesien word uit die vergelyking van verskeie relevante tydskale. Die Hubble-tyd is tussen 1-2 en # 215 10 tien jaar. Dit stem ooreen met die hoofreeksleeftyd van sterre in die sonmassa, wat dit baie geslagte sterker ligter massiewe sterre maak. En dinamies is die rotasietydperk van ons kant van die Melkweg 0,25 Gyr, dus die ontspanningstyd vir 'n massiewe sterrestelsel om struktuur te vorm, moet verskeie Gyr wees.

    Bevolkingsevolusie kombineer die geskiedenis van stervorming in 'n sterrestelsel en sterre-evolusie van sy bestanddele, wat veranderings in die HR-diagram van 'n sterrestelsel (wat gewoonlik van plek tot plek in die sterrestelsel verander) mettertyd verander. Om die bevolking op 'n sekere tyd te voorspel, het ons dus die SFR te alle tye nodig en 'n begrip van die sterre-evolusie vir alle relevante massas, sien die bespreking onder spektrum en populasiesintese. Elliptiese sterrestelsels, of die uitbultings van spirale, is gewilde toetse van sintesemodelle, aangesien daar veronderstel is dat die meeste van hul sterre in 'n kort tydperk lank gelede gevorm is, en dat hulle sedertdien slegs verander het as gevolg van sterre evolusie passiewe evolusie). As voorbeeldberekening, hier is 'n reeks modelle van 'n vinnige uitbarsting van stervorming, uit die kode deur Rocca-Volmerange en Guiderdoni, met ongeveer 1 Gyr-intervalle:

    Een sagteware wat veral gebruik word, is die GISSEL-pakket deur Bruzual en Charlot (sien ApJ 405, 538, 1993, met latere verbeterings). 'N Mens kan ook uit sulke resultate die verwagte geskiedenis van enige spesifieke kleurindeks of lynsterkte voorspel. K-korreksies is gewoonlik ingevou in kleurindekse, omdat ons selde filters kan aanpas om wye rooiverskuiwings te dek, maar lynindekse het minder probleme omdat dit spektroskopies gemeet word en amper monochromaties is vir al die sterrestelsels in 'n steekproef. Hamilton (1985 ApJ 297, 371) het nog steeds met elliptiese produkte te doen gehad en gesoek na evolusie in 'n indeks van die spektraalbreuk by 4000 & Aring (die sogenaamde H-K-breek) vir rooi verskuiwings tot ongeveer Z= 0,9 om hoogstens marginale bewyse van enige evolusie te vind. Hy bied 'n figuur aan wat die terugkyk tyd en die sterre evolusietydskaal goed verbind (en wys waarom sulke werk indirek beperk0, wat 'n rooiverskuiwingskaalse tyd verbind met die absolute tydskale van sterre leeftyd), wat ek vrolik hieronder neergeskryf het (met dank aan die AAS). Let daarop dat die rooi verskuiwingstydtoewysing sensitief is vir kosmologiese parameters, insluitend die Hubble-konstante H0 en vertraging parameter q0, plus vir goeie maat enige nie-nul waarde van die kosmologiese konstante & Lambda.

    Hamilton se resultate dui op 'n baie klein H0 (formeel minder as 42 km / s Mpc). Later work on both radio- and optically-selected galaxies shows that a clear envelope in amplitude of the 4000-Å break is seen with redshift. Here I combine Hamilton's data, a set of low-power radio galaxies for Z< 1 from Owen and Keel (1995 AJ 109, 14), and the large number of (less precise) measures from the Hawaii survey from Songaila et al. (1994 ApJS 94, 461):

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

    R returned fraction of gas
    y the yield, fraction of stellar mass turned into heavy elements

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

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

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

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

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

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

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

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

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


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

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


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

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


    Kyk die video: Uitdijing van het heelal en dopplereffect (Desember 2022).