الفلك

كيف يتم تحويل طيف القالب النظري من كثافة اللمعان إلى وحدات كثافة التدفق؟

كيف يتم تحويل طيف القالب النظري من كثافة اللمعان إلى وحدات كثافة التدفق؟


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.

أنا أعمل مع قوالب طيفية للمجرة (على سبيل المثال ، Bruzual & Charlot 2003) والتي يبدو أنها تأتي دائمًا بوحدات المحور y من $ L _ { odot} $ / A ووحدات المحور x من Angstroms. وبالتالي فإن المحور الصادي هو أ كثافة اللمعان بدلا من كثافة التدفق. في المقابل ، من منظور الملاحظة ، نميل دائمًا إلى العمل مع الأطياف التي تحتوي على وحدات المحور ص لكثافة التدفق ($ F _ { lambda} $ in erg / s / cm $ ^ 2 $ / A أو $ F _ { nu} $ in إرغ / ث / سم $ ^ 2 دولار / هرتز). وبالمثل ، تميل توزيعات الطاقة الطيفية (SEDs) من القياس الضوئي إلى الحصول على $ lambda F _ { lambda} $ أو $ nu F _ { nu} $ بحيث يكون المحور y عبارة عن تدفق وليس كثافة تدفق.

كيف يمكنني تحويل قالب طيف نظري من وحدات كثافة اللمعان ($ L _ { odot} $ / A) إلى كثافة التدفق (erg / s / cm $ ^ 2 $ / A)؟

للسياق ، أريد أن ألائم القوالب الطيفية مع SED المرصود. إن SED المرصود مخصص لكائن عند انزياح أحمر $ z $ ، لذلك أعتقد أنه يمكنني تحويل القوالب إلى وحدات كثافة التدفق ، أو يمكنني تحويل SED المرصود إلى وحدات كثافة السطوع. أشعر أن العمل في وحدات كثافة التدفق أمر طبيعي أكثر - بالإضافة إلى أنني لست متأكدًا مما إذا كان ضرب قيم محور Y SED الملحوظ بمقدار 4 دولارات pi D ^ 2 $ (D هي مسافة الكائن) والمحور x (أطوال موجية) بمقدار $ 1 / (1 + z) $ سيكون كافيًا (على سبيل المثال ، مخاوف التطبيع).


استخدم هذه المعادلة: $$ F_ nu = frac {L_ nu} {4 pi D_L ^ 2}. $$ هذه هي العلاقة التي تحدد مسافة اللمعان ، $ D_L $ ، في عالم إقليدي ثابت (أي لا لنا). قام Hogg بمراجعة جيدة حول arXiv حول كيفية التعامل مع العلاقة في عالم موسع ، بما في ذلك عندما تحتاج إلى إجراء شيء يسمى "تصحيح $ K $ -" للكثافات الطيفية مثل السؤال الذي يطرحه السؤال.


2dF Galaxy Redshift Survey: عدد المجرات وكثافة لمعانها

نيكولاس كروس ، سايمون بي درايفر ، واريك كوتش ، كارلتون إم باو ، جوس بلاند-هوثورن ، تيري بريدجز ، راسل كانون ، شون كول ، ماثيو كوليس ، كريس كولينز ، جافين دالتون ، كاثرين ديلي ، روبرتو دي بروريس ، جورج إفستاثيو ، ريتشارد إس.إيليس ، كارلوس س. فرينك ، كارل جلازبروك ، كارول جاكسون ، عوفر لاهاف ، إيان لويس ، ستيوارت لومسدين ، ستيف مادوكس ، دارين مادجويك ، ستيفن مودي ، بيدر نوربيرج ، جون إيه بيكوك ، بروس إيه بيترسون ، إيان برايس ، مارك Seaborne ، Will Sutherland ، Helen Tadros ، Keith Taylor ، The 2dF Galaxy Redshift Survey: عدد المجرات وكثافة لمعانها ، الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية، المجلد 324 ، الإصدار 4 ، يوليو 2001 ، الصفحات 825-841 ، https://doi.org/10.1046/j.1365-8711.2001.04254.x


كيف يتم تحويل طيف القالب النظري من كثافة اللمعان إلى وحدات كثافة التدفق؟ - الفلك

أثر COVID-19 على العديد من المؤسسات والمنظمات حول العالم ، مما أدى إلى تعطيل تقدم البحث. خلال هذا الوقت الصعب APS و مراجعة البدنية مكتب التحرير مجهز بالكامل ويعمل بنشاط لدعم الباحثين من خلال الاستمرار في تنفيذ جميع وظائف التحرير ومراجعة الأقران ونشر الأبحاث في المجلات بالإضافة إلى تقليل تعطيل الوصول إلى المجلات.

نحن نقدر جهودك المستمرة والتزامك بالمساعدة في تقدم العلوم ، والسماح لنا بنشر أفضل مجلات الفيزياء في العالم. ونأمل أن تظل أنت وأحبائك آمنين وبصحة جيدة.

يجد العديد من الباحثين أنفسهم الآن يعملون بعيدًا عن مؤسساتهم ، وبالتالي قد يواجهون صعوبة في الوصول إلى مجلات Physical Review. لمعالجة هذا الأمر ، قمنا بتحسين الوصول عبر عدة آليات مختلفة. انظر الدخول خارج الحرم الجامعي إلى مراجعة البدنية لمزيد من التعليمات.

إذن المطلوب

خيارات أخرى

تنزيل ومشاركة

الصور

شكل 1

طيف نيوترينو موحد كبير (GUNS) على الأرض ، مدمج في اتجاهات ومختصر فوق النكهات. لذلك ، لا يؤثر تحويل النكهة بين المصدر والكاشف على هذه القطعة. يتم عرض خطوط صلبة للنيوترينوات ، ويتم عرض الخطوط المتقطعة أو المنقطة لمضادات النيترينو ، ويتم عرض الخطوط المتقطعة والصلبة المتراكبة لمصادر كل من و ν ¯. تشمل التدفقات من BBN والأرض والمفاعلات فقط مضادات النيترينوات وتصدر الشمس نيوترينوات فقط ، بينما تشتمل جميع المكونات الأخرى على كليهما. يظهر CNB لأدنى طيف كتلة من m 1 = 0 ، و m 2 = 8.6 ، و m 3 = 50 meV ، مما ينتج طيفًا للجسم الأسود بالإضافة إلى خطين أحادي اللون من النيوترينوات غير الارتباطية ذات الطاقات المقابلة لـ m 2 و m 3. انظر الملحق ص 4 للحصول على وصف دقيق للمنحنيات الفردية. اللوحة العلوية: تدفق النيوترينو ϕ كدالة للطاقة. مصادر الخط بوحدات سم - 2 ثانية - 1. اللوحة السفلية: تدفق طاقة النيوترينو E × ϕ كدالة للطاقة. مصادر الخط بوحدات من eV cm - 2 s - 1.

الشكل 2

الخواص ν أو ν ¯ التدفق التفاضلي اليوم (d Φ ν / d p) للنيوترينوات ذات الكتلة على النحو الوارد في المعادلة. (5). تتوافق المنحنيات المختلفة مع طيف الكتلة المرجعي الخاص بنا لـ Eq. (2).

الشكل 3

التدفق التفاضلي للنيوترينو d Φ ν / d E وفقًا لـ Eq. (6) للطيف الكتلي المرجعي الخاص بنا من Eq. (2). لا يعتمد التدفق الأقصى على m ν وهو 2.70 × 10 12 cm - 2 s - 1 meV - 1.

الشكل 4

تطور وفرة عنصر الضوء في بدايات الكون كما تشير الخطوط. الخطوط الملونة (الصلبة) هي النيوترونات (n) والنظائر غير المستقرة التريتيوم (T) والبريليوم (Be 7) التي تنتج ν ¯ e والتي لم تصمد حتى اليوم. مقتبس من موقع Cococubed ، حيث η = 6.23 × 10-10 و H 0 = 70.5 km s - 1 Mpc - 1 تم استخدامها.

الشكل 5

كثافة النيوترينوات منخفضة الطاقة ، والتي تعتبر عديمة الكتلة (P = E). تحتوي CNB والنيوترينوات الشمسية الحرارية على جميع النكهات ، ولكن الخطوط مخصصة فقط إما لـ أو ν ¯. الخطوط الملونة (الصلبة) هي نيوترينوات BBN: ν ¯ e من n واضمحلال التريتيوم و ν e من التقاط Be 7 للإلكترون.

الشكل 6

كثافات الجريان لنيوترينوات الكتلة eigenstate لـ m i = 0 و 8.6 و 50 meV كما هو موضح في المنحنيات ، باستخدام احتمالات المعادلات. (11) - (13) وأطياف الشكل 5. اللوحة العلوية: d Φ / d p ، والتي تتضمن عامل السرعة v i = p / E i لكل حالة كتلة. اللوحة السفلية: d Φ / d E تظهر خطوطًا حادة عند E = m 2 ، 3.

الشكل 7

النيوترينوات الشمسية من تفاعلات مصادر مختلفة. باللون الأزرق (الرمادي الداكن) نيوترينوات pp-chain (pp ، Be 7 ، pep ، B 8 ، hep) ، باللون البرتقالي (رمادي فاتح) نيوترينوات CNO (N 13 ، O 15 ، وخطوط التقاط الإلكترون eN و eO). اللوحة العلوية: التدفقات التفاضلية ، حيث توجد مصادر الخط بوحدات سم - 2 ثانية - 1. تدفقات pp -chain (باستثناء hep) وفقًا للقياسات الموضحة في الجدول 1 ، حيث تكون أوجه عدم اليقين صغيرة جدًا بحيث لا يمكن إظهارها. بالنسبة إلى تدفقات CNO و hep ، يتم وضع النطاق بين قوسين من أدنى AGSS09 وأعلى تنبؤات GS98. F 17 هو تصحيح صغير لتدفق O 15 وبالتالي لا يظهر. اللوحة السفلية: احتمالية بقاء ثابت الحرارة بسبب تحويل النكهة (انظر القسم 4 هـ) ، والذي يعتمد على التوزيعات الشعاعية لعمليات الإنتاج المختلفة. بالنسبة لخطوط eN و eO ، لم يتم نشر هذه التوزيعات. توضح النقاط السوداء احتمالات البقاء على قيد الحياة لخطوط سلسلة pp الثلاثة من Be 7 و pep. تظهر الخطوط الأفقية المتقطعة احتمال البقاء على قيد الحياة لطاقة النيوترينو المتلاشية واللانهائية.

الشكل 8

أطياف pp ، O 15 ، ونيوترينوات الكبد. تتشابه أطياف CNO الأخرى مع O 15. الخطوط الصلبة: الأطياف المجدولة من [93]. الخطوط المتقطعة: يسمح أطياف الاضمحلال النووي وفقًا لـ Eq. (17).

الشكل 9

طيف من نيوترينوات B8. الخط المتصل: من [94]. خط متقطع: من [494].


1 المقدمة

من الأهمية بمكان في تحديد آلية (آليات) وعصر (فترات) تكوين المجرة (بالإضافة إلى كثافة اللمعان المحلية) التحديد الكمي الدقيق والمفصل لسكان المجرات المحلية. إنه يمثل المعيار الذي يمكن على أساسه قياس التأثيرات البيئية والتطورية. تقليديا نشأ هذا المجال البحثي مع المسوحات التصويرية في السماء ، إلى جانب عدد قليل من الانزياحات الحمراء التي تم الحصول عليها بشق الأنفس. على مدار العقد الماضي ، تم تعزيز هذا من خلال كل من استطلاعات التصوير القائمة على CCD والمسوحات الطيفية متعددة الشرائح / التي تغذيها الألياف. من هذه البيانات ، نشأ عدد من المشكلات المحيرة ، وأبرزها مشكلة المجرة الزرقاء الباهتة (Koo & amp Kron 1992 Ellis 1997) ، مشكلة التطبيع المحلي (Maddox et al. 1990a Shanks 1990 Driver، Windhorst & amp Griffiths 1995 Marzke et al. 1998) ، الأهمية الكونية للمجرات ذات السطوع السطحي المنخفض (LSBGs) (Disney 1976 McGaugh 1996 Sprayberry ، Impey & amp Irvine 1996 Dalcanton et al. 1997 Impey & amp Bothun 1997) والمجرات القزمة (Babul & amp Rees 1992 Phillipps & amp Driver 1995 Babul & amp Ferguson 1996 لوفداي 1997). تظل هذه القضايا إلى حد كبير دون حل ويمكن القول إنها تنتظر تعريفا محسنا لسكان المجرات المحلية (Driver 1999).

تتيح التطورات الحديثة في التكنولوجيا الآن إجراء استطلاعات واسعة النطاق للتصوير CCD 1 ومسوحات الانزياح الأحمر السائبة من خلال أجهزة قياس الطيف متعدد الألياف المصممة لهذا الغرض مثل مرفق حقل درجتين للمستخدم المشترك (2dF) في التلسكوب الأنجلو-أسترالي (AAT) ) (Taylor، Cannon & amp Parker 1998). يجمع مسح Sloan Digital Sky Survey بأناقة بين هذين الجانبين (Margon 1999).

كمية ونوعية البيانات التي أصبحت متاحة لا تسمح فقط بمراجعة النتائج السابقة ، ولكن بشكل أساسي فرصة مراجعة وتعزيز المنهجية التي يتم بها تمثيل سكان المجرات المحلية. على سبيل المثال ، بعض الانتقادات التي يمكن توجيهها إلى المنهجية الحالية - تمثيل كثافة الفضاء للمجرات باستخدام وظيفة اللمعان Schechter (LF) (Schechter 1976 Felten 1985 Binggeli، Sandage & amp Tammann 1988) - هي أنه ، أولاً ، يفترض أن المجرات عبارة عن أنظمة ذات معلمة واحدة يتم تحديدها من خلال حجمها الظاهري وحده ، وثانيًا ، تصف جميع المجرات من خلال ثلاث معلمات فقط: اللمعان المميز إل∗ ، تطبيع اللمعان المميز φ∗ والمنحدر الخافت α. في حين أنه من المستحسن تمثيل السكان بأقل عدد من المعلمات ، فقد تكمن المعلومات المهمة في الفروق الدقيقة في التفاصيل.

على وجه الخصوص ، يشير مجالان حديثان من مجالات البحث إلى تنوع أكبر في سكان المجرات مما يسمح به شكل وظيفة شيشتر. أولاً ، أبلغ Marzke و Huchra & amp Geller (1994) وأيضًا Loveday (1997) عن إشارة إلى حدوث تغيير في المنحدر الخافت بأحجام مطلقة خافتة - وهو انتقال محتمل بين قزم - عملاق - وهذا يظهر أيضًا في عدد من Abell مجموعات حيث يكون من الأسهل التحقيق في النظام القزم (مثل Driver et al. 1994 De Propris et al. 1995 Driver، Couch & amp Phillipps 1998 Trentham 1998). ثانيًا ، يُظهر عدد من الدراسات أن معلمات Schechter الثلاثة ، ولا سيما المنحدر الخافت ، لها اعتماد قوي على حدود سطوع السطح (Sprayberry et al. 1996 Dalcanton 1998) ، اللون (Lilly et al. 1996) ، الطيفي النوع (Folkes et al. 1999) ، التشكل البصري (Marzke وآخرون 1998) ، البيئة (Phillipps et al. 1998) والطول الموجي (Loveday 2000). لقد لوحظ (Willmer 1997) أن اختيار طريقة إعادة بناء المجرة LF يحتوي أيضًا على درجة معينة من التحيز.

والأهم من ذلك ، فإن الدليل على أن المنهجية الحالية قد تكون معيبة في الواقع يأتي من مقارنة القياسات الحديثة للمجرة LF كما هو موضح في الشكل 1. التناقض بين هذه المسوح ينحرف بشكل كبير عن الأخطاء الشكلية المقتبسة ، مما يعني خطأ منهجيًا غير معروف. يمكن قياس مدى التناقض كمعامل 2 في إلنقطة ، ترتفع إلى عامل 10 عند 0.01إلتأثير هذا الاختلاف هو عامل من 3-4 ، على سبيل المثال ، في تقييم مساهمة المجرات في ميزانية الباريونات المحلية (على سبيل المثال ، Persic & amp Salucci 1992 Bristow & amp Phillipps 1994 Fukugita، Hogan & amp Peebles 1998).

وظائف لمعان Schechter من مسوحات الانزياح الأحمر الحديثة المحدودة الحجم (انظر الجدول C1). يصبح الخط منقطًا خارج نطاق بيانات الاستطلاع. يُظهر نطاق القيم عدم اليقين في LF ، والذي يقوم بدوره بالترشيح إلى القياس المحلي لمتوسط ​​كثافة اللمعان.

وظائف لمعان Schechter من مسوحات الانزياح الأحمر الحديثة المحدودة الحجم (انظر الجدول C1). يصبح الخط منقطًا خارج نطاق بيانات الاستطلاع. يُظهر نطاق القيم عدم اليقين في LF ، والذي يقوم بدوره بالترشيح إلى القياس المحلي لمتوسط ​​كثافة اللمعان.

يضاف عدم اليقين هذا إلى ما تم تقديمه من السؤال غير المجاب عن كثافة الفضاء لـ LSBGs. أحدث محاولة لتقدير ذلك كانت بواسطة أونيل وأمبير بوثون (2000) - بعد ماكجو (1996) ، وبدوره ديزني (1976) - الذي استنتج أن وظيفة سطوع السطح (SBF) للمجرات - كثافة العدد من المجرات في فترات من سطوع السطح - يشبه شكل LF. وهكذا يتم وصف كل من LF و SBF بتوزيع مسطح بقطع عند المقادير المطلقة الساطعة أو سطوع السطح العالي. إذا أخذنا نتيجة O'Neil بالقيمة الاسمية ، فإن هذا يعني خطأ إضافي في مقاييس كثافة اللمعان المحلي من 2-3 - أي أن المساهمة في اللمعان (وبالتالي كثافة الباريون) من المجرات غير مؤكدة بعامل 10 . ومع ذلك ، فإن أهمية LSBGs تعتمد على نطاق لمعانها ، وبالمثل يعتمد اكتمال LF على فترات سطوع السطح التي يكون فيها كل صندوق إضاءة صالحًا. كلا التمثيلات غير مكتملة ما لم يتم الجمع بين المعلومات. يقودنا هذا إلى استنتاج مفاده أنه يجب التعامل مع كل من التدفق الكلي والطريقة التي يتم بها توزيع هذا التدفق في وقت واحد. تم نشر العديد من الأوراق البحثية التي تتناول إما توزيعات سطوع السطح أو توزيعات السطوع ثنائية المتغير (BBDs) (Phillipps & amp Disney 1986 Sodre & amp Lahav 1993 Boyce & amp Phillipps 1995 Petrosian 1998 Minchin 1999). هذه إما نظرية ، تقتصر على البيئات العنقودية أو لديها إحصائيات ضعيفة بسبب ندرة بيانات الانزياح الأحمر الجيدة.

في الآونة الأخيرة ، حدد Driver (1999) أول مقياس BBD لمجرات المجال باستخدام بيانات Hubble Deep Field (Williams et al. 1996) والاستفادة من الانزياح الأحمر الضوئي (Fernández-Soto، Lanzetta & amp Yahil 1999). كانت النتيجة ، بناءً على عينة محدودة الحجم من 47 مجرة ​​، تشير إلى أن مجموعات LSBG العملاقة كانت نادرة ، ولكن هناك علاقة قوية بين اللمعان والسطوع ، مماثلة لتلك التي شوهدت في برج العذراء (Binggeli 1993). إن الإحساس بالعلاقة يعني أن LSBGs هي تفضيلية ذات لمعان أقل (أي الأقزام). إذا تم إثبات ذلك ، فإنه يضعف بشدة استنتاجات O'Neil & amp Bothun (2000). في حين أن عدد LSBG قد يكون كبيرًا ، إلا أن لمعانها منخفض ، لذا فإن مساهمتها في كثافة اللمعان المحلية منخفضة أيضًا ، بنسبة 20٪ (Driver 1999).

تحاول هذه الورقة تجميع هذه المشكلات المعقدة في نظام أساسي أكثر سهولة من خلال توسيع التمثيل الحالي لسكان المجرات المحلية للسماح بتأثيرات الكشف عن سطوع السطح ، ومشكلات الفصل بين النجوم والمجرات ، والتصحيحات الضوئية لسطوع السطح ، وتأثيرات التجميع. يتم تحقيق ذلك من خلال توسيع LF أحادي المتغير إلى توزيع سطوع ثنائي المتغير (BBD) ، حيث يكون البعد الإضافي هو سطوع السطح. يسمح لنا مسح الانزياح الأحمر المجري 2dF (2dFGRS) بالقيام بذلك لأول مرة من خلال امتلاك قاعدة بيانات كبيرة بما يكفي لفصل المجرات من حيث الحجم وسطوع السطح دون التعرض للعديد من المشكلات المتعلقة بإحصائيات الأرقام الصغيرة.

في القسم 2 نناقش المنهجية المنقحة لقياس كثافة الفضاء لسكان المجرات المحلية ، وكثافة اللمعان المحلي والمساهمة في كثافة الباريون بالتفصيل. في القسم 3 نقدم بيانات 2dFGRS الحالية (التي تحتوي على 45000 مجرة ​​، أو خمس العدد النهائي المتوقع). في القسم 4 ، نصحح الضوء المفقود تحت الصورة المتساوية ، ونحدد قياس سطوع السطح. في القسم 5 ، قمنا بتطبيق المنهجية لبناء أول BBD ذو دلالة إحصائية لمجرات المجال. النتائج الخاصة بكثافة الرقم وكثافة اللمعان مفصلة في القسمين 6 و 7. في القسم 8 ، نقارن هذه النتائج باستطلاعات أخرى. أخيرًا ، نقدم استنتاجاتنا في القسم 9.

في جميع أنحاء نعتمد وعلم الكون المسطح القياسي مع صفر ثابت كوني (أي ، ف0 = 0.5، Λ = 0) ومع ذلك ، نلاحظ أن النتائج المقدمة هنا لا تعتمد إلا بشكل ضعيف على علم الكونيات.


2 البيانات المستخدمة

SDSS (York et al. 2000 Stoughton et al.2002) هو مسح طموح للحصول على البيانات الطيفية والقياسية الضوئية عبر π sr. تم إجراء المسح باستخدام تلسكوب 2.5 متر مخصص في مرصد Apache Point. يتم الحصول على القياس الضوئي باستخدام المسح الضوئي باستخدام كاميرا CCD فريدة من نوعها (Gunn et al. 1998) ، مما يسمح بالقياس الضوئي شبه المتزامن في خمسة نطاقات (ش, ز, ص, أنا, ض، فوكوجيتا وآخرون. 1996 هوغ وآخرون. 2001 سميث وآخرون. 2002). يتم تقليل البيانات الناتجة في خط أنابيب ضوئي مخصص ، صورة (لوبتون وآخرون 2001) ومعايرة قياسًا فلكيًا (بيير وآخرون 2003). نحن نستخدم نتائج الصورة v5.4. لتقدير المقادير الإجمالية نستخدم cmodel المقادير الموصى باستخدامها بواسطة ورقة DR2 (Abazajian et al. 2004). هذا هو مزيج مرجح من الأسي و de Vaucouleurs يناسب المظهر الجانبي الخفيف الذي يوفره صورة ويمتاز عن مقادير بتروسيان بأن لديهم نسبة إشارة إلى ضوضاء أعلى (راجع المناقشة في Baldry et al. 2004). لقد أجرينا أيضًا جميع الحسابات باستخدام مقادير بتروسيان الإجمالية ووجدنا أن النتائج في الورقة تتغير إذا تم استخدامها على الرغم من أننا حصلنا على عدد قليل من القيم المتطرفة. مقادير الألياف في ز, ص, أنا يتم قياسها مباشرة من الطيف المرصود و صيتم تطبيع حجم النطاق إلى حجم الألياف صورة. عند تقدير مقادير الإطار الثابت ، نتبع Blanton et al. (2003 أ) و ك- تصحيح مقاديرنا إلى ض= 0.1 لتقليل الأخطاء على ك-تصحيح. سنعتمد أيضًا تدوينها ونشير إلى هذه المقادير ذات الانزياح الأحمر بـ 0.1 ز, 0.1 ص و 0.1 أنا.

يتم الحصول على الملاحظات الطيفية باستخدام اثنين من مطياف الألياف على نفس التلسكوب ، مع وضع الألياف باستخدام خوارزمية تبليط فعالة (بلانتون وآخرون 2003). يتم تقليل البيانات الطيفية في خطي أنابيب مستقلين سبيكترو 1 د (SubbaRao وآخرون قيد الإعداد) و المواصفات (Schlegel et al. قيد الإعداد) - نستخدم ملف المواصفات الانزياحات الحمراء ، لكن الاختلافات بين خطي الأنابيب لا تكاد تذكر.

تستند مجموعة البيانات المستخدمة في هذه الدراسة إلى عينة مجرة ​​SDSS الرئيسية ، التي وصفها شتراوس وآخرون. (2002). نستخدم مجموعة فرعية من Blanton et al. (2003 ب) عينة 10 ، تتكون من 149660 مجرة ​​مع ملاحظات طيفية ، 14.5 & لتر ص & lt 17.77 و 0.005 & lt ض & لتر 0.22. هذا يشمل مجرات أكثر بقليل من SDSS Data Release 1 (Abazajian et al.2003). تمت مناقشة خصائص الاستمرارية الشاملة لهذه العينة بشيء من التفصيل بواسطة Kauffmann et al. (2003 أ ، ب) واختيار العينة وتحليل خط أنابيب الطيف تمت مناقشته بواسطة Tremonti et al. (2004). سيتم أيضًا استخدام المعايرة الطيفية التي نستخدمها في إصدار البيانات 2 (Abazajian et al. 2004). نحن نستخدم بشكل مكثف الكتل النجمية للمجرات المأخوذة من Kauffmann et al. (2003 أ). لكي نكون متسقين مع الأخير ، سنستخدم التعريف الضيق للفاصل 4000-من Balogh et al. (1998) ويشار إلى هذا على أنه D4000.

