الفلك

العلاقة بين المقدار المطلق للأشعة فوق البنفسجية ومعدل تكون النجوم

العلاقة بين المقدار المطلق للأشعة فوق البنفسجية ومعدل تكون النجوم


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.

لقد قمت بتصفح الإنترنت وبحثت في الكثير من المواقع ، حتى الآن حصلت على هذا

لكن غير قادر على العثور على الصيغة التي تتعلق فقط بـ Mالأشعة فوق البنفسجية و لأنني لا أعرف قيمة المعلمات أالأشعة فوق البنفسجية و μ (ض).

إذا كانت هناك أي صيغة من هذا القبيل ، فقم بالمساعدة!


يمكن حساب لمعان الأشعة فوق البنفسجية لمجرة ، بالنظر إلى عدد النجوم. يمكن حساب هذه المجموعة ، بدورها ، في ضوء دالة الكتلة الأولية (IMF) ، أي دالة توزيع الكتل النجمية. في هذه الحالة ، يجب أن يكون لمعان الأشعة فوق البنفسجية متناسبًا خطيًا مع معدل تكوين النجوم (SFR) ، والذي يتم كتابته أحيانًا $ Psi $.

تنبعث الأشعة فوق البنفسجية بشكل أساسي من النجوم الشابة ذات الأعمار $ lesssim10 ^ 8 ، mathrm {سنة} $. بافتراض أن SFR ثابت على نطاقات زمنية أطول ، يحسب Kennicutt (1998) في ورقته الأساسية (مع ~ 5000 استشهاد) لـ Salpeter (1995) IMF (متساوٍ ؛ ~ 6700 استشهاد) بحدود الكتلة 0.1 و 100 $ M_ odot ، mathrm {yr} ^ {- 1} $ الذي - التي $$ frac { Psi_ mathrm {Sal}} {M_ odot ، mathrm {yr} ^ {- 1}} = 1.4 times10 ^ {- 28} frac {L_ nu} { mathrm { erg} ، mathrm {s} ^ {- 1} ، mathrm {Hz} ^ {- 1}}. $$ كانوا $ L_ nu $ هو لمعان الأشعة فوق البنفسجية المنبعث كثافة، أي اللمعان لكل حاوية تردد. على مسافة (اللمعان) $ d_L $ من المجرة ، كثافة التدفق الملحوظ $ f_ nu $ ثم $$ f_ nu = frac {L_ nu} {4 pi d_L ^ 2}. $$

ترتبط كثافة التدفق بحجم الأشعة فوق البنفسجية الظاهر (المرصود) $ m_ mathrm {UV} $ مثل (Oke & Gunn 1983 ؛ ~ 1900 استشهادًا على الرغم من +/- خطأ في معادلةهم الأكثر أهمية) $$ m_ mathrm {UV} = -2.5 log frac {f_ nu} { mathrm {erg} ، mathrm {s} ^ {- 1} ، mathrm {cm} ^ {- 1} ، mathrm {هرتز} ^ {- 1}} - 48.6. $$

معامل المسافة وانقراض الغبار

المقدار الظاهري مرتبط بالحجم المطلق مليون دولار من خلال معامل المسافة $$ mu equiv م - M. $$

علاوة على ذلك ، لا تأخذ العلاقات المذكورة أعلاه في الاعتبار حقيقة أن الغبار يمتص بعض الضوء المنبعث. انقراض الغبار يزيد المقدار الملحوظ (لأن المقادير مقلوبة) بعدد $ A_ mathrm {UV} $.

وهذا هو ، الحجم الظاهر للأشعة فوق البنفسجية $$ m_ mathrm {UV} = M_ mathrm {UV} + mu + A_ mathrm {UV}. $$

عادة ، الانقراض $ A_ mathrm {UV} $ لا يتم قياسه بشكل صريح (لأن قياسات الأشعة فوق البنفسجية صعبة) ؛ بدلاً من ذلك ، يقاس الانقراض في نطاقين بصريين ، على سبيل المثال $ B $ و $ الخامس $. الانقراض $ A_ lambda $ بطول موجة معين $ لامدا $ يمكن بعد ذلك تقديرها كـ $$ A_ lambda = k_ lambda E (B-V) ، $$ أين $ E (B-V) equiv A_B - A_V $ هو اللون الزائد ، و $ k_ lambda $ من خلال قانون الانقراض المفترض ، على سبيل المثال قانون كارديلي (1989) أو قانون كالزيتي (2000).

دور وظيفة الكتلة الأولية

إن Salpeter IMF قديم ، وفي ذلك الوقت لم يكن لدينا بيانات جيدة جدًا للنجوم منخفضة الكتلة (الخافتة) ، لذلك قام فقط بتطبيق قانون قوة واحد. مع وجود بيانات أفضل ، وجد في النهاية أن هناك عددًا أقل من النجوم منخفضة الكتلة مما كان يُعتقد سابقًا ، أي أنها تتطلب كتلة نجمية أقل لإنتاج لمعان الأشعة فوق البنفسجية. الاختيار الشائع اليوم هو Chabrier (2003) IMF (~ 5100 استشهاد) ، والذي يعطي بقسوة عامل يزيد بمقدار 1.8 عن الأشعة فوق البنفسجية مقارنة بصندوق النقد الدولي Salpeter لكل نجم ، في المتوسط. أي أن عامل التحويل أصغر بمقدار 1.8 مرة.

مع Chabrier IMF ، تحصل بالتالي على أن العلاقة بين الحجم المطلق للأشعة فوق البنفسجية ومعدل تكوين النجوم (وهو ما تطلبه) هو $$ frac { Psi_ mathrm {Cha}} {M_ odot ، mathrm {yr} ^ {- 1}} = 7.8 times10 ^ {- 29} ، times ، 4 pi d_L ^ 2 times10 ^ {- (M_ mathrm {UV} + mu + A_ mathrm {UV} +48.6) /2.5}، $$ أين $ d_L $ يقاس بالسنتيمتر.

علاقة أبسط

الصيغة أعلاه تشبه تلك التي قدمتها ، لكنها غريبة بعض الشيء من حيث أنها تحتوي على كليهما $ mu $ و $ d_L $، وهما مقياسان مختلفان لنفس الشيء. باستخدام التعريف $$ mu = 5 log left ( frac {d_L} {10 ، mathrm {pc}} right) $$ يمكننا - بعد قليل من الجبر - التعبير عن تعريف حجم Oke & Gunn (AB) $$ M_ mathrm {UV} = -2.5 log L_ nu + 51.6. $$ بهذا يمكننا كتابة العلاقة على شكل $$ frac { Psi_ mathrm {Cha}} {M_ odot ، mathrm {yr} ^ {- 1}} = 7.8 times10 ^ {- 29} ، times 10 ^ {- (M_ mathrm {UV} + A_ mathrm {UV} -51.6) /2.5}، $$ او حتى $$ boxed { frac { Psi_ mathrm {Cha}} {M_ odot ، mathrm {yr} ^ {- 1}} = 3.4 times10 ^ {- 8} ، times 10 ^ {- (M_ mathrm {UV} + A_ mathrm {UV}) / 2.5}.} $$


تيموثي م. هيكمان وفيليب ن. بست
المجلد. 52 ، 2014

الملخص

نلخص ما علمتنا إياه المسوحات الكبيرة للكون المعاصر عن فيزياء وظواهر العمليات التي تربط تكوين المجرات وتطورها بثقوبها السوداء فائقة الكتلة. نقدم صورة فيها. اقرأ أكثر

الشكل 1: التاريخ الكوني لنمو الثقب الأسود ونمو الكتلة النجمية. يُقارن متوسط ​​معدل تراكم الثقب الأسود بمعدل تشكل النجوم كدالة للانزياح الأحمر ، حيث يكون الأخير g.

الشكل 2: توزيع المجرات في عينة المجرة الرئيسية SDSS على مستوى الكتلة النجمية مقابل معدل تكوين النجوم المحدد (sSFR = SFR / M ∗). يشير التدرج الرمادي إلى التوزيع الحجمي المرجح.

الشكل 3: رسومات تخطيطية للمحركات المركزية للوضع الإشعاعي والنمط النفاث النوى المجرية النشطة (وليس القياس). (أ) تمتلك النوى المجرية النشطة ذات الوضع الإشعاعي قرص تراكم سميك بصريًا رقيقًا هندسيًا يصل إلى i.