كما هو مفصل في Tremonti et al. (2004) ، لقد اخترنا إعادة تحليل الأطياف أحادية الأبعاد باستخدام خط الأنابيب المحسن الخاص بنا. هذا يسمح لنا بالعناية في استخراج تدفقات خط الانبعاث أكثر مما يتم في خط أنابيب SDSS للأغراض العامة. الاختلافات الرئيسية للعمل المقدم هنا هي كما يلي: نقوم بإزالة تعرض اللطاخة بحيث يتم تعريض الأطياف بشكل موحد داخل ألياف ثلاثية الأقواس ونستخدم أحدث نماذج التوليف السكاني عالية الدقة بواسطة Bruzual & amp Charlot (2003) لتلائم الاستمرارية باستخدام روتين المربعات الصغرى الخطية غير السالبة (Lawson & amp Hanson 1974). يوفر هذا توافقًا ممتازًا مع الاستمرارية ويتيح لنا إجراء الطرح المستمر بدقة غير مسبوقة. يفسر إجراء التركيب تلقائيًا امتصاص المعدن الضعيف تحت الخطوط الممنوعة وامتصاص Balmer (انظر على سبيل المثال Bruzual & amp Charlot 2003 ، للحصول على أمثلة على جودة الملاءمة).

تبين أن القدرة على استخلاص انبعاث خط ضعيف جدًا مهمة جدًا عند دراسة الاتجاهات بالكتلة (وبالتالي زيادة مساهمة الاستمرارية) وعند تقدير توهين الغبار. سنرى أدناه أنه من المهم أيضًا تحديد التلوث المحتمل للنواة المجرية النشطة لخطوط الانبعاث.

يتمثل أحد الجوانب الحاسمة لـ SDSS لدراسات سكان المجرات القريبة في أنها تتمتع بوظيفة اختيار محددة جيدًا ومدروسة جيدًا (Strauss وآخرون 2002) وتغطي نطاقًا كبيرًا في الحجم المطلق. هذا يعني أنه يمكننا استخدام عينة المجرة ليس فقط لدراسة المجرات الفردية ، ولكن أيضًا لإنشاء وظائف توزيع للعينات محدودة الحجم بدقة عالية. لاحظ أنه يمكن للمرء عادة الاستخراج اتجاهات من عينة تم اختيارها بحكمة ، ولكنها ذات خصائص إحصائية سيئة ، ولكن توزيع من المعلمة يتطلب عينة محددة إحصائيًا جيدًا. لذلك سنركز اهتمامنا على وظائف التوزيع خلال تحليلنا.

سنقتصر دراستنا على المجرات بـ 0.005 & lt ض & لتر 0.22. يعكس الحد الأدنى رغبتنا في تضمين المجرات الأقل لمعانًا ممكنًا. في الوقت نفسه ، نرغب في تجنب الانزياحات الحمراء حيث تكون الانحرافات عن تدفق هابل كبيرة والحجم الذي يمكن الوصول إليه صغير جدًا. في حدود الانزياح الأحمر المنخفض ، مجرة ​​ذات نسبة كتلة إلى ضوء مناسبة لسكان نجمي قديم يبلغ 13.6 Gyr و ص= 17.77 سيكون لها كتلة نجمية أقل بقليل من 10 8 كتلة شمسية. لذلك يجب أن نكون كاملين حتى نهاية الكتلة هذه. وبالتالي يمكن استخدام العينة الخاصة بنا لإعادة بناء خصائص عينة محدودة الحجم من المجرات باستخدام م* & GT 10 8 م. كما سنرى أدناه ، نقوم أيضًا بتضمين الغالبية العظمى من كل تشكيلات النجوم في الكون القريب.

2.1 تعريفات العينة

سنحاول معالجة العينة بأكملها بطريقة موحدة في حسابات SFR الخاصة بنا. ومع ذلك ، سيكون من الضروري في المناقشة التالية تحديد العديد من العينات الفرعية للكائنات بناءً على خصائص خط الانبعاث الخاصة بها. يتم تحديد هذه على أساس مخطط Baldwin و Phillips & amp Terlevich (1981 ، المشار إليه فيما بعد بـ BPT) الموضح في الشكل 1. تم تقسيم المخطط إلى ثلاث مناطق والتي نناقشها بمزيد من التفصيل أدناه.

توزيع المجرات في عينتنا في مخطط نسبة خط BPT. يُظهر السطران تقسيم العينة إلى ثلاث عينات فرعية تمت مناقشتها في النص. يمكن رؤية نسخة غير مرجحة من هذا الرسم البياني في الشكل 9. تحتوي المجرات المرسومة هنا على S / N & gt 3 في جميع الخطوط الأربعة.

توزيع المجرات في عينتنا في مخطط نسبة خط BPT. يُظهر السطران تقسيم العينة إلى ثلاث عينات فرعية تمت مناقشتها في النص. يمكن رؤية نسخة غير مرجحة من هذا الرسم البياني في الشكل 9. تحتوي المجرات المرسومة هنا على S / N & gt 3 في جميع الخطوط الأربعة.

على الرغم من أنه يمكن إجراء تصنيف على أساس الشكل 1 بغض النظر عن نسبة الإشارة إلى الضوضاء (S / N) في السطور ، نجد أن طلب S / N & gt 3 لجميع الخطوط مفيد. أقل من هذا الحد ، يحتوي جزء متزايد بسرعة من المجرات على تدفقات خطية مقيسة سالبة وتوزيع غير متماثل للمجرات على طول ذ-محور مخطط BPT يؤدي إلى تحيزات التصنيف. لقد اعتمدنا العينات الفرعية التالية (راجع الجدول 1).

البيانات الأساسية حول العينات الفرعية التي تمت مناقشتها في النص.

البيانات الأساسية حول العينات الفرعية التي تمت مناقشتها في النص.

الجميع. مجموعة كل المجرات في العينة بغض النظر عن نسبة S / N لخطوط الانبعاث الخاصة بها.

سادس. المجرات المكونة للنجوم. هذه هي المجرات ذات S / N & gt 3 في جميع خطوط BPT الأربعة التي تقع تحت أكثر معايير رفض النوى المجرية النشطة تحفظًا. كما تمت مناقشته في القسم 4 ، من المتوقع أن يكون لديهم مساهمة منخفضة جدًا (& lt1٪) في Hα من AGN.

ج. الأجسام ذات S / N & gt 3 في جميع خطوط BPT الأربعة الواقعة بين الخطين العلوي والسفلي في الشكل 1. نشير إليها على أنها مجرات مركبة. قد يأتي ما يصل إلى 40 في المائة من لمعان Hα الخاص بهم من نواة مجرية نشطة. الخط السفلي مأخوذ من Kauffmann et al. (2003c) وهي نسخة متحولة من الخط العلوي. إنه قريب جدًا من التحديد التجريبي لفئة SF (انظر القسم 4 أدناه) لكننا احتفظنا بـ Kauffmann et al. لتكون متسقة مع هذا العمل. لا توجد نتائج أدناه تتأثر بهذا الاختيار.

AGN. يتكون مجتمع AGN من المجرات الموجودة فوق الخط العلوي في الشكل 1. يتوافق هذا الخط مع الحد الأعلى النظري لنماذج الانفجار النجمي الصافي ، لذا فإن مساهمة AGN الكبيرة في تدفقات الخط مطلوبة لتحريك مجرة ​​فوق هذا الخط. تم أخذ الخط من المعادلة (5) في Kewley et al. (2001 ب) ، لكن نماذجنا لها حد أقصى مماثل.

انخفاض نسبة النوى S / N. الحد الأدنى لتصنيف مجرات النوى المجرية النشطة هو أنها تحتوي على [N ثانيا] 6584 / Hα & gt 0.6 (و S / N & gt 3 في كلا الخطين) (على سبيل المثال Kauffmann et al. 2003c). لذلك من الممكن تصنيفها حتى لو [O ثالثا] 5007 و / أو Hβ لهما نسبة إشارة منخفضة للغاية بحيث لا تكون مفيدة (انظر الشكل 3 ، لاحقًا). تم اتباع نهج مماثل بواسطة Miller et al. (2003). بشكل عام ، سنقوم بتضمين هذه المجرات مع فئة AGN.

متوسط ​​نسبة الإشارة إلى الضوضاء لخمسة من خطوطنا التي يمكن ملاحظتها عبر نطاق الانزياح الأحمر الكامل الذي امتد بواسطة العينة الخاصة بنا. لاحظ على وجه الخصوص كيف [O ثالثا] 5007 ينتقل من كونه قويًا جدًا عند الجماهير المنخفضة إلى أضعف خط عند الجماهير العالية.

متوسط ​​نسبة الإشارة إلى الضوضاء لخمسة من خطوطنا التي يمكن ملاحظتها عبر نطاق الانزياح الأحمر الكامل الذي امتد بواسطة العينة الخاصة بنا. لاحظ على وجه الخصوص كيف [O ثالثا] 5007 ينتقل من كونه قويًا جدًا عند الجماهير المنخفضة إلى أضعف خط عند الجماهير العالية.

انخفاض S / N SF. بعد أن فصلنا النوى المجرية النشطة ، والمركبات ، ومجموعات النوى المجرية النشطة المنخفضة S / N ، قمنا بإلقاء معظم المجرات بإمكانية مساهمة نواة مجرية نشطة في أطيافها. تعتبر المجرات المتبقية مع S / N & gt 2 في Hα من المشكلين منخفضي S / N للنجوم. لا يزال بإمكاننا تقدير SFR لهذه المجرات من نقاط قوتها الخطية ، على الرغم من أننا لا نستطيع استخدام جهاز النمذجة الكامل الموصوف في القسم التالي.

غير قابل للتصنيف. تلك المجرات المتبقية التي يستحيل تصنيفها باستخدام مخطط BPT. تتكون هذه الفئة في الغالب من مجرات بلا خطوط انبعاث أو خطوط انبعاث ضعيفة للغاية.

لاحظ أن هذا مجرد تصنيف "نووي" - فهو لا يقدم أي بيان حول خصائص أجزاء من المجرة خارج المنطقة المأخوذة من الألياف. على وجه الخصوص ، نتوقع أن تتضمن الفئة غير القابلة للتصنيف عددًا كبيرًا من المجرات حيث نقوم فقط بأخذ عينات من الانتفاخ المركزي - بالنسبة لمثل هذه المجرات ، قد يكون هناك كميات كبيرة من تشكل النجوم خارج الألياف. سنعود إلى هذه النقطة عند مناقشة تصحيحات الفتحة أدناه.

يوضح الشكل 2 توزيع اللوغاريتمات S / N في كل سطر تم النظر فيه للمجرات في عينتنا. تم تضمين جميع المجرات التي تقع خارج النطاق المرسوم في الصناديق الثلاثة الموجودة في أقصى حدود المؤامرة. يوضح الخط الصلب السميك توزيع S / N الإجمالي والتوزيعات لكل فئة من الفئات المختلفة المحددة أعلاه موضحة بأنماط خطوط مختلفة كما هو موضح بواسطة وسيلة الإيضاح في اللوحة الأولى. من أجل الوضوح ، تم تجميع S / N AGNs المنخفضة مع AGN.

توزيع نسبة الإشارة إلى الضوضاء للخطوط الستة التي ندرجها في نوباتنا. يُظهر الخط الصلب السميك التوزيع العام ويتم عرض توزيعات الفئات الفرعية المختلفة بأنماط خطوط مختلفة كما هو موضح في وسيلة الإيضاح. يتم تضمين الكائنات ذات النسبة S / N في خط الانبعاث خارج النطاق المعروض في الصناديق الثلاثة القصوى للتوزيعات.

توزيع نسبة الإشارة إلى الضوضاء للخطوط الستة التي ندرجها في نوباتنا. يُظهر الخط الصلب السميك التوزيع العام ويتم عرض توزيعات الفئات الفرعية المختلفة بأنماط خطوط مختلفة كما هو موضح في وسيلة الإيضاح. يتم تضمين الكائنات ذات النسبة S / N في خط الانبعاث خارج النطاق المعروض في الصناديق الثلاثة القصوى للتوزيعات.

تعتبر هذه التوزيعات ذات أهمية كبيرة لفهم التحيزات المحتملة في مخطط التصنيف الخاص بنا. يمكن تلخيص أبرز النتائج من هذه اللوحات على النحو التالي.

يتم تقييد فئتي SF & amp C بقوة [O ثالثا] خط 5007 (انظر الحافة الحادة للخط المتقطع السميك عند S / N = 3 في [O ثالثا] 5007 لوحة). هذا لأن المجرات المنخفضة S / N SF & ampC تميل إلى أن تكون في أسفل يمين مخطط BPT حيث [O ثالثا] 5007 & ltHβ.

لأن فئة AGN لديها [O ثالثا] 5007 & gt Hβ ، تبين أن القيد الرئيسي لفئة AGN هو S / N في Hβ. هذا هو السبب في استخدام تعريف AGN الذي يعتمد فقط على Hα و [N ثانيا] 6584 يمكن أن يساعدنا في تحديد عدد أكبر من النوى المجرية النشطة.

هناك دليل واضح على أن هناك عددًا كبيرًا من مجرات تشكل النجوم التي يتم التخلص منها بسبب انخفاض نسبة الإشارة إلى الضوضاء فيها في [O ثالثا] 5007. لذلك فإن إدراج فئة S / N SF المنخفضة مفيد للغاية. كما يوضح الجدول 1 ، فإن هذا يضاعف تقريبًا عدد المجرات التي يمكننا استخدام Hα فيها لتحديد SFR.

تغطي عينتنا نطاقًا كبيرًا في لمعان المجرة والتوزيعات الموضحة في الشكل 2 تكبح هذا البعد. ويرد في الشكل 3. نظرة تكميلية لهذه البيانات. وهذا يوضح الاتجاه في متوسط ​​S / N للخطوط المختلفة كدالة للكتلة النجمية للمجرات. لقد قمعنا نتائج [O ثانيا] 3727 حيث يقع خارج العينة عند انزياح أحمر منخفض ويقع أيضًا في منطقة من الطيف لها خصائص ضوضاء مختلفة نوعًا ما عن تلك التي توجد بها الخطوط الأخرى. يظهر اتجاه مشابه لـ [O ثالثا]5007.

النقطة الأكثر أهمية في هذا الشكل هي أن جزء المجرات الذي يمكننا تحديد تصنيف نووي له هو دالة متناقصة للكتلة. مع أي قطع S / N ثابت ، فإن الفئة غير القابلة للتصنيف ستكون منحازة نحو المجرات الأكثر ضخامة.

يُنظر إلى الانخفاض في S / N في الخطوط ذات الكتلة عند م* & GT 10 10 م. بالنسبة للكتل المنخفضة ، نلاحظ أن S / N في Hα ثابت على مدى كبير في الكتلة. سنعود إلى هذه النقطة لاحقا. [س ثالثا] 5007 يتغير من كونه أقوى خط عند الكتلة المنخفضة إلى الأضعف عند الكتلة العالية. يحدث هذا بسبب انخفاض درجة حرارة الإلكترون. في الكتلة العالية ، يحدث معظم التبريد في خطوط البنية الدقيقة متوسطة الأشعة تحت الحمراء (MIR) ، مما يؤدي إلى خفض [O ثالثا] 5007 الجريان بقوة. في أعلى الكتل ، ينعكس الاتجاه بسبب ارتفاع نسبة النوى المجرية النشطة في المجرات الأكثر ضخامة (راجع Kauffmann et al. 2003c). ومن بعد ثانيا] 6584 و [S. ثانيا] تزداد قوة 6716 خطًا كدالة للكتلة بسبب زيادة الفلزية (انظر المناقشة في CL01). عند الجماهير العالية ، كان [N ثانيا] 6584 خط مشابه في القوة لخط Hα ، بما يتوافق مع جزء متزايد من LINERs عند الكتل العالية (راجع Kauffmann et al. 2003c).


كتلة الثقب الأسود ، والطاقة النفاثة ، والتراكم في البلازارات ومجرات الطيف الراديوي الضيقة ذات الخطوط الضيقة Seyfert 1

نحن نستخدم عينة كبيرة من الكوازارات الراديوية ذات الطيف المسطح من Fermi (FSRQs) وكائنات BL Lacertae (BL Lacs) ومجرات Seyfert 1 ذات الخطوط الضيقة ذات الطيف الراديوي العالي (F-RLNLS1s) لدراسة العلاقة بينهما. نتائجنا الرئيسية هي كما يلي: (1) بالمقارنة مع FSRQs ، فإن F-RLNLS1s لديها انزياح أحمر أقل ، وكتلة ثقب أسود وقوة حركية نفاثة. ومع ذلك ، فإن F-RLNLS1s لديها انزياح أحمر أعلى ، لمعان منطقة خط عريض ، ومعدل تراكم وقوة حركية نفاثة من BL Lacs في المتوسط. عندما نستخدم متوسط ​​كتلة الثقب الأسود لتطبيع قوة الحركة النفاثة والإشعاع ، نجد فرقًا بسيطًا بين FSRQs و F-RLNLS1s في القدرة الحركية النفاثة العادية. (2) وفقًا لنظرية BZ ، نجد أن كلاً من FSRQs ومعظم F-RLNLS1 قد يكون لهما قرص تراكم قوي يسيطر عليه ضغط الإشعاع. (3) معظم F-RLNLS1s و FSRQs لها لمعان قرص تراكمي ( (L _ < text> )) أكبر من طاقة الإشعاع النفاث ( (P _ < text> )) ، ( سجل L _ < نص> & gt log P _ < text> ) ، مما يشير إلى أن FSRQs و F-RLNLS1s قد يكون لها قرص تراكم قوي. نستخدم الانحدار الخطي لتحليل العلاقة بين القوة النفاثة وإضاءة قرص التراكم. من المثير للاهتمام أن نلاحظ أن منحدرات FSRQs مماثلة لتلك الموجودة في F-RLNLS1s في لوحة سطوع قرص التراكم والطاقة النفاثة. قد تشير هذه النتائج أعلاه إلى أن آلية تشكيل الطائرات في F-RLNLS1s مماثلة لتلك الخاصة بـ FSRQs. (4) باستخدام تحليل الانحدار الخطي المتعدد ، نجد أن التراكم وكتلة الثقب الأسود قد يكون لهما مساهمة مختلفة في الطاقة الحركية النفاثة لـ F-RLNLS1s. علاوة على ذلك ، فإن مساهمة كتلة الثقب الأسود أكبر من مساهمة معدل التراكم. تشير هذه النتائج إلى أن القوة الحركية النفاثة لـ F-RLNLS1s الأقل من FSRQs قد تكون بسبب انخفاض كتلة الثقب الأسود لـ F-RLNLS1s.

هذه معاينة لمحتوى الاشتراك ، والوصول عبر مؤسستك.


ملاحظة الناشر تظل Springer Nature محايدة فيما يتعلق بالمطالبات القضائية في الخرائط المنشورة والانتماءات المؤسسية.

البيانات الموسعة الشكل 1 الارتباط الفلكي لمصدر الراديو بالنجم GJ1151.

القياس الفلكي النسبي لمصدر الراديو في GJ 1151 والموضع البصري لنجم M-dwarf GJ 1151. يعتمد الوضع البصري وتصحيح الحركة المناسبة على جايا كتالوج DR2. تظهر أشرطة الخطأ ± 1σ أخطاء في النقطه الوسطى لمصدر الراديو والتي تم حسابها عن طريق إضافة الأخطاء الشكلية في اكتشاف المصدر وعدم اليقين الفلكي المطلق LoTSS في التربيع.


كيف يتم تحويل طيف القالب النظري من كثافة اللمعان إلى وحدات كثافة التدفق؟ - الفلك

في الأساس ، فإن اشتقاق تاريخ تشكل النجوم في المجرات يتضمن استنتاج الكتلة من الضوء. نلاحظ الانبعاث من المجرات بأطوال موجية مختلفة ، ومن تلك القياسات نحاول أن نستنتج إما المعدلات التي تشكل بها المجرات النجوم أو كتلها النجمية المتكاملة. يوضح الشكل 1 حساسية المسوحات الأولية متعددة الأطوال الموجية اليوم إلى SFRs والكتل النجمية للمجرات عند الانزياح الأحمر العالي. تُستخدم الأشعة فوق البنفسجية ، والأشعة تحت الحمراء ، والانبعاثات الراديوية ، وكذلك الخطوط السدمية مثل H & # 945 ، جميعها لقياس SFRs وتتم مناقشتها في هذا القسم. في حالة عدم الانقراض ، تكون قياسات الأشعة فوق البنفسجية أكثر حساسية من بيانات الأشعة تحت الحمراء أو البيانات الراديوية الحالية من حيث الحجم ، ولكن من الناحية العملية يكون توهين الغبار شديدًا في كثير من الأحيان. تعد بيانات الطول الموجي الطويل ضرورية للحصول على صورة شاملة لتشكيل النجوم الكونية ، ولكنها محدودة بسبب الحساسيات الآلية الحالية ، على الرغم من أن ALMA (مصفوفة Acatama Large Millimeter) تتيح تحسينات دراماتيكية في أطوال موجات أقل من المليمتر ذات قيمة خاصة عند الانزياح الأحمر العالي. تعد قياسات الأشعة تحت الحمراء (NIR) إلى منتصف الأشعة تحت الحمراء (MIR) ضرورية لاشتقاق الكتل النجمية. تعتمد حساسيتها للكتلة النجمية بشكل حاسم على نسبة الكتلة إلى الضوء للمجموعة النجمية في مجرة ​​بعيدة ، وبالتالي على عمرها ، SFH ، وانقراضها. يوضح الشكل 1 ب حالتين محددتين: الحد الأقصى-م / إل يُعرَّف النموذج بأنه مجموعة نجمية تتطور بشكل سلبي بعمر الكون ، وبحد أدنى-م / إل يُعرَّف النموذج بأنه مجرة ​​صغيرة جدًا وغير محمرّة وتشكّل النجوم بنشاط. من حيث المبدأ ، يجب أن تكون المسوحات شاملة إلى أقصى حد-م / إل حدود. أقل بكثير من المجرات ذات الكتلة الشابة والمنخفضةم / إل يمكن بسهولة اكتشاف التجمعات النجمية ، لكن الملاحظات ستفقد المجرات المتربة أو المجرات المتطورة ذات الكتل الأقل. حسّنت كاميرا HST WFC3 حساسية NIR بشكل ملحوظ مقارنة بمعظم التصوير الأرضي ، لكنها تأخذ عينات فقط من ضوء إطار الراحة البصري في ض & lt 3. سبيتزريظل IRAC الخاص بـ IRAC المورد الرئيسي لاشتقاق الكتل النجمية عند انزياحات حمراء أعلى ، و تلسكوب جيمس ويب الفضائي (JWST) سيوفر تقدمًا كبيرًا.

يتم اشتقاق التحويلات من الضوء إلى الكتلة أو معايرتها باستخدام نماذج توليف التجمعات النجمية ، والتي تشفر معرفتنا بالتطور النجمي و SEDs للنجوم ، وتحسب الطيف الناشئ لمجرة بخصائص معينة. هذه المعرفة غير كاملة ، على الرغم من أن علماء الفلك قد أحرزوا تقدمًا كبيرًا في تطوير نماذج التوليف السكاني وتحسين مكتبات الأطياف النجمية التجريبية والنظرية التي يستخدمونها (للاطلاع على مراجعة حديثة ، انظر Conroy 2013).

تتكون المجرة (أو الكون ككل) من نجوم تمتد على نطاق واسع من الكتل والأعمار ووفرة المعادن. قد يخفف الغبار من الضوء الصادر من تلك النجوم قبل أن يخرج من المجرة ، ويخفت الغبار ويؤدي إلى احمرار طيف المجرة بشكل عام ، ويعيد الغبار الساخن إصدار الطاقة في الأشعة تحت الحمراء. ينشأ طيف المجرة من مجموعة نجمية مركّبة لا يُعرف توزيعها الحقيقي للخصائص بشكل عام. بالنسبة للمجرات القريبة ، يمكن أن تكشف الرسوم البيانية ذات الحجم اللوني التي تم حلها عن التوزيعات الفعلية للخصائص النجمية ، ولكن بالنسبة لمعظم المجرات يمكننا أن نلاحظ فقط ضوءها المتكامل ، وغالبًا ما تتدهور خصائص الطيف الناشئ (خاصة ألوان النطاق العريض) إلى خصائص جوهرية مختلفة.من الأمثلة التي يتم ملاحظتها في كثير من الأحيان هو الانحطاط بين العمر والمعدنية والتوهين الناتج عن الغبار ، وكلها يمكن أن تؤدي إلى احمرار طيف المجرة. يمكن أن تساعد الملاحظات ذات الدقة الطيفية الأعلى ، على سبيل المثال ، للخطوط الطيفية الفردية ، في حل بعض الانحرافات (على سبيل المثال ، لتقييد المعادن النجمية ، أو أعمار السكان من قوة خط الامتصاص ، أو الاحمرار من نسب خط الانبعاث) ، ولكن ليس جميعها: المركب بطبيعته تتطلب طبيعة المجموعات النجمية أن نقوم بعمل افتراضات مبسطة عند تفسير الضوء ، وهي افتراضات لا يمكن عمومًا اختبارها بشكل فريد للمجرات الفردية. تتضمن أمثلة هذه الافتراضات شكل صندوق النقد الدولي ، وتوزيع الفلزية النجمية ، والاعتماد على الطول الموجي لتوهين الغبار ، أو التردد SFH الدقيق للمجرة. الأمل هو أن هذه الافتراضات يمكن إجراؤها بشكل معقول قدر الإمكان ، ويمكن تقدير تأثيرها على الكتل المشتقة أو SFRs ، وفي النهاية يمكن اختبارها أو تقييدها بواسطة الملاحظات بطرق مختلفة.