الشكل 4: تصنيف السكان المحليين AGN المعتمد خلال هذه المراجعة. يصف النص الأزرق الخصائص النموذجية لكل فئة من فئات AGN. هذه ، جنبا إلى جنب مع انتشار خصائص ل.

الشكل 5: مجموعة من المخططات التشخيصية لعينة المجرة الرئيسية Sloan Digital Sky Survey مأخوذة من Kewley et al. (2006). الخط الأحمر هو الخط الأقصى للانفجار النجمي من Kewley et al. (2001) ، أين.

الشكل 6: مخططات تشخيصية توضح المجرات داخل عينة المجرة الرئيسية في مسح سلون الرقمي للسماء التي تم اكتشافها في النطاق الموجي الراديوي فوق S1.4GHz = 5 mJy. تستخدم هذه المخططات للفصل.

الشكل 7: العلاقات بين المقدرات المختلفة لللمعان البوليومتري للوضع الإشعاعي النوى المجرية النشطة. مقارنة لمعان خط الانبعاث [Oiii] مع (أ) سطوع خط [Oiv] و (ب) مي.

الشكل 8: الطاقة الميكانيكية النفاثة للمصادر الراديوية ، المقدرة بـ 4 فولت من التجاويف والفقاعات في غاز الأشعة السينية ، مقابل لمعان الراديو أحادي اللون 1.4 جيجا هرتز. يتم الحصول على البيانات بشكل أساسي من Ca.

الشكل 9: (أ) علاقة MBH-للمجرات المحلية بقياسات كتلة الثقب الأسود المباشرة (بيانات من Woo et al. 2013 والمراجع الواردة فيها). كلا النوى المجرية النشطة (يتضمن الترميز اللوني كلا الوضعين الإشعاعي.

الشكل 10: لوغاريتم نسبة اللمعان البوليومتري الإجمالي (كما تم حسابه من خط الانبعاث [Oiii] انظر القسم 2.3.1) لكل وحدة حجم بسبب خط الانبعاث AGNs من blac معين.

الشكل 11: وظيفة لمعان الراديو المحلي للنواة النوى المجرية النشطة عالية الصوت مقسمة إلى الوضع الإشعاعي ومصادر الوضع النفاث. البيانات مستمدة إلى حد كبير من نتائج Best & amp Heckman (2012) ، الذي قام بتقسيمها.

الشكل 12: (أ) توزيع نسب التراكم المتدرجة في Eddington للنواة المجرية النشطة المحددة بخط الانبعاث من عينة المجرة الرئيسية Sloan Digital Sky Survey (SDSS) مقسمة حسب نشاط تكوين النجوم. Follo.

الشكل 13: مجموعة تقديرات لتوزيع الكتلة عبر مجموعة الثقب الأسود المحلية (أي وظيفة كتلة الثقب الأسود المحلية مقيسة بكتلة الثقب الأسود) مأخوذة من Shankar et al. (.

الشكل 14: (أعلى) توزيع المجرات من عينة المجرة الرئيسية من مسح سلون الرقمي للسماء في مستوى الكتلة النجمية مقابل قوة كسر 4000 Å ، موزونة وفقًا لـ (من اليسار إلى اليمين.

الشكل 15: كما في الشكل 14 ، ولكن يظهر الآن التوزيعات في كتلة الثقب الأسود مقابل مستوى قوة كسر 4000 4،000.

الشكل 16: توزيع لمعان AGN لكل وحدة كتلة نجمية بين المجرات من عينة المجرة الرئيسية Sloan Digital Sky Survey كدالة لـ (أ) الكتلة النجمية للمجرة ، (ب) السطح النجمي أماه.

الشكل 17: (أ) توزيعات اللمعان الإشعاعي البوليومتري AGN لكل وحدة كتلة نجمية للمجرة و (ب) اللمعان الإشعاعي البوليومتري لكل كتلة ثقب أسود في كثافة كتلة السطح النجمي ver.

الشكل 18: (أعلى) متوسط ​​معدل تراكم الثقب الأسود (BHAR) متوسط ​​على جميع المجرات في عينة من مجرات الانفجار النجمي وما بعد النجمي (الخط الأسود). تُظهر المنطقة المظللة باللون الرمادي الشكل العاشر النموذجي و.

الشكل 19: العلاقة بين L [OIII] / MBH و D (4000) وانحراف المجرة (Ai1). يشير الترميز اللوني لهذه الرسوم البيانية ثنائية الأبعاد إلى الوسيط L [OIII] / MBH. الارتباط الأساسي.

الشكل 20: صور بصرية تلسكوب هابل الفضائي للمناطق المركزية لأربع مجرات نموذجية من النوع 2 Seyfert من Malkan et al. (1998). يشير رأس السهم إلى الشمال ويشير الشريط إلى الشرق ، بينما يشير الحرف a.

الشكل 21: أمثلة توضيحية لتأثيرات التغذية الراجعة في العمل. (أ) الصورة المركبة "المراصد الكبرى" لرياح المجرة المدفوعة بالانفجار النجمي في M82: يظهر الضوء المرئي باللون الأصفر والأخضر ، IR emi.

الشكل 22: معدل تكوين النجوم المحدد (sSFR = SFR / M ∗) لمضيفات AGN ذات الوضع الإشعاعي مقارنة بالمجرات العادية المكونة للنجوم (SFGs) كدالة للانزياح الأحمر. تُظهر المنطقة المظللة باللون الأخضر الحرف e.

الشكل 23: نسبة إجمالي معدل تكوين النجوم (SFR) لكل وحدة حجم في المجرات إلى إجمالي معدل التراكم لكل وحدة حجم على الثقوب السوداء كما تم تتبعه بواسطة النوى المجرية النشطة من النوع 2 المرسومة كدالة لـ b.


العلاقة بين المقدار المطلق للأشعة فوق البنفسجية ومعدل تكون النجوم - علم الفلك

لقد قمنا بدمج نتائج دراستنا السابقة لخصائص الأشعة فوق البنفسجية لـ 18 مستعرًا كلاسيكيًا (CNe) مع بيانات من الأدبيات ومع تحديدات المسافة الدقيقة الأخيرة من القمر الصناعي Gaia للتحقيق في الخصائص الإحصائية للمستعرات القديمة. تشمل جميع المعلمات النهائية للعينة معالجة مفصلة للأخطاء وانتشارها. تشمل الخصائص الفيزيائية التي تم الإبلاغ عنها هنا الأقدار المطلقة في الحد الأقصى والحد الأدنى ، وعلاقة حد أقصى جديد مقابل معدل الانخفاض (MMRD) ، وإضاءة قرص التراكم المصححة بميل 1100-6000. الأهم من ذلك ، أن هذه البيانات سمحت لنا باشتقاق مجموعة متجانسة من معدلات التراكم في هدوء المستعرات الثمانية عشر. كانت جميع المستعرات في العينة فائقة Eddington أثناء الانفجار ، بمتوسط ​​حجم مطلق بحد أقصى -7.5 ± 1.0. متوسط ​​المقدار المطلق عند الحد الأدنى المصحح للميل هو 3.9 ± 1.0. متوسط ​​معدل تراكم الكتلة هو log Ṁ 1 M⊙ = -8.52 (باستخدام 1 M ⊙ ككتلة WD لجميع المستعرات) أو السجل Ṁ MWD = -8.48 (باستخدام كتل WD الفردية). هذه القيم أقل من تلك المفترضة في دراسات تطور CNe ويبدو أنها تخفف من الحاجة إلى فرضية السبات لتفسير ظاهرة nova. حددنا عددًا من الارتباطات بين المعلمات الفيزيائية للمراحل الهادئة والانفجارية ، بعضها معروف بالفعل ولكن البعض الآخر جديد وحتى مفاجئ. ترتبط عدة كميات بفئة السرعة t 3 بما في ذلك ، بشكل غير متوقع ، معدل تراكم الكتلة (Ṁ). يرتبط هذا المعدل أيضًا بالقدر المطلق عند الحد الأدنى المصحح للميل ، ومع اتساع الانفجار ، مما يوفر طرقًا جديدة وبسيطة لتقدير Ṁ من خلال اعتماده الوظيفي على (أكثر) الكميات التي يمكن ملاحظتها بسهولة. لا يوجد ارتباط بين Ṁ والفترة المدارية.


ربط خصائص المجرات بتاريخ تكوين النجوم

لأكثر من قرن ، واصل علماء الفلك تحديد المجرات الأكثر خفوتًا والأبعد. في السنوات التي تلت تصوير هابل التاريخي لأنواع المجرات باستخدام "الشوكة الرنانة" التي تحمل اسمه ، تم إحراز تقدم مذهل في فهم التركيبة السكانية وتطور المجرات. هذا يرجع في جزء كبير منه إلى ثروة الملاحظات متعددة الأطوال الموجية التي أصبحت ممكنة من خلال الاستطلاعات العميقة بشكل لا يصدق ، والتي تم تحليلها بالتنسيق مع عمليات محاكاة المجرات عالية الدقة. ظهر توافق في الآراء ببطء: معظم المجرات تعيش في واحدة من مجموعتين ، وتتطور من واحدة إلى أخرى في المقام الأول عن طريق وقف تشكل النجوم.

تظهر المجرات من النوع المتأخر ألوانًا زرقاء ، بسبب النجوم الساطعة O و B من تشكل النجوم المستمر ، والتشكيلات الحلزونية الشبيهة بالقرص. في غضون ذلك ، تُظهر المجرات المبكرة ألوانًا حمراء ، ونتيجة لذلك سيطرت المجموعات النجمية الأكبر سناً ، والتشكيلات الإهليلجية ، وعادةً ما تكون أكثر كتلة. نظرًا لأن المجرات التي تعرض مزيجًا من هذه الخصائص نادرة بشكل لا يصدق ، يجب أن تكون خصائص اللون والتجمعات النجمية والتشكيلات مترابطة على نطاق واسع.

هذه الصورة غير متاحة حاليًا بسبب عطل معروف في الخادم.

الشكل 1. تظهر المجرات المتأخرة (على اليسار) ألوانًا زرقاء ونجومًا فتية وشكلًا حلزونيًا. تظهر المجرات المبكرة (على اليمين) ألوانًا حمراء ونجومًا قديمة وتشكلًا بيضاويًا. صور من NASA / ESA / HST ESO.

يظهر مخطط حجم اللون في الشكل 2 ، ولكن مع المجرات بدلاً من النجوم. يتم فصل السكان بشكل واضح. لكن هذا لا ينبغي أن يكون مفاجأة. يعد اللون أساسًا متتبعًا للتعداد النجمي ، ويرتبط ارتباطًا مباشرًا بمعدل تشكل النجوم. من ناحية أخرى ، يتتبع الحجم المطلق عدد النجوم ، أو بالمثل إجمالي الكتلة النجمية. تم فهم هذه العلاقة في النهاية بسهولة أكبر من خلال ترجمة المعلمات الفلكية للون والحجم إلى معلمات فيزيائية فلكية لمعدل تشكل النجوم والكتلة النجمية. في هذا الفضاء المتغير اللاحق ، تقع المجرات المتأخرة ذات معدل تكوين النجوم العالي في أعلى اليسار وتكون عادةً مجرات من النوع المبكر أكثر ضخامة في الأسفل وإلى اليمين.

إحدى أهم النتائج التي تحققت في العقدين الماضيين هي أنه بالنسبة للمجرات التي تتكون من النجوم ، ترتبط الكتلة النجمية ارتباطًا وثيقًا بزيادة معدل تشكل النجوم. تُعرف هذه العلاقة بالتسلسل الرئيسي لتشكيل النجوم. منحدره غير صفري لأن الكتلة النجمية تزداد بشكل أساسي من خلال تشكل النجوم. بالإضافة إلى ذلك ، يتصرف التسلسل الرئيسي بشكل مختلف في الأوقات السابقة في الكون ، ويتميز بانتشار كبير أعلى وأسفل خط التلال ، كما هو موضح في الشكل 2. نظرًا لأن هذا الانتثار في معدلات تكوين النجوم يبدو جوهريًا ، فلا بد من وجود بعض ظواهر إضافية تساهم في هذا الاختلاف الملحوظ.

هذه الصورة غير متاحة حاليًا بسبب عطل معروف في الخادم.

الشكل 2. مخطط حجم اللون للمجرات (على اليسار) ومعدل تشكل النجوم - مخطط الكتلة النجمية (على اليمين). تنتمي المجرات المتأخرة إلى المجموعة السكانية تظهر باللون الأزرق ، والمجرات من النوع المبكر باللون الأحمر. يتم تمييز التسلسل الرئيسي لتشكيل النجوم بالخط المتقطع الأزرق. مقتبس من Baldry et al. (2004) و Bluck et al. (2016) ، على التوالي.

يجب أن يتحدد الموقع الخاص لمجرة واحدة بالنسبة للتسلسل الرئيسي من خلال تاريخ تشكل النجوم الحديث. يفحص تاريخ تشكل النجوم معدل تشكل النجوم كدالة للوقت ، وقد تم التعامل معه عادةً على نطاقات زمنية تبلغ مليار سنة كوظيفة سلسة. إذا كان التكوين النجمي الأخير قويًا بشكل خاص ، فإن المجرة تتحرك فوق التسلسل الرئيسي ، والعكس صحيح. لذلك نحن بحاجة إلى النظر عن كثب في معدلات تكون النجوم التفصيلية التي تم تحديدها على فترات زمنية تبلغ مليون سنة للتحقق من تشتت التسلسل الرئيسي لتشكيل النجوم.

خلال هذه النطاقات الزمنية القصيرة ، يُعتقد أن تواريخ تشكل النجوم متغيرة بدرجة كبيرة. هذا لأنه عندما تخضع المجرات لانفجارات من تكوين النجوم ، فإنها تستهلك إمدادات الغاز الخاصة بها. قد يؤدي التراكم من البيئة إلى تجديد إمداد الغاز ، وبالتالي زيادة تكوين النجوم. ومع ذلك ، فإن الطاقة الناتجة عن انفجارات المستعرات الأعظمية والثقوب السوداء الهائلة قد تؤدي إلى انخفاض تكوين النجوم عن طريق تسخين الغاز إلى ما بعد النقطة التي يمكن أن ينهار ليشكل نجومًا ، أو يقذف الغاز بالكامل. ويقال إن تاريخ تشكل النجوم هذا العشوائية، أو التصرف في سلوك يبدو عشوائيًا ، بسبب مجموعة من الظواهر التي قد تشمل تراكم الغازات وأحداث التغذية الراجعة.

ظهر Caplar & Tacchella في Astrobite اليوم ، ويقدم الورقة الأولى في سلسلة تقترح نموذجًا أساسيًا واحدًا لتوليد تواريخ تشكل النجوم العشوائية من أجل توضيح طبيعة الانتثار الجوهري في التسلسل الرئيسي لتشكيل النجوم.

يقترح المؤلفون بناء هذه التواريخ العشوائية لتكوين النجوم من خلال تحديد المساهمات النسبية للترددات المختلفة ، والتي تتوافق مع ظواهر فيزيائية مختلفة تعمل على نطاقات زمنية مميزة. يمكننا أن نفهم هذا البناء على أنه تحويل فورييه من مجال التردد إلى المجال الزمني ، تمامًا مثل تحويل فورييه. من ناحية ، إذا كانت هناك مساهمة قوية من الترددات الكبيرة ، فسيكون تاريخ تكون النجوم متغيرًا بدرجة كبيرة على مدى فترات زمنية قصيرة جدًا. من ناحية أخرى ، فإن هيمنة الترددات الأصغر ستنتج تاريخًا متغيرًا بشكل أبطأ لتكوين النجوم.

النموذج الذي يقترحونه هو كثافة طيفية للقدرة أو PSD. يصف PSD الأهمية النسبية للترددات الكبيرة والصغيرة ، ولهذا يتم اختيار هذا التطبيق ليكون من الشكل العام لما يسمى بـ "قانون القوة المكسورة" ، والذي يبدأ عند منحدر ضحل ثم ينكسر عند بعض الترددات المميزة tau ، السقوط بمنحدر أكثر انحدارًا نسبيًا حتى يصل إلى تردد لا توجد مساهمة بعده.