يقوم صندوق النقد الدولي على أساس العلاقة بين عمر الكتلة والضوء والسكان النجمي. إنه يتحكم في نسبة النجوم الساطعة الساخنة التي تهيمن على الضوء إلى النجوم الباهتة الباردة التي عادة ما تهيمن على الكتلة. إنه ينظم اللمعان وتطور الألوان لمجموعة النجوم المتكاملة ، حيث تتطور النجوم ذات الكتل المختلفة بمعدلات مختلفة. كما أنه يؤثر على التطور الزمني للكتلة النجمية المدمجة ، والتي تتغير مع فقدان النجوم الأكثر ضخامة الغاز إلى ISM عبر الرياح أو تنفجر مثل SNe.

من المستحيل بشكل أساسي تقييد صندوق النقد الدولي من القياسات الضوئية للضوء المتكامل من المجرات: لا يكشف لون المجرة بشكل فريد عن صندوق النقد الدولي الأساسي ، حيث يوجد العديد من الانحرافات التي لا تسمح بالقيود المفيدة. حتى التحليل الطيفي التفصيلي لا يقدم عادةً قيودًا قوية على صندوق النقد الدولي بشكل عام ، على الرغم من أن بعض الميزات الطيفية يمكن أن تكون تشخيصات مفيدة لعدد النجوم في نطاق كتلة معين (على سبيل المثال ، Leitherer et al. 1999). تأتي القيود الأكثر مباشرة على صندوق النقد الدولي من حساب النجوم كدالة للكتلة في التجمعات النجمية القريبة التي تم حلها ، ولكن يجب أن تكون قريبة جدًا (داخل مجرتنا وأقمارها) لاكتشاف النجوم القزمة شبه الشمسية التي تهيمن على كتلة النجوم. نظام ممتاز. تأتي أفضل القيود التالية من القياسات المتكاملة لنسبة الكتلة إلى الضوء للعناقيد النجمية أو المجرات ، باستخدام الحركية (تشتت السرعة أو منحنيات الدوران) لاشتقاق كتلة للمقارنة مع اللمعان. ومع ذلك ، يصعب إجراء هذه القياسات للمجرات الباهتة عند الانزياح الأحمر العالي ، وتتطلب نمذجة دقيقة لحساب دور المادة المظلمة والعديد من التأثيرات الأخرى.

بسبب نقص المعلومات الأفضل ، غالبًا ما يفترض علماء الفلك أن صندوق النقد الدولي عالمي ، بنفس الشكل في جميع الأوقات وفي جميع المجرات. على الرغم من أن صندوق النقد الدولي لمختلف المجموعات النجمية داخل مجرة ​​درب التبانة يبدو ثابتًا (للمراجعة ، انظر باستيان وآخرون. ضحلة (ضوء سفلي) مع تناقص تشتت سرعة المجرة (Conroy & amp van Dokkum 2012 ، Geha et al. 2013). ومع ذلك ، لا يزال من غير المعروف كيف يمكن للتغيرات من المجرة إلى المجرة أن تؤثر على متوسط ​​الحجم "الكوني" لصندوق النقد الدولي كدالة للانزياح الأحمر. في القسم 5 ، نرى كيف يمكن لصندوق النقد الدولي العالمي أن يقدم صورة متسقة بشكل معقول عن SFH العالمي. الشكل الدقيق لصندوق النقد الدولي عند الكتل النجمية المنخفضة غير مهم إلى حد ما لاشتقاق الكتل النجمية النسبية أو SFRs للمجرات. تساهم النجوم ذات الكتلة المنخفضة بمعظم الكتلة ولكنها لا تساهم في أي من الضوء تقريبًا ، ولا تتطور خلال زمن هابل. لذلك ، فإن تغيير صندوق النقد الدولي ذي الكتلة المنخفضة يؤدي بشكل أساسي إلى تغيير حصص الكتلة إلى الضوء م / إل وبالتالي ، يؤثر على كل من الكتل النجمية و SFR المشتقة من القياس الضوئي بدرجة مماثلة. ومع ذلك ، يمكن أن يكون للتغييرات في منطقة الكتلة المتوسطة والعالية في صندوق النقد الدولي تأثيرات كبيرة على اللمعان وتطور اللون وخصائص المجرة المشتقة من القياس الضوئي. من الشائع جدًا تبني قانون القوة البسيط IMF of Salpeter (1955) ، مبتوراً على مدى كتلة محدودة (بشكل عام ، 0.1 إلى 100 م، كما تم اعتماده في هذه المراجعة). ومع ذلك ، تظهر معظم الملاحظات أن صندوق النقد الدولي الفعلي ينقلب من منحدر سالبيتر عند الكتل & lt 1 م، مما ينتج عنه حجم أصغر م / إل نسب من تلك التي تنبأ بها Salpeter IMF. بعض الإصدارات الشائعة من مثل هذا صندوق النقد الدولي هي كسر قانون السلطة الذي استخدمه Kroupa (2001) ودوران اللوغاريتم العادي الذي اقترحه Chabrier (2003).

انقراض الغبار هو تأثير مهم آخر يجب غالبًا افتراضه أو استنتاجه ، بدلاً من قياسه بشكل مباشر. يعتمد شكل قانون الانقراض على خصائص حبيبات الغبار المسببة للانقراض. من أجل ملاحظات نجم واحد ، قد يمتص الغبار الفوتونات أو تنتشر خارج خط الرؤية المرصود. ومع ذلك ، فإن المجرات عبارة عن هياكل ثلاثية الأبعاد ذات توزيعات مختلطة ومتفاوتة من النجوم والغبار. قد تتناثر الفوتونات داخل وخارج خط البصر ، وسيكون العمق البصري للغبار على طول خط الرؤية للمراقب مختلفًا لكل نجم في المجرة. يتم تجميع هذه التأثيرات بشكل عام معًا في الافتراض المبسط لمنحنى توهين الغبار الصافي ، وقد تم اشتقاق هذه العلاقات لعينات المجرات المحلية تجريبيًا (على سبيل المثال ، Calzetti وآخرون. 2000) وباستخدام النمذجة النظرية (Charlot & amp Fall 2000). ومع ذلك ، فإن كل المجرات ليست متساوية ، ولا يوجد قانون توهين صافٍ مناسب لجميع المجرات. يمكن دائمًا أن تكون هناك نجوم محجوبة تمامًا خلف غبار كثيف بصريًا بحيث لا ينبثق القليل من ضوءها مباشرة من المجرة أو لا ينبعث منه أي شيء ، باستثناء إعادة إشعاعها كانبعاث غبار. على الرغم من أن هذا قد لا يكون عاملاً مهمًا للعديد من المجرات ، إلا أن هناك بالتأكيد بعض المجرات النجمية التي يحدث فيها نشاط تكوين نجم ضخم ومسيطر بوليوميتري في مناطق تم فحصها بمئات المقادير من انقراض الغبار. لن تكتشف قياسات الأشعة فوق البنفسجية / الضوئية هذا الضوء أبدًا ، ولكن يمكن اكتشاف تكوين النجوم وقياسه بأطوال موجية أخرى ، على سبيل المثال ، باستخدام بيانات FIR أو الراديو.

من أجل اشتقاق SFRs أو الكتل النجمية للمجرات باستخدام نماذج توليف التجمعات النجمية ، يفترض علماء الفلك عادةً أن تكون SFHs بسيطة نسبيًا وذات معلمات. ومع ذلك ، من غير المرجح أن تكون SFHs للمجرات الفردية سلسة وبسيطة ، فقد تختلف في كل من النطاقات الزمنية الطويلة والقصيرة. تؤدي حقيقة أن النجوم الفتية أكثر سطوعًا من النجوم الأكبر سنًا إلى مشكلة "السطوع" (على سبيل المثال ، Papovich et al. 2001 ، Maraston et al. 2010) - يمكن فقد الضوء الصادر عن النجوم الأقدم في وهج النجوم الأحدث ويساهم بشكل ضئيل نسبيًا في القياس الضوئي المرصود من المجرة ، حتى لو كانت تلك النجوم تساهم بشكل كبير في كتلتها. يميل نموذج SED الملائم للمجرات ذات التكوين النجمي الحديث إلى أن يكون مدفوعًا إلى حد كبير بضوء النجوم الأصغر والأكثر إشراقًا ، وقد لا يقيد كتلة (أو خصائص أخرى) للنجوم القديمة التي قد تكون موجودة.

بالنسبة للكون ككل ، هناك صندوق النقد الدولي "الكوني" الذي يمثل المتوسط ​​العالمي في وقت معين أو الانزياح الأحمر ، بغض النظر عما إذا كان صندوق النقد الدولي يختلف من مجرة ​​إلى أخرى. وبالمثل ، هناك توزيع "كوني" للمعادن ، والتوهين "الكوني" الصافي لضوء النجوم بواسطة الغبار عند طول موجي معين ، ويخضع الكون ككل لـ SFH "الكوني" الذي ، علاوة على ذلك ، ربما كان سلسًا نسبيًا بمرور الوقت - على سبيل المثال ، أي ستوكاستيكية أو "انفجار" متوسطات عندما يؤخذ في الاعتبار للكون ككل. من حيث المبدأ ، يمكن لهذه الحقائق تبسيط تحديد SFH الكوني ، خاصةً عندما يتم اشتقاقه من قياسات الضوء المتكامل المتوسط ​​على جميع المجرات. ومع ذلك ، من الناحية العملية ، غالبًا ما يشتق علماء الفلك الكتل النجمية والرشاشات SFR للمجرات الفردية في مسوحاتهم العميقة ، ثم يجمعونها لاشتقاق متوسطات حجم مجيء. في هذه الحالة ، يتم تقليل بعض مزايا "المتوسط ​​الكوني".

هناك العديد من الطرق التي يمكن من خلالها استنتاج SFRs من ملاحظات الضوء المتكامل من المجرات. قدم Kennicutt (1998) و Kennicutt & amp Evans (2012) مراجعات شاملة لهذا الموضوع ، وهنا نلخص فقط النقاط ذات الصلة بشكل خاص بقياسات SFH العالمية ، خاصة عند الانزياح الأحمر العالي. تقيس جميع أدوات التتبع المرصودة لتكوين النجوم بشكل أساسي معدل تكوين النجوم الضخم ، لأن النجوم الضخمة تبعث معظم الطاقة من مجموعة نجمية شابة. ومع ذلك ، فإن أدوات التتبع المختلفة حساسة لنطاقات مختلفة من الكتل النجمية: وبالتالي ، فإنها تستجيب بشكل مختلف كدالة لعمر السكان النجميين. على سبيل المثال ، ينشأ انبعاث H & # 945 بشكل أساسي من مناطق HII التي تم تأينها ضوئيًا بواسطة نجوم O ذات أعمار أقصر من 20 Myr ، بينما يتم إنتاج استمرارية الأشعة فوق البنفسجية بواسطة النجوم ذات النطاق الكتلي الأوسع والأعمار الأطول. يمكن أن يؤدي الاعتماد على الوقت لمؤشرات مختلفة إلى تعقيد الجهود المبذولة لاشتقاق SFRs الدقيقة للمجرات الفردية ، خاصة إذا كانت SFRs الخاصة بهم قد تتغير بسرعة (على سبيل المثال ، أثناء حدث انفجار نجمي) ، ولكن يجب أن يتم حساب المتوسط ​​عند جمع مجموعة كاملة من المجرات.

3.1.1 ضوء الأشعة فوق البنفسجية تبعث المجموعات النجمية المشكلة حديثًا إشعاعًا على نطاق واسع. بالنسبة لصندوق النقد الدولي العادي ، تهيمن النجوم منخفضة الكتلة على الكتلة المدمجة على مجموع النجوم ، ولكن في الأعمار الصغيرة يهيمن على اللمعان انبعاث الأشعة فوق البنفسجية من النجوم الضخمة. تتمتع هذه النجوم بأعمار قصيرة ، لذلك تتلاشى انبعاثات الأشعة فوق البنفسجية بسرعة. بالنسبة إلى Salpeter IMF ، يتلاشى السطوع 1500 - & # 197 من مجموعة نجمية بسيطة (SSP) (على سبيل المثال ، مجموعة من النجوم تتشكل على الفور وتتطور معًا) مع الفلزية الشمسية بمعامل 100 بعد 10 8 سنوات ، وبواسطة العوامل من 10 3 إلى 10 6 بعد 10 9 سنوات ، اعتمادًا على الفلزية (الشكل 2). من الناحية البوليومترية ، يظهر ما لا يقل عن نصف الطاقة المضيئة التي ينتجها SSP على مدى عمر كوني يبلغ 10 جير في أول 100 Myr ، معظمها في الأشعة فوق البنفسجية ، مما يجعل هذا الطول الموجي الطبيعي يمكن من خلاله استنتاج SFRs.

بالنسبة إلى مجرة ​​تشكل نجومًا بمعدل ثابت ، فإن سطوع 1500 - & # 197 يستقر بمجرد أن تبدأ النجوم O في التطور بعيدًا عن التسلسل الرئيسي. بالنسبة للمعادن الشمسية ، في عمر 10 7.5 سنة ، وصل سطوع 1500 - & # 197 إلى 75٪ من قيمته المقاربة ، على الرغم من أن التقارب يكون أبطأ إلى حد ما في المعادن الأقل (الشكل 2). لهذه الأسباب ، فإن لمعان الأشعة فوق البنفسجية عند أطوال موجية

تعتبر 1500 & # 197 (تم استخدام الأطوال الموجية من 1400 و # 197 إلى 1700 و # 197 في الأدبيات لكل من دراسات الانزياح الأحمر المحلية والعالية) بمثابة تتبع جيد لمعدل تكوين النجوم الضخمة ، بشرط أن يكون النطاق الزمني مهمًا. تقلبات في SFR أطول من بضع سنوات 10 7. بالنسبة للرشقات أو الانخفاضات الأقصر في SFR ، قد تتأخر التغييرات في التدفق المستمر للأشعة فوق البنفسجية عن تلك الموجودة في SFR وتقلل من هذه الاختلافات.

على الرغم من أن إطار السكون 1500 - & # 197 يمكن الوصول إليه بسهولة من خلال الملاحظات الضوئية الأرضية للمجرات عند الانزياح الأحمر ض & # 8819 1.4 ، تتطلب القياسات عند الانزياحات الحمراء المنخفضة بيانات الأشعة فوق البنفسجية المستندة إلى الفضاء (على سبيل المثال ، من GALEX أو HST) أو تقتصر على أطوال موجات الأشعة فوق البنفسجية الأطول. تشمل الأطوال الموجية المرجعية للأشعة فوق البنفسجية المتوسطة التي تم استخدامها في الأدبيات 2300 & # 197 (الطول الموجي المركزي التقريبي لنطاق مرور GALEX بالقرب من الأشعة فوق البنفسجية) و 2800 & # 197 (مستخدمة ، على سبيل المثال ، بواسطة Lilly et al. 1996). يمكن أن يكون لانبعاثات الأشعة فوق البنفسجية المتوسطة من المجرة مساهمة أكبر من النجوم ذات الكتلة الأقل عمراً والأطول عمراً ، خاصة في الأعمار المتأخرة ، ويكون التطور الزمني للسطوع أكثر تدريجيًا. هذا صحيح بشكل خاص بعد

250 Myr ، عندما ينخفض ​​سطوع 1500 - & # 197 من SSP بشكل حاد ، بينما يستمر سطوع 2800 - & # 197 في التلاشي بمعدل أسي تقريبًا (الشكل 2). للحصول على SFR ثابت ، يحمر المنحدر الطيفي للأشعة فوق البنفسجية بشكل معتدل مع مرور الوقت ، حيث يصل سطوع 1500 & # 197 إلى مستوى الحالة المستقرة في وقت سابق ، بينما تستمر النجوم الأطول عمراً (B و A) في النمو والمساهمة في 2800 & # 197 لمعان. هذا يعقد التحول من اللمعان إلى SFR ، وكذلك أي تصحيح لانقراض الغبار بناءً على المنحدر الطيفي للأشعة فوق البنفسجية. ومع ذلك ، بالنسبة للأعمار الصغيرة ، فإن كل من الأطوال الموجية للأشعة فوق البنفسجية الأقصر والأطول تتبع بشكل مفيد SFR وقد تم استخدامها على نطاق واسع في الأدبيات. علاوة على ذلك ، تخضع الأطوال الموجية الطويلة للأشعة فوق البنفسجية لتقليل توهين الغبار إلى حد ما. نادراً ما تستخدم الأطوال الموجية الأقصر من تلك الموجودة في Ly & # 945 (1،216 & # 197) لتقدير SFRs ، خاصة عند الانزياح الأحمر العالي حيث يكون الامتصاص من الهيدروجين المحايد في IGM قويًا.

يعتمد ناتج لمعان الأشعة فوق البنفسجية من قبل مجموعة نجمية أيضًا على معدنها ، مما يؤثر على درجات الحرارة النجمية وغطاء الخطوط. بشكل عام ، تنتج النجوم الأقل ثراءً بالمعادن المزيد من ضوء الأشعة فوق البنفسجية. اتساع هذا التأثير ليس ضئيلاً ، ويعتمد على تفاصيل SFH. من Salpeter IMF و SFR الثابت ، نطاق لمعان FUV لكل وحدة SFR للنجوم الممتدة على عامل 100 في الفلزية (من ض = 0.0003 إلى 0.03) أقل من 0.24 dex أو 70٪. تكون هذه الاختلافات أكبر في المعادن الأعلى والأعمار الأكبر ، لذلك قد نتوقع تطورًا كبيرًا في إلFUV إلى معامل التحويل SFR مع تطور الفلزية العالمية للمجرات.

نعبر عن عامل التحويل بين اللمعان الجوهري الخاص بـ FUV إل& نو(FUV) (قبل الانقراض ، أو تصحيحه للانقراض) و SFR المستمر كـ

أين إل& نويتم التعبير عن (FUV) بوحدات erg s -1 هرتز -1 و SFR بوحدات من م سنة -1. القيمة الدقيقة لعامل التحويل FUV حساس للتاريخ الحديث لتخصيب المعادن والتخصيب وكذلك لاختيار صندوق النقد الدولي. إنه غير حساس نسبيًا للطول الموجي الدقيق للأشعة فوق البنفسجية ، لأن طيف الأشعة فوق البنفسجية لمجرة ذات SFR ثابت يكون مسطحًا تمامًا في F& نو وحدات ، على الأقل للأعمار التي تزيد عن 10 و 7 سنوات. بشكل عام في هذه المراجعة ، نستخدم FUV للإشارة إلى انبعاث 1500 - & # 197 أو تكون صريحة عندما نشير إلى أطوال موجية أخرى للأشعة فوق البنفسجية. بالنسبة لـ Salpeter IMF في نطاق الكتلة 0.1-100 م و SFR الثابت ، نماذج تركيب النجوم النجمية المرنة (FSPS) من Conroy et al. (2009) العائد FUV = (1.55 ، 1.3 ، 1.1 ، 1.0) & # 215 10 -28 للسجلض& لواست / ض = (+0.2، 0، -0.5، -1.0) في عمر 300 Myr. تنتج نماذج GALAXEV الخاصة بـ Bruzual & amp Charlot (2003) قيم FUV هذا هو

يوضح الشكل 3 التأثيرات المجمعة لتطور SFR العالمي وكثافة المعادن على المتوسط ​​العالمي لعامل التحويل من UV إلى SFR كدالة للانزياح الأحمر ، على أساس نماذج FSPS. التركيز على سلوك FUV عند 1500 & # 197 ، للثابت & psi (ض) ، يكون عامل التحويل ثابتًا تقريبًا ، على الرغم من ارتفاعه قليلاً في أعلى الانزياحات الحمراء مع تقدم العمر الكوني ، خاصةً بالنسبة للنماذج المعدنية المنخفضة. و SFH الذي يزيد مع مرور الوقت من ض = 12 إلى 1.7 ، بحيث يكون السكان الباعثون للأشعة فوق البنفسجية أصغر سنًا في المتوسط ​​فوق نطاق الانزياح الأحمر هذا ، يؤدي إلى اتجاه تنازلي أكثر تدريجيًا في FUV(ض) مع الوقت. يوضح الشكل أيضًا أحد السيناريوهات للتغير العالمي في فلزية التجمعات المكونة للنجوم ، والتي تتطور على شكل ض& لواست = ض 10 -0.15ض (Kewley & amp Kobulnicky 2007). هذا التطور الخاص مقيد بشكل معتدل فقط عند الانزياحات الحمراء المنخفضة ويجب أن يؤخذ كتوضيح فقط ، لكننا قد نتوقع بالتأكيد أن تكون المعادن أقل في المتوسط ​​عند الانزياح الأحمر الأعلى. تهيمن تأثيرات الفلزية على تأثيرات العمر في هذا السيناريو ، لكن الاثنين يقابلان بعضهما البعض بدرجة معينة ، بحيث FUV(ض) يتغير بنسبة أقل من 20٪. عند 2800 & # 197 ، يكون اعتماد الانزياح الأحمر لـ NUV(ض) أقوى ، لا سيما في ض & lt 2 مع تراجع SFRD العالمي مع مرور الوقت ، على الرغم من أن هذا قد يتم إلغاؤه جزئيًا بسبب تأثيرات تطور الفلزية. هذا مثال على سبب تفضيل أطوال موجات FUV الأقصر لاشتقاق المجرات SFR.

في هذه المراجعة ، نعتمد عامل تحويل FUV ثابت FUV = 1.15 × 10 -28 م السنة -1 erg -1 هرتز (عادةً ما نتجاهل الوحدات) كقيمة حل وسط بناءً على السيناريو التطوري من الشكل 3. القيمة المستخدمة على نطاق واسع من Kennicutt (1998) (واستنادًا إلى المعايرة التي أجراها Madau et al. 1998b) و FUV = 1.4 & # 215 10 -28 ، أكبر بنسبة 20٪ من المعايرة لدينا. وجدت التحليلات الحديثة الأخرى المستندة إلى مكتبات GALAXEV أيضًا عوامل تحويل متوسطة منخفضة ، لكل من مجموعات المجرات ذات الانزياح الأحمر المنخفض والعالي (على سبيل المثال ، Salim et al. 2007 ، Haardt & amp Madau 2012). إن تحويل FUV المجدول في Kennicutt & amp Evans (2012) (من Murphy وآخرون 2011) ، إذا تم إعادة قياسه من Kroupa إلى Salpeter IMF ، قريب جدًا من ض = 0 ، قيمة الفلزية الشمسية FUV(ض) في الشكل 3 ، ولكن يجب أن تكون قيمتنا الأصغر إلى حد ما أكثر تمثيلا لعصر الذروة لتكوين النجوم الكونية عند الانزياح الأحمر العالي. يعبر بعض المؤلفين عن لمعان FUV كـ إلFUV = & nu إل& نو في وحدات الطاقة الشمسية. في هذه الحالة، FUV = 2.2 × 10 -10 م سنة -1 إل -1 عند 1500 & # 197 ، وسيعتمد عامل التحويل على الطول الموجي.

يوضح الشكل 4 نسبة FUV بالنسبة إلى Chabrier أو Kroupa IMFs إلى صندوق Salpeter IMF كدالة للعمر لـ SFR ثابت محسوب باستخدام FSPS. هذه النسبة ثابتة تقريبًا ، وتتفاوت بنسبة 5٪ فقط مع تقدم العمر و 3٪ عن عامل 100 في الفلزية. عند الضرورة لتحويل SFRs من الأدبيات من Chabrier أو Kroupa IMFs إلى Salpeter IMF ، نقسم على العوامل الثابتة 0.63 (Chabrier) أو 0.67 (Kroupa). وبالمثل ، يفحص الشكل 4 نسب الكتلة إلى الضوء لـ SSP كدالة للعمر ، في ممرات نطاق مختلفة ، مقارنة قيم Chabrier أو Kroupa IMFs بصندوق Salpeter IMF. مرة أخرى ، هذه النسب ثابتة إلى حد ما مع تقدم العمر ولها اعتماد ضئيل جدًا على ممر النطاق. بعبارة أخرى ، فإن تطور اللون لـ SSP مع Chabrier أو Kroupa IMFs مشابه جدًا لتلك الخاصة بـ Salpeter IMF ، مما يُظهر إزاحة ثابتة تقريبًا في م / إل. [التبعية الزمنية المماثلة لـ م / إل بالنسبة إلى صندوق النقد الدولي "تشابرييه" أو صندوق النقد الدولي "كاربا" ، فإن ذلك بالنسبة لصندوق النقد الدولي سالبيتر شيء من قبيل الصدفة (أو مؤامرة). يعتمد معدل تطور اللمعان لـ SSP على المنحدر اللوغاريتمي لصندوق النقد الدولي عند كتل أكبر من 1 م، وهو أسرع بالنسبة للأشخاص الأكثر تملقًا x = 1.3 (Kroupa أو Chabrier) من قيمة Salpeter x = 1.35. ومع ذلك ، فإن تطور الكسر الكتلي المعاد تدويره يكون أيضًا أسرع بالنسبة لصناديق النقد الدولي في Kroupa و Chabrier لأن تحولات الكتلة المنخفضة تمنحهما أجزاء كتلة أصغر من النجوم طويلة العمر. يتم إلغاء هذين التأثيرين تقريبًا لـ x = 1.3 ، مما يؤدي إلى الاعتماد على الوقت لـ م / إل هذا هو نفسه تقريبا لصندوق النقد الدولي سالبيتر. ل SSP مع صندوق النقد الدولي "السفلي" مع منحدر سالبيتر x = 1.35 نسبة م / إل بالمقارنة مع ذلك بالنسبة لصندوق النقد الدولي Salpeter سينخفض ​​بمقدار

5 جير ، وعامل إعادة قياس ثابت لصندوق النقد الدولي للكتل النجمية المشتقة سيكون غير مناسب.] الاعتماد على الفلزية (غير موضح) ضعيف جدًا. لإعادة قياس الكتل النجمية من Chabrier أو Kroupa إلى Salpeter IMF ، نقسم على العوامل الثابتة 0.61 و 0.66 ، على التوالي.