العلاقة بين تاريخ تكون النجوم و PSD التي تنتجها موضحة في الشكل 3. يتم اشتقاق PSDs التجريبية الفردية عن طريق إضافة ضوضاء عشوائية إضافية إلى PSD التحليلي المقدم من tau و a. الترددات الموجودة أسفل الفاصل في تاو لها مساهمات مماثلة في تاريخ تشكل النجوم ، وبعد الفاصل ، قد تغير المجرة معدل تشكل النجوم بسرعة. إذا كان المنحدر a ضحلًا بمقياس زمني فاصل صغير ، فإن تاريخ تشكل النجوم الناتج يتأرجح بسرعة. وفي الوقت نفسه ، فإن العكس هو الصحيح بالنسبة للقيم الكبيرة (أي المنحدرات الشديدة) ذات الفواصل الزمنية الكبيرة ، مما يؤدي إلى معدلات تكون النجوم متغيرة بشكل أبطأ.

هذه الصورة غير متاحة حاليًا بسبب عطل معروف في الخادم.

الشكل 3. تطور الانتثار حول التتابع الرئيسي (يسار) كما تحكمه كثافة طيف القدرة (يمين). من أعلى إلى أسفل ، يتضح كيف يخضع سلوك الانتثار بمرور الوقت للإسهامات النسبية للأحداث طويلة وقصيرة المدة ، كما هو موصوف في كثافة طيف القدرة مع الانحدار a وكسر النطاق الزمني tau (الخط العمودي الأحمر). مقتبس من الشكل 2 من الورقة.

المفتاح هنا هو أن عرض الانتثار الجوهري للتسلسل الرئيسي يجب أن يوفر قيودًا على اتساع تواريخ تشكل النجوم. وهذا بدوره يقيد معلمات PSD ويوفر نظرة ثاقبة للظواهر الأساسية. باستخدام بيانات من أكثر من 9000 مجرة ​​، تمكن المؤلفون من تقييد شكل PSD الذي يصف بشكل أفضل التبعثر الجوهري للتسلسل الرئيسي لتشكيل النجوم!

ومع ذلك ، فإن الانتشار أعلى وأسفل التسلسل الرئيسي يعتمد بشكل كبير على الدقة الزمنية لتواريخ تكوين النجوم. ينتج عن الدقة السيئة تلطيخ القمم الحادة ، مما يؤدي إلى تاريخ أكثر سلاسة في تكوين النجوم. تتجلى المشكلة أيضًا من حيث الملاحظة ، حيث إن المتتبعين المختلفين لتشكيل النجوم يسبرون مقاييس زمنية مختلفة. إن بناء تسلسل رئيسي باستخدام متتبع يستكشف نطاقًا واسعًا من الأنواع النجمية سينتج عنه أقل عشوائية في تواريخ تكوين النجوم ، وبالتالي تسلسل رئيسي أكثر إحكامًا.

على الرغم من هذه الصعوبات ، فقد أرست هذه الدراسة الأساس لخط جديد من التحقيق الذي قد يوفر نظرة ثاقبة في جوهر تطور المجرات. يتوقع المؤلفون تطوير هذا النموذج بشكل أكبر من خلال التحقيق فيه في سياق محاكاة المجرات ، وسيصفون هذه النتائج في ورقة بحثية قادمة.


العلاقة بين المقدار المطلق للأشعة فوق البنفسجية ومعدل تكون النجوم - علم الفلك

3 كما تمت معايرتها بواسطة مجرات انفجار النجوم المحلية

الملخص

نقوم بتحسين تقنية لقياس لمعان الأشعة فوق البنفسجية المصححة بالامتصاص لمجرات انفجار النجوم باستخدام كميات الأشعة فوق البنفسجية في إطار الراحة وحدها ونطبقها على نقاط التسرب U في Lyman-Limit عند z

3 وجدت في حقل هابل العميق (HDF). تعتمد الطريقة على ارتباط ملحوظ بين نسبة الأشعة تحت الحمراء البعيدة (FIR) إلى تدفقات الأشعة فوق البنفسجية مع الميل الطيفي β (لون للأشعة فوق البنفسجية). يسمح التوافق البسيط لهذه العلاقة بحساب تدفق الأشعة فوق البنفسجية الذي يمتصه الغبار ويعاد معالجته إلى FIR ، وبالتالي تحديد لمعان الأشعة فوق البنفسجية الخالية من الغبار. يتم استخدام أطياف مستكشف الأشعة فوق البنفسجية الدولي وتدفق الأقمار الصناعية الفلكية بالأشعة تحت الحمراء للانفجارات النجمية المحلية لمعايرة F FIR / F 1600 مقابل علاقة من حيث A 1600 (امتصاص الغبار عند 1600 Å) والتحول من اللون الضوئي ذو النطاق العريض إلى β. كلا المعايرتين مستقلتان تمامًا تقريبًا عن نماذج المجموعات النجمية النظرية. نظهر أن عمليات الكشف الهامشية وغير المكتشفة مؤخرًا عن تسرب HDF U عند أطوال موجات الراديو وما دون المليمتر تتفق مع طبيعة الانفجار النجمي المفترضة و A 1600 المحسوب لدينا. وينطبق هذا أيضًا على الملاحظات الحديثة لنسبة تدفق خط الانبعاث البصري إلى كثافة تدفق الأشعة فوق البنفسجية في ألمع نقاط التسرب على شكل U. تبين أن هذه النسبة الأخيرة ليست مؤشرًا جيدًا على انقراض الغبار. في حالات التسرب U ، يرتبط الحجم المطلق M 1600،0 بـ with: المجرات الأكثر إشراقًا هي أكثر احمرارًا ، كما هو الحال بالنسبة لمجرات الانفجار النجمي المحلية. يشير هذا إلى أن العلاقة بين الكتلة والمعدنية موجودة بالفعل في z

3. وظيفة اللمعان UV المصححة بالامتصاص لمقطعي U تمتد حتى 1600 M

-24 AB ماج ، المقابلة لمعدل تكون النجوم

200 Mscr الشمسية سنة -1 (H 0 = 50 km s -1 Mpc -3 و q 0 = 0.5 يفترض طوال الوقت). كثافة لمعان الأشعة فوق البنفسجية المصححة بالامتصاص عند z

3 هي، 1600،0 & gt = 1.4 × 10 27 ergs -1 هرتز -1 Mpc -1. لا يزال الحد الأدنى حيث لم يتم إجراء تصحيحات الاكتمال ولأن المجرات فقط مع A 1600 & lt

3.6 ماج زرقاء بما يكفي في الأشعة فوق البنفسجية ليتم اختيارها كقطرات U. متوسط ​​عامل امتصاص الغبار لعينتنا هو 5.4 +/- 0.9 عند 1600.

بناءً على الملاحظات التي تم الحصول عليها بواسطة تلسكوب هابل الفضائي التابع لناسا / وكالة الفضاء الأوروبية ، والتي تم الحصول عليها من معهد علوم التلسكوب الفضائي ، الذي تديره رابطة الجامعات للأبحاث في علم الفلك ، بموجب عقد ناسا NAS 5-26555.


مجرة القناع: التجزئة المورفولوجية للمجرات

فارياس ،. M. سولار ، في علم الفلك والحوسبة ، 2020

1 المقدمة

يمكن القول إن مورفولوجيا المجرة هي المؤشر الرئيسي للعمليات الفيزيائية التي تقود تطور المجرات. ومن ثم ، فإن التصنيف المورفولوجي للمجرات ضروري لفهم تكوين وتطور المجرات في الكون. اقترح هابل (1926) أسس التصنيف المورفولوجي كنظام وصفي بحت. تقليديا ، تم إجراء التصنيف إما بصريًا من قبل الخبراء أو من خلال الاستخراج الآلي للميزات ، وهذا هو قياس الوكلاء مثل مؤشر التركيز وملف تعريف سطوع السطح واللون وما إلى ذلك ، والتي ترتبط بخصائص مورفولوجية مختلفة (على سبيل المثال ، Conselice ، 2003). ومع ذلك ، فإن كلتا الطريقتين لها إيجابيات وسلبيات. على سبيل المثال ، يمكن للخبراء الوصول إلى دقة عالية في التعرف على الهياكل والأشكال ، لكن يمكنهم فقط فحص كمية محدودة جدًا من البيانات. من ناحية أخرى ، يمكن الحصول على الميزات على نطاق واسع بواسطة أجهزة الكمبيوتر ، لكن النتائج ليست مرضية دائمًا. ومع ذلك ، فإن ظهور الأجهزة المقترنة المشحونة (CCDs) وزيادة القوة الحسابية دفعت إلى استخدام التقنيات الحسابية لتحليل البيانات الفلكية. لأكثر من عقدين من الزمن ، اعتمد تحديد المصادر الفردية والممتدة في الصور الفلكية وتجزئتها على البرامج شبه الآلية ، وخاصة SExtractor (Bertin and Arnouts ، 1996). تتمثل مزايا هذا النهج في القدرة على تصنيف المصادر الممتدة (عادةً المجرات) بأحجام كبيرة من البيانات على الرغم من المخاطرة باستخدام وكلاء التشكل ، والتي لا ترتبط بالضرورة بالأنواع المورفولوجية.

أظهرت التطورات الحديثة في تقنيات التعلم الآلي ورؤية الكمبيوتر نتائج مرضية لتحديد وتصنيف الأجسام الفلكية في الصور تلقائيًا (للحصول على ملخص ، انظر Baron ، 2019). من بين الأنواع المختلفة من البيانات التي تم إنشاؤها في علم الفلك ، تعد استطلاعات المساحة الكبيرة مفيدة بشكل خاص لتطبيق واختبار نماذج التعلم الآلي هذه ، ويرجع ذلك جزئيًا إلى أن الملاحظات الناتجة عن المسح تُظهر مستوى معينًا من التجانس في خصائصها وفي التكوينات التقنية لـ الأدوات التي تم إنشاؤها منها. بعض الأمثلة الجيدة على ذلك هي مسح Sloan الرقمي للسماء (SDSS فيما بعد يورك وآخرون ، 2000) ومهمة Gaia (Brown et al. ، 2016).

سيشهد هذا العقد سلسلة من المشاريع الفلكية الضخمة التي تدخل حيز التنفيذ لإنتاج بيانات معقدة ستتجاوز أبعادها وحجمها أي مقياس حالي. يتطلب هذا تطبيق جيل جديد من نماذج التعلم الآلي ، أكثر قوة وأسرع من تلك المطبقة حاليًا. تشمل هذه المشاريع تلسكوب Vera C. Rubin الأرضي ومسحها (LSST ، Ivezic وآخرون ، 2011) ، والمراصد الفضائية مثل تلسكوب مسح الأشعة تحت الحمراء واسع المجال (WFIRST ، Spergel وآخرون ، 2015) وجيمس ويب تلسكوب الفضاء (JWST ، غاردنر وآخرون ، 2006). سينتج LSST حوالي 36 تيرابايت (TB) من البيانات في الليلة ، وستكون للبيانات علاقة متسلسلة بين الصور ، من المصادر الموسعة والنقطية. سيتطلب ذلك تطبيق النماذج التي تدمج أيضًا العلاقات المتسلسلة في بنيتها. تعد سرعة التصنيف مناسبة أيضًا ، حيث سيقدم تدفق بيانات LSST صورة بحجم 15 جيجابايت كل 15 ثانية. يكون المطلب أكثر صرامة إذا أخذنا في الاعتبار أن أحد الأهداف العلمية لـ LSST هو إنشاء تنبيهات للعابرين في أقل من دقيقة واحدة بعد إغلاق الغالق. من المتوقع أن يولد LSST 10000 تنبيه كل ليلة ، وبالتالي فإن التصنيف السريع هو خاصية يجب مراعاتها في النماذج المقترحة الجديدة.

عند حصر المشكلة في التصنيف المورفولوجي للمصادر الممتدة ، مثل المجرات ، فإن الأساليب التي أظهرت أفضل النتائج هي تلك القائمة على أحدث التطورات في تقنيات الرؤية الحاسوبية. تعتمد بنية هذه الشبكات في عملها على معالجة الصور الفلكية كصور ثلاثية القنوات (RGB) ، على الرغم من أن البيانات متعددة النطاقات الخاصة بالمسوحات قد تكون أكثر تعقيدًا وثراءً. بالإضافة إلى ذلك ، عادةً ما تتناول النماذج الحالية التصنيف فقط من خلال الإشارة إلى الفئة التي ينتمي إليها مصدر فلكي معين. أخيرًا ، يمكن للنماذج الأكثر تقدمًا تحديد مجرة ​​وتحديد موقعها من خلال دمج مربع محيط فوق المصدر الفلكي (على سبيل المثال ، González et al. ، 2018) ، ولكن لا يمكن الإشارة إلى ما إذا كان بكسل معين ينتمي إلى المصدر المحدد أم لا على سبيل المثال ، لم يتم الوصول إلى مستوى تجزئة المصدر.

يهدف اقتراحنا إلى تنفيذ خط أنابيب فريد لتصنيف المجرات وموقعها وتجزئةها ، وفقًا لتشكلها. يعتمد خط الأنابيب هذا على شبكة Mask R-CNN (He et al. ، 2017) التي تسمح بدمج تجزئة على مستوى البكسل لكائن مصنف بالفعل وموجود أيضًا بواسطة النموذج. يعتمد النموذج المقترح على حقيقة أنه لا توجد حاجة لتعديل اللون على صور مجموعة البيانات. تم تنظيم هذه المساهمة على النحو التالي: نقدم إنشاء مجموعة البيانات باستخدام صور من SDSS ، وملصقات Galaxy Zoo 1 (Lintott et al. ، 2008 ، 2011) ، وملصقات Galaxy Zoo 2 (Willett et al. ، 2013) في القسم 2. بعد ذلك ، نقدم تعريف بنية التعلم العميق في القسم 3. في القسم 4 ، نعرض تحليلاً مفصلاً لاستراتيجية التعلم بناءً على نقل التعلم ومعدلات التعلم التفاضلي وزيادة البيانات. يتم عرض النتائج العامة في القسم 5 ، وأخيرًا ، يتم تناول مساهمة هذا العمل والخطوات المستقبلية في القسم 6.


NGC 7319

870 kms-1) ناشئة عن موجة صدمة على مستوى المجموعة في Stephan'sQuintet. تكشف ملاحظات تلسكوب سبيتزر الفضائي هذه عن خطوط انبعاث الهيدروجين الجزيئي وقليل من الأشياء الأخرى. هذه هي المرة الأولى التي يتم فيها مشاهدة طيف خط H2 النقي الشرجي في جسم خارج المجرة. إلى جانب عدم وجود ميزات غبار الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات (PAH) ومقتففات الغاز المتأين ذات الإثارة المنخفضة للغاية ، فإن الأطياف تشبه الغازات الصادمة التي شوهدت في بقايا المستعر الأعظم المجري ، ولكن على نطاق واسع. يمتد الانبعاث الجزيئي لأكثر من 24 kpc على طول واجهة الصدمة الباعثة للأشعة السينية ، ولكنه يحتوي على 10 أضعاف لمعان السطح مثل الأشعة السينية الناعمة وما يقرب من ثلث لمعان السطح لسلسلة الأشعة تحت الحمراء. نقترح أن انبعاث H2 القوي ينتج عن موجة الصدمة التي تحدث عندما تصطدم مجرة ​​دخيلة عالية السرعة بخيوط الغاز في المجموعة المجرية. تشير ملاحظاتنا إلى وجود صلة وثيقة بين موجات الصدمة على نطاق المجرة وخطوط انبعاث H2 القوية ، مثل تلك التي تظهر في أطياف مجرات الأشعة تحت الحمراء فائقة السطوع حيث تشيع التصادمات عالية السرعة بين أقراص المجرة.

100 kpc) ويظهر بنية تشبه الحلقة ، بما في ذلك الذيل البصري ، ومناطق H II خارج المجرة التي تم اكتشافها مؤخرًا في Hα ، ومناطق انبعاث الأشعة فوق البنفسجية الأخرى التي تم اكتشافها لأول مرة. عدد السكان النجميين من العمر t

= 108.5 +/- 0.4 سنة. تم العثور على انبعاث الأشعة فوق البنفسجية المرتبط بـ NGC 7318b في مساحة كبيرة جدًا (

80 kpc) ، مع صافي SFR من 3.37 +/- 0.25 Msolar yr-1 ، وتقع العديد من مناطق انبعاث الأشعة فوق البنفسجية الكبيرة على بعد 30-40 kpc من نواة NGC 7318b. على الرغم من أن كل من NGC 7319 و NGC 7318b يظهران شكلًا غريبًا للأشعة فوق البنفسجية ، فإن SFR الخاص بهما يتوافق مع مجرات Sbc العادية ، مما يشير إلى أن قوة نشاط تكوين النجوم لا تتعزز من خلال التفاعلات.