أكبر عيب في قياسات الأشعة فوق البنفسجية لتكوين النجوم هو التأثير المحجب للغبار. يكون الانقراض قويًا في الأشعة فوق البنفسجية ، لذلك حتى الكميات المتواضعة من الغبار يمكن أن تثبط بشكل كبير تدفق الأشعة فوق البنفسجية. يعيد الغبار إصدار الطاقة الممتصة في الأشعة تحت الحمراء ، والتي نناقشها في القسم التالي. يجب أن يصحح القياس الموثوق لـ SFRs من ضوء الأشعة فوق البنفسجية إما لتأثيرات امتصاص الغبار ، أو يقيس الطاقة الممتصة مباشرة من خلال انبعاث الأشعة تحت الحمراء. سنعود إلى العلاقة بين توهين الغبار فوق البنفسجي وانبعاث الأشعة تحت الحمراء في القسم 3.1.3 أدناه.

3.1.2 الانبعاث المشع يعاد إشعاع الطاقة التي يمتصها الغبار من الأشعة فوق البنفسجية عند أطوال موجات MIR و FIR ، مما يجعل عمليات رصد الأشعة تحت الحمراء أداة مهمة أخرى لقياس SFRs. يُنظر إلى تأثير انقراض الغبار عند أطوال موجات FIR بشكل عام على أنه ضئيل ، على الرغم من أنه في انقراض MIR لا يزال من الممكن أن يكون مناسبًا لتشكيل النجوم الأكثر دفنًا ونواة المجرة النشطة (AGN). إجمالي لمعان الأشعة تحت الحمراء (إلIR، عادةً ما يتم تعريفها على أنها تكامل على مدى الطول الموجي 8-1000 & mum) هو قياس للطاقة التي يمتصها الغبار ، بشكل أساسي عند الأطوال الموجية للأشعة فوق البنفسجية. نظرًا لأن معظم انبعاثات الأشعة فوق البنفسجية تأتي من تكوين النجوم ، فغالبًا ما يتم تفسير لمعان الأشعة تحت الحمراء على أنه يتناسب طرديًا مع الجزء الممتص من الطاقة من تكوين النجوم. ومع ذلك ، يمكن أن تنتج النوى النشطة أيضًا انبعاثًا قويًا للأشعة فوق البنفسجية ، غالبًا في البيئات المتربة ، وقد تساهم في انبعاث الأشعة تحت الحمراء عن طريق تسخين الغبار في الطارة والسحب المحيطة بـ AGN. يمكن أيضًا للمجموعات النجمية القديمة تسخين الغبار الموجود في ISM للمجرة ، مما يساهم في انبعاث FIR. هذا مهم بشكل خاص للمجرات "الناضجة" ذات SFRs ذات التيار المنخفض في الكون القريب: بالنسبة لمجرة مثل مجرتنا درب التبانة ، ربما يأتي نصف انبعاث FIR من الغبار الذي تسخنه النجوم الأكبر سنًا ، وليس من مناطق تشكل النجوم الشابة (Lonsdale) بيرسون وأمبير حلو 1987). ومع ذلك ، بالنسبة للمجرات النشطة للغاية في تكوين النجوم التي لا تحتوي على نواة مجرية نشطة ، يُفترض عمومًا أن معظم انبعاث الأشعة تحت الحمراء ينشأ من تكوين نجم جديد. من الناحية المثالية ، يمكن قياس لمعان الأشعة تحت الحمراء الكلي للمجرة من خلال تركيب نموذج انبعاث الغبار على الملاحظات عند عدة أطوال موجية ، ونأمل أن تمتد إلى ذروة انبعاث الغبار. ومع ذلك ، من الناحية العملية ، غالبًا ما تكون مثل هذه البيانات متعددة الأطوال غير متوفرة ، وكثيراً ما يستخدم علماء الفلك قالب SED الذي غالبًا ما يتم اشتقاقه من ملاحظات المجرات المحلية للاستقراء من كثافة تدفق واحدة ملحوظة عند بعض الطول الموجي MIR أو FIR ، وليس بالضرورة قريبًا من انبعاث الغبار الذروة ، إلى المجموع إلIR. وبالتالي ، فإن الاختلافات في خصائص انبعاث الغبار من مجرة ​​إلى أخرى يمكن أن تؤدي إلى شكوك كبيرة ليس فقط في هذا التصحيح البوليومتري ، ولكن أيضًا في تقدير SFRs.

ينشأ طيف انبعاث الغبار من مكونات مختلفة يتم تسخينها إلى درجات حرارة مختلفة معقدًا إلى حد ما. عادة ما تكون معظم كتلة الغبار في المجرة على شكل غبار بارد نسبيًا (15-60 كلفن) يساهم بقوة في الانبعاث في FIR وأطوال موجات ما دون المليمتر (30-1000 & أمي). قد يوجد غبار في درجات حرارة مختلفة ، بما في ذلك الحبوب الباردة في ISM المحيط والحبوب الأكثر دفئًا في مناطق تشكل النجوم. يمكن أن يسيطر الانبعاث من غبار الحبيبات الصغيرة الأكثر سخونة في مناطق تشكل النجوم ، وعادة ما يتم تسخينه بشكل عابر بواسطة فوتونات مفردة وليس في توازن حراري ، على سلسلة MIR المتصلة (& lambda & lt 30 & mum) ويمكن أن يكون بمثابة مؤشر SFR مفيد (على سبيل المثال ، Calzetti وآخرون 2007). تعد المنطقة الطيفية MIR (3-20 & mum) معقدة من الناحيتين الطيفية والفيزيائية: فهي تحتوي على نطاقات انبعاث قوية من الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات ونطاقات امتصاص بشكل أساسي من السيليكات. يمكن أن تعتمد قوة الانبعاث من الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات بشدة على فلزية ISM وكثافة مجال الإشعاع (على سبيل المثال ، Engelbracht et al.2005 ، 2008 ، Smith et al.2007). تُرى ميزات امتصاص السيليكات القوية عندما تكون كثافة عمود الغبار والغاز كبيرة بشكل خاص نحو نواة مجرية نشطة محجوبة وربما حتى مناطق انفجار نجمي نووي. قد يساهم النوى المجرية النشطة (AGN) في انبعاث مستمر قوي من الغبار الدافئ ، ويمكن أن يهيمن على تكوين النجوم عند أطوال موجات MIR. على النقيض من ذلك ، في إقليم معلومات الطيران ، دورهم أقل بروزًا.

ال مرصد الفضاء بالأشعة تحت الحمراء (ISO) و تلسكوب سبيتزر الفضائي كانت أول تلسكوبات ذات حساسية MIR كافية لاكتشاف المجرات عند الانزياحات الحمراء الكونية. خاصه، سبيتزر الأرصاد عند الساعة 24 & أمي باستخدام أداة MIPS حساسة للغاية وقادرة على اكتشاف مجرات تشكل النجوم "العادية" إلى ض & # 8776 2 في أوقات تكامل متواضعة. سبيتزر هي أيضًا فعالة جدًا لرسم خرائط لمناطق السماء الكبيرة. لها حجم شعاع 24-& mum وهو صغير بما يكفي (5.7 قوس ثانية) للتعرف بشكل موثوق على نظائر المجرات الخافتة لانبعاث الأشعة تحت الحمراء. ومع ذلك ، يظهر جزء صغير فقط من لمعان الأشعة تحت الحمراء الكلي في MIR. كما هو مذكور أعلاه ، إنها منطقة طيفية معقدة تؤدي إلى تصحيحات بوليومترية كبيرة وربما غير مؤكدة تمامًا من تدفق MIR المرصود إلى إجمالي لمعان الأشعة تحت الحمراء. في ض & # 8776 2 ، حيث تم رصد عينات لأطوال موجات إطار الراحة على مدار الساعة حول 8 وأم ، حيث تم العثور على أقوى نطاقات هيدروكربونية عطرية متعددة الحلقات ، والقوالب الطيفية القائمة على المجرات المحلية تمتد أكثر من ترتيب من حيث الحجم في النسبة إلIR / إل8 مو م (على سبيل المثال ، Chary & amp Elbaz 2001، Dale & amp Helou 2002، Dale et al.2005). هناك حاجة إلى مزيد من المعلومات حول نوع المجرة التي يتم ملاحظتها لاختيار قالب مناسب بثقة لتحويل لمعان MIR المرصود إلى إلIR أو SFR.

الانبعاث الحراري لمعلومات الطيران هو قياس أبسط وأكثر مباشرة لطاقة تكون النجوم. ويرجع ذلك جزئيًا إلى أحجام الحزمة الكبيرة التي نتج عنها ارتباك كبير ومزج المصادر وصعوبة تحديد مواقع نظرائهم في المجرة ، ISO و سبيتزر تقدم فقط حساسية محدودة نسبياً لمعلومات الطيران للمراقبة العميقة. ال مرصد هيرشل الفضائي تحسن بشكل كبير مثل هذه الملاحظات: قدم قطر المرآة الذي يبلغ 3.5 م وظيفة انتشار نقطة FWHM (نصف العرض الكامل نصف الحد الأقصى) صغيرة بما يكفي لتقليل الارتباك ولتحديد نظائر المصدر في الملاحظات من 70 إلى 250 & أمي. ومع ذلك ، في أطول أطوال موجية من هيرشل جهاز SPIRE ، 350 و 500 & أمي ، يصبح الارتباك شديدًا. هيرشل يمكن أن تكتشف الملاحظات المجرات مباشرة بالقرب من ذروة انبعاث غبار FIR: تبلغ ذروتها عادةً من 60 إلى 100 وأمي في إطار الباقي ، في نطاق هيرشل الملاحظات بها ض العلامة & lt 4. تؤدي التغيرات في درجات الحرارة في المجرات إلى اختلافات في التصحيحات البوليومترية للملاحظات عند طول موجة واحد ، ولكن هذه الاختلافات أصغر بكثير من تلك الخاصة ببيانات MIR ، وعمومًا أقل من 2.

بالرغم من هيرشلحساسية منطقة معلومات الطيران العميقة سبيتزر 24- وملاحظات الأمهات ، بشكل عام ، لا تزال تكتشف ارتفاعًا أكبرض مصادر وصولا إلى الحد الأدنى من لمعان الأشعة تحت الحمراء أو SFRs. في ض & # 8776 2 ، الأعمق هيرشل الملاحظات فقط بالكاد تصل إلى تقريبا إلIR & lowast [السطوع المميز لـ "الركبة" لوظيفة لمعان الأشعة تحت الحمراء (IRLF)] ، مما يترك جزءًا كبيرًا من إجمالي SFRD الكوني غير مكتشف ، على الأقل بالنسبة للمصادر الفردية ، على الرغم من أنه يمكن استخدام التكديس للتحقيق في مستويات أضعف. عميق سبيتزر 24- ورصدت ماما مجرات ذات SFRs أقل عدة مرات ، وتم مسح العديد من الحقول لإخفاء التدفقات التي تحد من التدفقات عند 24- وأم أثناء سبيتزرالحياة المبردة. لذلك ، لا تزال هناك قيمة في محاولة فهم ومعايرة طرق قياس تكوين النجوم من بيانات MIR العميقة ، على الرغم من التصحيحات البوليومترية الكبيرة وغير المؤكدة.

في الممارسة العملية ، تم الكشف عن أرصاد المجرات المضيئة بالأشعة تحت الحمراء عند الانزياح الأحمر العالي مع كليهما سبيتزر و هيرشل أظهر أن IR SEDs للعديد من المجرات حسن التصرف وأن الاختلافات يمكن فهمها جزئيًا على الأقل. عدة قبلهيرشل قارنت الدراسات (Papovich وآخرون 2007 ، Daddi وآخرون 2007 ، Magnelli et al. 2009 ، 2011) ملاحظات 24-& مومًا للمجرات البعيدة مع تلك الخاصة بتتبع SFR الأخرى ، بما في ذلك سبيتزر قياسات FIR (إما الاكتشافات الفردية أو المتوسطات المكدسة) والبث الراديوي. في المتوسط ​​، نسب التدفق MIR إلى FIR للمجرات عند ض & # 8818 1.3 تتطابق مع تلك التي تنبأت بها قوالب IR SED المحلية مثل تلك الخاصة بـ Chary & amp Elbaz (2001) ، مما يعني أن SFRs المشتقة من 24 وأم يجب أن تكون موثوقة. ومع ذلك ، عند الانزياح الأحمر الأعلى ، 1.3 & لتر ض & lt 2.5 ، كانت تدفقات 24- & أمي أكثر سطوعًا من المتوقع بالنسبة إلى FIR أو بيانات الراديو ، أي ، قد يتم المبالغة في تقدير SFRs المستمدة من بيانات 24- & mum باستخدام قوالب SED المحلية بشكل منهجي في ض & # 8776 2. تم تأييد هذه النتيجة في وقت مبكر هيرشل دراسات (نوردون وآخرون 2010 ، إلباز وآخرون 2010). في تحليل مشترك لخصائص IR SED لكل من المجرات القريبة وعالية الانزياح الأحمر ذات الانزياح الأحمر العالي ، Elbaz et al. (2011) قدم إطارًا توضيحيًا لهذه الملاحظات من حيث التمييز بين غالبية سكان المجرات التي تخضع لعلاقة "التسلسل الرئيسي" بين SFRs والكتل النجمية ومجموعة أقلية من "انفجار النجوم" ذات SFRs أعلى بكثير لكل وحدة كتلة ( أو sSFR). محليًا ، تحتوي مجرات الانفجار النجمي على مناطق تشكل نجمية أكثر إحكاما وكثافة سطحية عالية ، في حين أن مجرات القرص العادي في التسلسل الرئيسي لتشكيل النجوم لها تكوين نجمي موزع على نطاقات أكبر مع كثافة سطحية أقل. تحتوي الانفجارات النجمية أيضًا على متوسط ​​درجات حرارة غبار أكثر دفئًا ونسبة أكبر بكثير بين لمعان FIR و 8 & mum بقية إطار سطوع من تلك الموجودة في تسلسل مجرات القرص الرئيسي. محليًا ، معظم مجرات الأشعة تحت الحمراء المضيئة وفائقة السطوع (LIRGs و ULIRGs ، مع إلIR & GT 10 11 إل و GT 10 12 إل، على التوالي) هي انفجارات نجمية مدفوعة بالاندماج ، ولكن في ض & # 8776 2 حيث تكون SFRs و sSFRs للمجرات أكبر بكثير على مستوى العالم ، فإن غالبية مجموعات LIRG و ULIRG هي مجرات ذات تسلسل رئيسي "عادي". تتشابه SEDs IR الخاصة بهم مع تلك الموجودة في المجرات الحلزونية المحلية المكونة للنجوم ، ولديها تصحيحات بولومترية أصغر من بيانات 24-& mum (إطار الراحة & lambda & # 8776 8 & mum) من تلك التي تنبأت بها قوالب SED المصممة لمطابقة LIRGs المحلية و ULIRGs. الباز وآخرون (2011) أنشأ تسلسلًا رئيسيًا "عالميًا" من SED من مجموعة عاليةض سبيتزر و هيرشل القياس الضوئي للمجرات في حقول المسح العميق للأصول العظيمة (GOODS) عند 0.3 لتر ض & lt 2.5. يؤدي هذا SED إلى سطوع إجمالي متسق للأشعة تحت الحمراء للغالبية العظمى من المجرات فوق نطاق الانزياح الأحمر هذا. على الرغم من أنه لا يمكن استخدام قالب واحد للاشتقاق بدقة إلIR أو SFR من أرصاد MIR لجميع المجرات ، لدينا الآن فهم أفضل لكيفية القيام بذلك في المتوسط ​​، والذي قد يكون كافياً لاشتقاق تطور الانزياح الأحمر العالمي لكثافة لمعان الأشعة تحت الحمراء أو SFRD المقابلة لها. روديغيرو وآخرون (2011) (انظر أيضًا Sargent et al. 2012) أظهر أن الانفجارات النجمية (التي تنحرف فيها IRs بشكل كبير عن تلك الخاصة بالتسلسل الرئيسي) تمثل 10 ٪ فقط من SFRD العالمي في ض & # 8776 2. مع البيانات المتوفرة الآن من هيرشل و سبيتزر، فهم واسع لكثافة سطوع IRLF و IR المتطورة ، على الأقل 0 & لتر ض & lt 2.5 ، يبدو في متناول اليد.

تتطلب أرصاد MIR و FIR تلسكوبات فضائية ، ولكن عند أطوال الموجات دون المليمترات والمليمترات ، يمكن إجراء الملاحظات مرة أخرى من الأرض داخل نوافذ إرسال معينة في الغلاف الجوي. أحدث ظهور كاميرات مصفوفة مقياس ضغط الدم تحت المليمتر مثل SCUBA على JCMT ثورة في المجال ، وأدى إلى الاكتشافات الأولى لعدد كبير من ULIRGs عند الانزياح الأحمر العالي (على سبيل المثال ، Smail et al. 1997 ، Hughes et al. 1998 ، Barger et al. 1998). حتى وقت قريب ، فقط الأكثر إشراقًاض يمكن اكتشاف الأشياء بسهولة ، لكن مقياس التداخل ALMA الجديد سيحسن حساسيات الاكتشاف بأكثر من ترتيب من حيث الحجم ، وإن كان ذلك على مجالات الرؤية الصغيرة. كما هو مذكور أعلاه ، تقيس ملاحظات المليمترات الانبعاثية إلى ما بعد ذروة انبعاث الغبار ، حيث يتناقص التدفق بشكل حاد مع الطول الموجي في جزء Rayleigh-Jeans من SED. هذا يؤدي إلى سلبي ك تصحيح قوي لدرجة أنه يلغي تأثيرات المسافة: المجرة ذات لمعان الأشعة تحت الحمراء المعطاة سيكون لها تدفق ثابت تقريبًا دون المليمتر إذا لوحظ عند أي انزياح أحمر 1 & lt ض & lt 10. على النقيض من ذلك ، فإن التصحيحات البوليومترية من أطوال موجات ما دون المليمتر المرصودة إلى إجمالي لمعان الأشعة تحت الحمراء كبيرة وتعتمد بشدة على درجة حرارة الغبار. يمكن أن يؤدي هذا إلى حالات عدم يقين كبيرة في تفسير تدفقات ما دون المليمتر من مصادر الانزياح الأحمر العالية ، والانحياز نحو اكتشاف المجرات ذات انبعاثات الغبار الأكثر برودة.

عن طريق القياس مع المعادلة 10 ، نعبر عن التحويل من لمعان الأشعة تحت الحمراء (إلIR) إلى SFR الجارية كـ

أين إلIR هو لمعان الأشعة تحت الحمراء المدمجة على مدى الطول الموجي من 8 إلى 1،000 & mum. هنا ، يُفترض أن انبعاث الأشعة تحت الحمراء يرجع بالكامل إلى تشكل النجوم مؤخرًا ، ولكن من الناحية العملية ، يمكن أن تساهم النوى النشطة والنجوم الأقدم في تسخين الغبار. علاوة على ذلك ، إذا لم تكن عتامة الغبار الصافية في مناطق تشكل النجوم الفتية في المجرة كبيرة ، وإذا ظهرت كمية كبيرة من الأشعة فوق البنفسجية ، فإن SFR المشتق من لمعان الأشعة تحت الحمراء لن يمثل سوى جزء صغير من الإجمالي. ومن ثم نكتب SFRIR في المعادلة 11 للإشارة إلى أن هذا ليس سوى المكون المحجوب من الغبار في SFR. لهذا السبب ، يدعو بعض المؤلفين إلى تلخيص SFRs المستمدة من كثافات لمعان الأشعة فوق البنفسجية والأشعة فوق البنفسجية المرصودة ، وهذا الأخير غير مصحح للانقراض. مرة أخرى ، نقوم بمعايرة عامل التحويل IR باستخدام نماذج FSPS من Conroy et al. (2009) ، والذي يتضمن أيضًا توهين الغبار وإعادة الانبعاث. نحن نفترض توهينًا بسيطًا لغبار الشاشة الأمامية من Calzetti et al. (2000) ، على الرغم من أن تفاصيل نموذج امتصاص الغبار مهمة نسبيًا. يعتمد اللمعان المدمج من 8 إلى 1000 & mum بشكل معتدل على المعلمات التفصيلية لانبعاث الغبار (بشكل أساسي ، توزيع درجة حرارة الغبار) لمجموعة واسعة من القيم المعقولة. نظرًا لأن لمعان الغبار يعاد معالجته بشكل أساسي لانبعاثات الأشعة فوق البنفسجية من تكون النجوم الفتية ، عامل التحويل IR يعتمد أيضًا على تفاصيل SFH والمعدنية. من الناحية العملية ، قد نتوقع أن المجرات ذات الانقراض الكبير وانبعاثات الغبار المهيمنة بوليوميتريًا من غير المرجح أن تحتوي على معادن منخفضة هنا نفترض أن المعدن الشمسي لمعايرتنا. نقوم بتعديل المعادلة 11 لحساب كل من مكونات FUV و FIR لتشكيل النجوم:

أين إلFUV هو سطوع FUV المرصود عند 1500 & # 197 مع عدم وجود تصحيح للانقراض. نحن نستخدم نماذج FSPS مع Salpeter IMF ، والمعدنية الشمسية ، و SFR الثابت للحساب إلFUV و إلIR كدالة في العمر لمستويات مختلفة من توهين الغبار: ثم نحلها IR. يوضح الشكل 5 نتيجة هذا الحساب: يتم التعبير عن SFR بوحدات م سنة -1 ، ويتم التعبير عن لمعان FUV و IR بالوحدات الشمسية (مع إلFUV = & nu إل& نو) لعرض كلاهما على نفس المقياس. كما هو مبين في القسم 3.1.1 ، يصل انبعاث FUV إلى حالة مستقرة بعد ذلك

300 Myr ، ولهذا الحساب ، نستخدم القيمة المقاربة FUV = 2.5 × 10 -10 م عام -1 إل -1 (بالتساوي ، FUV = 1.3 × 10 -28 م السنة -1 erg -1 هرتز). في حين أن، إلIR يزداد ببطء (وبالتالي ، كIR يتناقص) مع استمرار تكوّن لمعان إطار السكون البصري للنجوم الأطول عمراً ، ثم يمتص الغبار جزءًا منه ويعاد انبعاثه. ينتج عن هذا النموذج مع SFR الثابت والتوهين المستمر للغبار تأثير متواضع لـ

0.1 dex في السجلIR لكل dex في السجلر. ومع ذلك ، من الناحية العملية ، من المحتمل أن يكون لدى النجوم الأكبر سنًا انقراض غبار أقل من النجوم الأصغر سنًا ، مما يقلل من هذا الاتجاه. في سن 10 و 8 سنوات ، كIR يعتمد قليلا جدا على الانقراض الكلي. اقترح Kennicutt (1998) عامل معايرة IR = 1.73 × 10 -10 م سنة -1 إل -1 ، وهو ما يتوافق تمامًا مع النماذج الموضحة في الشكل 5 لعمر 300 Myr. نعتمد هذه القيمة لهذه المراجعة. بالنسبة للسطوع المقاسة بوحدات cgs ، يمكننا الكتابة IR = 4.5 × 10 -44 م سنة -1 إرغ -1 ق.

3.1.3 انبعاث الأشعة فوق البنفسجية وانبعاث الأشعة تحت الحمراء كما هو مذكور أعلاه ، يمكن للغبار أن يخفف إلى حد كبير من انبعاث الأشعة فوق البنفسجية ، وليس فقط المساومة على فائدتها لقياس SFRs ، ولكن أيضًا إنتاج انبعاثات الأشعة تحت الحمراء ، وهو تتبع قيم لنشاط تكوين النجوم. تم استثمار جهود كبيرة في فهم فيزياء وظواهر الانقراض في المجرات (للمراجعة ، انظر Calzetti 2001). من حيث المبدأ ، فإن أفضل طريقة لحساب تأثير توهين الغبار هي القياس المباشر للطاقة المنبعثة من كل من الأطوال الموجية للأشعة فوق البنفسجية والأشعة تحت الحمراء ، أي اللمعان الذي يخرج من المجرة مباشرةً وتلك التي يمتصها الغبار ويعيد إشعاعها. يوفر هذا نهج "بوليومتري" لقياس SFRs. في الممارسة العملية ، ومع ذلك ، فإن البيانات الحساسة بدرجة كافية لقياس لمعان FIR للمجرات عالية الانزياح الأحمر غالبًا ما تكون غير متوفرة. هيرشل طورت هذه الأنواع من الملاحظات بشكل كبير ، لكن حساسيتها ، على الرغم من كونها مثيرة للإعجاب ، كانت كافية لاكتشاف فقط المجرات ذات الترددات SFR العالية و GT 100 م سنة -1 ، في ض & GT 2.