900 km s-1) بين المجرة الدخيلة NGC 7318b (v = 5700 km s-1) و IGM (v = 6600 kms-1). وجدنا أن سلسلة التلال الراديوية لها مؤشر طيفي غير حراري شديد الانحدار (α = 0.93 +/- 0.13) ومؤشر FIR-to-radioratio منخفض للغاية (q = 1000 kms-1) وحقيقة أنه في بعض الحالات كان أكثر من نظامين للسرعة تم اكتشافه على طول نفس خط الرؤية يوفر دليلاً إضافيًا على حدوث تصادم مستمر على طول التلال. يحتوي IGM starburstSQ-A على مؤشر طيف راديوي α = 0.8 +/- 0.3 ومؤشر FIR-to-radioratio q = 2.0 +/- 0.4 ، بما يتوافق مع تلك الخاصة بمناطق تشكل النجوم. المنطقة ، M1 (v = 6600 kms-1) و M2 (v = 6000 km s-1) ، لها خطوط نموذجية لمناطق H II. كل من M1 و M2 لهما نسبة معدنية أعلى قليلاً من القيمة الشمسية. معدل تكوين النجوم المقدر من سطوع Hα المصحح بالانقراض لـ SQ-A هو 1.45 مولار في 1 ، منها 1.25 مسولاري -1 ترجع إلى v = 6600 كم s-1 و 0.20 مسولار سنة -1 إلى v = 6000 كم من مكون s-1 المرصد الفلكي الراديوي الوطني هو منشأة تابعة لمؤسسة العلوم الوطنية تعمل بموجب اتفاقية تعاونية من قبل AssociatedUniversities، Inc.

3 إلى 10 Myr. لا يمكن تفسير ألوان V-I الزرقاء المتطرفة (F606W-F814W) للمجموعات النجمية الموجودة في ذيل UGC 10214 إلا إذا تم تضمين خطوط انبعاث قوية مع مجموعة نجمية شابة. تم تأكيد ذلك من خلال التحليل الطيفي الخاص بنا لبعض هذه العقد النجمية الزرقاء الساطعة. The mostluminous and largest of these blue knots has an absolute magnitude ofMV=-14.45, with a half-light radius of 161 pc, and if it is asingle star cluster, it would qualify as a super star cluster (SSC).Alternatively, it could be a superposition of multiple scaled OBassociations or clusters. With an estimated age of

4-5 Myr, its derivedmass is less than 1.3×106Msolar. Thus, theyoung stellar knot is unbound and will not evolve into a normal globularcluster. The bright blue clusters and associations are much younger thanthe dynamical age of the tail, providing strong evidence that starformation occurs in the tail long after it was ejected. UGC 10214provides a nearby example of processes that contributed to the formationof halos and intracluster media in the distant and younger universe.

1041 ergss-1). This supports the hypothesis that the NGC 4410 group isin the process of evolving via mergers from a spiral-dominated group(which typically has no X-ray-emitting intragroup gas) to anelliptical-dominated group (which often has a substantial intragroupmedium).

40 kpc if at 85 Mpc) isresolved into a narrow NS feature embedded in more extended diffuseemission (Dge3 '). The NS structure is somewhat clumpy, more sharplybounded on the W side and prominent only in the soft band (energiesbelow

2 keV). Its observational properties are best explained as ashock produced by a high velocity encounter between NGC 7318b, a ``newintruder'', and the intergalactic medium in SQ. The shock conditionsnear the high speed intruder suggest that a bow shock is propagatinginto a pre-existing H I cloud and heating the gas to a temperature of0.5 keV. The low temperature in the shock is a problem unless wepostulate an oblique shock. One member, NGC 7319, hosts a Seyfert 2nucleus, with an intrinsic luminosity LX= 1043 ergs-1, embedded in a region of more diffuse emission with 10''radius extent. The nuclear spectrum can be modeled with a stronglyabsorbed power-law typical of this class of sources. Several additionalcompact sources are detected including three in foreground NGC 7320.Some of these sources are very luminous and could be related to theultraluminous X-ray sources found in nearby galaxies.

100pc andabsolute B -band magnitudes in the range and lower limits for thecentral surface brightness , and so appear to constitute a newpopulation of ultracompact dwarf galaxies (UCDs). Such compact dwarfswere predicted to form from the amalgamation of stellar superclusters(by Kroupa) , which are rich aggregates of young massive star clusters(YMCs) that can form in collisions between gas-rich galaxies. Here wepresent the evolution of superclusters in a tidal field. The YMCs mergeon a few supercluster crossing times. Superclusters that are initiallyas concentrated and massive as knot S in the interacting Antennaegalaxies evolve to merger objects that are long-lived and showproperties comparable to the newly discovered UCDs. Less massivesuperclusters resembling knot 430 in the Antennae may evolve to ωCen-type systems. Low-concentration superclusters are disrupted by thetidal field, dispersing their surviving star clusters while theremaining merger objects rapidly evolve into the region populated bylow-mass Milky Way dSph satellites.

26.7 mag arcsec-2 (at more than a 3 σlevel), so there is no direct evidence up to this limiting magnitude ofa relation between the peculiar kinematical structure found in NGC 7331and an ongoing or past interaction between this galaxy and NGC 7320. TheHα emission at high velocity (6000-7000 km s-1) isdistributed in a diffuse structure running north-south between NGC 7319and NGC 7318B and in some other more concentrated features. Some ofthese are located in the tidal tails produced by the interaction betweenthe galaxies of the group. With the Hα images we have made atwo-dimensional velocity map that helps to identify the origin of eachstructure detected. This map does not show features at intermediatevelocities between the high- and low-redshift members of the group. Thisis in agreement with the standard scenario in which the apparentproximity of NGC 7320 to the rest of the galaxies of the Quintet ismerely a projection effect. The only point that is unclear in thisinterpretation is an Hα filament that is seen extending throughoutNGC 7320 with velocity at 6500 km s-1 instead of the 800 kms-1 expected for this galaxy. Accepted in final form 20002July 12.


I. P. Kostiuk and O. K. Silchenko, Baltic Astronomy, 25, 331 (2016).

I. P. Kostiuk and O. K. Silchenko, Astrophys. ثور. 70, 280 (2015).

S. Comerón, H. Salo, E. Laurikainen, et al., Astron. الفلك. 562, 121 (2014).

R. J. Buta, E. Athanassoula, A. Bosma, et al., Astrophys. J. ملحق. سر. 217, 32 (2015).

K. Sheth, M. Regan, J. L. Hinz, et al., Publ. أسترون. شركة باسيف. 122, 1397 (2010).

C.-N. Hao, R. C. Kennicutt Jr., B. D. Johnson, et al., Astrophys. ج. 741, 124 (2011).