بالنسبة للمجرات المكونة للنجوم ذات الانقراض المعتدل في ض & gt 1 ، يتم الحصول على القياس الضوئي الضوئي الذي يقيس ضوء الأشعة فوق البنفسجية لإطار الراحة بسهولة أكبر بكثير من بيانات FIR العميقة أو دون المليمتر أو بيانات الراديو. الملاحظات الحالية للضوء فوق البنفسجي عادة ما تكون أكثر حساسية لتكوين النجوم من تلك الموجودة في الأطوال الموجية الأخرى (الشكل 1). ونتيجة لذلك ، فإن محاولة استنتاج SFRs من ملاحظات الأشعة فوق البنفسجية في إطار الراحة وحدها أمر مغري ، لكن هذا يتطلب تقديرات موثوقة لتصحيحات انقراض الغبار. على سبيل المثال ، مجرات ليمان الكسر (LBGs) هي مجموعة منتقاة من الأشعة فوق البنفسجية لمجرات تشكل النجوم عالية الانزياح الأحمر. اختيارهم يفضل الانقراض المنخفض نسبيًا ، ولكن حتى LBGs مغبرة تمامًا: Reddy et al. (2012) مستخدمة هيرشل الملاحظات لتحديد أن ، في المتوسط ​​، 80 ٪ من انبعاث FUV من نموذجي (

إلFUV & lowast) LBGs في ض & # 8776 2 يمتصه الغبار ويعاد إشعاعه في منطقة معلومات الطيران. العديد من المجرات الضخمة ذات الترددات SFR العالية لديها انقراض أكبر. ما يسمى بالمجرات المحجوبة بالغبار (Dey et al. 2008) لها نسب كثافة تدفق MIR إلى الأشعة فوق البنفسجية و GT 1000 (تقابل عادةً إلIR / إلFUV & gt 100) (Penner et al. 2012) وهي شائعة جدًا ، حيث تساهم بنسبة 5-10٪ من الصندوق الاجتماعي للاستثمارات في التنمية في ض & # 8776 2 (بوب وآخرون 2008) العديد من هؤلاء غير مرئي تقريبًا أو كليًا في الصور البصرية العميقة.

ومع ذلك ، فإن التوافر الواسع لبيانات إطار الراحة للأشعة فوق البنفسجية للمجرات عالية الانزياح الأحمر يشجع على استخدامها لقياس SFH الكوني. حاليا ، في ض & # 8811 2 ، هناك القليل من البدائل: حتى الأعمق سبيتزر, هيرشليمكن للمسوحات الراديوية أو ما دون المليمترية أن تكتشف فقط أندر المجرات وأكثرها سطوعًا عند مثل هذه الانزياحات الحمراء. على النقيض من ذلك ، حددت المسوحات الضوئية العميقة و NIR الآن عينات من آلاف المجرات المكونة للنجوم المختارة بالأشعة فوق البنفسجية ض & # 8776 7 وما بعدها.

محاولات قياس وتصحيح انقراض الغبار فيض استخدمت المجرات عمومًا المنحدر الطيفي فوق البنفسجي (المعين وبيتا) كمقياس لاحمرار الأشعة فوق البنفسجية ، واعتمدت العلاقات التجريبية بين احمرار الأشعة فوق البنفسجية وانقراض الأشعة فوق البنفسجية. كالزيتي وآخرون. (1994 ، 2000) استخدم التحليل الطيفي للأشعة فوق البنفسجية والبصرية لاشتقاق منحنى تجريبي متوسط ​​لتوهين الغبار لعينة من مجرات تشكيل النجوم المحلية الساطعة بالأشعة فوق البنفسجية. ميورير وآخرون. (1999) (تم تحديثه لاحقًا بواسطة Overzier et al. 2011) استخدم بيانات الأشعة فوق البنفسجية و FIR لعينة محلية مماثلة لمعايرة العلاقة بين احمرار الأشعة فوق البنفسجية (وبيتا) وانقراض الأشعة فوق البنفسجية (IRX & Equiv إلIR / إلFUV، والتي يمكن أن تكون مرتبطة مباشرة بـ أFUV). تتوافق العلاقة بين IRX وبيتا المحكمة بشكل معقول التي تخضع لها المجرات الساطعة للأشعة فوق البنفسجية المحلية إلى حد كبير مع قانون التوهين Calzetti ، مما يعزز شعبيتها. ومع ذلك ، أظهرت دراسات محلية أخرى بوضوح أن بعض المجرات تنحرف عن هذه العلاقات. Goldader et al. (2002) وجد أن ULIRGs القريبة تنحرف بشدة عن علاقة Meurer IRX- و beta هذه ULIRGs لها قيم كبيرة جدًا من IRX ولكن غالبًا مع مؤشر طيفي أزرق نسبيًا وبيتا. تم تفسير هذا على أنه يعني أن الضوء فوق البنفسجي المرصود من ULIRGs المحلية هو عبارة عن تشكل نجمي غير محمر نسبيًا في المجرة المضيفة لا علاقة له بتكوين النجوم المهيمن بشكل بوليوميتري ، والذي يتم حجبه تمامًا عن الرؤية عند الأطوال الموجية الضوئية للأشعة فوق البنفسجية ، ويتم اكتشافه فقط في منطقة معلومات الطيران. بدلاً من ذلك ، قامت ملاحظات المجرات الحلزونية العادية (Kong et al. 2004 ، Buat et al. 2005) بقياس قيم حمراء لـ & beta لـ IRX معين. يؤخذ هذا بشكل عام كدليل على أن الضوء الصادر عن النجوم الأكبر سناً والأقل ضخامة يساهم بشكل كبير في انبعاث الأشعة فوق البنفسجية القريبة ، مما يؤدي إلى ظهور ألوان حمراء فوق البنفسجية لأسباب لا علاقة لها بالانقراض. بشكل عام ، يمكن أن تؤدي التوزيعات النسبية المختلفة للنجوم والغبار إلى خصائص توهين صافية مختلفة. يمكن أن يكون الانقراض متقطعًا بسهولة: يمكن للرياح القادمة من مناطق تشكل النجوم أن تنفث الغبار على نطاقات زمنية معينة ، في حين تظل المناطق الأخرى الأصغر سنًا أو الأكثر تغلغلًا في ISM في المجرة محجوبة بشكل أكبر. يعتمد تسخين الغبار أيضًا على الهندسة ، مما يؤدي إلى توزيعات مختلفة لدرجات حرارة الغبار وأطياف انبعاث مختلفة في أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء وما دون المليمتر.

في حالة الانزياح الأحمر العالي ، لا توجد سوى اختبارات محدودة نسبيًا للعلاقة بين احمرار الأشعة فوق البنفسجية والانقراض. ريدي وآخرون. (2004 ، 2006 ، 2010 ، 2012) قارنوا مختلف أدوات تتبع SFR (بما في ذلك الراديو ، سبيتزر 24- أمي ، و هيرشل 100-160- & mum emission) لإظهار أن قوانين انقراض Calzetti / Meurer للأشعة فوق البنفسجية مناسبة على نطاق واسع لغالبية إل & lowast LBGs في ض & # 8776 2. ومع ذلك ، فقد وجدوا أدلة على الانحرافات المنهجية للمجرات مع أكبر SFRs (& GT 100 م السنة -1) ، والتي ، على غرار ULIRGs المحلية ، تظهر توهينًا فعالًا "رماديًا" (أي تقليل احمرار الأشعة فوق البنفسجية لانقراضها الصافي للأشعة فوق البنفسجية). وجدوا أيضًا دليلًا على الانحرافات المنهجية لأصغر المجرات ، والتي تظهر احمرارًا أقوى لانقراضها الصافي FUV ، ربما بسبب التأثيرات المعدنية أو الهندسية التي تزيد من اعتماد الطول الموجي لوظيفة احمرار الأشعة فوق البنفسجية مقارنة بنتائج قانون كالزيتي. بافتراض توهين كالزيتي ، دادي وآخرون. (2007) و Magdis et al. (2010) وجد أيضًا اتساقًا واسعًا بين قياسات SFR القائمة على الأشعة فوق البنفسجية وقياسات الأشعة تحت الحمراء أو الراديوية للعينات في ض & # 8776 2-3 (بالرغم من ذلك ، انظر Carilli وآخرون ، 2008). ومع ذلك ، فإن الدراسات التي اختارت المجرات بشكل أساسي على أساس انبعاث الأشعة تحت الحمراء الخاصة بها تميل إلى إيجاد انحرافات كبيرة عن توهين Meurer / Calzetti. بشكل عام ، تشير هذه الانحرافات إلى أن SFRs المستندة إلى الأشعة فوق البنفسجية باستخدام تصحيحات منحدرات Meurer / Calzetti للأشعة فوق البنفسجية تقلل بشكل كبير من إجمالي SFRs (على سبيل المثال ، Chapman وآخرون 2005 ، Papovich وآخرون 2007). وجدت مثل هذه الدراسات أيضًا أن المجموعات السكانية المختارة بشكل مختلف قد تتبع علاقات توهين صافي الغبار المختلفة بشكل منهجي اعتمادًا على خصائص المجرات (Buat et al. 2012 ، Penner et al. 2012).

لذلك ، يجب أن نظل حذرين بشأن SFRs المستمدة من بيانات الأشعة فوق البنفسجية وحدها ، حتى عندما تتوفر تقديرات احمرار الأشعة فوق البنفسجية. تشير الدلائل الحالية إلى أن هذه قد تعمل بشكل جيد في المتوسط ​​مع LBGs الساطعة للأشعة فوق البنفسجية مع احمرار منخفض نسبيًا ولكنها قد تفشل في المجرات الأخرى بما في ذلك الأجسام الأكثر إضاءة بالأشعة تحت الحمراء التي تهيمن على مجموعة المجرات الأسرع في تكوين النجوم. تشكيل النجوم الذي يحجبه الكثير من الغبار ، على سبيل المثال ، في مناطق الانفجار النجمي المتراصة ، لن يتم تسجيله بواسطة رصدات الأشعة فوق البنفسجية ، ويمكن قياسه مباشرة فقط باستخدام قياسات الأشعة تحت الحمراء العميقة ، أو ما دون المليمتر ، أو القياسات الراديوية.

3.1.4 مؤشرات أخرى: انبعاث الخط الحبيبي ، والراديو ، والأشعة السينية. ينتج التكوين النجمي أيضًا انبعاث خط سديم من الغاز المتحمس والمتأين في مناطق HII. غالبًا ما تُستخدم خطوط إعادة تركيب الهيدروجين مثل H & # 945 و Ly & # 945 لقياس SFRs ، لأن لها علاقة وثيقة بمعدلات التأين الضوئي التي ترجع أساسًا إلى الأشعة فوق البنفسجية الشديدة من نجوم OB. ومن ثم ، فإنهم يتتبعون تكوين النجوم الضخم بشكل مباشر تمامًا ، على الرغم من أن وجود AGN يمكن أن يساهم أيضًا في هذه الخطوط. تم استخدام خطوط أخرى من عناصر أثقل مثل [OII] 3،727 & # 197 أو [OIII] 5،007 & # 197 ، لكنها تميل إلى الاعتماد بشكل أكثر تعقيدًا على ظروف ISM مثل المعادن أو الإثارة. تخضع خطوط الانبعاث أيضًا للامتصاص بواسطة الغبار في مناطق تشكل النجوم. هذا صحيح بشكل خاص بالنسبة لـ Ly & # 945 ، وهو خط صدى ، مبعثر بواسطة مواجهات مع ذرات الهيدروجين المحايدة. يمكن لمثل هذه المواجهات أن تزيد بشكل كبير من طول مسار السفر لـ Ly & # 945 ، وبالتالي تزيد من احتمالية تعرضها لحبوب غبار وامتصاصها. بشكل عام ، يعتبر H & # 945 الأكثر موثوقية بين أدوات تتبع SFR السديم التي يسهل الوصول إليها (على سبيل المثال ، Moustakas et al.2006). يمكن أن تكون خطوط الهيدروجين الأضعف والأقل إخمادًا في NIR ، مثل Paschen & # 945 ، مفيدة جدًا لقياس SFRs في المجرات المتربة ، ولكن لا يمكن الوصول إليها عمومًا إلا عند الانزياح الأحمر المنخفض للغاية ، على الرغم من أن JWST سيفتح إمكانية قياسها بشكل كبير. عدد المجرات على مسافات كونية.

يرتبط البث الراديوي أيضًا بتكوين النجوم ، حيث تنبعث الإلكترونات المتسارعة من SN إشعاعًا غير حراري بأطوال موجية سنتيمترية (خالية) من الإلكترونات في مناطق HII يمكن أيضًا أن تساهم ، خاصة عند الترددات الأعلى (& gt 5 جيجا هرتز). الفيزياء معقدة إلى حد ما وغير مفهومة تمامًا ، ولكن لوحظ وجود ارتباط وثيق بشكل ملحوظ بين الانبعاث الراديوي وانبعاث FIR في المجرات المحلية التي تغطي العديد من درجات السطوع (على سبيل المثال ، Condon 1992 ، Yun et al. 2001). البث الراديوي خالٍ من انقراض الغبار ، وبالتالي يوفر تتبعًا غير متحيز نسبيًا لتشكيل النجوم. ومع ذلك ، من الصعب الحصول على ملاحظات راديوية عميقة بما يكفي لاكتشاف مجرات تشكل النجوم العادية عند انزياح أحمر مرتفع ، على الرغم من أن التحديثات الأخيرة لـ Karl G. Jansky VLA قد حسنت بشكل كبير من حساسيتها. يمكن أن يساهم النوى المجرية النشطة أيضًا في البث الراديوي ، حيث تهيمن أحيانًا على النوى المجرية النشطة ذات الصوت العالي (وهي أقلية من السكان). يجب أيضًا قمع الانبعاثات الراديوية في العصور الكونية المبكرة ، حيث يجب أن تفقد الإلكترونات طاقتها عن طريق تشتت كومبتون المعكوس من فوتونات الخلفية الميكروية التي تزيد كثافة طاقتها عند الانزياح الأحمر العالي. وجدت الدراسات الحديثة أدلة قليلة على تطور الانزياح الأحمر في منطقة معلومات الطيران إلى الارتباط الراديوي (أبليتون وآخرون. 2004 Ivison وآخرون 2010 أ ، ب سارجنت وآخرون 2010 أ ، ب ماو وآخرون 2011).

حتى الأشعة السينية قد استخدمت لتتبع SFRs. تُعتبر الأشعة السينية عادةً توقيعًا جوهريًا لنشاط AGN في المجرات ، ولكنها تنتج أيضًا عن مجموعات نجمية شابة ، لا سيما بواسطة ثنائيات الأشعة السينية. في حالة عدم وجود AGN ، يمكن قياس انبعاث الأشعة السينية من مجرات تشكل النجوم الفردية إلى الخارج ض & # 8776 1 في الأعمق شاندرا تم استخدام الحقول وقياسات التراص للوصول إلى تدفقات أكثر خفوتًا في دراسات المجرات المختارة بالأشعة فوق البنفسجية ، مع الاكتشافات عند 1 & lt ض & lt 4 والحدود العليا عند الانزياح الأحمر الأعلى (Reddy & amp Steidel 2004 Lehmer et al. 2005 Laird et al. 2005، 2006 Basu-Zych et al. 2013). ومع ذلك ، فإن التناسب بين لمعان الأشعة السينية و SFR قد يختلف باختلاف عمر المجموعة النجمية والمعلمات الأخرى التي يمكن أن تؤثر على مزيج ثنائيات الأشعة السينية ذات الكتلة المنخفضة والعالية الموجودة في المجرة ، وقد تم نشر المعايرات المختلفة التي تختلف بشكل كبير (على سبيل المثال. ، Ranalli et al. 2003، Persic et al. 2004). بشكل عام ، نظرًا لأن معظم الخلفية الكونية للأشعة السينية تنشأ من AGN (للمراجعة ، انظر Brandt & amp Hasinger 2005) ، فإن قيمة استخدام الأشعة السينية لقياس SFH الكوني تبدو محدودة (لا نناقش هذه الطريقة بمزيد من التفصيل).

في حين أن النجوم الشابة الحارة تبعث معظم طاقتها عند الأطوال الموجية للأشعة فوق البنفسجية ، فإن النجوم ذات الكتلة المنخفضة الأكثر برودة التي تهيمن على الكتلة النجمية للمجرة تبعث معظم ضوءها عند الأطوال الموجية الضوئية الحمراء و NIR. إذا قمنا بفحص SED لـ SSP متطور من الأعمار الأكبر من 10 9 سنوات ، فإن الجزء الأكبر من اللمعان (في & lambda F& لامدا وحدات الطاقة) في هضبة واسعة بين 0.4 و 2.5 & أمي ، وتبلغ ذروتها عند

1 & أمي للأعمار & gt 2 جير. (في F& نو كثافة التدفق أو وحدات حجم AB ، تبلغ ذروة SED حوالي 1.6 & mum ، حيث يوجد حد أدنى في H - عتامة الغلاف الجوي النجمي البارد.) يتم أيضًا تقليل تأثيرات انقراض الغبار بشكل كبير عند أطوال موجات NIR: بالنسبة لتوهين Calzetti ، الانقراض (بالمقادير) أ في ال ك- النطاق أصغر 10 مرات من ذلك الموجود في الخامس- النطاق و 25 مرة أصغر من ذلك عند 1،600 & # 197.

يتطور اللمعان ، وبالتالي نسبة الكتلة إلى الضوء ، للمجموعة النجمية بشكل حاد للغاية مع مرور الوقت في الأطوال الموجية للأشعة فوق البنفسجية والأزرق: تتطور النجوم الشابة بسرعة بعيدًا عن التسلسل الرئيسي ولكن بشكل أبطأ عند الأطوال الموجية الحمراء و NIR. لذلك ، فإن الملاحظات في إطار NIR بقية تتبع عن كثب الكتلة النجمية المتكاملة لمجرة ، لكن لا يمكننا إهمال تأثيرات التطور: لا يزال التدفق عند 1 & mum يتغير بأكثر من ترتيب من حيث الحجم حيث تتراوح أعمار السكان النجميين من 0.1 إلى 10 جير (انظر ، على سبيل المثال ، الشكل 9 من Bruzual & amp Charlot 2003). لذلك ، نحتاج إلى القيام بأكثر من مجرد قياس لمعان NIR لاستنتاج كتلة نجمية.

في الواقع ، يستخدم علماء الفلك الألوان أو SED لمجرة لاستنتاج نسبة الكتلة إلى الضوء المتوقعة عند بعض الطول الموجي (يفضل أن يكون باللون الأحمر أو NIR) ثم يضرب اللمعان المرصود بواسطة م / إل لتقدير الكتلة النجمية (م& لواست). الطريقة الأكثر شيوعًا هي ملاءمة القوالب الطيفية التي تم إنشاؤها بواسطة نماذج توليف التجمعات النجمية مع القياس الضوئي للنطاق العريض في أي نطاقات متاحة تمتد من الأشعة فوق البنفسجية في إطار الراحة إلى أطوال موجات NIR ، حيث يهيمن الانبعاث الضوئي النجمي على ضوء المجرة. بشكل عام ، ينشئ الباحثون مجموعة كبيرة من النماذج التي تغطي نطاقًا واسعًا من معلمات التجمعات النجمية ، بما في ذلك SFH الماضي ، والعمر ، والمعدنية ، والتخفيف من الغبار. عادة ما يكون صندوق النقد الدولي ثابتًا ، لأنه لا يوجد تقريبًا بصمة ضوئية يمكنها تقييده بشكل مفيد. تم إزاحة مجموعة النماذج إلى الأحمر لتتناسب مع مجموعة من المجرات المثيرة للاهتمام. يتم بعد ذلك تحويل النماذج عن طريق ممرات المرشح لتوليد تدفقات النطاق العريض الاصطناعية التي تتناسب مع القياس الضوئي ، مما يسمح لتطبيع اللمعان بالتنوع وتقليل & chi 2 أو بعض معلمات الاحتمالية الأخرى. تحتوي النماذج غير الطبيعية على كتلة وحدة محددة لذلك ، فإن تطبيع أفضل نموذج مناسب يوفر أفضل تقدير للكتلة النجمية للمجرة ، بالنظر إلى نطاق معلمات الإدخال المسموح بها.

من حيث المبدأ ، يمكن استخدام هذه الطريقة لتقييد معلمات التجمعات النجمية الأخرى مثل عمر المجرة أو SFRs أو درجة الانقراض الموجودة. في الممارسة العملية ، غالبًا ما تكون نتائج التركيب لمختلف المعلمات متدهورة إلى حد ما. على سبيل المثال ، يؤثر العمر والانقراض والمعدنية على الألوان المتكاملة للمجرة. نتيجة لذلك ، تميل القيم المشتقة لهذه المعلمات إلى أن تكون شديدة التباين: قد تكون المجرة حمراء لأنها قديمة أو مغبرة أو غنية بالمعادن. من خلال القياس الضوئي الجيد جدًا ، لا سيما الذي يمتد على نطاق كبير من الطول الموجي ومع العديد من ممرات النطاق التي يمكن أن تأخذ عينات أكثر دقة للشكل الطيفي المفصل (على سبيل المثال ، قياس الميزات الحادة نسبيًا الحساسة للعمر مثل Balmer أو 4000 - & # 197 فواصل) ، هذه القيود يمكن تحسينها ، ولكن من الصعب تجنب حدوث انحلالات كبيرة. قد يأخذ الممارسون الحريصون في الاعتبار التوزيعات الاحتمالية المشتركة للنماذج التي تتناسب مع الاحتمالية المقبولة. تميل الكتلة النجمية إلى أن تكون أفضل معلمة مقيدة ، ويرجع ذلك إلى حد كبير إلى أن الانحرافات في المعلمات الأخرى تميل جميعها إلى التأثير على الشبكة. م / إل من النموذج بطرق مماثلة. تميل الألوان الحمراء من العمر أو الغبار أو المعدن إلى التأثير م / إل إلى درجة مماثلة (ولكن ليست متطابقة). في حين أن المعلمات مثل العمر أو الاحمرار قد تكون غير مؤكدة بشكل فردي ، فإن الشبكة م / إل من النماذج المقبولة لا تختلف كثيرا. وبالتالي ، فإن الكتلة الكلية مقيدة جيدًا. ناقشت العديد من الأوراق عدم اليقين في نمذجة التجمعات النجمية في تقدير كتل المجرات التي تمت مراجعتها بدقة من قبل كونروي (2013).

بخلاف اختيار صندوق النقد الدولي ، فإن أكبر عدم يقين يؤثر على الكتلة النجمية المشتقة عادة ما يكون المعرفة المنقوصة بالضرورة لماضي المجرة SFH. بشكل أساسي ، يمكن للنجوم التي تشكلت مؤخرًا أن تتفوق بسهولة على النجوم الأكبر سناً وتسيطر على الضوء المرصود ، حتى عند الأطوال الموجية الحمراء. قد يهيمن ضوء النجوم الأصغر على القياس الضوئي المرصود ، على الرغم من أن كتلة المجرة الفعلية قد تهيمن عليها النجوم الأكبر سنًا التي فقدت في وهج النجوم الأصغر سنًا ("السطوع" ، على سبيل المثال ، Papovich وآخرون 2001 ، Maraston et al. 2010) وبالتالي يكون لها تأثير ضئيل على اختيار أفضل النماذج المناسبة. لذلك ، غالبًا ما يقلل النموذج المناسب من عمر المجرة أو المساهمة المحتملة للنجوم الأكبر سناً في الكتلة ، وقد يقلل أيضًا من أهمية الكتلة. إذا كان SFH الفعلي معروفًا جيدًا (وهو ما لا يحدث أبدًا في الممارسة العملية) ، فقد لا تكون هذه مشكلة. على سبيل المثال ، غالبًا ما يُفترض أن النماذج المستخدمة لتناسب القياس الضوئي تحتوي على SFRs متغيرة بسلاسة ، لكن SFHs الفعلية للمجرات الحقيقية يمكن أن تكون معقدة وغير رئوية ، وتتأرجح بمرور الوقت وربما تتخللها رشقات نارية قصيرة المدة. حتى إذا تم النظر في مجموعات كبيرة جدًا من النماذج ذات SFHs المعقدة ، فإن السطوع يميل إلى ضمان أن النجوم المتكونة حديثًا هي التي تقود النموذج المناسب ، في حين أن الكتلة في النجوم الأقدم مقيدة بشكل ضعيف. يؤدي هذا التأثير عمومًا إلى التقليل من الكتل النجمية في المجرة (Pforr et al. 2012). من الناحية الواقعية ، يظل تقييد توزيع SFHs السابقة المسموح بها للمجرات الحقيقية ، خاصة عند الانزياح الأحمر العالي ، أحد القيود الأساسية عند اشتقاق الكتل النجمية.

من الناحية العملية ، تعتبر انحلالات SFH هذه الأكبر في المجرات ذات التشكل النجمي الحديث. بالنسبة للمجرات التي لم تشكل نجومًا لفترة طويلة (قل & gt 1 Gyr) أو التي يكون فيها SFR الحالي صغيرًا مقارنةً بالكتلة النجمية (غالبًا ما يتم قياسها بواسطة sSFR) ، يكون السطوع صغيرًا ، وبالتالي يكون الناتج عدم اليقين المنهجي على م / إل. لذلك ، فإن الكتل النجمية للمجرات الإهليلجية الحالية ، والتي تكون قديمة مع القليل من تكوين النجوم المستمر أو منعدمة ، أو المجرات الحلزونية العادية مثل مجرة ​​درب التبانة تميل إلى أن تكون مقيدة جيدًا بشكل معقول ، في حين أن المجرات النشطة جدًا في تشكيل النجوم هي أقل يقينا. كمثال ، Papovich et al. (2001) تناسب النماذج مع HST WFPC2 و NICMOS قياس الضوء ل LBGs باهتة في ض & # 8776 2.5 في حقل هابل العميق شمال (HDF-N). عند استخدام النماذج ذات SFHs المتغيرة بسلاسة ، وجدوا أن شكوك الكتلة النجمية هي & sigma (logم& لواست) & lt 0.5 dex ، مع عدم يقين نموذجي يبلغ 0.25 dex ، أي أقل من 2. ومع ذلك ، إذا اعتبروا "أقصى م / إل"النماذج ، التي سمحت بأكبر قدر ممكن من الكتلة النجمية ضمن قيود تركيب & chi 2 ، التي تشكلت عند ض = & infin ، يمكن أن تكون الكتل أكبر من 3 إلى 8 مرات من حيث المبدأ. من الناحية العملية ، تبدو مثل هذه النماذج المتطرفة غير مرجحة. علاوة على ذلك ، فإن العمل المبكر لبابوفيتش وآخرون. (2001) استخدم القياس الضوئي فقط إلى كالأطوال الموجية للنطاق أو إطار الراحة

6000 و # 197 في ض = 2.5. اليوم عميق سبيتزر يقيس القياس الضوئي IRAC بشكل روتيني التدفقات للحصول علىض المجرات ذات الأطوال الموجية الأكثر احمرارًا لإطار الراحة ويمكنها تحسين قيود الكتلة النجمية بشكل كبير. ومع ذلك ، حتى مع أفضل البيانات من سبيتزر (أو JWST في المستقبل) فإن تأثيرات التألق بشكل أساسي تحد من يقيننا بشأن تقديرات الكتلة النجمية للأجسام الفردية. لا يمكن تقليل هذه التأثيرات إلا إذا كانت الافتراضات السابقة المعقولة يمكن أن تقيد بشدة نطاق SFHs المسموح بها.

ومن المثير للاهتمام ، أنه في حالات الانزياح الأحمر المرتفعة جدًا ، يتم تقليل بعض شكوك SFH ، وذلك ببساطة لأن الكون أصغر كثيرًا. في ض & gt 6 ، عمر الكون أقل من 1 Gyr ، ويجب أن تكون أقدم النجوم في المجرات أصغر من ذلك. م / إل بالنسبة للسكان القدامى المفترضين غير المرئيين وبالتالي على مساهمتها المحتملة في الكتلة النجمية الكلية. كورتيس ليك وآخرون. (2013) قدم مناقشة حديثة ومفصلة لشكوك نمذجة التجمعات النجمية للمجرات في ض

بالإضافة إلى ذلك ، فإن الممارسين الذين يصنعون نماذج التجمعات النجمية لم يتوصلوا إلى إجماع كامل: تظل الأسئلة المتعلقة بالمسارات التطورية ، ومساهمات بعض المجموعات النجمية الفرعية ، وسلوك المجموعات النجمية في المعادن المنخفضة والعالية موضوعات نقاش أو يتم معايرتها بشكل سيئ من خلال الملاحظات. . تم تسليط الضوء على أحد الأمثلة المعترف بها على نطاق واسع لمثل هذه الشكوك من قبل Maraston (2005) ، التي تضمنت نماذجها مساهمات أكبر بكثير للانبعاثات من النجوم النابضة حرارياً الفرع العملاق المقارب (TP-AGB) إلى الضوء الأحمر وضوء إطار NIR في SSP الأعمار بين عدد قليل. مائة مليون سنة و

2 جير. أدى اللمعان الأحمر المعزز إلى انخفاض م / إل في هذه الأطوال الموجية والألوان الأكثر احمرارًا ، مع وجود تأثيرات كبيرة محتملة (عوامل 2 أو أكثر) في الكتل النجمية المشتقة للمجرات التي تهيمن عليها النجوم في هذه الفئة العمرية. على الرغم من أن مثل هذه المجموعات قد لا تهيمن في معظم المجرات الحالية ، إلا أن في ض & # 8776 2-4 عندما كان عمر الكون بضعة مليارات من السنين فقط ، يجب تصميم دورهم بدقة لضمان التقديرات الصحيحة للكتل النجمية. مارستون وآخرون وجد (2006) أن هذا يمكن أن يقلل من الكتل النجمية المشتقة بمقدار

60٪ في المتوسط ​​لـ ك-مجرات تشكيل النجوم المنتقاة في النطاق ض & # 8776 2 مقارنة بالنتائج المحسوبة باستخدام النماذج الشائعة لـ Bruzual & amp Charlot (2003). على الرغم من أن Bruzual et al. (2013) طرزًا جديدة في عام 2007 تتميز بانبعاث TP-AGB المحسن ، وقد جادلوا في عروض المؤتمرات الأخيرة لانبعاثات TP-AGB الأضعف بشكل أكثر تشابهًا مع النماذج القديمة. نظرًا لعدم وجود طريقة مرضية تمامًا لحساب هذه المساهمة وفقًا للمبادئ النظرية ، فإن الكثير معلق على ندرة البيانات المتاحة لمعايرة انبعاث وتطور نجوم TP-AGB بشكل تجريبي. *****


نقدم قيودًا على متوسط ​​كثافة المادة ، Ωم، تطبيع طيف قدرة تذبذب الكثافة ، σ8ومعادلة الطاقة المظلمة لمعامل الحالة ، ث، تم الحصول عليها من قياسات دالة سطوع الأشعة السينية لأكبر مجموعات المجرات المعروفة عند الانزياحات الحمراء ض & lt 0.7 ، كما تم تجميعها في مسح الكتلة الشامل (MACS) وعينة الكتلة المحلية الأكثر سطوعًا (BCS) و روساتعينة مجموعة مجرات الأشعة السينية (REFLEX) ESO Flux Limited. يستخدم تحليلنا علاقة ملحوظة بين الكتلة واللمعان ، تمت معايرتها بواسطة المحاكاة الديناميكية المائية ، بما في ذلك التصحيحات لدعم الضغط غير الحراري ومراعاة وجود التبعثر الداخلي. يتم تضمين البدلات المحافظة لجميع أوجه عدم اليقين النظامية المعروفة ، وكذلك المقدمات القياسية على ثابت هابل ومتوسط ​​كثافة الباريون. نجد Ωم= 0.28 +0.11 −0.07 و σ8= 0.78 +0.11 −0.13 لنموذج ثابت كوني مسطح مكانيًا ، وم= 0.24 +0.15 −0.07، σ8= 0.85 +0.13 −0.20 و ث=−1.4 +0.4 −0.7 من أجل ثابت ثابت ث النموذج (مهمشة فواصل الثقة 68 في المائة). تشكل النتائج التي توصلنا إليها أول تحديد لمعادلة حالة الطاقة المظلمة من قياسات نمو البنية الكونية في عناقيد المجرات ، واتساق نتائجنا مع ثتقدم = −1 دعمًا إضافيًا للنموذج الثابت الكوني. العمل المستقبلي الذي يحسن فهمنا لتطور الانزياح الأحمر والتحيزات الملاحظة التي تؤثر على علاقة لمعان الكتلة والأشعة السينية لديها القدرة على تشديد هذه القيود بشكل كبير. تتوافق نتائجنا مع نتائج التحليلات الحديثة للمستعرات الأعظمية من النوع Ia ، وتباين خلفية الموجات الكونية الكونية ، وجزء كتلة غاز الأشعة السينية من مجموعات المجرات المسترخية ، والتذبذبات الصوتية الباريونية ، والقص الكوني. يؤدي الجمع بين بيانات وظيفة لمعان الأشعة السينية الجديدة مع المستعر الأعظم الحالي وخلفية الموجات الصغرية الكونية وبيانات جزء الغاز العنقودي إلى تحسين القيود Ωم= 0.269 ± 0.016، σ8= 0.82 ± 0.03 و ث=−1.02 ± 0.06.

في سيناريو الانهيار الهرمي لتشكيل البنية في الكون ، فإن كثافة عدد الأجسام المنهارة كدالة للكتلة والوقت الكوني هي مسبار حساس لعلم الكونيات. توفر عناقيد المجرات التي تحتل ذيل الكتلة العالية لهذه المجموعة أداة قوية ونظيفة نسبيًا لعلم الكونيات ، نظرًا لأن نموها يتم تحديده في الغالب من خلال عمليات الجاذبية الخطية. في الماضي ، تم استخدام السكان المحليين لعناقيد المجرات بشكل مشترك لتقييد متوسط ​​كثافة المادة في الكون واتساع الاضطرابات في مجال الكثافة (على سبيل المثال Reiprich & amp Böhringer 2002 ، المشار إليها فيما بعد RB02 Seljak 2002 Viana، Nichol & amp Liddle 2002 Allen وآخرون 2003 Pierpaoli et al. 2003 Schuecker et al. 2003 Voevodkin & amp Vikhlinin 2004 Dahle 2006 Rozo et al.2007). يؤدي دفع الملاحظات إلى انزياح أحمر أعلى إلى كسر الانحطاط بين هاتين المعلمتين (على سبيل المثال Eke et al. 1998 Donahue & amp Voit 1999 Henry 2000 Borgani et al. 2001 Vikhlinin et al. 2003) ، ويسمح أيضًا بسبر خصائص الطاقة المظلمة (على سبيل المثال) Haiman، Mohr & amp Holder 2001 Levine، Schulz & amp White 2002 Weller، Battye & amp Kneissl 2002 Majumdar & amp Mohr 2003، 2004 Henry 2004).

تتطلب التحقيقات من هذا النوع عمليات مسح للسماء مع وظائف اختيار مفهومة جيدًا للعثور على العناقيد ، بالإضافة إلى علاقة تربط الكتلة العنقودية بكتلة يمكن ملاحظتها. كان الحل الناجح للمتطلبات السابقة هو تحديد المجموعات بواسطة انبعاث الأشعة السينية الناتج عن الغاز الساخن داخل العنقود ، ولا سيما باستخدام البيانات من روسات مسح كل السماء (RASS Trümper 1993). ال روسات ألمع عينة عنقودية (BCS Ebeling وآخرون 1998 ، 2000) و روسات- عينة الأشعة السينية المحدودة (REFLEX) (REFLEX) (Böhringer et al. 2004) تغطي معًا ما يقرب من ثلثي السماء الخارجة إلى الانزياح الأحمر ض∼ 0.3 وتحتوي على أكثر من 750 عنقود. المسح العنقودي الشامل (MACS Ebeling، Edge & amp Henry 2001 Ebeling et al. 2007) - الذي يحتوي حتى كتابة هذه السطور على 126 مجموعة ويغطي 55 في المائة من السماء - يمتد هذه البيانات إلى ض∼ 0.7.

العلاقة الأكثر وضوحًا بين الكتلة والملاحظة لاستكمال عمليات المسح المحدودة لتدفق الأشعة السينية هي علاقة لمعان الكتلة والأشعة السينية. بالنسبة للأجسام الضخمة (الساخنة) بشكل كافٍ عند الانزياح الأحمر ذي الصلة ، يكون التحويل من تدفق الأشعة السينية إلى اللمعان مستقلاً تقريبًا عن درجة الحرارة ، وفي هذه الحالة يمكن تقدير اللمعان مباشرة من تدفق المسح وتكون وظيفة الاختيار مطابقة لمتطلبات كشف. في مسح كامل التدفق يقتصر أيضًا على اللمعان العالي ، يجب أن تكون كل مجموعة قابلة للاستخدام في التحليل ، دون الحاجة إلى ملاحظات إضافية غير تلك المطلوبة لمعايرة علاقة اللمعان والكتلة. العيب هو أن هناك تشتتًا كبيرًا في لمعان الكتلة عند الكتلة الثابتة ، ومع ذلك ، فإن البيانات الكافية تسمح بتحديد هذا الانتثار بشكل تجريبي. تستخدم المناهج البديلة درجة حرارة الكتلة (Henry 2000 ، 2004 Seljak 2002 Pierpaoli et al. 2003) ، جزء الغاز (Voevodkin & amp Vikhlinin 2004) أو صX المعلمة (Kravtsov، Vikhlinin & amp Nagai 2006) لتحقيق علاقات أكثر إحكامًا يمكن ملاحظتها على حساب تقليل حجم العينات المتاحة للتحليل. إن الحاجة إلى تحديد دالة الاختيار من حيث كل من تدفق الأشعة السينية والثانية التي يمكن ملاحظتها تعقد هذه الجهود بشكل إضافي.

في هذا البحث ، نستخدم دالة لمعان الأشعة السينية المرصودة (XLF) للتحقيق في سيناريوهين كونيين ، بافتراض وجود مقياس مسطح مكانيًا في كلتا الحالتين: الأول يتضمن الطاقة المظلمة على شكل ثابت كوني [مادة مظلمة باردة (ΛCDM) )] الثانية لديها طاقة مظلمة مع معادلة ثابتة لمعامل الحالة ، ث (ثCDM). في الحالة الأخيرة ، نأخذ في الاعتبار تطور اضطرابات الكثافة في مائع الطاقة المظلمة ، بافتراض أن سرعة صوت الطاقة المظلمة تساوي سرعة الضوء. بالنسبة لكل نموذج ، تتوافق نتائجنا جيدًا مع النتائج المستخلصة من مجموعات البيانات الكونية المستقلة ، ولا سيما المستعرات الأعظمية من النوع Ia (SNIa) ، وخلفية الموجات الصغرية الكونية (CMB) ، وجزء كتلة غاز الأشعة السينية من مجموعات المجرات (Fغاز) وقياسات القص الكوني.

تتم مراجعة الخلفية النظرية لهذا العمل في القسم 2. ويوضح القسم 3 تفاصيل البيانات المستخدمة لتقييد العلاقة بين الكتلة واللمعان وعينات الكتلة المستخدمة لقياس XLF. يتم وصف إجراء التحليل في القسم 4 ويتم تقديم النتائج الكونية في القسم 5. تمت مناقشة أهمية التأثيرات المنهجية المختلفة في القسم 6.

ما لم يُذكر خلاف ذلك ، تُحسب الكتل والإضاءة المقتبسة في هذه الورقة أو الموضحة في الأشكال فيما يتعلق بعلم الكون المرجعي المسطح المكاني ΛCDM مع ثابت هابل ح=ح0/ 100 كم ثانية −1 Mpc −1 = 0.7 وم= 0.3. تشير اللمعان والتدفق على وجه التحديد إلى نطاق طاقة 0.1-2.4 keV في إطار المصدر وإطار راحة المراقب ، على التوالي. سوف نستخدم الترميز باستمرار إل للدلالة على اللمعان الحقيقي للكتلة وللدلالة على اللمعان المستنتج من الملاحظة. سنكتب أيضًا ، على سبيل المثال ، Ωم للإشارة إلى كثافة المادة الحالية بوحدات الكثافة الحرجة ، بينما Ωم(ض) هي نفس الكمية عند الانزياح نحو الأحمر ض.


كيف يتم تحويل طيف القالب النظري من كثافة اللمعان إلى وحدات كثافة التدفق؟ - الفلك

الاكتشافات الأخيرة أن معظم النجوم تتشكل عند الانزياح الأحمر ض

1-3 كانت مغطاة بالغبار (Le Floch وآخرون. 2005 Magnelli وآخرون. 2009 الباز وآخرون. 2011 مورفي وآخرون. 2011b ريدي وآخرون. 2012) تجدد الاهتمام بمؤشرات IR SFR ، لا سيما في المؤشرات أحادية اللون (النطاقات المفردة) ، والتي يمكن من حيث المبدأ أن تكون سهلة الاستخدام مثل تلك المتوفرة بالفعل في الأطوال الموجية للأشعة فوق البنفسجية والبصرية. وقد ساعد في هذا الاهتمام ظهور تلسكوبات فضائية عالية الدقة وعالية الحساسية للأشعة تحت الحمراء (سبيتزر, هيرشل) ، والتي مكنت من معايرة مؤشرات SFR أحادية اللون في المجرات القريبة. تكمل تحقيقات الأشعة تحت الحمراء الجهود المبذولة في الأطوال الموجية للأشعة فوق البنفسجية والبصرية لتخطيط تطور SFR للمجرات من الانزياح الأحمر

7-10 حتى الوقت الحاضر (على سبيل المثال ، Giavalisco وآخرون. 2004 Bouwens وآخرون. 2009 ، 2010). قد تكون الأشعة فوق البنفسجية والبصرية هي مؤشرات SFR المفضلة عند الانزياح الأحمر العالي جدًا ، عندما تحتوي المجرات على القليل من الغبار (على سبيل المثال ، Wilkins وآخرون. 2011 والتر وآخرون. 2012). تظل معايرة مؤشرات SFR ، مع ذلك ، قضية مركزية لدراسات المجرات البعيدة (على سبيل المثال ، Reddy وآخرون. 2010 لي وآخرون. 2010 وييتس وآخرون. 2012) ، حيث يمكن أن تتأثر بالاختلافات في تواريخ تكوين النجوم ، ووفرة المعادن ، ومحتوى وتوزيع المجموعات النجمية والغبار بين المجرات ذات الانزياح الأحمر المنخفض والعالي (Elbaz وآخرون. 2011) ، وربما من خلال الاختلافات الكونية في وظيفة الكتلة العنقودية ووظيفة الكتلة الأولية النجمية (IMF ، Wilkins وآخرون. 2008 بفالام ألتنبرغ وآخرون. 2009).

في هذا الفصل ، أشير إلى فئتين من معايرات SFR: (1) "عالمي" ، أي محدد لـ مجرات كاملة، وبالتالي فهي متوسطات مرجحة للسطوع عبر الاختلافات المحلية في تاريخ تكوين النجوم والظروف الفيزيائية داخل كل مجرة ​​و (2) "محلية" ، أي محددة لقياس SFRs في المناطق داخل المجرات، على مقياس sub-galactic / sub-kpc (على سبيل المثال ، Wu وآخرون. 2005 ألونسو هيريرو وآخرون. 2006 كالزيتي وآخرون. 2005 ، 2007 ، 2010 تشو وآخرون. 2008 ريكي وآخرون. 2009 كينيكوت وآخرون. 2009 لوتون وآخرون. 2010 بوكيين وآخرون. 2010 ، 2011 فيرلي وآخرون. 2010 لي وآخرون. 2010 تراير وآخرون. 2010 ليو وآخرون. 2011 هاو وآخرون. 2011 مورفي وآخرون. 2011). في حين أن معايرات SFR العالمية قد حظيت بمعظم الاهتمام في الماضي ، سواء بالنسبة للقيود الموضوعية في الدقة المكانية للبيانات ولإمكانية تطبيقها على نطاق أوسع على مجموعات المجرات البعيدة ، فقد أصبحت معايرات SFR المحلية بارزة بشكل متزايد في الأدبيات كأدوات مهمة للتحقيق العمليات الفيزيائية لتشكيل النجوم.

ومع ذلك ، يمكن أن يكون تعريف SFR المحلي مشكلة إذا كان يشير إلى منطقة صغيرة جدًا: على سبيل المثال ، فإن مجموعة نجمية واحدة تشكلت على الفور تقريبًا قبل 15 Myr بها SFR الحالية = 0 (لم تعد تشكل النجوم) ، على الرغم من النجوم تشكلت بشكل واضح في الماضي القريب. لتجنب مثل هذه المواقف المتطرفة ، يُقصد من SFRs المحلية الإشارة إلى القياسات التي تم إجراؤها على المناطق التي تشمل مناطق متعددة لتشكيل النجوم ، بحيث يمكن اعتبار تشكل النجوم ثابتًا على مدار النطاق الزمني المناسب لمؤشر SFR المستخدم. لجميع الأغراض العملية ، تميل هذه المناطق إلى أن تكون بضع مئات من أجهزة الكمبيوتر عبر أو أكبر.

بشكل عام ، لا تنطبق المعايرات العالمية بالضرورة على الظروف المحلية والعكس صحيح. السبب الأساسي هو أنه في حين يمكن معالجة انبعاث النجوم والغبار من مجرات بأكملها ، في التقريب الأول ، كما لو كانت المجرة نظامًا معزولًا ، فإن الأمر نفسه لا ينطبق بالضرورة على منطقة شبه مجرية. تختلط التجمعات النجمية داخل المجرات على نطاقات زمنية مماثلة لتلك الموجودة في عمر ضوء الأشعة فوق البنفسجية. قد يتم أو لا يتم أخذ عينات كاملة من صندوق النقد الدولي النجمي (أي توزيع الكتل النجمية عند الولادة) محليًا. قد يختلف تاريخ تكوين النجوم من منطقة إلى أخرى. يمكن لكل من النجوم الصغيرة والكبيرة تسخين الغبار في المجرة ، كما أن توزيع الطاقة الطيفية للغبار (SED) والميزات توفر القليل من التمييز فيما يتعلق بمصدر التسخين. وبسبب كل هذه الأسباب ، فإن مؤشرات SFR المحلية أقل استقرارًا بكثير من المؤشرات العالمية.

فيما يلي ، سوف أميز بين مؤشرات SFR العالمية والمحلية ، عند الاقتضاء. يتم إعطاء جميع المعايرات لمجموعة النجوم المعدنية الشمسية ، عند استخدام النماذج.

تختلف تقنيات قياس المعدل الذي تتشكل به النجوم بشكل كبير ، اعتمادًا أيضًا على ما إذا كان النظام المستهدف قد تم حله إلى وحدات فردية (على سبيل المثال ، النجوم الشابة) أم لا. ومع ذلك ، في جميع الحالات ، فإن الهدف الأساسي هو تحديد الانبعاث الذي يسبر النجوم المتكونة حديثًا أو حديثًا ، مع تجنب أكبر قدر ممكن من المساهمات من المجموعات النجمية المتطورة.

يختلف النطاق الزمني الذي تكون فيه كلمة "حديثة" صالحة أيضًا بين التطبيقات المختلفة وبين الأنظمة المختلفة ، ولكن أوقات السقوط الحر وما يليها ربما توفر مقياسًا معقولًا لملعب الكرة. يتفق معظم الباحثين على أن كلمة "حديثة" تشير إلى النطاقات الزمنية 10-100 Myr عند النظر في المجرات الكاملة ، و1-10 Myr عند النظر في المناطق أو الهياكل داخل المجرات (على سبيل المثال ، السحب الجزيئية العملاقة ، إلخ).

تتمثل الطريقة الأكثر شيوعًا لقياس SFRs في المناطق التي تم حلها ، مثل المناطق داخل مجرة ​​درب التبانة ، في حساب الكائنات أو الأحداث الفردية (على سبيل المثال ، المستعرات الأعظمية) التي تتبع تكوين النجوم الأخير (Chomiuk & amp Povich 2011). في السحب الجزيئية التي تقع ضمن 0.5-1 kpc من النظام الشمسي ، يتم تحقيق ذلك عن طريق حساب الأجسام النجمية الشابة (YSOs) ، أي النجوم الأولية في مراحل مختلفة من التطور ، والتي ، نظرًا لأنها لا تزال مغروسة في سحبها المولودة ، يتم تحديدها على النحو الأمثل في IR. يتم تحويل إجمالي عدد YSOs إلى SFR عبر:

أين متوسط ​​كتلة YSO ، & lt م & gt يعتمد بشكل ضعيف على صندوق النقد الدولي النجمي المعتمد (انظر القسم 1.2.2) ، وعمر YSO ، مع بعض عدم اليقين ،

في الأنظمة التي لم يتم حلها ، تعد مؤشرات SFR مجرد مقاييس للسطوع ، إما أحادية اللون أو متكاملة على مدى بعض الطول الموجي ، بهدف استهداف انبعاث مستمر أو خط حساس للنجوم الضخمة قصيرة العمر. يتم إجراء التحويل من لمعان النجوم الضخمة إلى SFR على أساس الافتراض التالي: (1) كان تكوين النجم ثابتًا تقريبًا على مدار النطاق الزمني الذي تم التحقق منه من خلال الانبعاثات المحددة المستخدمة (2) أن صندوق النقد الدولي النجمي معروف (أو هو معلمة قابلة للتحكم) بحيث يمكن استقراء عدد النجوم الضخمة إلى العدد الإجمالي للنجوم ذات الكتلة العالية والمنخفضة المتكونة و (3) يتم أخذ عينات من IMF النجمي بالكامل ، مما يعني أن نجمًا واحدًا على الأقل يتكون في أكبر حاوية كتلة ، وجميع الصناديق الجماعية الأخرى يتم ملؤها وفقًا لذلك بنجمة واحدة أو أكثر (انظر المناقشة في القسم 1.2.2).

مؤشرات SFR في نطاق الأشعة فوق البنفسجية / البصرية / القريبة من الأشعة تحت الحمراء (

0.1-5 µم) التحقيق في الضوء النجمي المباشر الخارج من المجرات ، بينما مؤشرات SFR في منتصف / بعيد IR (

5-1000 µم) التحقيق في الضوء النجمي المعاد معالجته بواسطة الغبار. بالإضافة إلى الانبعاث النجمي المباشر أو غير المباشر ، يمكن استخدام معدل الفوتون المؤين ، كما يتتبعه الغاز المتأين بالنجوم الضخمة ، لتحديد مؤشرات SFR ، وعادة ما يهيمن الغاز المتأين ضوئيًا على الغاز المتأين بالصدمة في المجرات أو الهياكل الكبيرة داخل المجرات ( على سبيل المثال ، كالزيتي وآخرون. 2004 هونغ وآخرون. 2011). تتضمن أجهزة التتبع خطوط إعادة تركيب الهيدروجين ، من البصري ، عبر الأشعة تحت الحمراء القريبة ، وصولاً إلى أطوال موجات الراديو ، والخطوط المعدنية المحظورة ، وفي نطاق المليمترات ، الانبعاثات الخالية (Bremsstrahlung). يمكن أيضًا استخدام انبعاثات الأشعة السينية الناتجة عن ثنائيات الأشعة السينية عالية الكتلة والنجوم الضخمة والمستعرات الأعظمية ، من حيث المبدأ ، لتتبع SFRs. أخيرًا ، يمكن معايرة انبعاث السنكروترون من المجرات كمؤشر SFR (Condon 1992) ، حيث يتم إنتاج الأشعة الكونية وتسريعها في بقايا المستعرات الأعظمية ، وتمثل المستعرات الأعظمية المنهارة الأساسية 70 ٪ أو أكثر من إجمالي المستعرات الأعظمية في المجرات المكونة للنجوم ( بوسير وأمبير برانتزوس 2009).