R. C. Kennicutt Jr. and N. J. Evans II, Ann. Rev. Astron. الفلك. 50, 531 (2012).

E. E. Salpeter, Astrophys. ج. 121, 161 (1955).

E. L. Wright, P. R. M. Eisenhardt, A. Mainzer, et al., Astron. ج. 140, 1868 (2010).

C. Catalán-Torrecilla, A. Gil de Paz, A. Castillo-Morales, et al., Astron. الفلك. 584, 87 (2015).

W. A. Joye and E. Mandel, ASP Conference Series, 295, 489 (2003).

A. Gil de Paz, S. Boissier, B. F. Madore, et al., Astrophys. J. ملحق. سر. 173, 185 (2007).


Relation between absolute magnitude of UV and star formation rate - Astronomy

If we have fluxes or magnitudes at various wavelengths, and redshifts or other distance measures, one may examine group properties of large numbers of galaxies to look for features that can tell about galaxy formation or evolution, as well as being essential to understanding the present-epoch population of galaxies. One might look at

Observational selection effects must first be understood when they cannot be eradicated. The foremost example is Malmquist bias, the fact that in a typical flux-limited sample we see only atypically bright objects at larger distances. This is a major fact of life in extragalactic astronomy as Trimble (1996, PASP 108, 1073) points out, "Any large gathering of observational cosmologists today will include at least one person who thinks that someone else in the room does not understand the Malmquist effect". To allow for this effect, we need to know or guess the luminosity function (LF). As a simple example, take a class of objects with a uniform spatial distribution and a Gaussian LF extreme values only occur within large volumes and thus at large distances, and the detection threshold (slanting line in the picture, where we detect only objects above it) means that the mean luminosity of the sample grows with distance even if the population does not change at all. The situation will look like this:

For real galaxies the situation is even worse, because the LF is very steep and very deep this is why we don't know much about the population of dwarf galaxies. It is always safe (but seldom possible) to search much deeper than you might need to - otherwise elaborate statistical manipulations, such as survival analysis, will be needed to reconstruct the true properties of the sample distribution. Clusters of galaxies are popular for studies of the luminosity function for the same reason that star clusters are - distance-dependent effects are usually insignificant within a single cluster, so that the galaxy population in the cluster may be evaluated free of Malmquist bias. However, using clusters at a range of distances suffers not only from the Malmquist bias, but from the Scott effect - the fact that to be recognized as such at great distances, clusters become less and less typical in population. Note also all the selection effects mentioned at the outset of the course - surface brightness and compactness limits - mean that some kinds of galaxies are barely represented in existing catalogs. These selection effects are especially damaging for distance-scale problems.


Statistics with Hubble type

The number of galaxies of various Hubble types in a magnitude-limited sample is typified by these numbers from the RSA catalog:

Ordinary Barred
E+E/S0 173 SB0+SB0/Sba 48
S0+S0/a 142 SBa+SBab 42
Sa+Sab 123 SBb+SBbc 96
Sb+Sbc 187 SBc 77
الشوري 293 SBcd+SBd 8
Scd+Sd 26 SBm+IBm 9
Sm+Im 13 . .
س 16 . .
خاص 18 . .
Totals 991 . 285

Types Sd,Sm are underrepresented in this flux-limited compilation because they are intrinsically fainter than the earlier spiral classes Sa-Sc. Some ellipticals (the sequence continuing into dwarfs) have similar problems. Only the types S0-Sc are probably fairly represented - these are giant galaxies and can be seen at large distances. If we regard Hubble type as mapping a continuous structural variable, the number of galaxies tells us about the bin widths of the Hubble classes in this variable.

Correlations with Hubble type may be examined in detail by using de Vaucouleurs' type index T, assigned as follows:

يكتب ه E/S0 S0 Sa سب الشوري Sd Im
تي -4 -2 0 1 3 5 7 10

A further luminosity-class index L (ranging 1-5) is defined for spirals and irregulars. The joint distribution of these for galaxies in the RC2 is given by de Vaucouleurs 1977 (Evolution of Galaxies and Stellar Populations، ص. 43). Many useful quantities correlate with T, as shown in his Fig. 2.

Later-type galaxies are fainter in the mean - the scatter is quite large. Note that corrections for internal extinction needed to be made. As well as total optical luminosity and H I content, optical spectra and therefore color indices that relate to SFR history change with Hubble type. Some well-known examples are the UBV system indices U-B,B-V. These three passbands are centered near 3500, 4300, and 5800 Angstroms with passband widths 600-1400 Angstroms. Fig. 6 from de Vaucouleurs 1977 shows their variation (integrated across the whole galaxy) with T.

Early types E/S0 have red colors, as expected for systems with very low SFR. Later types have bluer colors, indicating a larger relative rate of recent star formation. This test alone does not tell whether this is due only to bulge/disk variations, chemical abundance effects or a real difference in the disk histories (I recall a very probing conversation with Sandy Faber about this, as a lowly grad student). We may regard this as a very low-spectral-resolution kind of spectral synthesis. The color-type relation is shown in this figure from Roberts and Haynes (1994 ARA&A 32, 115, reproduced from the ADS). That review also summarizes the evidence for changes in chemical abundance, dynamical mass, and H I content along the Hubble sequence.

It has long been known that the colors of E/S0 galaxies form a very well-defined sequence (the red sequence), reddening for brighter galaxies due to metallicity. It took the large uniform data set from the SDSS, augmented by GALEX, to show that star-forming galaxies have a set of colors which is surprisingly well defined in its own right, the blue sequence or blue cloud there is a genuine minimum between the two populations (the green valley). This is shown in a color-derived mass plot (courtesy of Kevin Schawinski) from SDSS data:

The color bimodality is similar to the morphologcal dichotomy (E/S0 versus spiral/irregular), but not identical. There exist populations of blue early-type galaxies and red spirals, with blue ellipticals most numerous in low-density environments and red spirals just outside the densest regions (Bamford et al. 2009 MNRAS 339, 1324). The "green valley" is too sparse for many red galaxies to become blue by adding starbursts it is potentially very important that these galaxies in transition have the highest probability of hosting AGN.

An important description of the distribution and occurrence of galaxies is the وظيفة اللمعان &Phi : &Phi(L) dL is the number of galaxies in the interval L +/- dL/2 per unit volume. This may be defined for optical luminosity, radio power, far-IR power, . One always has the hope that this function is fundamental in telling how galaxy masses are distributed that is, that all kinds of galaxies have about the same visible to invisible mass ratio. The determination of &Phi over a wide luminosity range is complicated by Malmquist bias, and the need to reduce all measurements to a common emitted-wavelength frame - this is a special problem for QSOs and very luminous galaxies, for which we must look to significant redshifts to see any of the brightest examples. The luminosity function may be determined, in principle, very simply for objects in luminosity bin أنا, the luminosity function is simply

where Vم is the volume within which each object could have been detected, and the sum runs over all objects in bin أنا. All the selection effects fall into determining Vم for a given threshold condition, which may be nontrivial. Actually, it always seems to be nontrivial. An important application of Vمis the Schmidt V/Vم test, which can show whether the sample is complete or at least uniform, and can show the presence of some kinds of evolution with cosmic time when applied over a large redshift range. If the objects are uniformly distributed within the survey volume, the sample mean of the statistic V/Vم, where الخامس is the volume of a sphere centered here and with the object at its surface, will be 1/2. [For cosmological applications one must worry about whether this is the right prescription for the volume of the sphere, integrating volume elements to the distance in question.] A value smaller than this implies that there are more objects close to us, which for galaxies normally means that the sample is more incomplete at large distances than we initially assumed. A mean value greater than 1/2 almost always implies cosmological evolution, as for QSOs. The fact that gamma-ray bursts show a value significantly smaller than 1/2 even for the most complete flux samples is one of their major puzzles.

From the magnitude-limited RSA catalog, the redshift distribution of catalog entries is shown here (less a single object at 9875 km/s).

From the wide range of cz we see that the volumes sampled at various luminosities differ by factors of order 10 6 . Thus careful allowances for sample properties is crucial to measuring the LF. This is clear when comparing the distribution of apparent and absolute magnitude shown in the figures below (again from the RSA, skipping three naked-eye members of the Local Group):

To derive the proper relative numbers, one must correct for the different volumes within which each object would appear in the catalog. This apparent distribution declines fainter than absolute blue magnitude -21.5, while the space density continues to increase greatly to fainter absolute magnitudes.

An important analytic approximation to the overall galaxy luminosity function is the Schechter (1976, ApJ 203, 297) form &Phi (L) dL = &phi* (L/L*) &alpha e -(L/L*) (dL/L*) where &phi * (L/L*) is the normalizing factor, set by the number of galaxies per Mpc 3 , L* is a characteristic luminosity, and &alpha is an asymptotic slope to be fit a value around -5/4 usually agrees with the data. The plot (from Schechter's paper, reproduced by permission of the AAS) shows the fit to the mean of galaxy counts in 13 clusters.

إل* appears to be constant among various clusters, and maybe even for non-cluster galaxies, at a given cosmic epoch, so that one may read references to "an إل* galaxy". This is sometimes taken as a characteristic scale for galaxy formation. The brightest cD galaxies may require some additional process they may violate the LF shape in that there should be virtually no galaxies so luminous in the observable Universe if the Schechter function held absolutely.