تصف الأقسام الفرعية الخمسة التالية بمزيد من التفصيل عددًا قليلاً من مؤشرات SFR للأنظمة التي لم يتم حلها. يمكن أن تكون مساهمة الانبعاث في لمعان المجرة من نوى مجرة ​​نشطة محتملة (AGN) كبيرة ، اعتمادًا على نوع المجرة وطول موجة مؤشر SFR. أفترض أنه تم التعرف على هذه المساهمة المحتملة وإزالتها من الانبعاثات المستخدمة كمؤشر SFR.

تبعث المجموعات النجمية الأصغر سنًا الجزء الأكبر من طاقتها في الإطار الخلفي للأشعة فوق البنفسجية (& lt 0.3 µm) في حالة عدم وجود توهين للغبار ، فهذا هو نطاق الطول الموجي "بامتياز" للتحقيق في تكوين النجوم في المجرات على مدى فترات زمنية تتراوح من 100-300 Myr ، نظرًا لأن كلا النجمين O و B يكونان أكثر إشراقًا في الأشعة فوق البنفسجية منه في الأطوال الموجية الأطول. كمرجع ، عمر نجم O6 هو

6 Myr ، ونجم B8 هو

350 مير. نسبة اللمعان عند 0.16 µم من O6 إلى B8 هو

90 ، ولكن ، إذا كان عدد النجوم يتبع Kroupa (2001) IMF (انظر القسم 1.2.2) ، لكل نجم O6 يتكون ، يتم تكوين حوالي 150 نجم B8. وهكذا ، عند سن الصفر ، فإن انبعاث الأشعة فوق البنفسجية من المساهمة الجماعية لنجوم B8 يمكن مقارنتها بنجوم O6.

بالنسبة لصندوق النقد الدولي النجمي Kroupa ، مع تكوين نجم ثابت يزيد عن 100 Myr ، فإن الأشعة فوق البنفسجية غير المؤينة (0.0912) µm & lt & lt 0.3µم) يمكن تحويل الاستمرارية النجمية إلى SFR:

مع SFR (UV) في م سنة -1 ، في & # 197 ، و إل() في erg / s. إن SED النجمي المستخدم في هذه المعايرة هو من Starburst99 ، بمعدنية شمسية (Leitherer وآخرون. 1999). تبلغ دقة ثابت المعايرة & # 0177 15٪ ، والتي تأخذ في الاعتبار الاختلافات الصغيرة كدالة لـ.

لتشكيل النجوم المستمر على مدى فترات أطول من 100 Myr ، يقل ثابت المعايرة بنسبة قليلة فقط. ومع ذلك ، بالنسبة للمقاييس الزمنية الأقصر ، تكون التغييرات أكثر أهمية. بالنسبة إلى = 10 Myr و 2 Myr ، يكون الثابت حوالي 42٪ وعامل 3.45 ، على التوالي ، أعلى مما هو عليه في المعادلة 1.2 (الجدول 1.1). يوضح هذا أنه إذا كان تكوين النجوم نشطًا في منطقة على نطاق زمني أقصر من حوالي 100 Myr ، فإن الانبعاث التراكمي للأشعة فوق البنفسجية للنجوم الضخمة لا يزال يتزايد في اللمعان ، ويجب أن تأخذ معايرة أي مؤشر SFR (UV) هذه الحقيقة في الاعتبار الحساب.

يحدث تأثير أكثر دقة ، ولكن ليس أقل أهمية ، بسبب طول الفترة الزمنية التي يظل فيها SED النجمي ساطعًا نسبيًا في الأشعة فوق البنفسجية. ويرجع ذلك إلى انبعاث الأشعة فوق البنفسجية بشكل كبير من النجوم المتوسطة إلى المتأخرة من الفئة باء. على سبيل المثال ، حدث تشكل نجم ثابت مدته 10 Myr ، والتي ، عند SFR الثابت = 1 م عام -1 ، يتراكم 10 7 م في النجوم ، لها نفس لمعان الأشعة فوق البنفسجية و SED مماثل للأشعة فوق البنفسجية في نطاق 0.13-0.25 µمتر من 50 Myr قديم ، 2.5 & # 215 10 8 م انفجار لحظي لتشكيل النجوم. في حالة عدم وجود توهين للغبار وإذا لوحظ فقط في الأشعة فوق البنفسجية ، فسيتم إسناد المجموعتين إلى نفس SFR (UV) = 1 م سنة -1. في حين أن هذا الرقم صحيح بالنسبة للمجموعة الأولى ، إلا أنه سيكون غير صحيح ، وربما يكون مضللًا ، بالنسبة للمجموعة الثانية (التي لم تشكل نجومًا منذ 50 Myr). في حالة وجود توهين للغبار أيضًا ، تزداد احتمالية سوء تصنيف مجموعة شيخوخة من أجل تكوين نجم نشط.

نظرًا لأن الغالبية العظمى من المجرات تحتوي على بعض الغبار على الأقل ، فإن استخدام SFR (UV) يصبح معقدًا ، نظرًا لأن تصحيحات توهين الغبار مطلوبة عادةً ، وهي غير مؤكدة. بالنسبة للجزء الأكبر ، تعمل تصحيحات الغبار فقط على مجموعات الأنظمة ، بدلاً من الكائنات الفردية. في عرض للمؤامرة الكونية ، فإن الأنظمة الأكثر نشاطًا وإشراقًا تكون أيضًا أكثر ثراءً في الغبار ، مما يعني أنها تتطلب المزيد من التصحيحات الجوهرية لتأثيرات توهين الغبار (Wang & amp Heckman 1996 Calzetti 2001 Hopkins وآخرون. 2001 سوليفان وآخرون. 2001 كالزيتي وآخرون. 2007). كرقم مرجعي ، توهين بصري متواضع أالخامس ينتج عن = 0.9 تقليل عامل 10 في استمرارية الأشعة فوق البنفسجية عند 0.13 µm ، إذا كان منحنى التوهين يتبع وصفة Calzetti وآخرون. (2000).

لا يعتمد لمعان الأشعة تحت الحمراء لأي نظام على محتواه من الغبار فحسب ، بل يعتمد أيضًا على معدل التسخين الذي توفره النجوم. من الدرجة الأولى ، سيعتمد شكل IR SED الحراري على ضوء النجوم SED ، بمعنى أن النجوم الشابة المضاءة بالأشعة فوق البنفسجية سوف تسخن الغبار إلى درجات حرارة متوسطة أعلى من المجموعات النجمية القديمة (على سبيل المثال ، Helou 1986).

بسبب خصائص وظيفة بلانك ، فإن الغبار الأكثر سخونة في التوازن الحراري له انبعاثية أعلى في الأشعة تحت الحمراء من الغبار الأكثر برودة. علاوة على ذلك ، فإن المقطع العرضي لحبيبات الغبار للضوء النجمي أعلى في الأشعة فوق البنفسجية منه في البصري ، كما يستدل من الاتجاه النموذجي لمنحنيات الانقراض بين النجوم. وبالتالي ، من الناحية النوعية ، فإن الغبار الذي يتم تسخينه بواسطة مجموعات النجوم الشابة المضيئة بالأشعة فوق البنفسجية سوف ينتج IR SED أكثر إشراقًا ويبلغ ذروته عند أطوال موجية أقصر (60 رصدًا) µم) من الغبار الذي تم تسخينه بواسطة النجوم الخافتة للأشعة فوق البنفسجية أو القديمة أو ذات الكتلة المنخفضة (من خلال الملاحظة مع ذروة IR SED عند 100-150 µم). هذا هو الأساس لاستخدام انبعاث الأشعة تحت الحمراء (

5-1000 µم) كمؤشر SFR.

ومع ذلك ، فإن انبعاث الأشعة تحت الحمراء الحرارية هو "أداة حادة" لقياس SFRs ، بمعنى أنه لا يوجد تخطيط واحد لواحد بين فوتونات الأشعة فوق البنفسجية وفوتونات الأشعة تحت الحمراء ، وسينتج مصدر التسخين أحادي اللون وظيفة بلانك المعدلة من أجل انبعاث غبار التوازن الحراري. ومن ثم ، فإن استخدام مقاييس الأشعة تحت الحمراء "البوليومترية" بالنسبة إلى SFRs ، حيث يتم دمج انبعاث الأشعة تحت الحمراء على مدى الطول الموجي الكامل في الممارسة العملية ، يقع معظم البث في نطاق الطول الموجي

5-1000 µم. غالبًا ما يشار إلى لمعان الأشعة تحت الحمراء البوليومترية بـ إل(TIR) ​​(حيث TIR هو إجمالي انبعاث الأشعة تحت الحمراء) ، ومعايرة معدل تكوين النجوم لمجموعة نجمية تخضع لتشكيل نجمي ثابت فوق = 100 Myr هي:

مع SFR (TIR) ​​في م سنة -1 و إل(TIR) ​​في erg / s. من أجل هذا الحساب ، افترضت أن الانبعاث البوليومتري النجمي النجمي المعدني الشمسي ، Starburst99 يمتص تمامًا ويعاد انبعاثه بواسطة الغبار ، أي ، إلنجمة(بول) = إل(TIR).

لا يمتص الغبار عمومًا كل الانبعاثات النجمية في المجرة. يتم إعطاء رقم الملعب بواسطة إشعاع الخلفية الكونية (على سبيل المثال ، Dole وآخرون. 2006) ، والذي يُظهر حوالي نصف الضوء المنبثق عند الأطوال الموجية للأشعة فوق البنفسجية - الضوئية - القريبة من الأشعة تحت الحمراء والنصف الآخر عند الأطوال الموجية للأشعة تحت الحمراء. وبالتالي ، فإن النهج المبسط هو افتراض أنه في مجرة ​​نموذجية يمتص الغبار حوالي نصف ضوء نجمها فقط. ومع ذلك ، فإن هذا الجزء يعتمد بشدة على محتوى الغبار وتوزيعه داخل المجرة نفسها. تطبيق معايرة SFR (TIR) ​​المشتقة في هذا القسم على المجرات الفعلية ، والتي تستند إلى النماذج والافتراض بأن الكل من الانبعاث النجمي الذي يمتصه الغبار ويعاد انبعاثه في الأشعة تحت الحمراء ، مما ينتج عنه حد أدنى لمعدل SFR الحقيقي.

السبب الرئيسي لإعطاء تعبير نظري لـ SFR (TIR) ​​هو إظهار مدى اعتماد المعايرة على الافتراضات المتعلقة بخصائص المجموعة النجمية. إذا كان = 10 Myr و 2 Myr ، فإن ثابت المعايرة له اختلافات مستقلة لا تختلف كثيرًا عن تلك الخاصة بـ SFR (UV) (الجدول 1.1). ومع ذلك ، على عكس SFR (UV) ، فإن ثابت المعايرة لـ SFR (TIR) ​​يتغير باستمرار لمقاييس زمنية أطول من 100 Myr ، وبالنسبة لـ = 10 Gyr فهو يمثل حوالي 57٪ من ثابت المعايرة 100 Myr. يرجع الاختلاف المتعلق بحالة SFR (UV) إلى التراكم بمرور الوقت للنجوم طويلة العمر وذات الكتلة المنخفضة في SED النجمي. تساهم هذه في انبعاث TIR ، ولكن ليس في انبعاثات الأشعة فوق البنفسجية. إن تسخين الغبار بواسطة مجموعات نجمية متعددة الأعمار له تأثير إضافي في إنتاج توازن حراري IR SED أوسع بكثير من ذلك الناتج عن وظيفة الجسم الأسود المعدلة بدرجة حرارة واحدة. تم نمذجة هذا في الماضي من خلال نهجين على الأقل: (1) مكونان أو أكثر من مكونات الغبار بدرجات حرارة مختلفة ، أو (2) مكون غبار واحد بدرجة حرارة واحدة مع قيمة مطلقة صغيرة لمؤشر انبعاث الغبار. تتوفر الآن النماذج ذات الدوافع المادية (Draine & amp Li 2007) ، والتي تصف انبعاث الغبار من المجرات بدقة كبيرة (Draine) وآخرون. 2007 أنيانو وآخرون. 2012).

ساعدت 10-20 عامًا في تشريح مكونات الغبار المختلفة التي تساهم في IR SED في تحسين الصورة الأصلية البسيطة (التي يمكن العثور على ملخص لها ، على سبيل المثال ، Draine 2003 ، 2009). نظرًا لأن هذا الفصل يتعلق بمؤشرات SFR وليس خصائص الغبار ، فسوف ألخص فقط السمات البارزة التي تربط خصائص الغبار بمناطق الطول الموجي في انبعاث TIR.

نطاق الأشعة تحت الحمراء متوسطة الطول الموجي القصير (

3-20 µم) ينشأ انبعاث الغبار من مجموعة من سمات الانبعاث العريضة ، الناتجة عن أنماط الانحناء والتمدد للهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات (PAHs) ، والمتواصلة. يرجع هذا الأخير إلى الانبعاث من كل من حبيبات الغبار الصغيرة أحادية الفوتون والمسخنة عشوائياً والغبار الساخن (T & gt 150 K): يعتمد أي من هذين المكونين على طبيعة مصادر التسخين ، على الرغم من تسخين الفوتون الفردي هو السائد في الوسط النجمي العام لمجرة درب التبانة.

نطاق الأشعة تحت الحمراء ذات الطول الموجي الطويل (

20-60 µm) عبارة عن استمرارية انبعاث يغلب عليها الغبار الساخن / الدافئ (T 50 K) في التوازن الحراري وغبار الحبيبات الصغيرة أحادي الفوتون المسخن. هذه هي المنطقة التي ، في معظم المجرات ، ينتقل انبعاث الغبار من هيمنة الانبعاثات من الحبوب المسخنة عشوائياً إلى أن تهيمن عليها حبيبات كبيرة في حالة توازن حراري.

أخيرًا ، نطاق بعيد IR (60 µم) بشكل رئيسي بسبب الانبعاث الحراري من الحبوب الكبيرة. ينخفض ​​متوسط ​​درجة حرارة الغبار للأطوال الموجية الأطول (يُطلق عليها الغبار "البارد" أو "البارد" ، اعتمادًا على المؤلف) ، على الرغم من أن درجات الحرارة النموذجية تتراوح بين 15 و 20 كلفن أو أعلى.

يمكن لكل من النجوم الضخمة قصيرة العمر والنجوم منخفضة الكتلة وطويلة العمر تسخين الغبار الذي يساهم في كل من المناطق الطيفية المحددة أعلاه. ومع ذلك ، من المحتمل أن تقوم النجوم الساطعة فوق البنفسجية بتسخين الغبار المحيط بها إلى درجات حرارة عالية نسبيًا. ال

20-60 µm منطقة الطول الموجي للأشعة تحت الحمراء ، حيث تم استهداف انتقالات الانبعاث من التسخين العشوائي إلى التسخين الحراري ، كمنطقة واعدة لتحديد مؤشرات SFR أحادية اللون (أحادية النطاق). ميزة هذه المؤشرات هي سهولة الاستخدام: فبدلاً من الحصول على قياسات متعددة النقاط على طول IR SED و / أو إجراء استقراء غير مؤكد ، لا تتطلب مؤشرات SFR أحادية اللون سوى قياس طول موجي واحد.

نظرًا لعدم اليقين في تخصيص نطاق موجي معين لمكون معين لانبعاث الغبار ، تمت معايرة SFRs أحادية اللون عبر مجموعة واسعة من أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء ، بما في ذلك مرصد الفضاء IR (ISO) 7 و 15 µم العصابات تلسكوب سبيتزر الفضائي 8, 24, 70 µm ، وحالياً ، تلسكوب هيرشل الفضائي 70 µم ونطاقات الطول الموجي الأطول. إن نطاق الاستبانات الزاوية التي يوفرها كل مرفق كان ولا يزال يتيح معايرة مؤشرات SFR العالمية والمحلية.

مؤشرات SFR أحادية اللون أقل من 15-20 µتتطلب العناية بالاستخدام: يمكن للغبار المسخن عشوائياً أن يتتبع كلا من المجموعات النجمية الشابة والمتطورة (على سبيل المثال ، Boselli وآخرون. 2004 كالزيتي وآخرون. 2007 بيندو وآخرون. 2008 كروكر وآخرون. 2012). قد تكون الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات متتبعة أفضل للنجوم B من SFR الحالي (Peeters وآخرون. 2004) ، وتظهر ميزات الانبعاث اعتمادًا قويًا على وفرة المعادن في النظام (على سبيل المثال ، Madden وآخرون. 2000 ، 2006 إنجلبراخت وآخرون. 2005 ، 2008 درين وآخرون. 2007 سميث وآخرون. 2006 جاليانو وآخرون. 2008 جوردون وآخرون. 2008 مو & # 241 أوقية ماتيوس وآخرون. 2009 رخام وآخرون. 2010). فقط حوالي 50٪ من الانبعاثات عند 8 µمتر من المجرة يتم تسخينه بواسطة الغبار بواسطة مجموعات نجمية 10 Myr أو أقل ، وحوالي 2/3 بواسطة مجموعات نجمية 100 Myr أو أصغر (Crocker وآخرون. 2012). وبالتالي ، فإن جزءًا كبيرًا من الـ 8 µانبعاث m لا علاقة له بتشكيل النجم الحالي. في حين أنه من المحتمل أن يؤثر هذا بشكل أساسي على دراسات المناطق أو الهياكل شبه المجرية ، فقد يُتوقع بعض التأثير على مؤشرات SFR العالمية. عادةً ما استعادت جهود المعايرة المختلفة علاقة خطية تقريبًا أو علاقة شبه خطية قليلاً بين العالمية 8 µm اللمعان ، مما يوفر مؤشرات SFR المرجعية للمجرات الغنية بالمعادن وتشكيل النجوم. ومع ذلك ، يميل التبعثر من الذروة إلى الذروة إلى أن يكون كبيرًا ، وهو عامل يبلغ حوالي ثلاثة (Treyer وآخرون. 2010) ، مع وجود انحرافات أكبر لوحظت للانفجارات النجمية المدمجة (Elbaz وآخرون. 2011).

بعيدًا عن حوالي 70 µم ، المساهمة في IR SED للغبار الحراري عند درجة حرارة منخفضة بشكل متزايد ، وبالتالي يتم تسخينها بواسطة النجوم ذات الكتلة المنخفضة والعمر الطويل ، تصبح أكثر وضوحًا ، مما يضر بقدرة انبعاث الأشعة تحت الحمراء على التتبع بشكل حصري أو تقريبًا تشكيل نجم حديث حصريًا.

للسببين المذكورين أعلاه ، أقدم هنا اثنين فقط تجريبي معايرات IR SFR أحادية اللون: في 24 µم و 70 µم العصابات restframe. أنا أميز بين مؤشرات SFR المحلية والعالمية ، لأنه ، كما نوقش سابقًا في هذا القسم ، يزداد اللمعان البوليومتري لمجموعة النجوم التي تمر بتكوين نجمي ثابت مع مرور الوقت. لذلك ، إلى الحد الذي يتتبع فيه انبعاث الأشعة تحت الحمراء الانبعاث البوليومتري للتجمع النجمي ، سيكون ثابت المعايرة مختلفًا بالنسبة لمؤشر SFR العالمي على مستوى المجرة ومؤشر SFR المحلي ، حيث يتضمن الأول مؤشر Hubble-time النجمي المتكامل. سكان مجرة ​​، في حين أن الأخير مشتق عمومًا من مناطق يهيمن عليها مجموعات نجمية ذات نطاقات زمنية قصيرة لتكوين النجوم (مناطق H ii ، مجمعات تكوين النجوم الكبيرة ، إلخ).

في 24 µم المحلي (النطاق المكاني

500 جهاز كمبيوتر) المعايرة التي تقدمها Calzetti وآخرون. (2007) هو:

مع SFR (24) بوصة م سنة -1 و إل(24) = إل() في erg s -1. عدم اليقين هو 0.02 في الأس ، و 15٪ في ثابت المعايرة. الارتباط غير الخطي بين إل(24) و SFR هي خاصية مشتركة لهذا التتبع على النطاق المحلي (Alonso-Herrero وآخرون. 2006 P & # 233rez-Gonz & # 225lez وآخرون. 2006 كالزيتي وآخرون. 2007 ريلا & # 241o وآخرون. 2007 مورفي وآخرون. 2011) ، وقد يكون مظهرًا من مظاهر زيادة شفافية المناطق في التناقص إل(24) اللمعان ، لزيادة متوسط ​​درجة حرارة الغبار إل(24) لمعان ، أو مزيج من الاثنين.

على نطاق المجرة ، توجد ارتباطات خطية وغير خطية بين SFR و إلتم اشتقاق (24) (Wu وآخرون. 2005 تشو وآخرون. 2008 كينيكوت وآخرون. 2009 ريكي وآخرون. 2009) ، ربما بسبب الاختلافات في اختيار العينات وفي مؤشرات SFR المرجعية المستخدمة لمعايرة SFR (24) ، والتشتت الكافي في البيانات التي يمكن استيعاب كل من النوبات الخطية وغير الخطية (Wu وآخرون. 2005 تشو وآخرون. 2008). المعايرة الخطية لـ Rieke وآخرون. (2009) ، الذي تم الإبلاغ عنه باستخدام نفس صندوق النقد الدولي مثل جميع المؤشرات الأخرى في هذا العرض التقديمي ، هو:

حيث يتم تضمين تصحيح صغير للامتصاص الذاتي عند اللمعان العالي. تميل المعايرات الخطية في الأدبيات إلى أن تكون في حدود 30٪ من بعضها البعض ، مما يشير إلى اتفاق عام.

في 70 µم ، انتهت المعايرة المحلية

مقياس 1 kpc مشتق من Li وآخرون. (2010) باستخدام أكثر من 500 منطقة تشكل النجوم هو:

مع SFR (70) بوصة م سنة -1 و إل(70) = إل() في erg s -1. يبلغ عدم اليقين الرسمي بشأن ثابت المعايرة حوالي 2٪ ، على الرغم من أن الانتثار في نقاط البيانات يبلغ حوالي 35٪. المعايرة العالمية المقدمة من Calzetti وآخرون. (2010) هو:

مع تشتت نقاط البيانات بحوالي 60٪. وبالتالي ، يزداد ثابت المعايرة SFR (70) عند الانتقال من مجرات كاملة إلى مناطق 1 kpc ، أي لتقليل أحجام المنطقة. لي وآخرون. (2012) الحصول على نتيجة محيرة: يصبح ثابت المعايرة لـ SFR (70) أكبر حتى بالنسبة للمناطق الأصغر من

1 قطعة. يمكن تفسير هذه الثوابت من حيث النطاق الزمني لتشكيل النجوم داخل حجم كل منطقة (الشكل 1.1) ، للافتراضات البسيطة حول تاريخ تكوين النجوم ، وجزء الضوء النجمي الذي أعيد إرساله بواسطة الغبار في الأشعة تحت الحمراء ، وجزء انبعاث الأشعة تحت الحمراء الواردة في 70 µالفرقة m (Draine & amp Li 2007).

تقدم المجرات الغنية بالغاز ، ولكنها فقيرة بالمعادن ، قدرًا ضئيلًا من التعتيم على انبعاث النجوم (وينطبق الشيء نفسه على المجرات الغنية بالمعادن ، ولكنها فقيرة بالغاز ، مثل المجرات الإهليلجية ، ولكن بالنسبة لهذه المجرات ، يتشكل عدد قليل من النجوم أو لا يتكون منها). يرتبط المحتوى المعدني بإضاءة المجرة (Tremonti وآخرون. 2004 ، والمراجع الواردة فيه) ، والمجرات الخافتة هي بواعث الأشعة تحت الحمراء الباهتة. في هذه الحالة ، تصبح SFR (IR) أداة غير مؤكدة للغاية. تمت مؤخرًا معايرة أجهزة تتبع SFR التي تمزج أدوات التتبع لتشكيل النجوم المحجوب بالغبار وغير المحجوب ، وسيتم تقديمها في القسم 1.2.1.4.

تنتج النجوم الشابة الضخمة كميات وفيرة من الفوتونات المؤينة التي تؤين الغاز المحيط. تنتج شلالات إعادة التركيب الهيدروجين انبعاث خط ، بما في ذلك خطوط سلسلة Balmer المعروفة من H (0.6563 µم) و H (0.4861 µم) ، والتي ، بحكم كونها قوية وموجودة في نطاق الطول الموجي البصري ، تمثل أكثر مؤشرات SFR التقليدية (Kennicutt 1998).

فقط النجوم أكبر من

20 م إنتاج تدفق الفوتون المؤين القابل للقياس. في مجموعة نجمية تشكلت من خلال انفجار فوري مع Kroupa IMF ، يتناقص تدفق الفوتون المؤين بمقدار أمرين من حيث الحجم بين 5 Myr و 10 Myr بعد الانفجار.

تحدد ميكانيكا الكم العلاقة بين شدة خط إعادة تركيب الهيدروجين ومعدل الفوتون المؤين ، لسديم سميك بصريًا للفوتونات المؤينة (الحالة B ، Osterbrock & amp Ferland 2006). عادة ما يتم افتراض الحالة B لمعظم المواقف الفيزيائية الفلكية حيث تكون SFRs ذات أهمية. على الرغم من أن كثافات الهيدروجين بين النجوم النموذجية كافية لضمان أن معظم مناطق H2 يجب أن تكون مرتبطة بالإشعاع ، فإن عدم التجانس في الوسط بين النجوم يتسبب في تسرب جزء من الفوتونات المؤينة إلى خارج المناطق (ولكن ليس من المجرات عادةً). ويرد أدناه مزيد من المناقشة حول هذه المسألة. العلاقة بين لمعان خط انبعاث H ومعدل الفوتون المؤين من قبل Osterbrock & amp Ferland (2006):

أين إل(H) في erg s -1 ، ح إف هو معامل إعادة التركيب الفعال عند H ، ب هي الحالة B معامل إعادة التركيب ، س(ح س) هو معدل الفوتون المؤين بوحدات s -1 ، والثابت في الجانب الأيمن من المعادلة هو المعامل الناتج لدرجة حرارة الإلكترون تيه = 10000 كلفن والكثافة نه = 100 سم -3. بالنسبة إلى Kroupa IMF (القسم 1.2.2) ، فإن العلاقة بين معدل الفوتون المؤين و SFR هي:

مع SFR (Q (ح س)) في م سنة -1. بدمج المعادلتين 1.8 و 1.9 ، نحصل على المعايرة المعروفة:

مرة أخرى ، مع SFR (H) في م سنة -1 و إل(H) في erg s -1. تباين ثابت المعايرة هو

15٪ للتغيرات في درجة حرارة الإلكترون في النطاق تيه = 5000-20000 كلفن ، و & lt 1٪ لتغيرات كثافة الإلكترون في النطاق نه = 100-10 6 سم -3 (Osterbrock & amp Ferland 2006). يجب أن يظل تكوين النجوم ثابتًا على مدار النطاقات الزمنية & gt 6 Myr حتى يكون ثابت المعايرة قابلاً للتطبيق (الجدول 1.1) ، ولكن لا يوجد اعتماد على النطاقات الزمنية الطويلة ، على عكس SFR (UV) أو SFR (TIR).

جميع مؤشرات SFR التي تستخدم تأين الهيدروجين لتتبع تكوين النجوم الضخمة حساسة لتأثيرات الغبار. التأثير الأكثر شيوعًا للمعالجة هو تأثير توهين الغبار للخط أو السلسلة المتصلة. كما سنرى في القسم 1.4 ، تم تطوير تقنيات مختلفة لمحاولة إزالة هذا التأثير علاوة على ذلك ، ينخفض ​​توهين الغبار لزيادة الطول الموجي. التأثير الأكثر صعوبة في العلاج هو الامتصاص المباشر لفوتونات ليمان المستمرة بواسطة الغبار. في هذه الحالة ، تتم إزالة الفوتونات المؤينة تمامًا من حزمة الضوء ولم تعد متاحة لتأين الهيدروجين. وبالتالي ، لن ينتج عن أي انبعاث من خطوط إعادة التركيب أو انبعاث مستمر خالٍ. من المعروف أن التأثير الفعلي لامتصاص الفوتون المتصل ليمان (Lyc) بواسطة الغبار يصعب تحديده من وجهة نظر تجريبية ، بسبب عدم وجود "حقيقة أساسية" (أو مرجع) يمكن بها مقارنة القياسات. يجب إشراك النماذج ، وتظهر هذه أن مستوى امتصاص Lyc يعتمد على افتراض هندسة السدم (Dopita وآخرون. 2003 والمراجع فيه). باراميتريسسيون دوبيتا وآخرون.، حيث يتم إعطاء نسبة لمعان الخط H مع أو بدون امتصاص Lyc كدالة لمنتج وفرة المعدن ومعلمة التأين ، يوضح أن معظم مجرات القرص العادي تقع في نظام امتصاص Lyc المنخفض ، عادةً أقل من 15٪ -20 ٪ ومع ذلك ، يمكن أن يصبح امتصاص Lyc بواسطة الغبار مهمًا في معاملات التأين الكبيرة والفلزات ، مثل تلك النموذجية لمجرات الأشعة تحت الحمراء المحلية المضيئة وفائقة الإضاءة (LIRGs و ULIRGs ، المجرات ذات اللمعان البوليومتري و GT عدد قليل 10 11 إل ) وبعض المناطق المركزية عالية الكثافة من المجرات.

يتم تمثيل تأثير معاكس إلى حد ما عن طريق تسرب الفوتونات المؤينة ، أي أن إعادة تركيب الحالة B لا ينطبق بالكامل. من المحتمل أن يكون تسرب الفوتونات المؤينة من المجرات ضئيلًا ، عند مستوى نسبة مئوية قليلة أو أقل (على سبيل المثال ، هيكمان وآخرون. 2011) ، على الرغم من أن هيئة المحلفين لا تزال خارج حالة المجرات منخفضة الكثافة منخفضة الكثافة (Hunter وآخرون. 2010 بيليجريني وآخرون. 2012). من ناحية أخرى ، تميل مناطق تشكل النجوم داخل المجرات إلى التسرب ، وتفقد حوالي 25٪ -40٪ من فوتوناتها المؤينة (انظر العمل الأخير الذي قام به بيليجريني). وآخرون. 2012 ريلا & # 241o وآخرون. 2012 كروكر وآخرون. 2012). وبالتالي ، قد يكون استخدام مقتففات الفوتونات المؤينة لـ SFRs المحلية متحيزًا نحو الأسفل بنحو ثلث قيمتها الحقيقية بسبب هذا التأثير. لم يتم تضمين هذا التصحيح في الجدول 1.1.

اعتمادًا في الوقت الحالي على عدم وجود مشكلات في امتصاص Lyc بواسطة الغبار والتسرب ، لا تزال خطوط الانبعاث بحاجة إلى تصحيح لتأثيرات توهين الغبار. على سبيل المثال ، توهين متواضع من أالخامس = 1 ماج من الغبار الأمامي يخفض لمعان H بعامل

2. في الأطوال الموجية الأطول Br (2.16.2) µم) ينخفض ​​بنسبة 11٪ فقط لنفسه أالخامس. إن التطورات الحديثة في الخطية ، والاستقرار ، وحجم مجال الرؤية لكاشفات الأشعة تحت الحمراء تجعل من الممكن جمع عينات مهمة من المجرات التي لوحظت في خطوط إعادة تركيب الهيدروجين بالأشعة تحت الحمراء. يوضح الجدول 1.1 معايرة لـ Br ، مشتقة وفقًا لنفس الافتراضات مثل SFR (H). يمكن الاستدلال على معايرات الخطوط الأخرى من تلك الخاصة بـ H و Br ونسب الانبعاث المنشورة في Osterbrock & amp Ferland (2006).

خطوط إعادة التركيب ذات الأطوال الموجية الأطول من النظام البصري ، مع تقديم ميزة الحساسية الأقل لتوهين الغبار ، لها عيب مزدوج يتمثل في كونها أكثر خفوتًا بشكل تدريجي وأكثر حساسية للظروف الفيزيائية للغاز ، وخاصة درجة الحرارة ، فهذه عواقب طبيعية لاحتمالات الانتقال وظروف التوازن الحراري على التوالي. يبلغ لمعان Br حوالي 1/100 من ذلك عند H ، ويتغير بحوالي 35٪ لـ تيه في النطاق 5000-20000 كلفن ، وبواسطة

4٪ للكثافة في النطاق نه = 10 2-10 6 سم -3. بالنسبة إلى Br (4.05.4) µم) ، الاختلافات هي 58٪ و 13٪ للتغييرات في تيه و نه، على التوالى. حساسية Br و Br to تيه هو عامل 2.4 و 3.9 أكبر ، على التوالي ، من إل(ح).

مرافق الراديو والملليمتر الجديدة أو المحسّنة بشكل كبير مثل ألما (مصفوفة أتاكاما كبيرة المليمتر / أقل من المليمتر) أو EVLA (المصفوفة الكبيرة جدًا الموسعة) تفتح النافذة لاستكشاف خطوط المليمتر و / أو إعادة التركيب الراديوي كطرق لقياس SFR دون عوائق بتأثيرات توهين الغبار ، وإن كان ذلك باستخدام خطوط ضعيفة للغاية في جوهرها. سأشير بشكل تراكمي إلى RRLs جميع خطوط المليمترات (الفرعية) وخطوط إعادة التركيب اللاسلكي من مستويات كمية الهيدروجين ن & GT 20. بأرقام كم عالية (ن & gt 80-200 ، اعتمادًا على كثافة الإلكترون) ، أي عند أطوال موجية تبلغ بضعة سنتيمترات أو أكثر ، لم يعد الانبعاث المحفّز مهملاً ويضيف معلمات إضافية في التعبير عن لمعان الخط (براون وآخرون. 1978). حتى داخل النظام الذي لا يمثل فيه الانبعاث المحفّز مصدر قلق ، فإن لمعان الخط يعتمد على درجة حرارة الإلكترون ، مما ينتج SFR (RRL) تيه 0.7 (جوردون وأمبير سوروتشينكو 2009). هذا يترجم إلى تباين في شدة الخط لعامل 2.6 لـ تيه في النطاق 5000-20000 ك.

يعتمد النهج التقليدي لقياس درجة حرارة الإلكترون من خط الراديو إلى نسبة الاستمرارية على افتراض أن السلسلة الكامنة هي انبعاث حر. المستوى الحقيقي للانبعاثات الحرة من مجرة ​​، أو من منطقة تشكل نجمية كبيرة مدمجة في مجرة ​​، يجب فصلها بعناية عن كل من انبعاث الغبار (السائد & lt 2-3 مم) وانبعاث السنكروترون (السائد & GT 1- 3 سم ، حسب المصدر). في كثير من الأحيان ، يتم استخدام الملاحظات متعددة الأطوال الموجية لتحقيق ذلك (على سبيل المثال ، Murphy وآخرون. 2011) ، وأضف طبقة إضافية من التعقيد لاستخدام SFR (RRL). لا يزال العمل الاستكشافي مستمرًا لاختبار مدى كفاءة اكتشاف RRLs في المجرات الخارجية (على سبيل المثال ، Kepley وآخرون. 2011) ، وما هي الميزة التي يمكن أن يجلبوها بالنسبة إلى الأساليب الكلاسيكية والفعالة. إذا تبين أن النظام عالي الكثافة والغبار المحجوب هو المكان المناسب الرئيسي لهذه الكاشفات (يون 2008) ، فسيلزم موازنتها بعناية مقابل SFR (IR) ، في ضوء التأثير الثقيل المحتمل لـ امتصاص الغبار بواسطة Lyc.

الانبعاث الحر من المجرات أو المناطق نفسها هو متتبع SFR ، كونه نتاج تفاعل Coulomb بين الإلكترونات والأيونات الحرة في التوازن الحراري. الاعتماد على درجة حرارة الإلكترون لتتبع SFR هذا ، SFR (صص) تيه -0.45 (Condon 1992) ، هو أقل من ذلك الخاص بـ SFR (RRL) ، مما يعني أنه أقل من عامل تغيير اثنين لعامل أربعة تباين تيه. تم تقديم معايرة SFR (ff) بما يتوافق مع اختيارنا لصندوق النقد الدولي في Murphy وآخرون. (2011).

لن تتم مناقشة مقتفعات SFR التي تستخدم انبعاث خط معدني محظور في هذه المراجعة ، لأنها تعاني من نفس القيود مثل خطوط إعادة تركيب الهيدروجين ، ولها تبعيات إضافية على المحتوى المعدني وظروف التأين لمجرة أو منطقة. تم العثور على مراجعة في Kennicutt (1998) ومعايرة حديثة في Kennicutt وآخرون. (2009).

أدت ضرورة التقاط كل من تكوين النجوم المحجوب بالغبار وغير المحجوب إلى صياغة مؤشرات SFR التي تحاول استخدام أفضل الصفات لكل مؤشر أعلاه. تعوض هذه الميزة عن العيب الطفيف المتمثل في الاضطرار إلى الحصول على مقياسين عند طولين موجيين منفصلين بشكل واسع: أحدهما يقيس الضوء النجمي المباشر والآخر يقيس الضوء المعالج بالغبار. تمت معايرة هذه المؤشرات المختلطة تجريبياً عبر الماضي

5-7 سنوات ، باستخدام مجموعات من البيانات من الفضاء والأرض (على سبيل المثال ، Calzetti وآخرون. 2005 ، 2007 كينيكوت وآخرون. 2007 ، 2009 ليو وآخرون. 2011 هاو وآخرون. 2011) ، وعادة ما يتم التعبير عنها على النحو التالي:

مع SFR (1, 2) في م سنة -1. 1 عادة ما يكون طول موجي يسبر الضوء النجمي المباشر (على سبيل المثال ، جالكس FUV عند 0.153 µم) أو أجهزة تتبع الغاز المؤين (على سبيل المثال ، H) ، و 2 هو الطول الموجي أو نطاق الأطوال الموجية حيث يسود انبعاث الغبار (على سبيل المثال ، 24 µم ، 25 µم ، TIR ، إلخ). ثابت ج(1) هي معايرة مسبار الضوء النجمي المباشر ، غالبًا ما يتم اشتقاقه من النماذج (انظر الجدول 1.1). اللمعان إل(1)Obs و إل(2)Obs هي في وحدات erg s -1 وهي ملاحظ اللمعان (أي غير مصحح لتأثيرات توهين الغبار أو تأثيرات أخرى). ثابت التناسب أ2، يكتب يعتمد على كل من متتبع انبعاث الغبار المستخدم وما إذا كانت المعايرة للاستخدام المحلي أو العالمي (النوع = محلي ، عالمي). ترجع هذه الخاصية الأخيرة إلى حساسية انبعاث الغبار للتسخين من مجموعة واسعة من المجموعات النجمية (انظر القسم 1.2.1.2). يرد مثال لمعايرة مؤشر مختلط في الشكل 1.2.

يلخص الجدول 1.2 بعض المعايرات المنشورة من المراجع أعلاه ، ويمكن العثور على مجموعة كاملة من المعايرات العالمية في المراجعة الأخيرة التي أجراها Kennicutt & amp Evans (2012). تُظهر المعايرات المحلية قيمًا أعلى منهجية لـ أ2، يكتب من العالمية. في 24-25 µم أ24 ، محلي / أ25 ، عالمي

1.55 لا يمكن أن يعزى هذا الاختلاف إلى الفرق بين إل(24) و إل(25) ، والتي تبلغ حوالي 2٪ عادةً (Kennicutt وآخرون. 2009 كالزيتي وآخرون. 2010). الكسر الأكبر 24 µقد يعكس الانبعاث m الذي يحتاج إلى إضافته إلى FUV أو H في قياسات SFR المحلية ببساطة حقيقة أن المناطق داخل المجرات تستكشف التجمعات النجمية على فترات زمنية أقصر (

100 Myr أو أصغر) من قياسات SFR العالمية (& gt many Gyr). يتتبع انبعاث الغبار هذا الاختلاف وفقًا لذلك (Kennicutt وآخرون. 2009). من الجدول 1.1 ، تبلغ نسبة ثوابت المعايرة لـ SFR (TIR) ​​عند 100 Myr و 10 Gyr 1.75 ، بالقرب من القيمة المرصودة 1.55. الاختلافات في متوسط ​​درجة حرارة الغبار ، والتي من المرجح أن تعزز إل(24) في مناطق شبه المجرة ، قد تكون مسؤولة عن التناقض المتبقي.

مؤشرات SFR القائمة على الراديو غير الحراري (السنكروترون) وانبعاثات الأشعة السينية تمثل طرقًا غير مباشرة أكثر لسبر تكوين النجوم في المجرات.

في حالة انبعاث السنكروترون ، فإن الآلية الأساسية هي إنتاج الأشعة الكونية وتسريعها في انفجارات المستعر الأعظم نظرًا لأن معدل المستعر الأعظم يرتبط ارتباطًا مباشرًا بـ SFR ، يجب أن نكون قادرين على استخدام لمعان السنكروترون كبديل لـ SFR. ومع ذلك ، هناك تعقيد إضافي يتمثل في أن اللمعان غير الحراري لا يعتمد فقط على متوسط ​​إنتاج الأشعة الكونية لكل مستعر أعظم ، ولكن أيضًا على المجال المغناطيسي للمجرة (على سبيل المثال ، Rybicki & amp Lightman 2004). يتم مساعدة حالة SFR (المزامنة) من خلال ارتباط راديو IR المعروف (على سبيل المثال ، Yun وآخرون. 2001): إذا كان IR مرتبطًا بكل من SFR وانبعاث الراديو ، فإن SFR والإرسال الراديوي مرتبطان ببعضهما البعض. لا يمكن اشتقاق معايرات SFR (المتزامنة) إلا تجريبيًا (Condon 1992 Schmitt وآخرون. 2006 مورفي وآخرون. 2011) ، نظرًا لتعقيد العلاقة بين SFR والآلية الفيزيائية الأساسية ، يمكن العثور على اشتقاق حديث يتوافق مع صندوق النقد الدولي في Murphy (2011).

توجد علاقة غير مباشرة مماثلة بين سطوع الأشعة السينية و SFR. في المجرات المكونة للنجوم ، يتم إنتاج لمعان الأشعة السينية بواسطة ثنائيات الأشعة السينية ذات الكتلة العالية ، والنجوم الضخمة ، والمستعرات الأعظمية ، ولكن توجد أيضًا مساهمات غير مهملة من ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة. لا ترتبط الأخيرة ارتباطًا مباشرًا بتشكيل النجوم الحديث ، وتمثل مصدر عدم اليقين في معايرة SFR (الأشعة السينية). نظرًا لصعوبة تحديد التردد والسطوع الجوهري لكل مصدر من مصادر الأشعة السينية (المرتبط أو غير المرتبط بتكوين النجوم الحالي) من المبادئ الأولى ، تم اشتقاق معايرات SFR (الأشعة السينية) تجريبيًا ، وتم إعطاء أمثلة في Ranalli وآخرون. (2003) ، و Persic & amp ؛ Raphaeli (2007) ، و Mineo وآخرون. (2012). يجب توخي الحذر عند مقارنة هذه المعايرات المنشورة ، التي تم الحصول عليها من Salpeter IMF ، مع تلك المذكورة في هذا الملخص ، والتي تستند إلى Kroupa IMF.

جميع المعايرات المدرجة في هذا القسم تفترض ضمنيًا أن صندوق النقد الدولي النجمي ثابت في جميع البيئات ويعطى بواسطة تعبير قانون القوة المزدوجة (Kroupa 2001):

أين (م) هو عدد النجوم بين م و م + د. لا يختلف التوزيع الكتلي النجمي والكتلة النجمية الإجمالية الناتجة عن هذا التعبير اختلافًا كبيرًا عن تلك الناتجة عن التعبير اللوغاريتمي الطبيعي الذي اقترحه شابرييه (2003). ينتج تعبير Kroupa IMF عددًا أصغر من النجوم منخفضة الكتلة من Salpeter (1955) IMF ، والذي تم تمثيله عادةً بقانون قوة واحد مع ميل -2.35 بين 0.1 و 100 م . نظرًا لأن غالبية مؤشرات SFR تتبع النجوم الضخمة ، يمكن تحويل المعايرة القائمة على Kroupa IMF إلى معايرة باستخدام Salpeter IMF ببساطة عن طريق ضرب ثابت المعايرة بـ 1.6.

الافتراض القائل بأن صندوق النقد الدولي ثابت وعالمي له ما يبرره من خلال العديد من نتائج المراقبة ، على الرغم من أن هذه النتائج غير مؤكدة بشكل عام ، خاصة في النهاية ذات الكتلة العالية (مراجعة باستيان وآخرون. 2010). لا تزال هناك إمكانية للاختلاف في بعض البيئات المتطرفة (من حيث الكثافة ، أو SFR ، أو غيرها) ، وقد قدم العديد من المؤلفين المختلفين الحجج المؤيدة والمعارضة للتغيرات. لقياس تأثير افتراض مختلف من صندوق النقد الدولي على معايرات SFR لدينا ، يمكننا اعتماد Kroupa IMF المعدل ، مع ضبط الكتلة النجمية القصوى على 30 م ، بدلاً من 100 م . تم سرد ثوابت المعايرة الجديدة ، للمقاييس الزمنية المحددة ، في الجدول 1.1. تتغير الثوابت حسب العوامل 1.4 و 1.5 و 5.6 لـ SFR (UV) و SFR (TIR) ​​و SFR (H) على التوالي. التغيير في معايرة H هو الأكبر على الإطلاق ، فهو أكبر من الأشعة فوق البنفسجية بمعامل أربعة ، وذلك ببساطة لأن انبعاثات الأشعة فوق البنفسجية الكبيرة تنتج عن النجوم وصولاً إلى

5 م ، ولكن يتم إنتاج تدفق الفوتون المؤين بشكل كبير فقط بواسطة النجوم ذات الكتلة الأكبر من

20 م . بالإضافة إلى ذلك ، يستغرق الأمر وقتًا أطول قليلاً (10 Myr للحد الأقصى للكتلة وهو 30 م مقابل 6 Myr مقابل 100 م ) حتى تصل الفوتونات المؤينة إلى قيمتها المقاربة. تتشابه التغييرات في ثوابت معايرة UV و TIR مع بعضها البعض.

على عكس النتائج التي تمت مناقشتها للتو ، فإن يعني الكتلة النجمية لصندوق النقد الدولي Kroupa هي & lt م & GT

0.6 م ، مع اختلاف أقل من 10٪ بين استخدام 100 م أو 30 م كحد أقصى للكتلة النجمية. وهذا يجعل أدوات التتبع القائمة على متوسط ​​الكتلة النجمية للنظام (المعادلة 1.1) أكثر قوة من تلك التي تعتمد على تتبع النجوم الأكثر ضخامة.

حتى إذا كان صندوق النقد الدولي عالميًا ، فقد تظهر الأنظمة الفردية خروجًا عن هذا الشرط ، بناءً على الحجج البسيطة لأخذ العينات.

إذا أخذنا في الاعتبار كتلة نجمية صغيرة جدًا وحيدة العمر ، فيمكننا أن نسأل ما هو الحد الأدنى من الكتلة الذي تحتاجه هذه المجموعة بحيث يكون نجمًا واحدًا على الأقل بكتلة 100 م لقد تكون. الكتلة 2.8 & # 215 10 5 م ، وهي قيمة كبيرة ، يتم تحقيقها فقط من خلال بعض التجمعات النجمية الأكثر ضخامة المعروفة. على سبيل المقارنة ، إذا كان الحد الأقصى للكتلة النجمية هو 30 م ، أخذ عينات كاملة من صندوق النقد الدولي ، مما يعني أن واحدًا على الأقل 30 م يتكون النجم من كتلة عنقودية تبلغ 1.7 & # 215 10 4 م .

في ظل هذه الظروف ، ليس من غير المألوف أن الدراسات التي تتضمن SFR منخفضة ، إما لأن المنطقة المدروسة صغيرة و / أو غير فعالة في تكوين النجوم ، أو لأن المجرة تحتوي على نسبة منخفضة من SFR بشكل عام ، تخضع لتأثيرات أخذ العينات العشوائية ، أي ، صندوق النقد الدولي الممتاز هو عشوائيا ، وليس بشكل كامل ، عينات. يكون تأثير أخذ العينات العشوائية أعلى بالنسبة للنجوم الأكثر ضخامة ، نظرًا لوجود نجوم أقل كتلة نسبيًا من النجوم منخفضة الكتلة. من تعبير Kroupa IMF أعلاه ، 11٪ فقط من جميع النجوم ، من حيث العدد ، لها كتل أعلى من 1 م ، على الرغم من أن هذه النجوم تمثل 56٪ من الكتلة الكلية.

يكون لأخذ العينات العشوائية تأثير أكبر على متتبعات الفوتونات المؤينة أكثر من تأثيره على متتبعات الضوء المستمر للأشعة فوق البنفسجية ، لنفس السبب الذي يمتلكه الحد الأعلى المنخفض للكتلة النجمية. يظهر الدليل الواضح على ذلك من خلال ما يسمى بأقراص المجرات الممتدة للأشعة فوق البنفسجية (XUV) ، كما كشف عنها جالكس. تم استبدال الفرضية الأصلية القائلة بأن أقراص XUV هذه ، الساطعة في الأشعة فوق البنفسجية ولكنها باهتة في H ، يمكن أن تكون بسبب IMFs الغريبة (على سبيل المثال ، القصور في النجوم عالية الكتلة) باكتشاف أن IMF تم أخذ عينات عشوائية في هذه SFR المنخفضة. مناطق (جودارد وآخرون 2010 كودا وآخرون. 2012). نماذج Cervi & # 241o وآخرون. (2002) ، الذي أعيد تطبيعه إلى Kroupa IMF (المعادلة 1.12) ، يُظهر أن الكتلة النجمية ذات الكتلة

1 × 10 4 م سيخضع لأخذ عينات عشوائية كافية بحيث يمكن توقع انتشار كبير يصل إلى 20٪ في تدفق الفوتون المؤين المقاس. يزداد التبعثر بشكل كبير لتقليل كتلة الكتلة ، ويصبح كبيرًا مثل 70٪ لكتلة الكتلة

1 × 10 3 م . هذا يفرض قيودًا عملية على SFR 0.001 م سنة -1 لاستخدام مؤشرات SFR على أساس تدفق الفوتون المؤين إذا كان هناك رغبة بنسبة 20 ٪ أو أقل من عدم اليقين ، يتم الحصول على قيمة عدم يقين مماثلة للأشعة فوق البنفسجية عند SFR 0.0003 م سنة -1 ، أو أقل بحوالي 3.5 مرة من استخدام متتبعات الفوتونات المؤينة (Lee وآخرون. 2009, 2011). *****


شاهد الفيديو: وحدات التركيز %,ppm, وقوانين التخفيف- الجزء الاول (سبتمبر 2022).


تعليقات:

  1. Kazrakazahn

    برافو ، لديك فكرة رائعة

  2. Samulabar

    لقد تمت زيارتك بفكرة ممتازة

  3. Tura

    يا لها من فكرة جميلة

  4. Han

    أنا قلق أيضًا بشأن هذا السؤال.

  5. Akinoramar

    شكرا جزيلا للمساعدة في هذا السؤال.



اكتب رسالة