Different kinds of galaxies have different LF shapes and normlizations this explains why Hubble thought of the LF as approximately Gaussian, from studies of (giant) spirals, while Zwicky counted everything, dissented vigorously and as usual correctly, and found a divergence at faint magnitudes. Zwicky distinguished dwarf, pygmy, and gnome galaxies (see his idiosyncratic book Morphological Astronomy). The LF must converge somewhere to avoid Olbers' paradox. The LF is simple only for dwarfs the various types are distributed in Virgo as follows, from Fig. 1 of Binggeli, Sandage, and Tammann 1988 (Ann. Rev. 26, 509 - an excellent reference for the whole topic, figure reproduced from the ADS).

The differences may be clues to how different galaxy types form - in some biassing schemes, for example, ellipticals need stronger peaks than disks. On the other hand, if merging is important, this may tell us about the history of mergers rather than galaxy formation. It does seem to be quite consistent in shape among clusters of galaxies, so that it tells something basic and general about how galaxies have developed.

Similar clues are hidden in some of the basic correlations among global galaxy properties involving dynamics - the Tully-Fisher and Faber-Jackson relations. The Tully-Fisher relation, often employed as a distance indicator for spirals, is a tight relation between galaxy absolute magnitude and velocity scale of the disk (for example, at the 20% - of - peak level in an integrated H I profile, with appropriate inclination corrections). There are broad theoretical reasons why such a relation might hold, but no deep understanding at this point. The Faber-Jackson relation was also found empirically, from the fact that elliptical-galaxy luminosity and central velocity dispersion &sigma are related approximately as إل

&sigma 4 . A generalization, the fundamental plane, was found by noting that scatter about the F-J relation is correlated with metallicity (usually through a simple index of Mg absorption), although it turned out that this may not be the most basic parametrization. Not only is the fundamental plane a useful distance and environment probe, but it sets strong constraints on dynamical evolution any transformations of galaxies must leave them very close to this plane. Since (in log space) the fundamental plane هو, as far as we can tell, a plane, there are transformations of variables which correspond to orthogonal variables imbedded in it Burstein and coworkers have explored the interpretation of these so-called &kappa parameters.

Basics of the "fundamental plane" may be found in the review by Kormendy and Djorgovski (1989, ARA&A 27, 235). Their Figure 2 (reproduced from the ADS) compares the observed Faber-Jackson relation (upper left) to more exact projections of the galaxy distribution in the volume of radius, surface brightness, and velocity dispersion.

In the observable parameters, R

&sigma 1.4 +/- 0.15 I -0.9 +/- 0.1 where R is an effective or core (but not isophotal) radius, &sigma is the velocity dispersion (one-dimensional, in the line of sight), and I is an averaged intensity (commonly the mean within the effective radius). Some of the earlier relations, such as L

&sigma 4/3 for diameter to reach a particular mean surface brightness, are projections of this plane along different observable axes. One mapping of particular theoretical interest (in which galaxies are widely spread) is the &sigma - &mu plane, corresponding roughly to the density - cooling rate prescription needed to describe a galaxy's initial collapse. The virial theorem suggests a relation of about the FP form, with departures of the scaling exponents from 2 and 1 coming about if there is systematic variation in the (M/L) ratio with luminosity or other global parameters. The narrowness of the fundamental plane tells us that evolution by merging, if it is significant for ellipticals, must carry galaxies along but not across the plane. There are simulations suggesting that the FP parameters are indeed preserved during (some kinds of) merging. Recent work indicates the the fundamental plane shifts at least in luminosity with redshift, as expected for a broad class of galaxy-evolution schemes.


M 101 (Pinwheel Galaxy)

-0.6) one, in substantial agreement with thetheoretical metallicity effect suggested by synthetic Globular Clusterpopulations with constant age and mass function. Moving outside theMilky Way, we show that the peak magnitude of the MP clusters in M31appears to be consistent with that of Galactic clusters with similarmetallicity, once the same MV(RR)-[Fe/H] relation is used fordistance determination. As for the GCLFs in other external galaxies,using Surface Brightness Fluctuations (SBF) measurements we giveevidence that the luminosity functions of the blue (MP) GlobularClusters peak at the same luminosity within

0.2mag, whereas for the red(MR) samples the agreement is within

0.5mag even accounting for thetheoretical metallicity correction expected for clusters with similarages and mass distributions. Then, using the SBF absolute magnitudesprovided by a Cepheid distance scale calibrated on a fiducial distanceto Large Magellanic Cloud (LMC), we show that the MV(TO)value of the MP clusters in external galaxies is in excellent agreementwith the value of both Galactic and M31 ones, as inferred by an RR Lyraedistance scale referenced to the same LMC fiducial distance. Eventually,adopting μ0(LMC) = 18.50mag, we derive that the luminosityfunction of MP clusters in the Milky Way, M31, and external galaxiespeak at MV(TO) =-7.66 +/- 0.11, - 7.65 +/- 0.19 and -7.67 +/-0.23mag, respectively. This would suggest a value of -7.66 +/- 0.09mag(weighted mean), with any modification of the LMC distance modulusproducing a similar variation of the GCLF peak luminosity.

10-4. Therefore, ifthe minimum energy estimate is applicable, magnetic fields in starburstsare dynamically weak compared to gravity, in contrast to normalstar-forming spiral galaxies. We argue, however, that rapid cooling ofrelativistic electrons in starbursts invalidates the minimum energyestimate. We assess a number of independent constraints on the magneticfield strength in starburst galaxies. In particular, we argue that theexistence of the FIR-radio correlation implies that the synchrotroncooling timescale for cosmic-ray electrons is much shorter than theirescape time from the galactic disk this in turn implies that the truemagnetic field in starbursts is significantly larger thanBmin. The strongest argument against such large fields isthat one might expect starbursts to have steep radio spectra indicativeof strong synchrotron cooling, which is not observed. However, we showthat ionization and bremsstrahlung losses can flatten the nonthermalspectra of starburst galaxies even in the presence of rapid cooling,providing much better agreement with observed spectra. We furtherdemonstrate that ionization and bremsstrahlung losses are likely to beimportant in shaping the radio spectra of most starbursts at GHzfrequencies, thereby preserving the linearity of the FIR-radiocorrelation. We thus conclude that magnetic fields in starbursts aresignificantly larger than Bmin. We highlight severalobservations that can test this conclusion.

7 Msolar thus, thesesources are most likely high-mass X-ray binaries.

2.3 Galaxies: Galaxy Formation Feedback Signatures in the Intergalactic Medium
We present a comparative study of galaxies and intergalactic gas towardthe z=2.73 quasar HS 1700+6416, to explore the effects of galaxyformation feedback on the IGM. Our observations and ionizationsimulations indicate that the volume within 100-200h-171 physical kpc of high-redshift galaxies ispopulated by very small (ΔL

1/10-1/3Zsolar) absorption-line regions. These systems often containshock-heated gas seen in O VI and may exhibit [Si/C] abundanceenhancements suggestive of preferential enrichment by Type IIsupernovae. We argue that the absorber geometries resemble thin sheetsor bubbles and that their unusual physical properties can be explainedusing a simple model of radiatively efficient shocks plowing throughmoderately overdense intergalactic filaments. The high metallicitiessuggest that these shocks are being expelled from, rather than fallinginto, star-forming galaxies. There is a drop-off in the intergalacticgas density at galaxy impact parameters of >

1comoving Mpc) that may represent boundaries of the gas structures wheregalaxies reside. The heavy-element enhancement near galaxies coverssmaller distances: at galactocentric radii between 100 and 200h-171 kpc the observed abundances blend into thegeneral metallicity field of the IGM. Our results suggest that eithersupernova-driven winds or dynamical stripping of interstellar gas altersthe IGM near massive galaxies, even at R>

100 kpc. However, only afew percent of the total mass in the Lyα forest is encompassed bythis active feedback at z

2.5. The effects could be more widespread ifthe more numerous metal-poor C IV systems at impact parameters >

200h-171 kpc are the tepid remnants of very powerfullate-time winds. However, based on present observations it is not clearthat this scenario is to be favored over one involving preenrichment bysmaller galaxies at z>

6.Includes observations made at the W. M. Keck Observatory, which isoperated as a scientific partnership between the California Institute ofTechnology and the University of California it was made possible by thegenerous support of the W. M. Keck Foundation.